AST 0111

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Propiedades de objetos del sistema solarOBJECT ORBIT PERIOD MASS RADIUS MOONS ROTATION

AU yrs EARTH EARTH number days

Sun --- --- 332000 109 --- 25,8Mercury 0,4 0,24 0,06 0,38 0 59Venus 0,7 0,62 0,81 0,95 0 -243Earth 1,0 1,0 1,0 1,0 1 1,0

Moon 1.0 --- 0,01 0,27 --- 27,3Mars 1,5 1,9 0,11 0,53 2 1,0Asteroid Belt 1,8-4,5 3-5 <0,0001 (105) <0,01 10-30% ~0,1-1,0

Ceres 2,8 4,7 0,0002 0,07 0 0,38Jupiter 5,2 11,9 318 11,2 64+ 0,41Saturn 9,5 29,5 95 9,5 62+ 0,43Uranus 19,2 84 15 4,0 15+ -0,69Neptune 30,1 165 17 3,9 8+ 0,72Kuiper Belt 30-50 >200 <0,01 (100xAB) <0,5 --- ---

Pluto 30-49 249 0,0022 0,18 1 -6,4Eris 38-100 557 0,0027 0,27 1 1,1

Halley 0.6-35 76 0,00001 0,001 0 ---Oort Cloud 2k-100k >1000 <0,0001 (1012) ~0.0001 --- ---

Formación del sistema solar

200,000 AU 10,000 AU 500 AU

100 AU 100 AU 50 AU

Diagrama esquemático de cuando el sol estaba en etapa de formación. Aun no hay planetas. Gases livianos son calentados y expulsados hacia las partes exernas del sistema solar. Ese será el origen de los cometas.

Fase Protoestrella / T-tauri

Formación de planetas terrestres durante etapa pre secuencia ppal.

Pistas dadas por otras estrellas

Evolución del sistema solar a futuroEl sol se calentará gradualmente, convirtiendo a la Tierra en una especie de Venus, y a Marte en un lugar con agua líquida. La zona habitable se correrá a mayores distancias del Sol.

En unos 5000 millones de años, el Sol se convertirá en una Gigante roja.

Eventualmente se liberará de sus capas exteriores y continuará viviendo como una enana blanca.

épocade altobombardeo

Sol joven y débil.

Qué es la vida? Concepto difícil de definir. • Células con patrones ordenados? ADN? • Crecimiento y desarrollo? Se requieren nutrientes... • Reproducción? • Uso de energía? • Respuesta al ambiente? • Requiere líquido (ejemplo: agua)? • Adaptación evolucionaria?

Hay que definir “vida” con cuidado.

Puede haber migrado la vida a la Tierra?

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Qué significa habitabilidad para nosotros?

• Temperatura adecuada• Agua líquida• Aire• Luz para temperatura agradable y

para “ver”• Escudo de radiación• Escudo de asteroides

Qué afecta la temperatura?• Queremos temperaturas que permitan agua

líquida en la superficie de un planeta

1. Temperatura de la estrella2. Distancia a la estrella3. Forma de la órbita del planeta: no muy elíptica4. Atmósfera planetaria: gases efecto invernadero

• Esto da forma a la zona habitable de una estrella

Zona habitable para varios tipos de estrella

La zona habitable es aquella donde se espera que haya agua líquida en la superficie de un planeta (Kasting, Whitmire and Reynolds, 1993)

Buscando planetas habitables Ecuación de Drake N = R* fp ne fl fi fc fL

N = número de civilizaciones R* = tasa de formación de estrellas adecuadas

– único término bien conocidofp = fracción de esas estrellas con planetas.

-- cada vez hay mas evidencia que esto es comúnne = Número de planetas “terrestres” alrededor de cada una de estas estrellas (aun desconocido)fl = fracción de esos planetas donde se da la vida fi = la fracción de estos donde se da vida inteligentefc = la fracción de estos últimos donde se desarrolla comunicación via ondas electro-magnéticas L = vida media de civilización comunicativa (aun desconocido…)

Definiciones básicas para planetas extrasolares

• Objetos que no tienen fusión nuclear en su interior (menos de 13 masas de Júpiter para metalicidad solar). A veces, por errores en masa y metalicidades regularmente altos, el límite se fija en 20 o 25 MJ.

• Masa mínima para planeta extrasolar debe ser la misma que para planetas en nuestro sistema solar.

• El objeto debe orbitar una estrella (o remanente) sin importar cómo se formó. Objetos libres en cúmulos estelares que cumplan con los límites de masa no son “planetas”, si no sub-enanas marrones.

Métodos para encontrar planetas extrasolares (~1700 hasta ahora)Method Derive Mass Limit Status Pulsar Timing τ ; mp/Ms Lunar Successful (15)

Radial Velocity τ ; mp *sin I ; e super-EarthSuccessful (682) Astrometry τ ; mp ; a ; Ds

Ground sub-Jupiter In development Space super-EarthUnder study

Transit Photometry τ ; Αp ; a ; I ; Ds ; Successful (942) Ground atm comp. sub-Jupiter numerous groups Space sub-Jupiter HST, Spitzer, Space sub-EarthCoRoT, Kepler

Reflection Photo. τ ; albedo*Ap ; a ; Space atm comp. sub-Jupiter Kepler

Microlensing: f(m,Ms ,r,Ds,DL ) Ground super-EarthOGLE (20)

Direct Imaging τ ; albedo*Ap ; a ; I ; Successful (30) Space e ; Ds ; atm comp. Earth numerous groups

(Source: http://exoplanet.eu/)τ=period, a=semi-major axis, mp=planet mass, Ap=planet area, I=orbit inclination, e=eccentricity, Ds=distance to star

HR 8799

Ejemplos:

Tamaños esperados para distintos tipos de planetas

Misión Kepler

http://archive.stsci.edu/kepler/

42 CCDs = 95 Mpixsolo 5% de los pixeles se envían a Tierra

Lanzado en 2009 (3.5 años)espejo de 1.4m y campo=105 deg2

Fotometría precisa (20ppm)monitorea >145,000 estrellas

planet candidates

http://archive.stsci.edu/kepler/

Más de 4900 hasta Octubre 2015

Frontera de exoplanetas en temperatura superficial y masa.

Porqué son mejores las estrellas pequeñas (tipo M) para buscar planetas extrasolares?

A. Estrellas tipo M tienen más chances de tener planetas pequeños (terrestres)

B. Estas estrellas tienen una zona habitable mas compacta (0.1 AU) C. tienen menos masa (0.1 MSol) D. tienen vidas más largas (~13 Gyrs) E. son las más abundantes en nuestra galaxia.

Conceptos clave:Cuál es la teoría de formación del sistema solar? Qué evidencia hay a su favor?El sistema solar siempre está evolucionando.Qué es la vida? Podemos definirla?Qué características de la Tierra son importantes para la vida? Cómo se relaciona esto con lo que podríamos considerar como un planeta habitable?Qué puede afectar la zona habitable? Masa de la estrella, composición, evolución, distancia del planeta, dinámica, migración, etc.Usar la ecuación de Drake para tratar de cuantificar la existencia de vida comunicativa. Qué tan bien se conocen sus parámetros?Cómo buscamos planetas? Cómo hacemos para saber sus propiedades?

Formación y búsqueda de planetas