domingo, octubre 11, 2009

Frontiers and Controversies in Astrophysics (I) - Planetas extrasolares

Open Yale courses
ASTR 160 - Frontiers and Controversies in Astrophysics
Professor Charles Bailyn



Es increíble todo lo que se puede llegar a encontrar en internet. Hace un tiempo encontré los cursos online de Yale, entre los cuales había uno excelente sobre astronomía, “Fronteras y controversias en astrofísica”. Una propuesta interesantísima centrada en tres temas sobre los cuales hay poco o nada de material didáctico, ya que son temas de desarrollo actual. Los tres bloques son:


*Planetas extrasolares
*Agujeros negros
*Energía oscura


Hoy en la primera entrega sobre el curso hago un resumen sobre el primer tema, los planetas extrasolares.

Como era de esperarse, tratándose de mecánica orbital, la primera parte del curso se centra en la tercera ley de Kepler, que en una de sus formas se puede expresar como:

a³ = P².M (1)

Siendo a= semieje mayor de la órbita elíptica, en unidades [UA=unidad astronómica=1,5E11m]
P= período orbital en unidad [año]
M= masa en unidad [masa solar=2E30 kg]

El problema principal en la detección directa de planetas extrasolares no es el hecho de que su brillo sea muy débil (que lo es), sino que su separación de las estrellas es muy pequeña. Por pequeña se entiende la separación angular en nuestro cielo; esto es: debido a la gran distancia a la que se encuentran otras estrellas, las distancias orbitales se transforman en pequeñísimos ángulos de centésimas de arcosegundo en la esfera celeste, incluso para las estrellas más cercanas.

Descartando entonces la observación directa como medio para detectar planetas extrasolares, una de las primeras técnicas utilizadas, y probablemente la más exitosa hasta el momento, fue el método de velocidades radiales.

Este método se basa en dos principios fundamentales de la física:
-La segunda ley de Newton (acción y reacción)
-Conservación de momento (masa x velocidad)

Vp.Mp = Ve.Me
(2)

Vp = velocidad del planeta
Mp = masa del planeta
Ve = velocidad de la estrella
Me= masa de la estrella

De ese modo, a pesar de ser la masa de la estrella mucho más grande que la del planeta, y por consiguiendo mucho más pequeña la velocidad de la estrella Ve que la del planeta Vp, resulta Ve detectable. Es decir, es posible medir el efecto que causa el planeta en la velocidad de la estrella.

Pero cómo deberíamos esperar que sean otros sistemas solares? Hasta hace poco sólo había una referencia, nuestro sistema solar, que obviamente es el que mejor conocemos. Una interpretación posible basada en su observación es la siguiente:
-Los planetas se forman de un disco de material que rodea al sol, compuesto de mucho gas (H, He), hielos (C,N,O) y un poco de elementos pesados (Si, Fe). En cada “región” o zona diametral del disco se forma un objeto grande por aglomeración.
-En las zonas interiores debido a la temperatura, los hielos y gases se evaporan, por lo que los planetas son sólo rocosos. En zonas exteriores, logran retener hielos y gases, por lo que son más masivos.

La predicción esperable, a confirmar al descubrir nuevos sistemas solares, era que un sistema solar típico estuviera formado por planetas rocosos interiores y gaseosos exteriores, con la línea divisoria más o menos cercana a la estrella, según su luminosidad.

Watch it on Academic Earth


4ta clase - "Discovering Hot Jupiters"

Se puede medir la componente radial de la velocidad de una estrella a través del efecto Doppler en sus líneas de absorción espectrales. El método tiene la limitación para planetas pequeños como la Tierra, ya que la variación ya es demasiado pequeña, pero es efectivo para planetas por ejemplo de la masa de Júpiter o superiores.

Δλ/λ = Vr/C (3)

Δλ, variación de longitud de onda por efecto Doppler
λ, longitud de onda original de la línea espectral
(no importa en que unidades mientras sea la misma unidad de longitud)
Vr= velocidad radial de la estrella
C= velocidad de la luz en vacío.
(idem)

La clave es que al ver el efecto de un planeta orbitando en una estrella, la velocidad radial cambia sinusoidalmente entre un máximo y un mínimo, con un período igual al período orbital del planeta. De hecho, el efecto se conoce hace ya más tiempo la aplicación del efecto para la medición de sistemas binarios o múltiples de estrellas (binarias espectrales). La diferencia en este caso es que las velocidades y masas del objeto en órbita son mucho menores.

En 1995 se confirmó el primer exoplaneta, en la estrella 51 Pegasus. La estrella es muy similar al sol. La siguiente es la curva de velocidad radial en el tiempo que se detectó.

Curva de velocidad radial de 51 Pegasus

Lo inesperado fue que la curva de velocidad mostraba un período orbital de 4 días! Cuando en el sistema solar, el más breve es Mercurio con 88 días. Aún más sorprendente, mediante la ecuación (2) se obtiene una masa de algo menos de la mitad de Júpiter.

Un planeta tan masivo tan cerca de la estrella no sólo fue inesperado, sino que muchos de los descubrimientos subsiguientes fueron similares. Y aunque se puede pensar en un efecto de selección, por ser el tipo de planeta más fácilmente detectable, esto de todos modos afectaba las teorías tradicionales sobre formación planetaria. Bailyn menciona posteriormente el concepto de migración planetaria como posible explicación, pero dejando claro que el tema está abierto a resolver de modo satisfactorio desde un punto de vista teórico.

Entre los diversos descubrimientos de exoplanetas por método de velocidades radiales que se sucedieron, uno fue particularmente interesante. En 1999 se descubrió un planeta orbitando la estrella HD209458. Lo especial en este caso, fue que posteriormente un grupo diferente de astrónomos detectó variaciones en el brillo de la estrella coincidentes con el teórico tránsito del planeta.

Curva de brillo de HD209458

Esto puede ocurrir sólo en una pequeña proporción de los planetas, ya que se tiene que para detectar el tránsito, los planos orbitales tienen que ser coincidentes o casi. Lo importante del caso es que la verificación se daba por un método diferente al de velocidades radiales, ayudando a descartar posibles explicaciones alternativas. De hecho, al igual que con las velocidades radiales, el método de detección por variación de brillo en tránsitos ya se conocía aplicado a sistemas binarios de estrellas.

El uso de diferentes métodos es recomendable, porque en general diferentes métodos favorecen la detección de diferentes tipos de planetas. Un tercer método, también aplicado originalmente en sistemas binarios de estrellas, es la astrometría. Esto es, por movimiento de las estrellas medido directamente como variación angular en el cielo. El problema del método es que es sólo aplicable a estrellas cercanas. Pero a diferencia del método de velocidades radiales, favorece la detección de planetas de órbita grande en lugar de órbitas pequeñas.

Desde la grabación del curso en 2007, hubo más descubrimientos. Por ejemplo, en 2008 se confirmó el primer planeta detectado por imagen directa en espectro visible, Fomalhaut b, algo posible debido a diversas circunstancias favorables, no habituales; por ejemplo, planeta masivo (aprox 3 veces la de Júpiter), órbita grande (115 UA), en una estrella cercana (7,7 pársecs), observado desde el espacio (con el Hubble, elimina la distorsión atmosférica).

Imagen directa de Fomalhaut b tomada por el Hubble

2 comentarios:

Silvi dijo...

Mirá que le pongo onda, pero apenas entiendo por encima.

Anónimo dijo...

Solar eneragy is the future for the world.
[url=http://www.solarcourses.org/]solar courses[/url]