Download Detección de planetas por imagen directa

Detección
de
planetas
por
imagen
directa
1.  ¿Por
qué
se
buscan
?
2.  ¿Cómo
se
pueden
detectar?
3.
Limitaciones
4.
Ejemplos
¿Por
qué
los
buscamos?
‐ 
¿Cómo
se
forman
los
sistemas
planetarios?
‐
Comparar
las
propiedades
observacionales
con
los
modelos
de
formación
planetaria
¿planetas?
‐
Planetas
orbitando
una
estrella
(análogos
al
sistema
solar)
‐
Masas
<
13
Mjup
(sin
reacciones
nucleares)
¿Qué
planetas
podemos
estudiar
con
distintas
técnicas?
AO
imaging
Population
of
BD/planets
in
large
orbits
Characterize
the
atmospheres
of
the
objects
Targets:
Late‐type
Field
stars
~planet
mass
orbital
parameters
Imagen
Directa
de
Compañeros
subestelares
Planeta
estrella
Imagen
directa
- Gran superficie colectora
- Gran contraste
- Resolución espacial
(límite de difracción)
Imagen
directa:
contraste
‐
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
10
MJup
@
10
Myr
7
8
9
M primary
(Msun)
△K
(mag)
1.0
7.5
0.5
6.6
0.1
4.3
log
t
‐
Búsqueda
de
planetas
alrededor
de
estrellas
jóvenes
y
de
últimos
tipos
(G‐M)
Imagen
Directa:
Resolución
espacial
Límite
de
difracción
=
1.22
λ
D
Resolución
espacial
Lambda
K‐band
(2.2
mic)
HST
(D=2.2m)
0.25’’
€
50pc 140pc
[AU]
[AU]
VLT
(D=8.2m)
50pc 140pc
[AU]
[AU]
12.5
0.067’’
3.35
35
9.38
PERO…
‐
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’
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)
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
Óptica
Adaptativa
Óptica
Adaptativa
Resumiendo…
‐ 
Estrellas
jóvenes
y
cercanas
‐ 
Telescopios
con
D
>
8m
y
óptica
adaptativa
¿Qué
más?
Técnicas
que
mejoran
el
contraste
Coronografía
Técnicas
que
mejoran
el
contraste
1.
Imagen
tradicional
+
PSF‐subtraction
2M1207
100
AU
DH
Tau
Neuhauser
et
al.
2005
Chauvin
et
al.
2005
Desventajas:
‐
Speckle
noise
(se
pierden
los
objetos
cercanos
a
la
estrella)
‐
PSF‐subtraction
‐
PSF‐star
no
se
observa
simultáneamente
Brandner
et
al.
2001
Técnicas
que
mejoran
el
contraste
SDI
(Simultaneous
Differential
Imager)
1.57
1.60
‐
Banda
de
Metano:
típica
de
objetos
subestelares
fríos
(Tipo
T,
1200K)
‐
Cuanto
más
frío
es
el
objeto,
más
intensa
es
la
absorción.
1.62
NACO/SDI:
resultados
científicos
SCR
1845‐6357
Biller
et
al.
2006
Enana
marrón
alrededor
de
una
estrella
muy
cercana
(d
~3.85
pc)
Detección
de
Objetos
subestelares
(hasta
2007)
‐ 
Detección
de
candidatos
Imagen
directa:
Metodología
Selección
de
estrellas
jóvenes,
cercanas.
‐
Brillantes
(V<16
mag
o
K<13)
para
utilizar
el
sistema
de
óptica
adaptativa.
‐
Movimientos
propios.
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
Compañeros
subestelares
confirmados
•  Los
compañeros
subestelares
detectados
se
encuentran
a
separaciones
entre
100‐1000
AU.
AB
Pic
~100
AU
~
260
AU
DH
Tau
~
330
AU
HD3651
~475
AU
●
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
HN
Peg
Neuhauser
et
al.
2004
Itoh
et
al.
2005
Chauvin
et
al.
2005
Burgasser
et
al.
2005
Luhman
et
al.
2007
~795
AU
Chauvin
et
al.
2005
Lafreniere
et
al.
2007
Kasper
et
al.
2007
Biller
et
al.
2006
Masciadri
et
al.
2005
Descubrimientos
más
recientes
A0,
100‐200
Myr
3Mjup
5‐13Mjup
A0,
39.4pc,
30‐100
Myr
HR8799
(Marois
et
al.
2009)
Lagrange
et
al.
2009
(Kalas
et
al.
2009)
‐ 
Estrellas
de
masa
intermedia
(A‐type)
‐ 
Tienen
discos
más
masivos
1
Candidato
alrededor
de
Beta
Pic