astronomia do sistema solar (aga292) enos picazzio...
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ASTRONOMIA DO SISTEMA SOLAR (AGA292)
Enos Picazzio (IAGUSP)
PLANETAS
EXTRA-SOLARES
(Exoplanetas)
NÃO HÁ PERMISSÃO DE USO PARCIAL OU TOTAL DESTE MATERIAL PARA OUTRAS FINALIDADES.
Estr
ela
an
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12
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escobert
os e
m 2
00
4 C
réd
ito
: E
SO
.
Assim surgem os mundos : corpos de todos os tamanhos e formas
movem-se do infinito em um grande vácuo; lá eles juntam-se,
rodopiam e formam um único vórtice, uns colidindo com outros,
revolvendo de todas as maneiras, e começam a separar-se uns dos
outros. Leucippus (~480-420 a.C.)
Há infinitos mundos, parecidos ou não como o nosso. Assim como os
átomos são infinitos em número, como já foi provado, (...) não há em
nenhuma parte obstáculo ao número infinito de mundos. Epicurus (341-270 a.C.)
Não pode haver mais mundos que um. Aristóteles (384-322 a.C.)
Existem inúmeros sóis com inúmeras terras girando em torno
deles…Seres vivos habitam esses mundos. Giordano Bruno (1548 - 1600)
Conceitos antigos
• Christian Huygens (1629 - 1695): primeira procura por planetas extra-
solares documentada no final do séc. 17.
Peter van de Kamp (~1950): placas fotográficas registrando
o movimento próprio da Estrela de Barnard:
Conceitos modernos
Sua conclusão: o balanço (oscilação) é causado por um planeta com cerca de 1,6 massa de Júpiter, em órbita excêntrica.
Refinando os cálculos (~1982) concluiu haver dois planetas em órbitas circulares, com 0,7 e 0,5 massa de Júpiter.
Muitos tentaram verificar os trabalhos de van de Kamp mas não encontraram oscilações; as encontradas estavam dentro da margem de erro do método utilizado. Peter van de Kamp morreu em 1995 afirmando suas conclusões.
Planetas não foram confirmados.
Candidatos presentes em estrelas da Sequência Principal
694 exoplanetas (até 19/10/2011) Enciclopedia de exoplanetas • http://exoplanet.eu/ Estatística de exoplanetas •http://media4.obspm.fr/exoplanets/base/statistiques.php
Exoplanetas
Conceituação
A situação se agrava para estrelas bem mais distantes que o Sol
Conceituação
Se fosse em torno da estrela Próxima Centauro (r = 4 ,3 1016 m): LP/LS = 7 10-19
Conceituação
Conceituação
Exemplo: planeta tipo Júpiter, orbitando
estrela a 5 UA, distante 30 a.L.
bola de pingue-pongue vista de 200m!
Critério: máximo de uma fonte coincide
com o mínimo da outra. É o limite teórico
de resolução de um telescópio -> melhora
com o aumento da abertura “d”:
• Telescópio LNA (1.6-m) = 0.71"
• Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046"
• Telescópio Keck (10-m) = 0.012" a = 1.22 ( l / d) Imagem (negativo) de 2 fontes pontuais distantes,
vistas através de uma fenda circular. Diâmetro do telescópio
Telescópios ópticos
Potência de acúmulo de luz
uma quantidade proporcional ao quadrado do diâmetro da
objetiva
Campo de Visão
área visível, determinada pela abertura da entrada e a pupila de
saída do sistema
Limite de resolução
distância mínima para que duas fontes possam ser distinguidas
(Critério de Rayleigh, Sparrow...)
Tamanho
do
Telescópio
Tamanho
do
pixel
Telescópios ópticos e CCDs
Fonte: Christopher W. Churchill
Métodos de detecção
• Velocidade Radial
• Astrometria
• Trânsitos
• “Pulsar timing”
• Lente Gravitacional
• Configuração de Disco
• Astrometria Diferencial
• Luz Refletida
• Luz Transmitida
• Emissões Aurorais
• Emissões Rádio
• Sinais Antropogênicos
• Imageamento por Coronógrafo
• Imageamento por Interferometria
Métodos de detecção
Velocidade radial
Astrometria
Trânsito
Microlente
gravitacional
Imageamento
Movimento relativo da estrela projetado na
direção do observador causa deslocamento
Doppler no espectro estelar.
Trânsitos dos planetas pelo disco estelar causa
diminuição sutil de brilho da estrela,
perceptível pela curva de luz .
Estrelas provocam efeito de lente ao
transitarem em frente de estrelas de fundo. A
presença de planetas provoca um pico na curva
de luz da estrela de fundo.
Planetas refletem a luz da estrela e podem ser
imageados. Método exige processo artificial
para remover a imagem da estrela.
Métodos de detecção
Movimento relativo da estrela projetado no
plano do céu causa deslocamento aparente
perceptível na posição da estrela.
Fonte: Christopher W. Churchill
Imageamento
Velocidade Doppler
Astrometria
Lente gravitacional
Critério: massa
Comparando os métodos:
Fonte: Christopher W. Churchill
Critério: órbita
Comparando os métodos:
Imageamento
Velocidade Doppler
Astrometria
Lente gravitacional
Fonte: Christopher W. Churchill
estrela
planeta
Métodos indiretos de detecção: Astrometria
Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema
• Movimento do Sol para o
período de 1960 a 2025,
visto de uma distância de 10
pc (~ 32 a.l.) na direção
perpendicular ao plano da
eclíptica (i = 0o).
• Astrometria apresenta
precisão bem maior se
observação for feita do
espaço.
http://planetquest.jpl.nasa.gov/Navigator/material/sim_material.cfm
valores em segundo de arco
Métodos indiretos de detecção: Astrometria
Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema
Centro
de massa
Visão nas
proximidades
da estrela
Visão
panorâmica
Quanto maior for o planeta,
mais pronunciado será o efeito
Métodos indiretos de detecção: Astrometria
Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema
Os planetas da estrela Gliese 876, cerca de 15 anos-luz.
O planeta tem quase a metade de seu tamanho .
Métodos indiretos de detecção: Astrometria
Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema
Métodos indiretos de detecção: Astrometria
Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema
Massas elevadas
Excentricidades elevadas
Métodos indiretos de detecção: Astrometria
Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema
O comprimento de onda
diminui nesta direção
E aumenta nesta direção
O Efeito Doppler
Métodos indiretos de detecção
Deslocamento Doppler
provocado pelo
movimento da estrela
Métodos indiretos de detecção: Velocidade Radial
Quanto maior for o planeta, mais pronunciado será o efeito
l1 l2
l0
l1 l0 l2
- l1 n l2
l0 c =
Limíte da tecnologia atual:
-1sm3v
c
v
0
l
l
Desvio Doppler:
Comprimento de onda
da luz como medido
em laboratório
(referência)
Mudança no comprimento
de onda Velocidade Radial
Velocidade da luz 8
0
10-
l
l
(Deslocamento Doppler)
Métodos indiretos de detecção: Velocidade Radial
Movimento Doppler
rs rp
r = rp + rs ms mp
Equacionando as acelerações gravitacional e circular:
Planeta:
Estrela:
Somando:
2
2
r
mmGrmF SP
PPC
2
2
r
mmGrmF SP
SSC
2
PS2
SP
2
r
)mm(Gr)rr(
2
2
r
mmGrmF SP
PPC
2
2
r
mmGrmF SP
SSC
Movimento Doppler
rs rp
r = rp + rs ms mp
)mm(Gr)rr( PS
32
SP
2
Equacionando as acelerações gravitacional e circular:
Planeta:
Estrela:
Somando:
2
2
r
mmGrmF SP
PPC
2
2
r
mmGrmF SP
SSC
T
2
Lembrando:
Velocidade angular
Período de oscilação
Movimento Doppler
rs rp
r = rp + rs ms mp
)mm(Gr)rr( PS
32
SP
2
Equacionando as acelerações gravitacional e circular:
Planeta:
Estrela:
Somando:
2
2
r
mmGrmF SP
PPC
2
2
r
mmGrmF SP
SSC
SPS GmmmGT
rr
2
3232 4
3a Lei de Kepler
Movimento Doppler
rs rp
r = rp + rs ms mp
Equacionando as acelerações gravitacional e circular:
Planeta:
Estrela:
Somando:
Movimento Doppler
rs rp
r = rp + rs ms mp
P
SPS
PSSP
PSSSPP
PSSSPSPP
SSPP
m
rmmr
mmrrm
mmrrrm
mrmrmrmr
mrmr
)(
)(
)()(
P
SPS
m
rmmr
)(
do centro de massa
3
332 )(
P
SPSPS
m
rmmmmG
Amplitude da velocidade radial de uma estrela
PS mmGr 32
3a Lei de Kepler
P
SPS
m
rmmr
)(
do centro de massa
3
332 )(
P
SPSPS
m
rmmmmG
Amplitude da velocidade radial de uma estrela
PS mmGr 32
3a Lei de Kepler
T
2
r
r
r
3
S
2
3
S
3
S
e
v
v
v
3
S
3
S
S
P
SPS
m
rmmr
)(
do centro de massa
Amplitude da velocidade radial de uma estrela
PS mmGr 32
3a Lei de Kepler
2
v
2
)(v
)(v
)(
323
s
323
s3
3
333
s
3
332
TrmTrmmGm
m
rmmmmG
m
rmmmmG
SSSPS
P
P
SPSPS
P
SPSPS
2
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2
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r
r
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2
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S
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S
e
v
v
v
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3
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S
P
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m
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do centro de massa
Amplitude da velocidade radial de uma estrela
PS mmGr 32
3a Lei de Kepler
2
v
2
)(v
)(v
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323
s
323
s3
3
333
s
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TrmTrmmGm
m
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m
rmmmmG
SSSPS
P
P
SPSPS
P
SPSPS
PSS mmT
G 3/2
3/12
v-
2
T
2
r
r
r
3
S
2
3
S
3
S
e
v
v
v
3
S
3
S
S
PSS mmT
G 3/2
3/12
v-
Exemplos
Júpiter:
Terra:
-2-1311 skgm10673,6G -
kg100,2m 30Sun
kg109,1m 27Júp anos86,11T
-1S ms4,12v
kg100,6m 24Terra ano1T
-1S ms09,0v
Amplitude da velocidade radial de uma estrela
Visível:
estrela/planeta
= 1 bilhão
Infravermelho:
estrela/planeta
= 1 milhão
Luz refletida pelo planeta
Método direto de detecção: Imageamento
Fonte: Christopher W. Churchill
(Imagem simulada de Júpiter se visto à distância de 10pc
Método usa interferometria no infravermelho com telescópio de
solo. Resultado depende a luz do planeta, não da inclinação do
seu plano orbital.
Luz refletida pelo planeta
Método direto de detecção: Imageamento
Fonte: Christopher W. Churchill
Alguns exemplos Pictoris
Imagem da estrela beta da
constelação do Pintor, obtida
com coronógrafo estelar.
A estrela central é ocultada por
um disco artificial no
instrumento.
(Smith & Terrile, 1987)
Enos Picazzio IAGUSP
Agosto 2006
Disco secundário pode ser
maior que 130 AU
(HST 2006)
Variação de luz decorrente de um eclipse
Quanto maior for o planeta, mais
pronunciado será o efeito.
Contraste é maior no infravermelho que no
visível
Métodos indiretos de detecção: Fotometria
Absorção adicional de
sódium decorrente da
passagem da luz pela
atmosfera do planeta.
Métodos indiretos de detecção: Fotometria
Métodos indiretos de detecção: Fotometria
Métodos indiretos de detecção: Fotometria
A curva de luz da estrela que está sendo submetida ao efeito,
aumenta ligeiramente quando o planeta cruza seu disco.
Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional
G = cte gravitacional
M = massa do objeto
que causa a lente
c = veloc. da luz
E = diâmetro angular
do anel de Einstein.
SL
LSE
DD
D
c
GM
2
4
DS DL
DLS Fonte: Wikipedia
plano
da fonte
plano
da lente
plano do
observador
Anel de Einstein
Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional
Pico sobre a curva de luz da estrelas de fundo
Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional
Fonte: Christopher W. Churchill
OGLE-2005-BLG-169Lb
“super-Terra” (13 massas terrestres)
Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional
RV = velocidade radial
K ~ a metade da amplitude de variação das velocidades radiais medidas.
w - ângulo entre a direção do semi-eixo maior da órbita elíptica, no espaço, e a linha em que
o plano do movimento intercepta um plano perpendicular à linha de visada
v - ângulo formado pelo segmento estrela-planeta e o eixo-maior da elipse (contando-se a
partir do periastro)
A curva das velocidades radiais medidas só é uma senóide se a órbita for circular (e=0).
Se a órbita é elíptica, a curva é uma senóide deformada.
As deformações permitem determinar e e w.
Do tipo espectral da estrela podemos estimar o valor de M.
Das medidas obtemos 2 parâmetros principais: período e K e com eles determinamos os
demais parâmetros (supondo que a massa da estrela é bem maior do que a do planeta e
M+m ~ M).
Não há como separar m e sin i sem informações adicionais.
http://www.astro.iag.usp.br/%7Esylvio/exoplanets/planetas.htm
Essas informações podem ser obtidas se for possível observar os deslocamentos da estrela (astrometria), ou se houver no sistema pelo menos 2 planetas de grande massa cuja interação produza alterações em seus movimentos, cujo reflexo em RV possa ser medido. Esses casos são porém raros, e as tabelas de exoplanetas sempre dão m.sin i ao invés de m. Uma exceção são os planetas da estrela Gliese 876. Essa estrela tem dois planetas que têm interações gravitacionais fortes e que podem ser medidas e também teve as variações na posição da estrela observadas com o telescópio espacial. Nesse caso, temos uma estimativa direta da massa m. A dinâmica planetária também permite entender melhor porque só estamos descobrindo planetas tão grandes e tão próximos às estrelas. Usando a terceira lei de Kepler, pode-se ver que a quantidade observada K é aproximadamente proporcional ao produto m.sin i e inversamente proporcional à raiz quadrada do produto Ma. Então K é maior se m é grande (planeta grande) e se a é pequeno (planeta próximo à estrela).
http://www.astro.iag.usp.br/%7Esylvio/exoplanets/planetas.htm
http://www.astro.iag.usp.br/%7Esylvio/exoplanets/planetas.htm
A descoberta também é favorecida quando a estrela é de baixa massa. Estes resultados estão traduzidos de forma gráfica na figura:
As tres linhas da figura indicam os valores de K=30 m/s, K=10 m/s e K=3m/s. Para um planeta como Júpiter ao redor de uma estrela como o Sol, e à mesma distância da estrela que Júpiter do Sol, K=13 m/s. Esse valor está acima do limite dos espectrógrafos atuais e um planeta desse tipo poderá ser descoberto acumulando-se observações por um tempo longo (o período de Júpiter ao redor do Sol é 11,8 anos).
Já para um planeta como a Terra, a 1 UA de uma estrela como o Sol, K=10 cm/s. Isso é muito menos do que permitem os melhores espectrógrafos e menor do que as variações de velocidade na fotosfera de muitas estrelas devidas à turbulência.
Para 167 exoplanetas conhecidos com M sen i < 15 MJup. Há uma queda drástica para
planetas de massa elevada, aproximadamente representada por uma lei de potência
dN/dM ~ M-1,16. Planetas de massa pequena apresentam amplitudes Doppler menores, o que
caracteriza um efeito seletivo, não necessariamente real.
Distribuição de massa mínima
Distribuição para 167 exoplanetas, com 0.03 < a < 10 em escala logarítmica.
Distribuição de distância orbital
Distribuição de períodos entre os chamados “júpiteres quentes”. Há sensível
concentração próxima a “3 dias”. Mapeamentos pela técnica Doppler geralmente são
mais sensíveis a esse tipo de planeta.
Distribuição de período
Alguns exemplos
Alguns exemplos Upsilon Andromedae
• semelhante ao Sol, porém um pouco mais jovem, mais massiva e mais brilhante • 44 a.l. de distância • conhecida há pouco mais de uma década • tem 3 planetas do tipo de Júpiter • 2 planetas têm órbitas inclinadas em ̴ 30o • é possível que haja um 4o. Planeta com órbita altamente excêntrica • Causas possíveis para órbitas inclinadas: migração interna dos planetas ejeção de outros planetas do sistema, por interação mútua influência da estrela companheira Upsilon B
Alguns exemplos 55 Cancri
O disco é arqueado e possui pequenas variações na densidade de poeira. Isto pode ser
causado pelo arrasto de uma companheira invisível, talvez um planeta gigante. Até o
momento, este é o único caso em que o disco é mais azulado que a estrela. Isto pode
indicar a presença de grãos pequenos, que espalham com mais eficiência luz azul que luz
vermelha. O excesso de grãos pequenos pode ser indicativo de que a estrela não é
brilhante o suficiente para “soprar” essa poeira. Em estrelas maiores e mais brilhantes a
pressão da radiação “sopra” para o espaço a poeira do disco. Credit: NASA, ESA, J.E. Krist (STScI/JPL), D.R. Ardila (JHU), D.A. Golimowski (JHU), M. Clampin (NASA/GSFC), H.C. Ford (JHU), G.D. Illingworth (UCO-Lick), G.F. Hartig (STScI)
and the ACS Science Team
Hubble Space Telescope
Planetas estão sendo formados, ou já
existem. Grãos de poeira, fomados por
colisão entre asteróides e cometas
refletem a luz da estrela. A estrela tem
cerca de 12 milhões de anos, e está a
aproximadamente 32 anos-luz da Terra.
Seu tipo, anã-vermelha tipo espectral
M, é muito comum nas vizinhanças do
Sol.
Disco de despojos ao redor da
anã-vermelha AU Microscopii.
Alguns exemplos AU Microsopii
Disco de poeira ao redor de
HD 107146, uma anã amarela
semelhante ao Sol
A estrela é bem mais jovem que o Sol, tem entre 30 e 250 milhões de anos. Está cerca de 88 anos-luz da Terra. Até o momento é o único disco visto ao redor de uma estrela tão parecida com o Sol. As pequenas diferenças de brilho nos dois lados do disco se deve ao fato de que grãos pequenos espalham mais luz quando estão entre a Terra e a estrela do que se estiveram atrás desta. Isto sugere que o lado mais brilhante do disco está mais próximo de nós. O disco é mais avermelhado que a estrela, um indicativo de presença de grãos com cerca 2 milésimos de milímetro. Estima-se que o Sol tenha um disco de poeira, situado além de Netuno, dez vezes mais fino que o desta estrela. Mesmo o Sistema Solar pode conter de mil a dez mil vezes menos poeira. É possível que com estas características (tamanho e espessura do disco e a quantidade de poeira) esta estrela jamais evolua para ums sistema planetário como o nosso. Isto mostra que estrelas parecidas não possuem necessariamente sistemas planetários similares.
Credit: NASA, ESA, D.R. Ardila (JHU), D.A. Golimowski (JHU), J.E.
Krist (STScI/JPL), M. Clampin (NASA/GSFC), J.P. Williams
(UH/IfA), J.P. Blakeslee (JHU), H.C. Ford (JHU), G.F. Hartig
(STScI), G.D. Illingworth (UCO-Lick) and the ACS Science Team
Alguns exemplos HD 107146
Esquema do Sistema
PSR B1267+12
Alguns exemplos
http://www.astro.iag.usp.br/%7Esylvio/exoplanets/planetas.htm
Massa: (1.00 +/- 0.05) MO
Diâmetro: ~ DO ?
Luminosidade: ~ 0,93 LO
Metalicidade [Fe /H]: ~ 1,4 MO
Fotometricamente estável
Idade: ~ 4 bilhões de anos
Mag. Aparente: 7,7
Distância: ~ 90 AL
Estrela
Tipo: a) G5 V, anã, amarelo-alaranjado (?)
b) Subgigante mais evoluída (?)
David A. Hardy, PPARC
Período orbital: 2231 ± 400 d
Excentricidade: 0.05 www.solstation.com/star2/hd70642
HD 70642, um caso especial ?
WASP-12b: o planeta mais quente da Via Láctea está sendo dragado pela sua estrela.
A gravidade da estrela distorce o planeta e torna seu interior tão quente que sua
atmosfera expande e se mescla com a estrela. Calcula-se que em 10 milhões de
anos o planeta seja completamente consumido
O WASP-12b é 40% mais massivo que
Júpiter e orbita uma estrela do tipo solar
(distante 600 a.l. de nós, na constelação
Auriga), com período de cerca de 26,4
horas. A temperatura na alta
atmosfera atinge 1.540 oC. Sua forma
é ovalada em consequência da
intensa maré.
Gigantes quentes
Gigantes quentes, também designados júpiteres quentes, são exoplanetas que estão a distâncias muito próximas de usas estrelas, daí a temperatura elevada. Novas descobertas sugerem que sistemas que contenham esse tipo de planeta podem não conter planetas do tipo terrestre. Dos 27 conhecidos, 6 orbitam em sentido oposto à rotação de suas estrelas, o que é inesperado. Além disso, mais da metade desses exoplanetas quentes têm órbitas desalinhadas com o eixo de rotação de suas estrelas. Os núcleos dos planetas gigantes devem contar uma mistura de rochas e gelos diversos, encontrados em regiões frias, distante da estrela central. Os gigantes quentes, devem ter sido formados distante da estrela e migrado para a região interna por conta das interações gravitacionais com o disco de protoplanetário . Este cenário ocorre na escala de alguns milhões de anos e resulta no alinhamento das órbitas com o eixo de rotação da estrela. Órbitas retrógradas podem ser efeito de interação gravitacional com corpo maior, talvez uma companheira estelar.
Gigantes quentes com órbita retrógrada
Arte (ESO)
Gigantes quentes com órbitas inclinadas
Exoplanetas: Missão Kepler (Procura de Planetas Habitáveis)
Foi o primeiro caso
observado.
A descoberta ocorreu em
1993, mas só foi confirmada
em 2003.
Esse planeta orbita um par
de estrelas (pulsar e anã
branca) , em um aglomerado
globular na constelação do
Escorpião.
Sua idade é estimada em
cerca de 13 bilhões de anos.
Exoplanetas: PSR B1620-26b é o mais velho
Planetas em pulsares são remanecentes de estrelas
mortas. Estão sob radiação intensa
(NASA)
O exoplaneta mais denso.
Orbita sua estrela em
apenas 18 horas
Ele é pouco maior que a
Terra, mas sua massa é
cerca de 9 vezes maior
que a terrestre. Sua
densidade é próxima a da
chumbo
(11,3 g/cc.
Exoplanetas: 55 Cancri é o mais denso
(U. Texas, NSF, NASA)
Exoplaneta gasoso com Júpiter. Sua massa é 3 vezes maior que a de Júpiter. Ele orbita uma estrela jovem (200 milhões de anos) e demora cerca de 876 anos para dar uma volta completa em torno dela. Descoberto em 2008, ele está a 84 anos luz da Terra.
Exoplanetas: Formalhaut b tem o ano mais longo
[ESA, NASA, and L. Calcada (ESO for STScI)]
Pouco menor que Júpiter, ele orbita sua estrela (Epsilon Eridani)
em cerca de 7 anos.
Sua distância da Terra é aproximadamente 10,4 anos-luz.
Exoplanetas: Epsilon Eridani b é o mais próximo da Terra
Greg Bacon, Benedict et al, STScI, ESA, NASA)
Sua temperatura é 50K (-223 °C) Localiza-se a 21.000 anos-luz da Terra. Na constelação do Escorpião. OGLE é acrônimo de “Optical Gravitational Lensing Experiment” (ESO)
Exoplanetas: OGLE-2005-BLC-390L é o mais frio
. (ESO – Observatório Austral Europeu)
Ela tem 4 exoplanetas , e
o 581e é o que está mais
próximo da estrela. Seu
ano é de apenas 3,15 dias
terrestres.
A massa deste exoplaneta
é o dobro da terrestre.
O sistema planetário da
estrela Gliese foi
descoberto em abril de
2009.
Exoplanetas: Gliese 581e é o mais leve
. (ESO – Observatório Austral Europeu) Gliese 581 é uma estrela
anã vermelha da
constelação de Libra, a
20,5 anos da Terra.
A massa deste exoplaneta é o dobro da
terrestre.
O sistema planetário da estrela Gliese foi
descoberto em abril de 2009.
Descoberto em
fevereiro de 2011.
Este exoplaneta orbita a
estrela CD-35 2722.,
distante 70 anos-luz da
Terra.
Sua massa é 31 vezes
maior que a de Júpiter
Exoplanetas: CD-532722b é o mais maciço
NASA/JPL-Caltech/ T. Pyle (SSC)
Este exoplaneta foi descoberto em novembro de 2010, orbitando a
estrela HIP 13044, a 2000 anos-luz da Terra.
Acredita-se que essa estrela tenha pertencido a outra galáxia que foi tragada pela Via Láctea há 6 bilhões de anos.
Ele orbita a estrela em 16 dias e sua massa é 25% maior que a de
Júpiter.
Exoplanetas: HIP13044b pode ter sido de outra galáxia
(ESO – Observatório Austral Europeu)
A tendência de
apresentar
órbitas de
elevada
excentricidade
é real ?
O que nos dizem os fatos observados?
• A maioria dos
exoplanetas
descobertos tem
órbitas menores que
a de Júpiter.
• Exoplanetas muito
distantes apresentam
desvio Doppler
quase imperceptível.
O que nos dizem os fatos observados?
Poucos gigantes gasosos são Júpiteres-quentes
O que nos dizem os fatos observados?
Podemos explicar as peculiaridades das órbitas observadas?
Precisamos modificar a teoria de formação do Sistema Solar?
Sobre a formação de sistemas planetários
O que nos dizem os fatos observados?
• Essa teoria preve que planetas de grande massa como Júpiter não
deveriam se formar na região interna a 5 UA (onde apenas rochas e
metais se condensam).
• A presença de “Jupiteres Quentes” (gigantes gasosos muito
próximos de suas estrelas) sugere o mecanismo de “migração
planetária (encontros gravitacionais deslocam planetas na direção
da estrela).
Revisando a Teoria Nebular
Modificando a Teoria Nebular
• Observações sugerem que a teoria nebular parece inadequada para
explicar os sistemas planetários conhecidos.
• Migração planetária e encontros gravitacionais devem ser mais
importantes do que se pensava.
O que nos dizem os fatos observados?
Exoplanetas são comuns ou raros?
• Uma em cada 10 estrelas examinadas tinham
exoplanetas.
• As demais podem ter exoplanetas pequenos que ainda
não podem ser identificados com a instrumentação e as
técnicas atuais.
O que nos dizem os fatos observados?
Espectro simulado
Modelo para a Terra Procura de planetas com alguma espécie de vida
Fonte: Christopher W. Churchill
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