DETECÇÃO DO EXPLANETA HD 189733B PELO MÉTODO DE TRÂNSITO O exoplaneta orbitando a estrela HD 189733 foi descoberto em 5 de Outubro de 2005 pelo método de trânsito na França. O exoplaneta é classificado como um planeta Joviano, mais precisamente como um Júpiter quente, orbitando muito próximo da sua estrela com um curto período de 2,2 dias. Está a aproximadamente 63 anos-luz de distância, na constelação da Raposa. A figura abaixo (fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap080321.html), é uma imagem profunda do céu, centrada na constelação de Cisne, no hemisfério norte, onde a localização da estrela HD 189733 está indicada. A idéia desta atividade é entender o método de trânsito e como ele pode ser interpretado a partir dos dados obtidos com as imagens. Sinopse 1 – O que é um exoplaneta (planeta extra-solar)? 2 – Instruções para o software SalsaJ. 3 – Análise de dados: Plotar o gráfico da variação da luminosidade e identificar o sinal de trânsito. 4 – Interpretação dos resultados: Foco no método de trânsito. 5 – Aplicação de física e astrofísica. 1 - O que é um exoplaneta (planeta extra-solar)? De maneira simples, é um planeta orbitando uma estrela fora do sistema solar. Até 3 de Julho de 2009, 353 exoplanetas foram detectados. Eles são classificados de acordo com sua massa, natureza, tamanho, etc. A detecção de exoplanetas é difícil por causa da enorme distância entre o observador e o planeta. Ainda assim há diferentes métodos de detecção e os mais efetivos são: Velocidade radial: o primeiro método usado para detectar um exoplaneta (por M. Mayor e D. Queloz em 1995) e ainda o mais eficiente. O método permite descobrir informação sobre a massa do planeta. No site da EU-HOU(colocar o endereço do site) você pode encontrar um exercício sobre a detecção de exoplanetas por este método. Método de trânsito: complementar ao método da velocidade radial. Ele revela a variação da luminosidade da estrela quando o planeta passa na frente dela. Além disso, o raio do planeta pode ser determinado por este método, e assim sua classificação. 2 – Instruções para o software SalsaJ O software para manuseio de imagem e dados: SalsaJ É um programa comum para tratamento de imagens imagens. No caso desta atividade, vamos trabalhar com imagens obtidas pelo telescópio SPITZER. O objetivo é analisar a luminosidade da estrela e achar a informação relativa a existência de um planeta orbitando ela. 1º passo: Inicie o software e abra as imagens Abra o software ‘SalsaJ’ (colocar o link para o software, por enquanto coloque o link para: href="http://www.pt.euhou.net/index.php?option=com_content&task=view&id=7&Itemid=9" Clique no botão ‘abrir arquivos’ e procure pelos 20 arquivos ‘*.fits’. Então clique nos 20 arquivos e clique em ‘Windows (Janelas)’ e depois em ‘Separe (Separar)’ com o botão esquerdo do mouse. Agora podemos visualizar todas imagens de uma só vez. 2º passo: Manuseio das imagens Para cada imagem, clique na janela referente e depois no símbolo Luminosidade/Contraste e então em Auto. Faça o mesmo em todas as 20 imagens. Agora podemos visualizar as 20 imagens. 3º passo: Fazer medidas fotométricas Abra ‘Analysis (Análise)’ e depois ‘Photometry parameters (parâmetros de fotometria)’ e arranje os parâmetros as seguinte maneira: Abra ‘Analysis (Análise)’ e depois ‘Photometry (fotometria)’ e mova o cursos até a estrela para fazer a medida de luminosidade: Faça o mesmo para cada uma das três estrelas em todas imagens. Podemos nomear as três estrelas como mostramos na figura da direita. Portanto, no final obtemos 60 medidas de luminosidade: por exemplo medida 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 imagem SPITZER_I2_24538368_0000_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0000_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0000_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0100_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0100_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0100_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0200_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0200_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0200_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0300_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0300_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0300_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0400_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0400_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0400_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0500_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0500_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0500_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0600_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0600_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0600_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0700_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0700_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0700_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0800_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0800_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0800_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0900_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0900_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_0900_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1000_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1000_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1000_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1100_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1100_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1100_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1200_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1200_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1200_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1300_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1300_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1300_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1400_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1400_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1400_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1500_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1500_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1500_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1600_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1600_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1600_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1700_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1700_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1700_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1800_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1800_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1800_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1900_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1900_0000_1_bcd.fits SPITZER_I2_24538368_1900_0000_1_bcd.fits índice - x 146 221 56 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 56 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 56 146 221 55 146 221 55 146 221 55 146 221 55 90 50 197 90 50 197 90 50 198 90 50 197 90 50 197 90 50 197 90 50 198 90 50 198 90 50 197 90 50 197 90 50 197 90 50 197 90 50 198 90 50 197 90 50 197 90 50 197 90 50 198 90 50 198 90 50 197 90 50 y intensidade 19731040.22 7 39022.15 7 62343.10 7 30916.48 7 39018.06 7 62273.46 7 31075.01 7 39042.47 7 62313.83 7 30935.88 7 38971.70 7 62394.79 7 30694.31 7 38923.76 7 62290.79 7 30698.17 7 39107.76 7 62385.62 7 30990.42 7 38888.00 7 62299.40 7 31054.50 7 38859.33 7 62615.40 7 30574.83 7 38962.50 7 62184.96 7 30145.64 7 38971.94 7 62262.88 7 30145.59 7 39125.91 7 62121.98 7 30217.67 7 38953.57 7 62222.92 7 30207.84 7 38978.35 7 62416.59 7 30218.08 7 38961.54 7 62306.19 7 30538.14 7 39144.38 7 62314.87 7 30788.83 7 39057.52 7 62108.29 7 30773.23 7 38982.07 7 62325.13 7 30955.64 7 39067.67 7 62017.58 7 30927.16 7 39155.81 7 62098.63 7 31029.53 7 39027.56 7 62620.78 7 raio do céu 0.97 0.90 1.14 1.10 1.28 1.56 0.95 1.35 1.45 1.39 1.22 1.43 1.02 1.52 1.74 1.36 1.10 1.49 0.95 1.33 1.69 1.48 1.13 1.47 1.06 1.42 1.58 1.24 1.08 1.67 1.23 1.16 1.37 1.22 1.30 1.36 0.78 0.93 1.69 0.99 1.24 1.83 0.89 1.41 1.63 1.18 1.32 1.74 0.96 1.37 1.55 1.11 1.50 1.63 1.21 1.56 1.64 1.21 1.24 1.46 3 – Análise de dados: Plotar o gráfico da variação da luminosidade e identificar o sinal de trânsito A planilha do EXCEL é útil para plotar os gráficos, mas você pode usar qualquer software que faça esse trabalho e com o qual tenha maior familiaridade. 1º passo: Coloque as medidas para as três estrelas Chamamos de L1, L2 e L3 as luminosidades referentes, respectivamente, às estrelas 1, 2 e 3 (intensidade de luz recebida). 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 L1 L2 L3 Tempo (s) 31040 30916 31075 30935 30694 30698 30990 31054 30574 30145 30145 30217 30207 30218 30538 30788 30773 30955 30927 31029 39022 39018 39042 38971 38923 39107 38888 38859 38962 38971 39125 38953 38978 38961 39144 39057 38982 39067 39155 39027 62343 62273 62313 62394 62290 62385 62299 62615 62184 62262 62121 62222 62416 62306 62314 62108 62325 62017 62098 62620 0 640 1280 1920 2560 3200 3840 4480 5120 5760 6400 7040 7680 8320 8960 9600 10240 10880 11520 12160 Comentário: números decimais são insignificantes, pois a escala de luminosidade é da ordem de 10^4 e as medidas não são muito precisas. Tempo: para saber o tempo para cada imagem clique em Image (Imagem) e depois em Information (Informação): você terá bastante informação sobre cada imagem. Por exemplo, o tempo preciso em que a imagem foi feita. É fácil perceber que há 14 minutos, isto é, 640 segundos, entre cada duas imagens. 2º passo: Plote os gráficos da luminosidade com o tempo para cada estrela Começamos plotando o gráfico para a luminosidade=f(t) para cada estrela, assim obtendo: Percebemos uma particularidade na forma da variação da luminosidade da Estrela 1, que é obviamente diferente das duas outras. De fato, notamos que a queda na intensidade é mantida por um certo período de tempo, o que é uma propriedade do trânsito de um planeta na frente de sua estrela. Contudo, a intensidade das estrelas 2 e 3 é mais ou menos constante e varia em torno de um valor médio. 3º passo: Determinação da diferença entre a luminosidade e a luminosidade média com o tempo para cada estrela Para cada estrela, para todos os tempos, calculamos a diferença entre a intensidade medida e sua respectiva intensidade média: L1v = L1 – L1média, L2v = L2 – L2média, L3v = L3 – L3média. STAR 1 STAR 2 STAR 3 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Tempo 0 640 1280 1920 2560 3200 3840 4480 5120 5760 6400 7040 7680 8320 8960 9600 10240 10880 11520 L1 31040 30916 31075 30935 30694 30698 30990 31054 30574 30145 30145 30217 30207 30218 30538 30788 30773 30955 30927 L1v 115 -9 149 9 -231 -227 64 128 -351 -780 -780 -708 -718 -707 -387 -137 -152 29 2 L2 39022 39018 39042 38971 38923 39107 38888 38859 38962 38971 39125 38953 38978 38961 39144 39057 38982 39067 39155 L2v 11 7 31 -40 -88 96 -123 -152 -49 -40 114 -58 -33 -50 133 46 -29 56 144 L3 62343 62273 62313 62394 62290 62385 62299 62615 62184 62262 62121 62222 62416 62306 62314 62108 62325 62017 62098 L3v 48 -22 18 99 -5 90 4 320 -111 -33 -174 -73 121 11 19 -188 30 -278 -197 20 12160 31029 104 39027 16 62620 325 média *30925 39011 62295 Comentário: para a estrela 1 fazemos a média apenas com as medidas de 1 a 8, pois a partir daí começa o trânsito. 4º passo: Superposição dos três novos gráficos Da mesma maneira descrita antes, podemos plotar estes gráficos na mesma planilha. Podemos, então, compará-los e perceber o sinal resultado do trânsito. Enquanto os gráficos das estrelas 2 e 3 são caracterizados por uma variação relativamente pequena em sua intensidade, o gráfico da estrela 1 é marcado por uma queda de intensidade mais acentuada que se mantém por um certo período de tempo. 4 – Interpretação dos resultados: Foco no método de trânsito Durante o trânsito há 4 “contatos” característicos, que são os instantes em que a borda do planeta toca a borda da estrela em um único ponto. 1- Primeiro contato: o planeta está inteiramente fora da estrela, se movendo para dentro 2- Segundo contato: o planeta está inteiramente dentro da estrela, se movendo ainda mais para dentro 3- Terceiro contato: o planeta está inteiramente dentro da estrela, se movendo para fora 4- Quarto contato: o planeta está inteiramente fora da estrela, se movendo para fora 5- Gráfico: proporção da perda de luminosidade durante o trânsito Plotamos o gráfico para L1vp = L1v/L1média -24 5 – Aplicação de Física e Astrofísica! 1- Achar r/R r é o raio do exoplaneta (HD 189733b) R é o raio da estrela (HD 189733) Quando o trânsito é máximo, isto é, quando o exoplaneta está inteiramente na frente da estrela, a luminosidade é mínima. O máximo de perda é, em percentagem, por volta de alpha = 2,4% (do gráfico L1vp=f(t)) s/S = pi r² / pi R² = alpha r/R = sqrt(alpha) = 0,15 (na verdade r/R = 0,148) r = 0,15 R ou R = 6,5 r 2- Achar a a é a distância entre a estrela e o exoplaneta O período T do exoplaneta é T = 2,2 dias = 1,9 10^5 s Podemos achar esse período facilmente: é, por exemplo, o tempo entre dois trânsitos consecutivos. Se o Spitzer continuar olhando durante 4,5 dias estra estrela podemos achar T. A massa da estrela é aproximadamente a massa solar: 2 10^30 kg (a massa real é 0,8 massa solar). Com a terceira lei de Kepler obtemos: T² / a³ = 4 pi² / GM, com G = 6,67 10^-11 uSI a = (GMT² / 4 pi²)^1/3 a = 5,0 10^9 m = 5,0 10^6 km (na verdade a = 4,7 10^6 km) 3- O trânsito acontece na linha do equador da estrela ou não? Fazemos a hipótese que a órbita é circular, isto é, e = 0. (na verdade e = 0,001) Do gráfico L1vp = f(t) observamos um tempo no qual o trânsito é máximo, pois L1vp permanece mínimo por um tempo. Temos, então, 3 partes: Contato 1 para contato 2: de 4,7ks para 5,8ks. Tempo decorrido 1100s: distância 2r Contato 2 para contato 3: de 5,8ks para 8,6ks. Tempo decorrido 2800s: distância D (máxima, 2(R-r) = 11r) Contato 3 para contato 4: de 8,6ks para 9,7ks. Tempo decorrido 1100s: distância 2r Supondo velocidade constante, temos que 2r/1100 = D/2800 D = 2r. 2800/1100= r. 57/11 = 5,1r < 11r, logo o trânsito não está no equador. Latitude L: cosL = 7,1/13 L = 57° 4- Valores de r e R Valor de r: Velocidade uniforme 2r/1100 = 9,1r/5200 = 2pi a/T r = 1100 pi a/T = 1100 pi 5,0 10^9 / 1,9 10^5 r = 9 10^7 m = 9 10^4 km (na verdade r = 8,31 10^4 km) Valor de R: R = 6,5 r = 6,5 . 9 10^7 R = 5,9 10^8 m = 5,9 10^5 km = 0,84 Rsol (na verdade R = 5,5 10^5 km = 0,79 Rsol) 5- Valor de m Se o exoplaneta é do tipo Joviano sua densidade é aproximadamente a densidade de Júpiter: rho = 1,3 10³ kg/m³ m = rho . 4pi r³/3 = 1,3 10³ . 4 pi (9 10^7)³/3 m = 4 10^27 kg se tomarmos r = 8,3 10^7 m m = rho . 4pi r³/3 = 1,3 10³ . 4 pi (8,3 10^7)³/3 m = 3 10^27 kg (na verdade m = 2,15 10^27 kg) o que nos dá uma boa medida da ordem de grandeza da massa. ADICIONAR AGRADECIMENTOS!!!