astrobiologically interesting stars: selection criteria terrestrial planet finder (nasa) darwin...
TRANSCRIPT
ASTROBIOLOGICALLYASTROBIOLOGICALLYINTERESTINGINTERESTINGSTARS:STARS:SELECTIONSELECTIONCRITERIACRITERIA
Terrestrial Planet Finder (NASA)
Darwin (ESA)
Gustavo Porto de MelloGustavo Porto de MelloEduardo del PelosoEduardo del Peloso
Luan GhezziLuan Ghezzi
Observatório do ValongoUniversidade Federal do Rio de Janeiro
COROT (CNES+Brazil+others)
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Scientific Motivation
To establish state of the art criteria for characterizing starswhich might be hosts to biospheres detectable remotely
COROT will probably detect the first ever Earthlike planet
Final goal: to remotely detect the presence of life, able to thermodynamicallyalter a planetary atmosphere to a non-equilibrium state
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
THE PRESENT BACKGROUND:New constraints on the concept of Habitable Zone in Astrobiology:
Kasting et al. 1993, Franck et al. 2000, Gonzalez et al. 2001, Lineweaver et al. 2004
Long term climate stability, bioproductivity, oxygenation time scale,Galactic chemical evolution, stability agains catastrophes
RECENT APPROACHES:Habitability catalogue: Turnbull & Tarter 2003Nearby Biostar catalogue: Porto de Mello et al. 2004, 2005 (d < 15 pc)
Remote Detection of LifeStar/Planet contrats in the thermal infraredDes Marais et al 2002Segura et al 2003
CO2 15 m, O3 9.6 m, H2O 6.3 m, CH4 7.7 m8-12 m window: surface temperature, radius
THE KEY:SIMULTANEOUS DETECTION
O3 + CO2 + H2O
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Climate Models:J. Kasting et al (Univ. Penn.), S. Franck et al (Potsdam Climate Research)
Negative feedback:pCO2 if T (greenhouse effect by the carbonate-silicate cycle)
Destabilizing effects:pH2O if T and albedo if T
The Habitable Zone Concept
Planetary and stellar assumptions:Surface H2O for a few Gyr, geologic activity, CO2-H2O-N2 atmospheremagnetic field, climate stability, threshold metallicity, stellar ages > 3 Gyr
O3 observable during Proterozoic ~ 2 Gyr ago (Segura et al 2003)CH4 observable only up to 10-1 PAL of O2 (Proterozoic)
Oxygenation timescale (Blair-Hedges et al 2004, Catling et al 2005) ~ 3 Gyr
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Arrenhius equation: (1-a) Seff = 4 Tb4
Surface temperature: TS = Tb + T
Water LossSeff = 1.10
Runaway GreenhouseSeff = 1.41
INNER EDGE
First CondensationSeff = 0.53
Maximum GreenhouseSeff = 0.36
OUTER EDGE
The Habitable Zone Concept2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Assumption: main sequence lifetime > oxygenation timescale
Upper mass limit: F9V-F7V stars, M ~ 1.2 MUpper mass limit: K2V-K3V stars, M ~ 0.7 M
3.82 3.80 3.78 3.76 3.74 3.72 3.70 3.68 3.66 3.64-1.0
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
MOST FAVORABLE CASE
factor of 4 --> 0.6 in log
26.2 Gyr
17.4 Gyr
0.70
0.80
0.90
1.00
1.10
1.20
1.30
12.2 Gyr
6.5 Gyr
8.6 Gyr
5.9 Gyr
4.5 Gyr
factor of 2 --> 0.3 in log
log
lum
inos
ity (
sola
r un
its)
log effective temperature
[Fe/H] = +0.00
The Habitable Zone Concept2nd Brazilian COROT Workshop 2005
3/1
6/1
0027.0 MQ
tPrtl
Tidal Lock Radius
Questions:
Orbital resonances
Magnetic moment
Quick climate damage
Initial long lived phase of extremely high XUV flux and mass loss rate
The Habitable Zone Concept2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Continuously Habitable Zone and Timescales
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Franck et al 1999, 2000Bioprodutivity (biomass/time/area): pCO2 > 150 ppmGrasses and other lower species: pCO2 > 10 ppm
Continuously Habitable Zone and Timescales
Age of highlydiversified biosphere(animals and plants)is less than 20%of total biospherelifetime
Too advancedan ageis a liability
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
The Candidates: selection in (B-V) and MV
Hipparcos HR diagram for d < 10 pc: 182 stars27% = 50 pre-selected candidates
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Candidates: age & metallicity
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
HR222, 4458 and 4523
Candidates: isochronal ages
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
3,78 3,77 3,76 3,75 3,74 3,73 3,72 3,71 3,70 3,69 3,68 3,67-0,7
-0,6
-0,5
-0,4
-0,3
-0,2
-0,1
0,0
0,1
0,2
luminosity ~ 1.7 a 2,1 zero age
2
4
6
8
10
8
6
4
2
5750 5500 5250 5010
HR4523
6.9 Gyr
age ~ 7-11 Gyr
HR4458
HR222
0.95
0.90
0.80
0.85
0.75
0.70
[Fe/H] = -0.27
log lu
min
osi
ty (
sola
r units
)
log effective temperature
HR5019 61 Vir
Candidates: isochronal ages
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
3,77 3,76 3,75 3,74 3,73 3,72-0,4
-0,3
-0,2
-0,1
0,0
0,1
0,2
0,3
Sun
5620 537055005750
13
11
9
luminosity~1.4 zero age
age ~ 3-10 Gyrluminosity ~1.5 zero age
7
5
3
1
9
87
6
5
4
32
1
7
6
5
4
3
2
1
HR5019 61 Vir
1.00
0.90
0.95
lo
g lu
min
osi
ty (
sola
r units
)
log effective temperature
[Fe/H] = +0.00
HR7665 Delta Pavonis
Candidates: isochronal ages
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
3,78 3,77 3,76 3,75 3,74 3,73
0,0
0,1
0,2
0,3
0,4
0,5
0,6
age > 5 Gyrluminosity ~1.5 zero age
550056205750
5.5
6.57.5
65
4
3
5
3
41.25
1.20
1.15
2
1
765
43
2
1
[Fe/H] = +0.38
log lu
min
osi
ty (
sola
r units
)
log effective temperature
The “biostars” within 10 parsecs
HD Name mass age [Fe/H] orbit rank d(pc)
1581 Tuc ~ ~ ~ > 8.64628 < ? < ~ 7.510476 107 Psc < ? < > 7.516160 < ? ~ > 7.232147 < ~ > > 8.8100623 < > < > 9.5102365 < > < > 9.2109358 CVn > ~ < ~ 8.4115617 61 Vir ~ ~ ~ > 8.5185144 Dra < > < > 5.8190248 Pav > ~ > ~ 6.1192310 < > ~ > 8.8219134 < ? ~ > 6.5
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
Conclusions & Perspectives
1) We can strongly constrain stars in the astrobiological sense, wit presentdata: [Fe/H] and Teff, chromospheric activity, evolutionary state, age, mass
2) In all neighborhood stars: ~7% are interesting <2% if we take galactic orbits as relevant <1% is actually similar to the Sun
3) Data completeness: only up to ~15 parsecs for [Fe/H] and activity
4) We should better constrain the stellar [Fe/H] and Teff: better ages andmasses
5) Theoreticians should explore habitability criteria for planets appreciablydifferent from the Earth
2nd Brazilian COROT Workshop 2005
THANK YOUTHANK YOU
3 - O Conceito de Zona HabitávelCiclo carbonato-silicato: atua em escalas ~ 106 anos
Pode remover todo o carbono: oceanos + atmosfera em ~ 400 Mano
6
3a – Massas EstelaresLimite inferior de massa: fase inicial de vento denso + excesso de XUV
Tipo GK: fase saturada for ~ 100 Mano a níveis 100 vezes maioresTipo M: fase saturada de ~ 1 Gano ou mais
Güdel et al 1997
Wood et al 2002
Remoção de ~ 10% a 100% de voláteisem escalas de ~ 1-2 Gano
11
ocean planets3 M < M < 10 M (Léger et al 2004)
Marte< 0,5 M
UranoM > 10 M
Terra0,5 M < M < 3 M
3b – Massas Planetárias
Robustez: estabilidade climática (fatores internos e externos)Planetas de maior massa podem ter ZCH maiores
Atividade geológica
Campos magnéticos
12
3c – Metalicidade: formação planetária
Forte relação entre metalicidadee presença de planetas gigantes Composição planetária:
Massa 101.5[Fe/H] (Lissauer 1995)
Razão [Si/Fe] e [Mg/Fe]Razão litosfera/núcleoConvecção no núcleo (magnetismo)
13
Também Fisher & Valenti (2005)
3d – Ainda a metalicidade
Aquecimento radiogênico:
fonte preponderante decalor interno terrestre
40K meia-vida = 1.3 Gano235U meia-vida = 0.7 Gano238U meia-vida = 4.6 Gano232Th meia-vida = 14.1 Gano
produção nucleossintética vs. diluição [X/Fe] vs. decaimento
14
Incertezas na razão 40K/K da Terra
3e – Órbitas Galácticas
Leitch & Vasisht 1998: extinções
Balázs 2000, Lépine et al 2001, 2003: co-rotação na posição do Sol
Riscos: SN, explosões de raios-, nuvens moleculares gigantes, glaciações(Elis & Schramm 1993, Gehrels et al. 2003, Gies & Helsel 2005)
15
0 1 2 3 4
Origem?
RNA
Procariotas
FotossínteseAeróbica
Eucariotas
ExplosãoCambriana
Metazoários
InteligênciaCognitivaO3 observável no Proterozóico ~ 2 Gano atrás (Segura et al 2003)
CH4 observável apenas a 10-1 PAL de O2 (Proterozóico)
Eventos de oxigenação (Blair-Hedges et al 2004): ~ 2.3 e 3.0 Gano de idade
PaleozóicoMesozóicoCenozóico
Arqueozóica Proterozóica
4 – Zona Continuamente Habitável e Escalas de Tempo
16
5b – Candidatas: multiplicidade
34% da amostra de 50 estrelas é binária ou múltiplaMetade é eliminada apenas por ser binária/múltipla
Dois problemas:
Possibilidade de formação de planetas:Barbieri et al 2002 (planetesimais em Eps Eri e 47 UMa)Thébault et al 2002 (planetesimais em Alfa Centauri)
Estabilidade em binárias:Pendleton & Black 1993Holman & Wiegert 1997,1999 limitações, erosão zonas de estabilidade (104
órbitas), problema da coplanaridade
21
Casos interessantes:Alfa Centauri, massas 1.16 e 0.97, P = 80 anos, a = 23.6, e = 0.52 (1999)Eta Cas, massas 0.95 e 0.62, P = 480 anos, e = ?, a = 71 UAMu Cas, SB1, P = 22 anos, e = 0.61HR753, K3V e M7V, P ~ 60 anos, a ~ 15 UA, e ~ 0.7541 Ara, G8V e e anã M, P ~ 690 – 2.200 anos
5c – Candidatas: idade e metalicidade
Porto de Mello & Lyra 2005: atividade cromosférica
Forte quedaexponencialem ~1 Gano
Mesmocomportamento:Ca II HKRaios-XPerda de massa
Período inicialde bombardeio~ 0.5 a 1.0 Gano(Hartmann 2004)
22
5d – Candidatas: idade e metalicidade
Eliminamos estrelas com indicadores cromosféricos sugerindo ~ 1 Gano de idade
24
5e – Candidatas: órbitas galácticas
12 estrelas sobrevivem a todos os critérios: nenhuma possui planeta
25