Planeta

Sistemas planetários extrasolares
Carolina Chavero
Escola de inverno 2011- ASTRONOMIA
[email protected]
Esquema
Observações do Sistema Solar (SS)
Teorias de Formação Planetária
Observações em outras estrelas: discos e
planetas
Novas Teorias de Formação Planetária
Astrobiologia/Exobiologia
Como se formam os planetas?
Teoria vs observação
Movimento orbitais.
Idade
Tamanho e densidade dos planetas
Cinturão de Asteróides
Cinturão de Kuiper
Cometas
Estrutura das superfícies (crateras, vulcões...)
Momento angular
.........................
Origem do Sistema Solar
Teoría da Nebulosa Solar
Kant (1724-1804)
Laplace (1749-1827)
-Órbitas coplanares (<6º]
-Translação no mesmo sentido
-Rotação no mesmo sentido
(com exceção de Venus)
-Planetas interiores: rochosos
-Planetas exteriores: gasosos
Teoria da Nebulosa Solar
~1944, Carl Friedrich Freiherr
von Weizäcker (1912-2007)
Lynden-Bell & Pringle (1974)
(evolução de discos—acreção)
A formação planetária é um
subproduto da formação
estelar...
Formação planetária
A formação de planetas requer crescimento de pelo menos 12 ordens de
magnitude (tamanho), desde partículas de poeira e gelo de tamanho
micrométrico até corpos com raios de milhares ou dezenas de milhares
de km.
Três etapas:
Formação de planetesimais,
Formação de planetas Terrestres
Formação de planetas gigantes
Formação de planetas terrestres
•Quando T
material gasoso condensa em material sólido
Partículas crescem até atingir uma gravidade importante planetesimais, os quais continuam acretando material (microncm-m-km)
-Processos de coesão - forças eletrostáticas- e instabilidade gravitacional
-Colisões construtivas abaixa velocidade.
“Dust coagulation” partículas
colam-se
De poeira a planetas
Observable
in visual, infrared
and (sub-)mm
1µm
1mm
Observable
with
DARWIN
TPF etc.
?
1m
1km
1000km
Dois caminhos para o protoplaneta:
Permanece rochoso como o planeta terra
Acreta gás e transforma-se em um planeta gasoso
como Júpiter.
Os planetas terrestres formam-se perto do Sol, onde as temperaturas são
bem adaptadas para as rochas o e metais se condensar. Os planetas
jovianos/gigantes se formariam mais distantes, depois da chamado linha
de gelo, onde as temperaturas são baixas o suficiente para a
condensação de gelo.
“frost line” ou linha do gelo ~ 2.7 UA~150 ºK
(entre Marte e Júpiter)
Formação de planetas gasosos
Disk Gravitational Instability Model
(rápido)
-discos protoplanetários massivos
-favorece os grumos
-os planetas podem se formar por colapso
gravitacional (estrelas)
Core Instability Accretion Model (lento)
Lento processo via forças gravitacionais:
-colisão de grãos de poeira
acresção de planetesimais
protoplanetarios 10 MTerra
embriões
Acretam gás (processo “runaway” )
Confirmando as teorías..
HST: Burrow 1999
'proplyds' do inglês 'proto-planetary disks'
Estrelas com discos “debris”
1983- IRAS, 1ra detecção de excesso no IV :
Estrelas tipo
Vega
β Pictoris, Fomalhaut
e ε Eridanis
Excesso no IV Presença
de poeira
Estrelas tipo Vega
possuem discos tipo
“debris”
Vega
Poeira de segunda geração
Presença de corpos maiores (m, Km..)
Terrile 1984
Sistema Solar:
Poeira Zodiacal
Cinturão de
Asteróides
Cinturão de Kuiper
0.5
1-2
10-20
850 µm
20 discos observados.... Diversas
estruturas
"Innumerable suns exist; innumerable earths revolve
around these suns in a manner similar to the way the
seven planets revolve around our sun. Living beings
inhabit these worlds."
- Giordano Bruno, astronomo-filosofo Italiano, século XVI
Planetas extrasolares ou
exoplanetas
• Descoberta
•
•
•
1995 – MS :51 Peg planeta gigante 51 Peg b (Mayor & Queloz 1995)
2011 - 563 planetas
51 sistemas multi-planetários
(Efeito Doppler)
http://exoplanet.eu/
METODOS
1.
VELOCIDADE RADIAL
1.
ASTROMETRIA
1.
TRANSITO
1.
MICROLENTE
1.
IMAGEM DIRETA
METODO ESPECTROSCOPICO
1- Velocidade Radial => Efeito Doppler (513)
Movimento da
estrela em relação
ao centro de
massa
"bamboleio" da
estrela.
513 planetas
Mpsen(i), e, a, P
Curva de velocidade radial
∆λ
METODO FOTOMETRICO- TRANSITO :
variação do brilho da estrela devido ao eclipse do planeta
Tamanho relativo dos planetas no Sistema Solar
METODO DE TRÂNSITO => Eclipse (141)
(Variação do brilho devido ao eclipse de do planeta)
Kepler
62 sistemas
planetários
http://www.iac.es/galeria/hdeeg/OSNanimkurzloop.gi
f
Curva de luz
CoRoT 3-b
Planet mass [M_Jup] 21.66 +/- 1.0
Planet radius [R_Jup] 1.01 +/- 0.07
Planet density [g cm^-3] 26.4 +/- 5.6
Planet surface gravity
(log scale)[CGS]
4.72 +/- 0.07
Orbital inclination [deg] 85.9 +/- 0.8
http://obswww.unige.ch/exoplanets/corot3.htm
l
Curva deVR
MICROLENTE(13)
(Quick Brightness Spikes Due to Gravitational Lensing of Background Stars)
Pros: Very sensitive for all masses and orbits
Cons: Requires dedicated telescope network
imaging 10x per night
In the future, one can do this in external galaxies!
IMAGEM DIRETA (24)
(Imaging of Reflected/Reprocessed Starlight)
Optical: star/planet = 109
Infrared: star/planet = 1 million = 106
We need to search in the infrared and we need some extra help! Block out the star!
IMAGING METHOD
(Imaging of Reflected/Reprocessed Starlight)
2M1207b: PRIMEIRO PLANETA OBSERVADO DIRETAMENTE
• Estrela
TE= M8
M=0.025 Msol
• Planeta
Mp= 4M Jup
Rp=1.5 RJup
a~50 AU
• The infrared spectrum of the planet
indicates the presence of water
molecules in its atmosphere
Image from ESO/VLT
CHAUVIN et al. 2004
HD 69830: Excesso IR + 3 planetas
Eventos dinâmicos?:
A poeira observada seria transitó
transitória
Fortes emissões de:
Olivina e Piroxenio ( Cometa HaleHale-Bopp)
Bopp
pequenos grãos curta vida produção recente!!
(Beichman et al. 2005).
Excesso IV somente em 8-35 µm!
“Bias” dos metodos
•
Planetas pequenos e afastados sao dificieis de detectar
•
As técnicas tem facilidade em detectar grandes planetas em pequenas
órbitas
– Ainda esperamos planetas tipo ”Terra”, mas estão chegando
– Planetas tipo Urano-Neptuno estão sendo descobertos com mais facilidade
Planetas extrasolares: características
• - Júpiter quentes migração
• - Altas inclinações
• - Alta [Fe/H]
Problema dos planetas tipo “Jupiter quente” (hot Jupiter)
• É muito comum encontrar planetas massivos proximos as
suas estrelas mães.
– Planetas gigantes formam-se a grandes distâncias.
– Precisa-se de um processo de migração dinâmico)
– Superfícies quentes e atmosferas estendida: problema de
sobrevivência
Abundância química de planeta
Espectroscopia: a ferramenta poderosa
Metalicidade
Santos et al. (2005)
Formação Planetária
Abundancia
Pergunta ainda aberta:
alta metalicidade formação planetária
cenário primordial: nuvem primordial metálica
formação planetária alta metalicidade
cenário de poluição
Exobiologia - Astrobiologia
Estuda a origem, evolução, distribuição, e o futuro da vida no Universo.
Tópicos : vida, meios habitáveis , procura de planetas extrasolares...
Ciência interdisciplinar: Astronomia, Biologia, Química, Física, Geologia,
ecologia, ciências planetárias...
Qualidade para “ser vivo”:
Organizado,Homeostático Reprodução, Cresce/
desenvolve, Toma energia do ambiente, Responde a
estímulos, É adaptado ao seu ambiente ,
Zona de habitável (ZH) => planetas habitável?
“nem muito frio, nem muito quente”
ZH ao redor estrelas e planetas!
Ex: Europa (lua de Júpiter)
Links
http://exoplanet.eu/
http://exoplanets.astro.yale.edu/
http://www.exoplanets.ch/
http://kepler.nasa.gov/
http://smsc.cnes.fr/COROT/