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Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional Discos circunestelares: la cuna de los planetas Agrupación Astronómica de Madrid, 6 junio 2017 Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional Discos circunestelares: la cuna de los planetas Agrupación Astronómica de Madrid, 6 junio 2017 · Aspecto aproximado de nuestra galaxia desde el exterior, con nuestra situación mostrada con un círculo blanco. 100 000 años-luz de diámetro y unos 1000 de grosor (como el tamaño del círculo blanco), de manera que a simple vista ni siquiera nos percatamos de ese grosor (estrellas en todas direcciones). La constelación de Sagitario marca la dirección hacia el centro de la galaxia, con el brazo más brillante (justo encima del punto). Hay nubes moleculares de hidrógeno con emisión H α (rojo), donde se forman las estrellas. Nosotros vemos el disco de la galaxia desde dentro, de perfil.

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Discos circunestelares: la cuna de los planetas Agrupación Astronómica de Madrid, 6 junio 2017

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Discos circunestelares: la cuna de los planetas Agrupación Astronómica de Madrid, 6 junio 2017

· Aspecto aproximado de nuestra galaxia desde el exterior, connuestra situación mostrada con un círculo blanco. 100 000años-luz de diámetro y unos 1000 de grosor (como el tamañodel círculo blanco), de manera que a simple vista ni siquieranos percatamos de ese grosor (estrellas en todas direcciones).La constelación de Sagitario marca la dirección hacia el centrode la galaxia, con el brazo más brillante (justo encima delpunto). Hay nubes moleculares de hidrógeno con emisión Hα(rojo), donde se forman las estrellas. Nosotros vemos el discode la galaxia desde dentro, de perfil.

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· Los discos y planetas aparecen con la formación de estrellas,y esto ocurre en el seno de nubes moleculares de gas y polvolocalizadas sobre los brazos espirales de nuestra galaxia.Desde nuestra perspectiva podemos observar estas nubes,algunas como M8 incluso a simle vista. Las estrellas nacen engrupos (cúmulos, en azul en la imagen superior derecha) porla reflexión en el polvo de la luz de estrellas jóvenes ycalientes. Las nebulosas brillan por las estrellas reciénformadas que ionizan el gas.

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· Incluso a gran escala las fotografías de larga exposiciónmuestran el aspecto caótico de estas nebulosas, que ademásson opacas en el óptico debido al polvo. Es evidente quevemos un fotograma de una película muy dinámica (situaciónde no equilibrio), que en las escalas más pequeñas en las quese forman las estrellas es aún más caótica. Las estrellastardan decenas de millones de años en formarse.

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· Hay multitud de nebulosas formando estrellas, y este procesotiene lugar en pequeñas regiones densas y opacas esparcidassobre la nube molecular. Las nubes moleculares gigantestienen unos 100 años-luz de tamaño, y decenas de miles deveces la masa del Sol. Todas se parecen globalmente, y todasson diferentes en los detalles.

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· NGC 602 muestra, al igual que M8, un cúmulo en el centro.Sus estrellas ionizan el gas y dispersan la nube. El 90% de lamasa de gas de la nube se dispersa durante la formación deestrellas. Esto pone al descubierto pilares en la periferia, queson regiones más densas donde se forman nuevas estrellastras el espisodio principal de formación estelar en el centro.También hace que las estrellas del cúmulo no puedanpermanecer juntas por la gravedad del grupo, y tiendan asepararse, como en M7 y Las Pléyades. Otro ejemplo másevolucionado es la constelación de la Osa Mayor. Noscentraremos en lo que sucede en el interior de esas pequeñasnubes de gas y polvo opacas autogravitantes (como lospilares), habitualmente llamadas glóbulos de Bok, donde seforman nuevas estrellas de forma relativamente aislada.

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Formación de estrellasEstudiando la formación estelar

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· El colapso se inicia casualmente en una parte de la nube,normalmente cerca del centro. Es el resultado de laretroalimentación de las turbulencias (interacción de laradiación y viento con el gas y polvo), las cuales acabancomprimiendo el gas y originando regiones demasiado densasque se vuelven inestables y colapsan. El colapso va seguido deuna fragmentación en múltiples núcleos que colapsanindividualmente, según el tamaño de la nube (posible cúmulo).El núcleo preestelar se va haciendo cada vez más compacto ycaliente, y pasa a llamarse protoestrella cuando todas lasmoléculas en el núcleo están disociadas. Analogía patinadorpara la forma del disco.· Clases I (c), II (d), y III (e y f) según la clasificación evolutivade Lada. La evolución afecta a la forma de la distribuciónespectral de energía que veremos después.

Formación de estrellasEstudiando la formación estelar

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· Los flujos bipolares liberan el exceso de momento angular,permitiendo que la protoestrella adquiera masa sin aumentarsu velocidad de rotación hasta destruirla. Los flujos lanzan elmaterial a cientos de km/s de velocidad y varios años luz dedistancia, y son la principal evidencia visual de la formación deestrellas. En la región habrá más protoestrellas que no esténen esta fase.

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Formación de estrellasEstudiando la formación estelar

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· Disco acampanado, flared in inglés, visto de perfil junto consus flujos bipolares. El material de la envoltura cae hacia elinterior, y cuando hay mucho el exceso de momento angulardistribuye el material así (analogía con mover líquido en unvaso). Los flujos bipolares y la radiación (de esa y otrasprotoestrellas vecinas) contribuyen a dispersar la envoltura, ycon el tiempo la caída de material se ralentiza, los flujoscesan, y el disco se aplana de forma natural. La imagenmuestra un disco en la región de Orión visto con el Hubble(HST). Es una región con objetos de baja masa, normalmenteno se pueden observar en el óptico.

Astronomía modernaEstudiando la formación estelar

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· Grantecan, VLT, telescopio espacial Hubble (seráreemplazado por el James Webb en un año), y futurotelescopio de 30 metros. Alta complejidad, casimegalomaníaca. Los descubrimientos de la astronomíamoderna vienen como consecuencia de la explotación deinstrumentos muy grandes y complejos, cuya construcciónrequiere de múltiples equipos internacionalesmultidisciplinares. El proceso completo de diseño,construcción, y explotación científica conlleva a menudodécadas y el trabajo de muchos miles de personas, con unimportante retorno de conocimiento aplicado en la vidacotidiana. Los telescopios espaciales son imprescindibles paraevitar el efecto de la atmósfera en las observaciones. Con ellose logra más resolución, sensibilidad, y menos efectosartificiales sobre los datos (ruido en la señal).

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Astronomía modernaEstudiando la formación estelar

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· Radiotelescopios de 30m (Granada), Plateau de Bure(Grenoble), VLA (Nuevo México), y ALMA (Chile). ALMA es el nova más de la complejidad y avance tecnológico, un grupo de60 radiotelescopios de 12 m de diámetro que pueden operarconjuntamente como un único radiotelescopio de grandiámetro y sensibilidad. Los telescopios ópticos detectan la luzvisible e infrarroja, pero existen otras longitudes de onda o'colores' que no podemos ver con nuestros ojos o telescopiostradicionales. Los radiotelescopios trabajan en longitudes deonda milimétricas, detectando la luz de objetos muy fríosinmersos en regiones densas y opacas. 30m y PdBI soninstrumentos de IRAM, un consorcio francés, alemán, yespañol.

¿Por qué tantos telescopios?Estudiando la formación estelar

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· Nuestros ojos evolucionaron para ver, lógicamente, en unrango de luz en que la atmósfera es transparente y el Sol,cuya superficie está a unos 5800 K, tiene su pico de emisiónde radiación. Es lo que entendemos por los 'colores' de la luzvisible, una longitud de onda inferior a una micra.

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Rayos X UV Visible IR Ondas de radio

La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano.

También produce una distorsión de las imágenes.

Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintosfenómenos astronómicos.

¿Por qué tantos telescopios?Estudiando la formación estelar

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· La atmósfera bloquea la radiación UV y X (O3, O2), y el IRlejano (vapor de agua). Son necesarios telescopios en órbita.

Rayos X UV Visible IR Ondas de radio

La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano.

También produce una distorsión de las imágenes.

Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintosfenómenos astronómicos.

¿Por qué tantos telescopios?Estudiando la formación estelar

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· La atmósfera también distorsiona las imágenes debido a lasvariaciones rápidas en la cantidad de aire en una direcciónconcreta, reduciendo el detalle máximo que se puede lograr.Los observatorios se sitúan en lugares elevados y usantécnicas de óptica adaptativa para reducir el efecto.

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Rayos X UV Visible IR Ondas de radio

Objetos muy calientes Objetos muy fríos(Compton, Chandra, IUE, HST) (Spitzer, Herschel, ALMA, 30m, PdBI, VLA)

La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano.

También produce una distorsión de las imágenes.

Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintosfenómenos astronómicos.

¿Por qué tantos telescopios?Estudiando la formación estelar

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· Hay objetos o fenómenos que sólo se pueden detectar enrayos X, IR, u ondas de radio, no en el visible. La mayoría seobservan en varios rangos, pero son necesarios todos losrangos para entender el objeto. Las nubes moleculares dondese forman las estrellas son muy frías, emiten en longitudes deonda largas. Gracias a ellas se puede penetrar en el interior delas nubes (analogía con la wifi o el móvil), pero la resolución esmenor (obliga a usar antenas gigantes). Las transiciones quese observan con los radiotelescopios no son de tipoelectrónicas.

Transiciones electrónicas de algunos elementos

Espectroscopía básicaEstudiando la formación estelar

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· Mencionar las transiciones electrónicas (ionización a 13.6 eV= 122 nm y recombinación con cascada a n menores),especialmente el Hα (n=3->2 656 nm, mencionar la seriedeBalmer en el gráfico). Mayor complejidad en moléculas, conbandas que absorben el IR debido al vapor de agua. Enlongitudes de onda largas hay infinidad de transiciones queafectan a las moléculas, y las hace emitir radiación de bajaenergía. En IR están las transiciones vibracionales, y enmilimétricas las transiciones rotacionales. El hidrógeno es elelemento más ligero y abundante. La primera vez que seidentificó H fuera de la Tierra fue en el Sol, compuesto en sumayoría de H y He, y lo hizo una mujer, Cecilia Payne.

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Espectros de diferentes tipos de lámparas

Espectroscopía básicaEstudiando la formación estelar

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· Las lámparas contienen gases de ciertos elementos como Hg,y también de moléculas en el caso de los fluorescentes, paraproducir líneas y bandas de emisión a lo largo de todo elespectro visible. En estrellas esta estimulación es posible enlíneas como CO, O2, N2, o NH+ (UV) por líneas de Hhabitualmente, que excitan niveles electrónicos de los átomosen las moléculas, o niveles vibracionales de las moléculas.

Nebulosa oscura Barnard 68 (Lada & Bergin 2002)

De las nebulosas a las protoestrellas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Distribución de N2H+ (centro), C18O (anillo periferia pero

oculto dentro de la nube), y CS (región de choque con gassiguiendo una dinámica diferente, pulsación radial de la nube).Son transiciones rotacionales observadas con el 30m quepenetran en el interior de la nube, permitiendo ver cómo semueve el gas en una nube precursora de la formación deestrellas.

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Núcleos preestelares en la nebulosa de la Serpiente

De las nebulosas a las protoestrellas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Explicar que en Spitzer (IR cercano) se ve en absorción y conHerschel (IR lejano) en emisión al ser una nube muy fría, ycómo sólo las observaciones en longitudes de onda largas (nodemasiado, para no perder resolución) permiten detectar losnúcleos preestelares en colapso. Explicar que estasobservaciones son de continuo (muestran la radiación térmicadel polvo), no de líneas moleculares.

Flujos bipolares en la nebulosa oscura BHR71

De las nebulosas a las protoestrellas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· De nuevo los flujos bipolares como fase posterior ya con lapresencia de una protoestrella, en este caso la contrapartidadel flujo bipolar detrás de la nube requiere de observacionesen IR para poder verlo. La presencia de los flujos significa queexiste un disco de acreción, pero es necesario ir aobservaciones en longitudes de onda milimétricas para poderverlo.

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Ajuste de la SED de Z CMa (Alonso-Albi et al. 2009)

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Explicar las componentes de la SED (distribución espectral deenergía), resultado de ajustar observaciones de muy diversostelescopios (resolución). Observaciones en óptico, IR cercano(MSX), IR medio/lejano (IRAS, ISO), sub-mm (JCMT), mm (PdBI,30m), cm (VLA), cada una con diferente resolución y trazandopolvo a diferente temperatura.

Ajuste de la SED de MWC 137, protoestrella más evolucionada

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· MWC137 tiene el disco casi completamente dispersado. Laemisión libre-libre extrapolada hacia atrás explica casi toda laemisión. La envoltura, aunque dispersada y menos masiva queen los objetos anteriores, aún destaca. En baja masa hay SEDsparecidas que se interpretan como discos transicionales (elagujero a 5 micras se debe a agujeros o anillos en el discoprovocados por planetas gigantes o compañeras), mientras enestrellas más masivas la fotoevaporación es más intensa ydestruye el disco más rápidamente. También el crecimiento delos granos reduce la emisión en mm.

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Distribución del CO y N2H

+ en el disco de TW Hya (C. Qi et al.

2013)

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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Distribución del CO y N2H

+ en el disco de TW Hya (C. Qi et al.

2013)

Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline

N2H

+Menos abundante que el CO, en el interior se combina

con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos.

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· El continuo muestra la distribución del polvo, con intensidaddecreciente con la distancia.

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Distribución del CO y N2H

+ en el disco de TW Hya (C. Qi et al.

2013)

Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline

N2H

+Menos abundante que el CO, en el interior se combina

con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos.

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· El CO es la molécula más abundante tras el H2, y en elinterior más caliente abunda. El N2H

+ reacciona con el COdando otros productos en el interior, así que donde el COabunda el N2H

+ desaparece.

Distribución del CO y N2H

+ en el disco de TW Hya (C. Qi et al.

2013)

Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline

N2H

+Menos abundante que el CO, en el interior se combina

con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos.

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Suficientemente lejos el CO se congela en los granos(snowline) y el N2H

+ aparece con intensidad. Cada moléculatiene un snowline diferente - > diferente composición deplanetas según distancia a la estrella. Analogía con SistemaSolar: H2O es abundante en el interior más caliente (Tierra),se evapora a 100 K en el espacio. El CO a unos 20 K, abundaalgo más lejos (Júpiter y Saturno). En Urano y Neptuno latemperatura es muy fría, con mayor abundancia de moléculascomplejas y ligeras como metano y metanol, que en el interiorse disociarían con facilidad. Mencionar tal vez detallesadicionales Sistema Solar: 23Al, 30Fe = > SN cercana que nodestruyó el disco, época extensa de bombardeo por edadcráteres = > migración orbital ligera. La posición del snowlinepuede ser dinámica por fulguraciones (FU Ori) o la evolucióndel disco, lo que complica interpretar las observaciones.

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Disco en torno a MWC 758 observado con el VLT

Formación de planetas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· La imagen izquierda es un simulación en la que aparece laposición de un planeta hipotético no visible que podríaestimular y haber creado la estructura espiral del disco deMWC 758. El conocimiento actual de la formación de planetases aún teórico, aunque estamos cerca de la resoluciónnecesaria para observarlo. Los granos sedimentan y coagulan(se unen) hacia el plano medio, y se ven arrastrados cada vezmenos por el gas hacia el interior o exterior por diversasfuerzas. La turbulencia genera vórtices que son los embrionesde los planetas.

ALMA ha detectados discos con agujeros, provocados por planetasen formación que barren el polvo y lo mantienen limitado en

órbitas en forma de anillos

Formación de planetas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Los vórtices se vuelven autogravitantes, devorando al resto yentrando en una fase de crecimiento oligárquico (cada vezmás deprisa). Arriba: observaciones de ALMA de los discos deHL Tau y TW Hya. Muestran regiones sin polvo que soncausadas posiblemente por la presencia de planetas quebarren el polvo y dejan esa órbita libre de material. HL Taumás joven que TW Hya.

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Discos debris, formados por anillos de escombros

Formación de planetas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Discos de escombros o debris en inglés. Son discos másevolucionados formados por planetesimales (asteroides) y talvez algún planeta como la Tierra. Nuestro Sistema Solar tieneun anillo de escombros entre Marte y Júpiter debido a queJúpiter impidió la formación de un planeta en esa región. Ladispersión del disco reduce la masa y puede provocarmigraciones en las órbitas de los planetas. Si son repentinas eldisco de escombros puede no presentar ningún planetagigante detectable (planetas errantes). Algunos objetos debristienen una morfología en herradura y otros muestran zonas ensombra por material en el interior que bloquea la luz de laestrella.

Planetas detectados directamente apantallando la estrella

Formación de planetas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?

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· Los planetas de HR8799 son 1 millón de veces más débilesque la estrella, así que se utiliza un instrumento paraapantallar la estrella y evitar que nos ciegue, y una cámaramuy sensible. En el exterior de HR8799, bastante más lejosque el planeta b, existe además un disco de escombros.

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Efecto gravitatorio de los planetas en el Sol

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas

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· Además de detectar planetas directamente en las imágenes(apantallando la estrella) existen varios métodos indirectos.Explicar la influencia gravitatoria en el movimiento aparentede la estrella. El satélite GAIA de la ESA utiliza este métodopara buscar planetas, tal vez encuentre unos 20 000, casi 10veces más que todos los conocidos hasta ahora.

Métodos principales: velocidad radial y fotometría

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas

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· Michel Mayor y Didier Queloz hallaron el primer planetaconfirmado alrededor de 51 Peg, usando el método de lavelocidad radial (dando lugar a una auténtica carrera pordetectar más). Explicar el efecto en el espectro y el método dela fotometría de tránsitos. Ambos requieren del alineamientodel plano orbital con nosotros, como si lo viéramos de perfil. Lafotometría es más fácil de hacer, y se puede aplicar a miles deestrellas de una vez. Además, la forma de la curva defotometría permite derivar el radio del planeta, y con lavelocidad radial la masa, y con ambas la densidad media (ysaber así si es un gigante gaseoso o terrestre).

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Planetas detectados mediante diferentes métodos

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas

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· Con ambos métodos se han hallado el 97% de los planetas, lamayoría muy masivos como Júpiter o mayores. Con lavelocidad radial se encuentran los lejanos a la estrella ymasivos, y con la fotometría los muy cercanos,preferentemente. La muestra es sesgada. Se han hallado yconfirmado más de 3000. Hay muchos planetas masivos muycerca de su estrella, llamados hot Jupiter en inglés (Júpitercalientes). Ambos métodos permiten detectar actualmenteplanetas pequeños como la Tierra.

Masa de los planetas en función de la masa de su estrella

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas

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· Los planetas masivos aparecen en todo tipo de estrellas, perolos parecidos a la Tierra sólo están presentes en estrellas debaja masa. También puede ser un sesgo, dado que lasestrellas masivas son más escasas y están más lejos, así quees más difícil hallar en ellos planetas pequeños. GAIAcontribuirá a que la muestra sea menos sesgada, dado que norequiere de un alineamiento del plano orbital por donde giranlos planetas con nuestra línea visual.

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Disco en torno a Beta Pictoris (IRAS, ESO, Rolf W. Olsen)

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas

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· El primer disco detectado fue el de Beta Pictoris, por elsatélite IR IRAS en 1983. En 1996 un telescopio de 4m capturóla imagen inferior izquierda. La imagen derecha la obtuvo RolfW. Olsen en 2011 mediante un telescopio de sólo 25cm deaficionado, y una cámara de consumo moderna. Existenmuchas baterías de pequeños telescopios (HATNet ySuperWASP han detectado docenas de planetas cada uno, yTRAPPIST, MEarth, XO, TrES, NGST) para detectar planetas porfotometría, más baratos y prácticos que los telescopiosprofesionales de varios metros. Los planetas alejadosrequieren de años de monitoreo estable para su detección, sison pequeños es difícil.

Sistema planetario en torno a Trappist 1

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas

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· Trappist 1 es una enana roja M8 de 80 Mjup situada enAcuario a 40 años-luz, con magnitud visual 19. Hace unosmeses fue noticia porque se descubrieron 4 planetasadicionales a los 3 conocidos de antes, todos ellos rocosos ycon tamaños en torno al de la Tierra o Marte. 3 de ellos seencuentran en la llamada zona habitable. El sistema pareceuna versión gigante del sistema de Júpiter y los satélitesgalileanos, con órbitas atrapadas en resonancias yprobablemente un intenso efecto de acoplamiento ycalentamiento de marea. Un sistema parecido pero yaintermedio con el Sistema Solar es Gliese 581, a 20 años-luz.

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Próximas misiones espaciales de la NASA (izquierda) y la ESA

Misiones y proyectos futurosA la caza de exoplanetas

Discos circunestelares: la cuna de los planetas Agrupación Astronómica de Madrid, 6 junio 2017

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· Las próximas misiones espaciales seguirán usando el métodode la fotometría de tránsitos para hallar nuevos planetas.PLATO no llegará hasta 2024, el resto el próximo año. CHEOPS,sucesora de Corot, se centra en estrellas brillantes que luegoserán observadas con grandes telescopios en tierra. TESS,sucesora de Kepler, se centra en planetas en la zona dehabitabilidad en torno a estrellas más frías que el Sol. Elobjetivo es tener muestra menos sesgada (¿son los hotJupiters comunes?). Debe haber 20 000 millones de planetasen zona de habitabilidad (no implica habitables). Lo másinmediato es GAIA, que podría detectar decenas de miles deexoplanetas y proporcionar una muestra menos sesgada, yALMA para el estudio detallado de los discos.

TMT (Thirty Meter Telescope)

Misiones y proyectos futurosA la caza de exoplanetas

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· Posteriormente con el Webb y con telescopios gigantes enTierra (E-ELT de casi 40 m, el TMT de 30, o el Giant Magellande 24) se espera poder obtener espectros de alta resoluciónde las atmósferas de los nuevos planetas y deducir suscomposiciones químicas, con el tiempo en 3d y variacionesestacionales (posible rama de exoclimas). TMT famoso porquehay problemas para instalarlo en Hawai y el observatorio deRoque de los Muchachos en la Palma se seleccionó hace pococomo localización alternativa. El agua y oxígeno sólo se handetectado en hot Jupiters, y con la masa y radio derivados porlos dos métodos de detección permiten tener sólo una ideamuy general de cómo es el planeta.

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La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares yplanetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta uncenso no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se hanestudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

Conclusiones

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· Normalmente la ciencia se basa en la observación, laexperimentación, y la elaboración de teorías. En astrofísica notenemos un laboratorio para experimentar, dependemos de laobservación, y esto lleva a la construcción de enormestelescopios para observar en múltiples longitudes de onda.Tecnologías que a veces pueden aplicarse a la vida cotidiana.La atmósfera terrestre es una limitación importante.

La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares yplanetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta uncenso no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se hanestudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

Conclusiones

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· La formación estelar es un proceso muy lento, pero ya hahabido varias generaciones de formación de estrellas.Subjetivamente se dice que las estrellas que se forman ahorason de 3ra generación (1 generación = 5000 millones deaños), y en la 1ra no podían existir los planetas terrestres,pero esto es poco relevante.

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La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares yplanetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta uncenso no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se hanestudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

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· No hay un consenso sobre la pregunta básica de cómo seforman los planetas, hacen falta más observaciones de discospara lograr comprender cómo evolucionan y dan lugar aplanetas. Los discos detectados hasta ahora no muestransignos claros de planetas en formación. Se ha detecado agua yotras moléculas en las atmósferas de otros planetas, peroactualmente esto está en el límite técnico, en buena medidaporque la atmósfera terrestre contamina la señal de formavariable en el tiempo y es difícil sustraerla correctamente.

La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares yplanetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta uncenso no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se hanestudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

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· La eficiencia de las reacciones químicas dependen de latemperatura, la densidad, la abundancia de cada molécula, lapresencia del polvo de diferentes tamaños y sobre todo elcampo de radiación en la región (además del tiempo, pues lasituación no suele ser de equilibrio). Todas estas variablesinfluyen en la evolución química, y esto a su vez en aspectoscomo la composición de los planetas.

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La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares yplanetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta uncenso no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se hanestudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

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· La mayor parte del Universo sigue estando compuesto de H yHe como en su origen. Las estrellas procesan este gas porfusión nuclear y generan el resto de elementos químicos, queliberan en explosiones de SN y permiten que en generacionessiguientes existan planetas terrestres con vida, por ejemplo.Como las nubes moleculares se pueden dispersar y volver aformar, es un ciclo continuo. En el núcleo de estrellas gigantesse genera Fe y Ni (núcleos de los planetas), y en las SN loselementos radiactivos que contribuyen a mantener el calorinterno. Ambos factores son esenciales para formar planetascomo la Tierra y la vida.

Esta presentación está disponible en formato PDF en:http://conga.oan.es/%7Ealonso/sources/cunaPlanetas2017AAM.pdf

Basada en un artículo de divulgación del anuario del OAN:http://conga.oan.es/%7Ealonso/sources/cunaPlanetasAnuario.pdf

Artículos de divulgación del Anuario:http://astronomia.ign.es/anuario-astronomico

¡Muchas gracias por su asistencia!

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