Número de Estrellas con Planetas Detectables

Planetas y estrellas binarias Se espera que aproximadamente la mitad de los sistemas estelares monitoreados sean sistemas múltiples. Las observaciones con espectrocopio Doppler ya han mostrado la presencia de planetas que orbitan estrellas individuales en sistemas estelares múltiples (Cochran y otros, 1997). También existen discos proto-planetarios en sistemas binarios como por ejemplo HR4796A (Jayawardhana y otros, 1998, y Koerner y otros, 1998). Integraciones numéricas han demostrado que hay un rango de radios orbitales (entre aproximadamente 1/3 y 3,5 veces la separación estelar) dentro del cual las órbitas estables no son posibles (Wiegert y Holman, 1997; Holman y Wiegert, 1999). Esperamos poder determinar el rango de separaciones binarias dentro del cual existen órbitas planetarias. Según las observaciones (Heacox y Gathright, 1994, figura debajo), cerca del 23% no posee órbitas estables entre 0,4 y 2 UA. Sin embargo, este factor se ve más que compensado al observar que aproximadamente la mitad de las estrellas binarias se encuentran tan separadas (>2 UA) que es posible la formación de sistemas planetarios alrededor de ambas estrellas. En los tránsitos de sistemas binarios, donde ambas estrellas tienen un brillo similar, la profundidad del tránsito es de aproximadamente la mitad que para un tránsito en un sistema estelar simple. La fracción de binarias enanas G cuyas compañeras son demasiado tenues como para degradar en forma apreciable la importancia estadística por más del 20% se estima en 85%, basada en la distribución del brillo de las compañeras de binarias enanas G tabulada por Duquennoy y Mayor, (1991). La combinación de estos factores sugiere que la frecuencia promedio de planetas alrededor de estrellas binarias podría ser similar a la de los planetas alrededor de estrellas simples. Distribución de las separaciones de estrellas binarias Número de estrellas monitoreadas De la lista de 100.000 estrellas enanas meta, el número para cada tipo espectral en el cual puede detectarse un planeta de un determinado tamaño se muestra a continuación asumiendo un tránsito simple casi rasante de 6,5 horas con una razón de señal sobre ruido igual a 4. Se desarrolló un modelo de la Galaxia para el campo de visión seleccionado utilizando la función de luminosidad de Wielen, Jahreiss y Kruger (1983) a fin de obtener la distribución estelar. El modelo galáctico es el mismo utilizado por Bahcall y Soneira (Bahcall, 1986). Define el número de estrellas por pc3 por magnitud. Este modelo se conformó según la densidad de la estrella en el campo de visión de la base de datos del USNO-A1.0 (Monet, 1996) para proporcionar el número de estrellas por intervalo de magnitud, tipo espectral y clase de luminosidad. Se realizó una verificación del modelo con una distribución espectral de todas las estrellas con ïbï<10º en el catálogo de Posiciones y Movimientos Apropiados (Röser y Bastion, 1988); por medio de la distribución de enanas y gigantes del modelo de Bahcal y Soneira; y por medio del número de enanas M en el Catálogo de Estrellas Vecinas (Gliese y Jahreiss, 1991). De las 223.000 estrellas en el campo de visión con una mv<14, se estima que el 61% o 136.000 son enanas. En el primer año de operaciones aproximadamente el 25% de ellas son identificadas y excluidas al ser demasiado jóvenes, rotar demasiado rápido o ser demasiado variables para resultar útiles, dando como resultado 100.000 estrellas metas utilizables. Basándose en el modelo de distribución estelar y la dependencia del tamaño del planeta detectable sobre el tipo y el brillo estelar, se muestra en la figura el número y tipo de estrellas monitoreadas como función del tamaño del planeta. Número de estrellas enanas en las que se pueden detectar planetas. Las líneas continuas muestran el número de estrellas enanas de cada tipo espectral en las que se puede detectar un planeta de un determinado radio a >8 sigma. Los números conservadores están basados en 4 tránsitos casi rasantes con un período de 1 año y estrellas con mv<14. Los símbolos a lo largo de cada línea continua indican la magnitud aparente aproximada de las estrellas que contribuyen al número integral de estrellas. Las líneas de puntos muestran un aumento significante en el número de estrellas (un factor de 2 en R=1,0 Re) al asumir 4 tránsitos casi centrales con un período de 1 año. Se observa un aumento aún mayor para 8 tránsitos casi rasantes con un período de 0,5 años. Definimos el tamaño terrestre entre 0,5 y 2,0 masas terrestres (de 0,8 Re a 1,3 Re) y planetas terrestres grandes entre 2 y 10 masas terrestres (de 1,3 Re a 2,2 Re). Los planetas menores a aproximadamente 0,5 Me que residen en o cerca de la zona habitable son propensos a perder sus atmósferas capaces de mantener la vida debido a su baja gravedad y falta de placas tectónicas. Los planetas mayores a 10 Me (R>2,2Re) se consideran núcleos gigantes como Urano y Neptuno. Son propensos a atraer una atmósfera de hidrógeno y helio y convertirse en gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno.