En este trabajo hemos retomado y afinado un método de correlación para buscar directamente, en alta
resolución, el espectro de planetas extrasolares sin tránsito. Nuestro objetivo principal es caracterizar las
propiedades físicas de estos objetos, específicamente la inclinación de su órbita, su masa y la proporción de
los flujos entre el planeta y su estrella.
Esta técnica se vale del efecto Doppler causado por el movimiento orbital del planeta y la estrella en torno
al centro de masa del sistema. Para observaciones lo suficientemente extensas, el espectro del planeta se va a
desplazar con respecto al de la estrella lo suficiente para que sea detectable en observaciones espectroscópicas
de alta resolución. Alineando y sumando los espectros de cada noche construimos un modelo del espectro
estelar. Este es substraído a cada espectro, dejando un espectro residual compuesto por la emisión del planeta
inmerso en ruido.
Dada su baja intensidad, el espectro planetario no es directamente discernible del ruido. Por lo tanto,
buscamos la emisión planetaria a través de una función de correlación entre nuestros espectros residuales y
modelos de la emisión termal de la atmósfera del planeta. Evaluando para distintos valores de la inclinación
de la órbita del modelo, obtenemos una curva de correlación. El valor de esta curva debe ser máximo
cuando la inclinación coincida con la inclinación del sistema. Para calcular el valor de la proporción de los
flujos entre el planeta y su estrella, recreamos observaciones inyectando espectros sintéticos del planeta con
parámetros dados de inclinación y proporción de flujos. Luego, mediante un test de χ
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entre las curvas de
correlación, estimamos los parámetros que mejor se ajustan a nuestro resultado.
Presentamos resultados en el sistema planetario HD 217107, observado con el espectrógrafo de alta resolución
Phoenix, en una longitud de onda de 2.14 µm. Como resulatado, no logramos detectar el planeta
con los datos disponibles, aunque determinamos límites superiores para su emisión termal, siendo menor a
5×10−3 veces la emisión de su estrella, con 3–σ de certeza.
Además, exploramos el escenario ideal de observación para proyectos futuros, y describimos una estrategia
óptima de observación y selección de candidatos que maximice las probabilidades de detección.
Finalmente, simulando observaciones realistas para Phoenix, generamos datos sintéticos de observaciones
de otros candidatos para demostrar las ventajas de usar nuestra estrategia de observación. Calculamos límites
de detectabilidad para este instrumento en los planetas simulados. Nuestra conclusion es que si nos aproximamos
al límite de ruido de fotones, si es posible detectar planetas extrasolares con este método.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:UCHILE/oai:repositorio.uchile.cl:2250/102569 |
| Date | January 2011 |
| Creators | Cubillos Vallejos, Patricio Ernesto |
| Contributors | Rojo Rubke, Patricio, Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas, Departamento de Astronomía, Ruiz González, María Teresa, Mardoles Pérez, Diego, Barnes, John R. |
| Publisher | Universidad de Chile |
| Source Sets | Universidad de Chile |
| Language | Spanish |
| Detected Language | Spanish |
| Type | Tesis |
| Rights | Attribution-NonCommercial-NoDerivs 3.0 Chile, http://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/3.0/cl/ |
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