detección de Planetas Extrasolares
Objetivos específicos:
·
Determinar la masa
de algunos compañeros oscuros de estrellas y discutir si se pueden clasificar
como planetas extrapolares.
Conocimientos previos:
Leyes de Kepler.
Métodos de detección de planetas extrapolares basados
en la observación de la variación de la velocidad radial de una estrella.
Dependencia de la curva de velocidad radial con los
parámetros orbitales.
Descripción:
En
base a datos reales de velocidad radial contra tiempo para dos sistemas extrasolares,
se hallarán los períodos orbitales, distancias medias (semiejes mayores) y masas
de dos objetos subestelares en torno a las estrellas 47UMa y 16CyB respectivamente.
De
acuerdo a las masas halladas, se evaluará si pueden ser planetas o enanas marrones.
Materiales:
§
Tablas y gráficos con las velocidades radiales
de las estrellas 16CyB y 47UMa obtenidas a partir de las observaciones (ver
al final)
§
Software AVE para determinación de períodos (no
imprescindible). Se puede bajar de: http://www.astrogea.org/soft/ave/introave.htm
o obtener de aquí.
Procedimiento
1-
Determinación del período del objeto desconocido.
La
determinación del período se podrá hacer por dos métodos:
i)
determinación visual a a partir del estudio de la gráfica.
ii)
determinación usando el programa AVE.
Las
tablas antes mencionadas se proporcionarán en formato digital, bajo los nombres
de 16cyb.djm y 46UM.djm respectivamente. La extensión djm es
necesaria para ingresar los archivos al software AVE que calculará los períodos.
Para
determinar el período de ambos planetas se deberán al cargar los datos, analizar
la gráfica de velocidad radial contra tiempo y estimar visualmente un período.
Luego,
utilizando la opción search period encontrar
un valor numérico para el mismo.
Una
vez hallado:
a)
compararlo con el valor tentativo
hallado a partir del estudio de la gráfica.
b)
Discutir las posibles causas
de error.
2. Determinar el semieje mayor de la órbita.
Previamente se deberá analizar si la órbita es circular o elíptica, lo cual se deduce de las gráficas. Se discutirá como la forma geométrica de la órbita influye en la simetría o asimetría de la gráfica.
Una
vez obtenido este dato se calculará a partir de la tercer ley de Kepler el semieje
de la órbita.
Según
esta ley:
T2 = k. a3 (Ec. 1)
donde
T es el período y a el semieje.
Si
T está dado en años y a en Unidades Astronómicas, k es simplemente el inverso de la
masa de la estrella (en masas solares) que es un dato conocido.
Masas
estelares (en masas solares):