Mirando al interior de los exoplanetas Caracterización ...
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Mirando al interior de los exoplanetas
Caracterización atmosférica
Doctorando: Manuel Lampón González-Albo Directora: Luisa M. Lara López
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1. Introducción
2. Objetivo principal
3. Metodología
4. Resultados que esperamos
Contenidos
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1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
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1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
¿Quiénes somos? ¿Dónde vivimos? ¿Qué lugar ocupamos en el universo? ¿Estamos realmente solos?
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1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
¿Quiénes somos? ¿Dónde vivimos? ¿Qué lugar ocupamos en el universo? ¿Estamos realmente solos?
¿Son la tierra y el sistema solar lugares excepcionales en la Galaxia?, ¿por qué?
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1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
¿Quiénes somos? ¿Dónde vivimos? ¿Qué lugar ocupamos en el universo? ¿Estamos realmente solos?
¿Son la tierra y el sistema solar lugares excepcionales en la Galaxia?, ¿por qué? En otro orden… ¿Cómo se formo el Sistema Solar?, ¿y los planetas?, ¿ y la Tierra?, …
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1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
¿Quiénes somos? ¿Dónde vivimos? ¿Qué lugar ocupamos en el universo? ¿Estamos realmente solos?
¿Son la tierra y el sistema solar lugares excepcionales en la Galaxia?, ¿por qué? En otro orden… ¿Cómo se formo el Sistema Solar?, ¿y los planetas?, ¿ y la Tierra?, …
No es posible hacer estadística ¡En el Sistema Solar solo hay 8 planetas!
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By ESO - https://www.eso.org/public/images/eso0728c/, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=19915788
1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
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1. Introducción: ¿Porqué estudiar exoplanetas?
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1. Introducción: Lo que sabemos
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¡3610 exoplanetas confirmados!
(en 2704 sistemas planetarios / 610 sistemas multiples) (Exoplanets.eu 8/6/2017 ).
1. Introducción: Lo que sabemos
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¡3610 exoplanetas confirmados!
(en 2704 sistemas planetarios / 610 sistemas multiples) (Exoplanets.eu 8/6/2017 ). Existe una gran diversidad (masas, radios, orbitas) Diferentes tipos de estrellas (incluidos pulsares, binarias,…etc.)
1. Introducción: Lo que sabemos
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La mayor parte de las estrellas tipo F,K,M tienen uno o mas planetas
1. Introducción: Que expectativas tenemos
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La mayor parte de las estrellas tipo F,K,M tienen uno o mas planetas
La Via Lactea puede contener mas de 𝟏𝟎𝟏𝟐 exoplanetas (Göran Pilbratt, ESA ARIEL Study Scientist)
1. Introducción: Que expectativas tenemos
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1. Introducción: Lo que no sabemos
No llegamos a relacionar su presencia, su tamaño o sus parámetros orbitales con la naturaleza de su estrella.
ARIEL: Assessment Study Report
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1. Introducción: Lo que no sabemos
No llegamos a relacionar su presencia, su tamaño o sus parámetros orbitales con la naturaleza de su estrella. No sabemos como son “por dentro” (temperatura, edad).
ARIEL: Assessment Study Report
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1. Introducción: Lo que no sabemos
No llegamos a relacionar su presencia, su tamaño o sus parámetros orbitales con la naturaleza de su estrella. No sabemos como son “por dentro” (temperatura, edad). No podemos distinguir claramente entre planetas rocosos y de hielo (degeneración de la densidad).
ARIEL: Assessment Study Report
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1. Introducción: Lo que no sabemos
No llegamos a relacionar su presencia, su tamaño o sus parámetros orbitales con la naturaleza de su estrella. No sabemos como son “por dentro” (temperatura, edad). No podemos distinguir claramente entre planetas rocosos y de hielo (degeneración de la densidad). No tenemos claros los procesos de formación. Y un largo etcetera…
ARIEL: Assessment Study Report
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Modelar las atmósferas de una muestra de exoplanetas con el fin de encontrar parámetros clave que permitan su caracterización
2. Objetivo principal de nuestro proyecto
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3. Metodología: Cómo lo haremos
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3. Metodología: Cómo lo haremos
1- Desarrollando modelos atmosféricos 1D en equilibrio termodinámico
2- Desarrollando modelos atmosféricos 1D con procesos de desequilibrio
3- Diseñando las bases de datos: termodinámica, termoquímica y de cinética química
4- Seleccionando una muestra de exoplanetas adecuada
5- Caracterizando las atmósferas de los exoplanetas de la muestra
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No permiten evolución temporal
PET (“Procesador de modelos en Equilibrio Termodinámico”)
3. Metodología:
Modelos atmosféricos 1D en equilibrio termodinámico
Describen la composición aproximada para: Planetas muy calientes (> 1500𝐾) en sus caras diurna y nocturna. Planetas calientes (≈ 750 − 1500𝐾) en la cara diurna. Son un buen punto de partida para el resto de exoplanetas (con
procesos de desequilibrio importantes)
Basados en el cálculo de la energía libre de Gibbs
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Hot Jupiter HD189733b Modelo 1D en equilibrio termodinámico desarrollado con PET.
3. Metodología:
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Modelos basados en la cinética química
PET-Kin (“PET + Kinetics”), en desarrollo.
Modelos atmosféricos 1D en
desequilibrio
Pueden describir la composición de todos los tipos de exoplanetas
Permiten la evolución temporal
3. Metodología:
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Modelos atmosféricos 1D en
desequilibrio
Introducción de procesos de desequilibrio
Transporte de material Fotoquímica Nubes, nieblas Entrada de material etc.
3. Metodología:
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Ecuación de continuidad:
𝜕𝑛𝑖𝜕𝑡= 𝑃𝑖 − 𝐿𝑖 −
1
𝑟2𝜕 𝑟2Φ𝑖𝜕𝑟
𝑛𝑖 :number density
𝑃𝑖 : species i molecular production rate 𝐿𝑖 : species i molecular
loss rate
Φ𝑖 : in/out species i molecular flux on the layer
t : time r : height
r
3. Metodología:
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Production and loss ratios:
𝑃𝑖 = 𝑃𝑐ℎ𝑒𝑚 + 𝑃𝑝ℎ.𝑐ℎ𝑒𝑚 + 𝑃𝑜𝑡ℎ𝑒𝑟
𝐿𝑖 = 𝐿𝑐ℎ𝑒𝑚 + 𝐿𝑝ℎ.𝑐ℎ𝑒𝑚 + 𝐿𝑜𝑡ℎ𝑒𝑟
3. Metodología:
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E.g. Bimolecular reaction:
𝑎1𝐴 + 𝑏1𝐵
𝑣𝑓1⇄𝑣𝑟1
𝑐1𝐶 + 𝑑1𝐷
𝑣𝑓1 = −1
𝑎1
𝑑 𝐴 𝑣𝑓1𝑑𝑡= −1
𝑏1
𝑑 𝐵 𝑣𝑓1𝑑𝑡= +1
𝑐1
𝑑 𝐶 𝑣𝑓1𝑑𝑡= +1
𝑑1
𝑑 𝐷 𝑣𝑓1𝑑𝑡
𝑣𝑟1 = +1
𝑎1
𝑑 𝐴 𝑣𝑟1𝑑𝑡= +1
𝑏1
𝑑 𝐵 𝑣𝑟1𝑑𝑡= −1
𝑐1
𝑑 𝐶 𝑣𝑟1𝑑𝑡= −1
𝑑1
𝑑 𝐷 𝑣𝑟1𝑑𝑡
𝑑 𝐴 1𝑑𝑡= −𝑎1𝑣𝑓1 + 𝑎1𝑣𝑟1
𝑃𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑎1𝑣𝑟1
𝐿𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑎1𝑣𝑓1
3. Metodología:
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E.g. Bimolecular reaction:
𝑎1𝐴 + 𝑏1𝐵
𝑣𝑓1⇄𝑣𝑟1
𝑐1𝐶 + 𝑑1𝐷
𝑣𝑓1 = −1
𝑎1
𝑑 𝐴 𝑣𝑓1𝑑𝑡= −1
𝑏1
𝑑 𝐵 𝑣𝑓1𝑑𝑡= +1
𝑐1
𝑑 𝐶 𝑣𝑓1𝑑𝑡= +1
𝑑1
𝑑 𝐷 𝑣𝑓1𝑑𝑡
𝑣𝑟1 = +1
𝑎1
𝑑 𝐴 𝑣𝑟1𝑑𝑡= +1
𝑏1
𝑑 𝐵 𝑣𝑟1𝑑𝑡= −1
𝑐1
𝑑 𝐶 𝑣𝑟1𝑑𝑡= −1
𝑑1
𝑑 𝐷 𝑣𝑟1𝑑𝑡
𝑑 𝐴 1𝑑𝑡= −𝑎1𝑣𝑓1 + 𝑎1𝑣𝑟1
𝑃𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑎1𝑣𝑟1
𝐿𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑎1𝑣𝑓1
𝑣𝑓1 = 𝑘𝑓 𝐴𝑎1 𝐵 𝑏1
𝑣𝑟1 = 𝑘𝑟 𝐶
𝑐1 𝐷 𝑑1
Arrhenius equation:
𝑘 = 𝐹 𝑒−𝐸𝑎/𝑅𝑇
Modified Arrhenius equation:
𝑘 = 𝐺 𝑇𝑛𝑒−𝐶/𝑅𝑇
Others …
3. Metodología:
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E.g. Photo-dissociation:
𝐴 + ℎ𝑣 → 𝑏 𝐵
𝑃𝑃ℎ.𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐵] = 𝑏 𝑣𝑝ℎ = 𝑏 𝐽 [𝐴]
𝐿𝑃ℎ.𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑣𝑝ℎ = 𝐽 [𝐴]
3. Metodología:
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E.g. Photo-dissociation:
𝐴 + ℎ𝑣 → 𝑏 𝐵
𝑃𝑃ℎ.𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐵] = 𝑏 𝑣𝑝ℎ = 𝑏 𝐽 [𝐴]
𝐿𝑃ℎ.𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑣𝑝ℎ = 𝐽 [𝐴]
𝜎𝑖,𝜆 : absorption cross section
𝐽𝑖 𝑟 = 𝜎𝑖,𝜆 𝐹 𝑟, 𝜆 𝑑𝜆𝜆1
𝜆2
𝐹 𝑟, 𝜆 : stellar flux at height z and wavelength 𝜆
𝐽𝑖 𝑟 : photo-dissociation coefficient
3. Metodología:
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E.g. Photo-dissociation:
𝐴 + ℎ𝑣 → 𝑏 𝐵
𝑃𝑃ℎ.𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐵] = 𝑏 𝑣𝑝ℎ = 𝑏 𝐽 [𝐴]
𝐿𝑃ℎ.𝐶ℎ𝑒𝑚 [𝐴] = 𝑣𝑝ℎ = 𝐽 [𝐴]
𝐹 𝑟, 𝜆 = 𝐹∞ 𝜆 𝑒𝑥𝑝 − 𝜎𝑖,𝜆𝑖
𝑛𝑖(𝑟′)𝛼𝑧 𝑑𝑟′
+∞
𝑟′=𝑟
𝜎𝑖,𝜆 : absorption cross section
𝑛𝑖(𝑟′) number density
𝛼𝑧 zenital Chapman stellar incident flux function
𝐽𝑖 𝑟 = 𝜎𝑖,𝜆 𝐹 𝑟, 𝜆 𝑑𝜆𝜆1
𝜆2
𝐹 𝑟, 𝜆 : stellar flux at height z and wavelength 𝜆
𝐽𝑖 𝑟 : photo-dissociation coefficient
3. Metodología:
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Material transport:
Φ𝑖 = −𝑛𝑖𝐷𝑖1
𝑛𝑖
𝜕𝑛𝑖𝜕𝑟+1 + 𝛼𝑖𝑇 𝜕𝑇
𝜕𝑟+1
𝐻𝑖− 𝑛𝑖𝐾
1
𝑛𝑖
𝜕𝑛𝑖𝜕𝑟+1
𝑇 𝜕𝑇
𝜕𝑟+1
𝐻
𝐷𝑖 : molecular diffusion coefficient
𝐻𝑖 species i scale height 𝐾 eddy diffusion
coefficient
𝛼𝑖 thermal diffusion coefficient
r
H global scale height
3. Metodología:
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t= 0s
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t=0.001s
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t=0.05s
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t=0.201s
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t=14.281s
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t=2015s
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t=25040s
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t=42490s
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5. Resultados que esperamos
3- Contribuir a la determinación de futuros objetivos observacionales.
2- Crear las herramientas necesarias para el estudio de atmósferas exoplanetarias.
1- Encontrar parámetros clave que permitan la caracterización de los exoplanetas.
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Gracias