ASTRONOMIA DO SISTEMA SOLAR (AGA292) Enos Picazzio …picazzio/aga292/Notasdeaula/exoplanetas.pdf · • Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046" Imagem (negativo) de 2 fontes pontuais

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

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m 2

00

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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

http://exoplanet.eu/

http://media4.obspm.fr/exoplanets/base/statistiques.php



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


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.


Movimento relativo da estrela projetado no

plano do céu causa deslocamento aparente

perceptível na posição da estrela.


Imageamento

Velocidade Doppler

Astrometria

Lente gravitacional

Critério: massa

Comparando os métodos:


Critério: órbita

Comparando os métodos:

Imageamento

Velocidade Doppler

Astrometria

Lente gravitacional


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



http://planetquest.jpl.nasa.gov/Navigator/

Centro

de massa

Visão nas

proximidades

da estrela

Visão

panorâmica

Quanto maior for o planeta,

mais pronunciado será o efeito



Os planetas da estrela Gliese 876, cerca de 15 anos-luz.

O planeta tem quase a metade de seu tamanho .





Massas elevadas

Excentricidades elevadas



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


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


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


Planeta:

Estrela:

Somando:

Movimento Doppler

rs rp

r = rp + rs ms mp

P

SPS

PSSP

PSSSPP

PSSSPSPP

SSPP

m

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mmrrrm

mrmrmrmr

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)(

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P

SPS

m

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)(

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

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)(

do centro de massa

3

332 )(

P

SPSPS

m

rmmmmG


PS mmGr 32

3a Lei de Kepler

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2

r

r

r

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2

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S

3

S

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v

v

v

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3

S

S

P

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do centro de massa


PS mmGr 32

3a Lei de Kepler

2

v

2

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)(v

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323

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323

s3

3

333

s

3

332

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SSSPS

P

P

SPSPS

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SPSPS

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S

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do centro de massa


PS mmGr 32

3a Lei de Kepler

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SSSPS

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P

SPSPS

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G 3/2

3/12

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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


Visível:

estrela/planeta

= 1 bilhão

Infravermelho:

estrela/planeta

= 1 milhão

Luz refletida pelo planeta

Método direto de detecção: Imageamento


(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


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.




http://www.planethunters.org/


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


Pico sobre a curva de luz da estrelas de fundo



OGLE-2005-BLG-169Lb

“super-Terra” (13 massas terrestres)


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).



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


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)

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-pulsar-planet.jpg

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)

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-55-Cancri-e.jpg

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)]

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-epsilon-eridani-b.jpg

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-fomalhaut-planet.jpg

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)

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-OGLE-2005-BLG-390L-b.jpg

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.

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-gliese-581-e.jpg

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-gliese-581-e.jpg

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)

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-giant-planet.jpg

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)

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-HIP13044b.jpg

http://www.armaghplanet.com/blog/wp-content/uploads/2011/07/Image-of-HIP13044b.jpg

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.


Poucos gigantes gasosos são Júpiteres-quentes


Podemos explicar as peculiaridades das órbitas observadas?

Precisamos modificar a teoria de formação do Sistema Solar?

Sobre a formação de sistemas planetários


• 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.


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.


Espectro simulado

Modelo para a Terra Procura de planetas com alguma espécie de vida


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ASTRONOMIA DO SISTEMA SOLAR (AGA292) Enos Picazzio …picazzio/aga292/Notasdeaula/exoplanetas.pdf · • Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046" Imagem (negativo) de 2 fontes pontuais