Planetas Extra-solares - Astronomia
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Estrela anã marrom 2M1207A (centro) e seu planeta 2M1207b, descobertos em 2004 Crédito: ESO. 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. Conceitos antigos 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 modernos • Christian Huygens (1629 - 1695): primeira procura por planetas extrasolares documentada no final do séc. 17. Peter van de Kamp (~1950): placas fotográficas registrando o movimento próprio da Estrela de Barnard: 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. Exoplanetas 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 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! 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...) Imagem (negativo) de 2 fontes pontuais distantes, vistas através de uma fenda circular. a = 1.22 ( l / d) 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" Diâmetro do telescópio Telescópios ópticos e CCDs Tamanho do pixel Fonte: Christopher W. Churchill Tamanho do Telescópio Métodos de detecção 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 Movimento relativo da estrela projetado na direção do observador causa deslocamento Doppler no espectro estelar. Astrometria Movimento relativo da estrela projetado no plano do céu causa deslocamento aparente perceptível na posição da estrela. Trânsito Trânsitos dos planetas pelo disco estelar causa diminuição sutil de brilho da estrela, perceptível pela curva de luz . Microlente gravitacional 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. Imageamento Planetas refletem a luz da estrela e podem ser imageados. Método exige processo artificial para remover a imagem da estrela. Fonte: Christopher W. Churchill Comparando os métodos: Critério: massa Velocidade Doppler Astrometria Lente gravitacional Imageamento Fonte: Christopher W. Churchill Comparando os métodos: Critério: órbita Velocidade Doppler Astrometria Lente gravitacional Imageamento Fonte: Christopher W. Churchill Métodos indiretos de detecção: Astrometria Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema 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. valores em segundo de arco http://planetquest.jpl.nasa.gov/Navigator/material/sim_material.cfm Métodos indiretos de detecção: Astrometria Estrela move-se em torno do centro de massa do sistema Visão nas proximidades da estrela Centro de massa Quanto maior for o planeta, mais pronunciado será o efeito Visão panorâmica 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 O Efeito Doppler E aumenta nesta direção O comprimento de onda diminui nesta direção Métodos indiretos de detecção: Velocidade Radial Deslocamento Doppler provocado pelo movimento da estrela l1 l0 l2 l1 Quanto maior for o planeta, mais pronunciado será o efeito l0 l2 l2 - l1 n l0 = c Métodos indiretos de detecção: Velocidade Radial (Deslocamento Doppler) Desvio Doppler: Mudança no comprimento de onda l Velocidade Radial v l0 c Comprimento de onda da luz como medido em laboratório (referência) Limíte da tecnologia atual: l Velocidade da luz l0 10 -8 v 3 ms -1 Movimento Doppler r = rp + rs mp rp rs ms Equacionando as acelerações gravitacional e circular: Planeta: G mP mS FC mP rP 2 r Estrela: G mP mS FC mS rS r2 2 2 G ( mS mP ) ( rP rS ) r 2 Somando: r 2 2 Movimento Doppler r = rp + rs mp rp rs ms Equacionando as acelerações gravitacional e circular: Planeta: G mP mS FC mP rP 2 r Estrela: G mP mS FC mS rS r2 2 2 ( rP rS ) r G ( mS mP ) 2 Somando: 2 3 Movimento Doppler r = rp + rs mp rp rs ms Equacionando as acelerações gravitacional e circular: Planeta: G mP mS FC mP rP 2 r Estrela: G mP mS FC mS rS r2 2 2 ( rP rS ) r G ( mS mP ) 2 Somando: 2 3 Lembrando: Velocidade angular 2 T Período de oscilação Movimento Doppler r = rp + rs mp rp rs ms Equacionando as acelerações gravitacional e circular: Planeta: G mP mS FC mP rP 2 r Estrela: G mP mS FC mS rS r2 Somando: 2 3 4 r 2 3 r GmS mP GmS 2 T 3a Lei de Kepler 2 2 Movimento Doppler mp r = rp + rs rp rs ms rP mP rS mS rP mP rS mP rS mS rS mP mP (rP rS ) rS (mS mP ) mP r rS (mS mP ) (mS mP )rS r mP Amplitude da velocidade radial de uma estrela do centro de massa 3a Lei de Kepler (mS mP ) rS r mP GmS mP 2 r 3 GmS mP (mS mP ) rS 2 3 mP 3 3 Amplitude da velocidade radial de uma estrela do centro de massa 3a Lei de Kepler (mS mP ) rS r mP GmS mP 2 r 3 GmS mP (mS mP ) rS 2 3 mP 3 3 vS rS vS3 3 rS3 v S3 2 rS3 2 e T Amplitude da velocidade radial de uma estrela do centro de massa 3a Lei de Kepler (mS mP ) rS r mP G mS mP 2 r 3 GmS mP 2 (mS mP )3 rS 3 mP v (mS mP ) rS G mS mP 3 m P 3 s GmP v 3s (mS mP ) 2 rS3T 2 vS3 3 rS3 3 2 3 vS rS 3 v S3 3 v 3s m 2S rS3T 2 2 rS3 2 e T Amplitude da velocidade radial de uma estrela do centro de massa 3a Lei de Kepler (mS mP ) rS r mP G mS mP 2 r 3 GmS mP 2 (mS mP )3 rS 3 mP v (mS mP ) rS G mS mP 3 m P 3 s GmP v 3s (mS mP ) 2 rS3T 2 2 G -2 / 3 vS m mP S T 1/ 3 vS3 3 rS3 3 2 3 vS rS 3 v S3 3 v 3s m 2S rS3T 2 2 rS3 2 e T Amplitude da velocidade radial de uma estrela 2 G -2 / 3 vS m mP S T 1/ 3 G 6,673 10-11 m3 kg-1s-2 mSun 2,0 1030 kg Exemplos Júpiter: mJúp 1,9 1027 kg T 11,86 anos vS 12,4 ms-1 24 m 6 , 0 10 kg T 1 ano Terra Terra: vS 0,09 ms-1 Método direto de detecção: Imageamento Luz refletida pelo planeta Visível: estrela/planeta = 1 bilhão Infravermelho: estrela/planeta = 1 milhão Fonte: Christopher W. Churchill Método direto de detecção: Imageamento Luz refletida pelo planeta (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. Fonte: Christopher W. Churchill Alguns exemplos 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) Disco secundário pode ser maior que 130 AU (HST 2006) Pictoris Enos Picazzio IAGUSP Agosto 2006 Métodos indiretos de detecção: Fotometria 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 Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional 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 Anel de Einstein 4GM DLS E 2 c DL DS plano da fonte plano da lente plano do observador G = cte gravitacional M = massa do objeto que causa a lente c = veloc. da luz E = diâmetro angular do anel de Einstein. DS Fonte: Wikipedia DL DLS Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional Pico sobre a curva de luz da estrelas de fundo Fonte: Christopher W. Churchill Métodos indiretos de detecção: Microlente gravitacional 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). 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. http://www.astro.iag.usp.br/%7Esylvio/exoplanets/planetas.htm Distribuição de massa mínima 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 distância orbital Distribuição para 167 exoplanetas, com 0.03 < a < 10 em escala logarítmica. Distribuição de período 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. Alguns exemplos Alguns exemplos • 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 Upsilon Andromedae Alguns exemplos 55 Cancri Alguns exemplos AU Microsopii Disco de despojos ao redor da anã-vermelha AU Microscopii. 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. 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 Alguns exemplos 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. HD 107146 Disco de poeira ao redor de HD 107146, uma anã amarela semelhante ao Sol 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 Esquema do Sistema PSR B1267+12 http://www.astro.iag.usp.br/%7Esylvio/exoplanets/planetas.htm HD 70642, um caso especial ? Estrela Tipo: a) G5 V, anã, amarelo-alaranjado (?) b) Subgigante mais evoluída (?) Massa: (1.00 +/- 0.05) MO David A. Hardy, PPARC 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 Período orbital: 2231 ± 400 d Excentricidade: 0.05 www.solstation.com/star2/hd70642 Gigantes quentes 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 com órbita retrógrada 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. Arte (ESO) 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 órbitas inclinadas Exoplanetas: Missão Kepler (Procura de Planetas Habitáveis) Exoplanetas: PSR B1620-26b é o mais velho 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 (NASA) Escorpião. Sua idade é estimada em Planetas em pulsares são remanecentes de estrelas cerca de 13 bilhões de anos. mortas. Estão sob radiação intensa Exoplanetas: 55 Cancri é o mais denso 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 (U. Texas, NSF, NASA) densidade é próxima a da chumbo (11,3 g/cc. Exoplanetas: Formalhaut b tem o ano mais longo [ESA, NASA, and L. Calcada (ESO for STScI)] 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: Epsilon Eridani b é o mais próximo da Terra Greg Bacon, Benedict et al, STScI, ESA, NASA) 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: OGLE-2005-BLC-390L é o mais frio . (ESO – Observatório Austral Europeu) 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: 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. 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. A massa deste exoplaneta é o dobro da O sistema planetário da terrestre. estrela Gliese foi O sistema planetário da estrela Gliese foi descoberto em abril de descoberto em abril de 2009. 2009. Exoplanetas: CD-532722b é o mais maciço 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 NASA/JPL-Caltech/ T. Pyle (SSC) Exoplanetas: HIP13044b pode ter sido de outra galáxia (ESO – Observatório Austral Europeu) 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. O que nos dizem os fatos observados? 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? Sobre a formação de sistemas planetários Podemos explicar as peculiaridades das órbitas observadas? Precisamos modificar a teoria de formação do Sistema Solar? O que nos dizem os fatos observados? Revisando a Teoria Nebular • 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). 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. Modelode para a Terra Procura planetas com alguma espécie de vida Fonte: Christopher W. Churchill Espectro simulado
