Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars

We present an analytic model for the interaction between planetary atmospheres and stellar winds from main sequence M stars, with the purpose of obtaining a quick test-model that estimates the timescale for total atmospheric mass loss due to this interaction. Planets in the habitable zone of M dwarfs may be tidally locked and may have weak magnetic fields, because of this we consider the extreme case of planets with no magnetic field. The model gives the planetary atmosphere mass loss rate as a function of the stellar wind and planetary properties (mass, atmospheric pressure and orbital distance) and an entrainment efficiency coefficient $\alpha$. We use a mixing layer model to explore two different cases: a time-independent stellar mass loss and a stellar mass loss rate that decreases with time. For both cases we consider planetary masses within the range of $1\to10$ M$_{\oplus}$ and atmospheric pressures with values of 1, 5 and 10 atm. For the time dependent case, planets without magnetic field in the habitable zone of M dwarfs with initial stellar mass losses of $\leq \dot{M}_{w} < 10^{-11}$ M$_{\odot}$ yr$^{-1}$, may retain their atmospheres for at least 1 Gyr. This case may be applied to early spectral type M dwarfs (earlier than M5). Studies have shown that late type M dwarfs (later than M5) may be active for long periods of time ($\geq 4$Gyr), and because of that our model with constant stellar mass loss rate may be more accurate. For these stars most planets may have lost their atmospheres in 1 Gyr or less because most of the late type M dwarfs are expected to be active. We emphasize that our model only considers planets without magnetic fields. Clearly we must expect a higher resistance to atmospheric erosion if we include the presence of a magnetic field.Comment: Icarus, submitted. 18 pages, 6 figure

Searching for transits in the WTS with the difference imaging light curves

The search for exo-planets is currently one of the most exiting and active topics in astronomy. Small and rocky planets are particularly the subject of intense research, since if they are suitably located from their host star, they may be warm and potentially habitable worlds. On the other hand, the discovery of giant planets in short-period orbits provides important constraints on models that describe planet formation and orbital migration theories. Several projects are dedicated to discover and characterize planets outside of our solar system. Among them, the Wide-Field Camera Transit Survey (WTS) is a pioneer program aimed to search for extra-solar planets, that stands out for its particular aims and methodology. The WTS has been in operation since August 2007 with observations from the United Kingdom Infrared Telescope, and represents the first survey that searches for transiting planets in the near-infrared wavelengths; hence the WTS is designed to discover planets around M-dwarfs. The survey was originally assigned about 200 nights, observing four fields that were selected seasonally (RA = 03, 07, 17 and 19h) during a year. The images from the survey are processed by a data reduction pipeline, which uses aperture photometry to construct the light curves. For the most complete field (19h-1145 epochs) in the survey, we produce an alternative set of light curves by using the method of difference imaging, which is a photometric technique that has shown important advantages when used in crowded fields. A quantitative comparison between the photometric precision achieved with both methods is carried out in this work. We remove systematic effects using the sysrem algorithm, scale the error bars on the light curves, and perform a comparison of the corrected light curves. The results show that the aperture photometry light curves provide slightly better precision for objects with J < 16. However, difference photometry light curves present a significant improvement for fainter stars. In order to detect transits in the WTS light curves, we use a modified version of the box-fitting algorithm. The implementation on the detection algorithm performs a trapezoid-fit to the folded light curve. We show that the new fit is able to produce more accurate results than the box-fit model. We describe a set of selection criteria to search for transit candidates that include a parameter calculated by our detection algorithm: the V-shape parameter, which has proven to be useful to automatically identify and remove eclipsing binaries from the survey. The criteria are optimized using Monte-Carlo simulations of artificial transit signals that are injected into the real WTS light curves and subsequently analyzed by our detection algorithm. We separately optimize the selection criteria for two different sets of light curves, one for F-G-K stars, and another for M-dwarfs. In order to search for transiting planet candidates, the optimized selection criteria are applied to the aperture photometry and difference imaging light curves. In this way, the best 200 transit candidates from a sample of ~ 475 000 sources are automatically selected. A visual inspection of the folded light curves of these detections is carried out to eliminate clear false-positives or false-detections. Subsequently, several analysis steps are performed on the 18 best detections, which allow us to classify these objects as transiting planet and eclipsing binary candidates. We report one planet candidate orbiting a late G-type star, which is proposed for photometric follow-up. The independent analysis on the M-dwarf sample provides no planet candidates around these stars. Therefore, the null detection hypothesis and upper limits on the occurrence rate of giant planets around M-dwarfs with J < 17 mag presented in a prior study are confirmed. In this work, we extended the search for transiting planets to stars with J < 18 mag, which enables us to impose a more strict upper limit of 1.1 % on the occurrence rate of short-period giant planets around M-dwarfs, which is significantly lower than other limit published so far. The lack of Hot Jupiters around M-dwarfs play an important role in the existing theories of planet formation and orbital migration of exo-planets around low-mass stars. The dearth of gas-giant planets in short-period orbit detections around M stars indicates that it is not necessary to invoke the disk instability formation mechanism, coupled with an orbital migration process to explain the presence of such planets around low-mass stars. The much reduced efficiency of the core-accretion model to form Jupiters around cool stars seems to be in agreement with the current null result. However, our upper limit value, the lowest reported sofar, is still higher than the detection rates of short-period gas-giant planets around hotter stars. Therefore, we cannot yet reach any firm conclusion about Jovian planet formation models around low-mass and cool main-sequence stars, since there are currently not sufficient observational evidences to support the argument that Hot Jupiters are less common around M-dwarfs than around Sun-like stars. The way to improve this situation is to monitor larger samples of M-stars. For example, an extended analysis of the remaining three WTS fields and currently running M-dwarf transit surveys (like Pan-Planets and PTF/M-dwarfs projects, which are monitoring up to 100 000 objects) may reduce this upper limit. Current and future space missions like Kepler and GAIA could also help to either set stricter upper limits or finally detect Hot Jupiters around low-mass stars. In the last part of this thesis, we present other applications of the difference imaging light curves. We report the detection of five faint extremely-short-period eclipsing binary systems with periods shorter than 0.23 d, as well as two candidates and one confirmed M-dwarf/M-dwarf eclipsing binaries. The etections and results presented in this work demonstrate the benefits of using the difference imaging light curves, especially when going to fainter magnitudes.Die Suche nach Exoplaneten ist heute eine der interessantesten und aktivsten Forschungsgebiete in der Astronomie. Vor allem erdähnliche Planeten sind das Ziel diverser Forschungsprojekte, da diese, sofern sie in einem bestimmten Abstand um ihrem Mutter-Stern kreisen, eine Oberflächentemperatur aufweisen, die ein Vorkommen von Wasser in flüssiger Form ermöglicht und somit ``habitabel'' sind. Außerdem sorgt die Entdeckung von Gasriesen in kurzperiodischen Umlaufbahnen für wichtige Erkenntnisse zu Modellen, die die Planetenbildung und orbitale Migration beschreiben. Viele Projekte haben es sich zum Ziel gesetzt, Planeten außerhalb unseres Sonnensystems zu finden und zu charakterisieren. Eines dieser Projekte is der WFCam Transit Survey (WTS), ein Pionierprogramm, das sich durch eine besondere Zielsetzung und Methodik auszeichnet. Die Beobachtungen für WTS haben im August 2007 am United Kingdom Infrared Telescope in Hawaii begonnen. Der Survey unternimmt die erste Suche nach Exoplaneten im nah-infraroten Wellenlängenbereich, welcher für die Suche nach Planeten um M-Zwerge optimal ist. Ursprünglich waren für das Projekt etwa 200 Nächte geplant - verteilt auf insgesamt vier Felder, welche über das Jahr verteilt beobachtet wurden. Die gewonnen Daten werden in einer automatischen Pipeline prozessiert, um Lichtkurven mit Aperturphotometrie zu erstellen. Für das Feld mit den meisten Beobachtungen (``19h-Feld'' mit 1145 Belichtungen)erzeugen wir ein alternatives Set an Lichtkurven mit ``difference imaging'', einer photometrische Methode, die sich in der Vergangenheit für Felder mit hohen Sterndichten als überlegen herausgestellt hat. Ein quantitativer Vergleich zwischen der photometrischen Genauigkeit der beiden Methoden wurde in dieser Arbeit durchgeführt. Wir korrigieren ausserdem systematische Effekte unter Verwendung des ``sysrem'' Algorithmus, skalieren die unrealistischen Fehlerbalken in den Lichtkurven und vergleichen diese mit den ursprünglichen. Die Ergebnisse zeigen, dass die Lichtkurven der Aperturphotometrie geringfügig höhere Genauigkeit für Objekte mit J < 16 mag aufweisen. Difference imaging Lichtkurven zeigen dagegen eine deutliche Verbesserung für schwächere Sterne. Um Transits von Planeten zu detektieren, verwenden wir eine modifizierte Version des ``box-fitting'' Algorithmus. Unsere Implementierung erweitert den Algorithmus um einem Trapezoid-Fit des Transitbereichs in der gefalteten Lichtkurve. Wie wir zeigen, liefert dieser Fit bessere Resultate als der reine Box-Fit. Wir beschreiben ein Set von Selektionskriterien, mit welchem wir nach Transit-Kandidaten in den Lichtkurven suchen. Diese Kriterien beinhalten einen Parameter, der von unserem Detektionsalgorithmus berechnet wird: der V -Form Parameter. Dieser hat sich als sehr nützlich herausgestellt, um automatisch bedeckungsveränderliche Doppelsterne zu identifizieren und diese von der Suche nach Planeten auszuschliessen. Wir optimieren die Kriterien über Monte-Carlo Simulationen von künstlichen Transitsignalen, welche in die realen WTS Lichtkurven eingespeist und durch unseren Detektionsalgorithmus analysiert werden. Wir führen die Optimierung der Selektionskriterien separat für zwei getrennte Sets von Lichtkurven durch, jeweils eines für F-G-K Sterne und für M-Sterne. Um nach Transits von Planeten zu suchen, werden die optimierten Kriterien auf die Lichtkurven von Aperturphotometrie und difference imaging Photometrie angewendet. Auf diese Weise werden die 200 besten Transitkandidaten aus ~475 000 Quellen automatisch selektiert. Danach wird eine visuelle Untersuchung der gefalteten Lichtkurven vorgenommen, um klare Fehldetektionen zu entfernen. Anschließend werden weitere Analyseschritte für die vielversprechendsten 18 Kandidaten durchgeführt, was es uns ermöglicht, diese Objekte als Planeten-Kandidaten oder bedeckungsveränderliche Doppelsterne zu klassifizieren. Wir haben einen vielversprechenden Planetenkandidaten gefunden, der um einen späten G-Stern kreist, für welchen wir eine photometrische Nachbeobachtung vorschlagen. Die davon unabhängige Analyse der M-Stern Lichtkurven führte zu keiner Detektion. Damit können wir die Nullhypothese und die oberen Limits für die Häufigkeit von Gasriesen um M-Zwerge mit J < 17 mag aus einer früheren Studie bestätigen. In dieser Arbeit erweitern wir die Suche nach Planetentransits auf Sterne mit J < 18 mag, was es uns ermöglicht, ein Limit von 1.1 % für die Häufigkeit von kurzperiodischen Gasreisen um M-Zwerge zu setzen, was deutlich niedriger ist als die Limits anderer Publikationen. Der Mangel an Hot Jupiters um M-Zwerge spielt eine wichtige Rolle für die Theorien von Planetenentstehung von Exoplaneten um Sterne mit niedriger Masse. Das Fehlen von Gasriesen in kurzperiodischen Orbits um M-Sterne zeigt, dass der Disk-Instabilitätsmechanismus in Kombination mit einer Migration des Orbits nicht benötigt wird,um die Planetenbildung zu beschreiben. Die deutlich geringere Effizienz des ``Core Accretion'' Modells, Jupiter um kühle Sterne zu erzeugen, wird durch die Nullhypothese bestätigt. Unser oberes Limit ist jedoch immer noch höher als die Detektionsraten von kurzperiodigen Gasriesen um heißere Sterne. Wir können also keinen abschließendes Fazit über die Entstehungsmodelle von jupiterähnlichen Planeten um kühle, massearme Hauptreihensterne ziehen. Momentan gibt es noch nicht ausreichende Beobachtungen, um die Vorhersage, dass Hot Jupiters weniger häufig um M-Sterne als um sonnenähnliche Sterne sind, zu untermauern. Um dies zu erreichen, muss eine noch grössere Anzahl an M-Sternen beobachtet werden. Dies könnte durch eine umfassende Analyse aller vier WTS Felder erreicht werden oder aber durch andere momentan durchgeführte M-Zwerg Transit Surveys wie etwa Pan-Planets oder PTF/M-Dwarfs, welche nahezu 100 000 M-Sterne beobachten. Aktuelle und zukünftige Weltraummissionen wie Kepler und GAIA könnten ebenfalls weitere Erkenntnise über die Häufigkeit von Hot Jupiters um massearme Sterne liefern. Im letzten Teil dieser Arbeit präsentieren wir weitere Anwendungen der difference imaging Lichtkurven. Wir haben insgesamt fünf lichtschwache, bedeckungsveränderliche Doppelsternsysteme mit extrem kurzen Perioden unterhalb von 0.23 Tagen detektiert. Ausserdem konnten wir zwei weitere unbestätigte und ein bestätigtes bedeckungsveränderliches M-Zwerg/M-Zwerg Doppelstern-System finden. Alle in dieser Arbeit präsentierten Detektionen demonstrieren die Stärken der difference imaging Methode, welche vor allem bei lichtschwächeren Magnituden entscheidende Vorteile bringt

Urban regeneration with a habitable and resilient vision for the conurbation of toluca

This article analyzes the situation of three case studies in the urban area of Toluca including the raising of the quality of life in the urban population, through intervention in distinct qualitative and quantitative indicators which allow for comprehensive, timely and efficient observation of the issues facing cities when it comes to the design and development of neighborhoods. These interventions consist of regenerating urban areas, creating urban spaces with vision, habitable and resilient attending to problems of social exclusion, of housing and environments in a holistic way, guaranteeing the habitability of massive housing. The article will focus on an analysis of three case studies in the metropolitan area of the city of Toluc

Emanation Study of Gas Radon on the Ancient Cuexcomate Geyser in Puebla City, Mexico

Radon measurements were collected over a period of nine months in the area of the ancient Cuexcomate geyser, in Puebla City. For measuring radon, the passive method of nuclear tracks in solids was used, using polycarbonate CR-39 as radiation sensitive material. Radon concentrations varied in strong anti-correlation with the rainfall intensity. And are lower compared to other locations, in concordance with the stratigraphic composition, as travertine and deposits of volcanic origin, corresponding to the geyser chemical composition and the active environment in the north part of the Trans-Mexican Volcanic Belt with an andesitic and basalt composition