detección de planetas por imagen directa 1.¿por qué se buscan ? 2.¿cómo se pueden detectar? 3....
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Detección de planetas por imagen directa
1. ¿Por qué se buscan ?2. ¿Cómo se pueden detectar?
3. Limitaciones4. Ejemplos
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¿planetas?
- Planetas orbitando una estrella (análogos al sistema solar)
- Masas < 13 Mjup (sin reacciones nucleares)
¿Por qué los buscamos?
- ¿Cómo se forman los sistemas planetarios?
- Comparar las propiedades observacionales con los modelos de formación planetaria
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¿Qué planetas podemos estudiar con distintas técnicas?
AO imagingPopulation of BD/planets in large orbitsCharacterize the atmospheres of the objects
Targets: Late-type Field stars
~planet massorbital parameters
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Imagen Directa de Compañeros subestelares
- Gran superficie colectora- Gran contraste- Resolución espacial(límite de difracción)
Imagen directa
estrella
Planeta
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- Los planetas jóvenes emiten luz propia - Son objetos fríos – más brillantes en el IR que en el óptico - Cuanto menos luminosa sea la estrella central, mejor contraste
Imagen directa: contraste
7
log t
8 9
M primary (Msun)
△K(mag)
1.0 7.5
0.5 6.6
0.1 4.3
10 MJup @ 10 Myr
- Búsqueda de planetas alrededor de estrellas jóvenes y de últimos tipos (G-M)
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Imagen Directa: Resolución espacial
Lambda HST (D=2.2m)
VLT (D=8.2m)
K-band (2.2 mic) 0.25’’ 0.067’’
Límite de difracción = 1.22
€
λD
Resolución espacial
50pc [AU]
140pc [AU]
12.5 35
50pc [AU]
140pc [AU]
3.35 9.38
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- Telescopios terrestres: No trabajan en el límite de difracción!!! (en el óptico e IR cercano)
-La atmósfera terrestre determina la calidad de las imágenes que tomamos desde telescopios terrestres …hablamos del ’seeing’
PERO…
Seeing?…- Es el resultado de tener una astmósfera turbulenta.
- mejores noches ~ 0.5 arcsec (óptico), mejor en el infrarrojo~0.3 arcsec.(valores muy altos comparados con los límites de difracción)
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Óptica Adaptativa• Técnica que permite observar cerca del límite de
difracción desde telescopios terrestres.• Corrige en tiempo real las distorsiones del frente de
onda que llega al telescopio
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Óptica Adaptativa
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Óptica Adaptativa
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Resumiendo…
- Estrellas jóvenes y cercanas
- Telescopios con D > 8m y óptica adaptativa
¿Qué más?
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Técnicas que mejoran el contraste
Coronografía
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Técnicas que mejoran el contraste
Desventajas:
- Speckle noise (se pierden los objetos cercanos a la estrella)
- PSF-subtraction
- PSF-star no se observa simultáneamente
DH Tau
Neuhauser et al. 2005 Chauvin et al. 2005
2M1207
100 AU
Brandner et al. 2001
1. Imagen tradicional + PSF-subtraction
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SDI (Simultaneous Differential Imager)
- Banda de Metano: típica de objetos subestelares fríos (Tipo T, 1200K)
- Cuanto más frío es el objeto, más intensa es la absorción.
1.62
1.60
1.57
Técnicas que mejoran el contraste
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Biller et al. 2006
SCR 1845-6357
NACO/SDI: resultados científicos
Enana marrón alrededor de una estrella muy cercana (d ~3.85 pc)
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- Detección de candidatos
Detección de Objetos subestelares (hasta 2007)
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Imagen directa: Metodología
1. Primera Imagen: se identifican candidatos subestelares comparando la fotometría con trazas evolutivas.
Separación y PA.2. Segunda Imagen (1-2 años más tarde) para confirmar que los
candidatos no son objetos del fondo del cielo (common proper motion pairs)
3. Caracterización espectroscópica
Selección de estrellas jóvenes, cercanas.- Brillantes (V<16 mag o K<13) para utilizar el sistema de óptica adaptativa.- Movimientos propios.
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Compañeros subestelares confirmados
• Los compañeros subestelares detectados se encuentran a separaciones entre 100-1000 AU.
~100 AU ~ 330 AU~ 260 AU ~795 AU~475 AU
HN PegHD3651DH TauAB PicNeuhauser et al. 2004Itoh et al. 2005Chauvin et al. 2005Burgasser et al. 2005 Luhman et al. 2007
● 1 objeto de masa planetaria: sep~60 AU
● No hay planetas o enanas marrones a separaciones < 50 AU No >2 MJup a sep. 45-200 AU
No >4 MJup a sep. 20-40 AU
No >5 MJup a sep > 15 AU
Lafreniere et al. 2007Kasper et al. 2007Biller et al. 2006Masciadri et al. 2005
Chauvin et al. 2005
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