PLANETAS EXTRASOLARES

Descoberta e propriedades

Fernando Roig – ON

Formas de detecção• Observando o movimento do sistema

estrela+planeta– Medição de velocidades radiais– Astrometria

• Observando o tránsito ou ocultação do planeta• Medindo diferença de fase nos pulsos de um

púlsar (só serve para púlsars)• Observando o planeta (só um caso)• Usando lentes gravitacionais (só um caso)

Planetas em volta de estrelas• O problema de 2 corpos

21

321

12122

22

2

312

21212

12

1

mm

rmGm

dtdm

rmGm

dtdm

+=

−−=

−−=

μ

rrr

rrr

Planetas em volta de estrelas• Centro de masas

( )⎪⎪⎪⎪

⎭

⎪⎪⎪⎪

⎬

⎫

≡+=+

≡=⎟⎠⎞

⎜⎝⎛ +

=⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛+

01

01

01

002211

02

21

1

22

2

221

2

1

RVrr

Vrr

rr

tmm

dtdm

dtdm

dtdm

dtdm

μ

μ

μ1

2

12

12

12

vv

rr

mm

mm

−=

−=

vvrr

vvvrrr

μμ1

21

2

2121

mm−=−=

−=−=

Planetas em volta de estrelas• Órbita elíptica

( )

Tn

rena

dtdf

feear

π2

1

cos11

2

22

2

=

−=

+−

=

i

j

aear

f

( )[ ]jiv

jir

fefe

nafrfr

cossen1

sencos

2+−

−−=

+=

Planetas em volta de estrelas• Movimento da estrela em relação ao CM

( )

( )[ ]jiV

jiR

fefe

naMm

m

frfrMm

m

cossen1

sencos

2+−

−+=

++

−=

Planetas em volta de estrelas• Transformação ao plano do observador

)cos,sen,0()sencos,coscos,sen(

)sensen,cossen,(cos

iiii

ii

=−−=

−=

kji

ωωωωωω

Planetas em volta de estrelas• Velocidade radial

– É a velocidade projetada ao longo da linha de visada:• Positiva se o corpo se afasta• Negativa se se aproxima

– Júpiter em volta do Sol: K = 12.7 m/s– Terra em volta do Sol: K = 9.2 cm/s– Júpiter na órbita da Terra: K = 29.0 m/s

[ ]

2

0

1sencos)cos(

eina

MmmK

VefKVr

−+=

+++= ωω

Planetas em volta de estrelas• Terceira lei de Kepler

– O período é obtido a partir da curva de velocidade radial

– A excentricidade é deduzida da forma da curva de velocidade radial

– A massa M é assumida em função do tipo espectral da estrela, e m << M

23/12

32

1)(sen

)(

eGn

MmKim

MmGan

−⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛ +=

+=

Planetas em volta de estrelas• Medindo a velocidade radial: o efeito

Doppler

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛ +=

cvffobs 1

Planetas em volta de estrelas• O efeito Doppler

cV

ff r=

Δ

Planetas em volta de estrelas• Efeito Doppler + movimento da estrela

[ ]c

VefcK

ff 0cos)cos( +++=

Δ ωω

Planetas em volta de estrelas• Curva de velocidade radial

Planetas em volta de estrelas• Problema: O observador na Terra está se

movendo

Planetas em volta de estrelas• Problema: A própria Terra está se movendo

Planetas em volta de estrelas• Caso de dois planetas

22

11 vvV

μμmm

−−=

[ ]

2

0

1sen

cos)cos(

k

kkk

k

kk

kkkkkkr

eian

MmmK

VefKV

−+=

+++=∑ ωω

Planetas em volta de estrelas• Observação de tránsito

Planetas em volta de estrelas

Planetas em volta de estrelas• Observação de ocultação

Planetas em púlsars• O que é um púlsar?

Planetas em púlsars• 1991: PSR B1257+12 na constelação de

Virgo (Wolszczan)

Planetas em púlsars

[ ]( )

2

0

1sen

cos)cos(

1

eina

MmmK

VefKc

t

cVt r

−+=

++++=Δ

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛ +=Δ

τωωτ

τPulse timings (Nonrelativistic model)

pulse emited

pulse received

t +

t

0

0

t + t

t + + t

0 1

0 2

t = + ( t - t )arrival 2 1

Planetas em púlsars• Tres planetas de tipo terrestre

Planetas em púlsars• Tres planetas de tipo terrestre

Planetas em púlsarsPulse timings (Nonrelativistic model)

pulse emited

pulse received

t +

t

0

0

t + t

t + + t

0 1

0 2

t = + ( t - t )arrival 2 1

Discos circumestelares• Emissão no infravermelho: lei de Planck

Discos circumestelares• Detecção por excesso no infravermelho

Discos circumestelares• Evidência de formação planetária

Discos circumestelares• 1984: Beta Pictoris (Smith e Terrile)

• Coronografo

Planetas e discos• Beta Pictoris

Planetas e discos• Beta Pictoris

Planetas e discos• Epsilon Eridanii

Planetas e discos• Fomalhaut (cinturão de Kuiper?)

HST

Podemos observar um planeta?• GQ Lupi

Características• Planetas em torno de estrelas

– 119 planetas; 2 planetas detectados por tránsitoou ocultação

• Sistemas planetários em torno de estrelas– 18 sistemas múltiplos (dois ou mais planetas);

42 planetas; 5 sistemas em ressonância• Sistemas planetários em torno de púlsars

– 2 sistemas; 4 planetas; 1 sistema múltiplo• Sistemas planetários vinculados a discos

– 10 possíveis candidatos; 1 confirmado

Características• Massas dos planetas extrasolares

– m > 13 mJup ⇒ fusão do deutério– m > 18 mJup ⇒ fusão do hidrogênio (anã marrom)

Características

0.01 0.10 1.00 10.00a(AU) x Star Mass (Msun)

0.1

1.0

10.0

Plan

et M

ass

(Mju

p) x

sin

i

30 m/s

10 m/s

3 m/s

update 23/12/2004 bef. 06/1999 aft. 05/2003

[ ]

MaGimK

VefKVr

sen

cos)cos( 0

≈

+++= ωω

Características• Períodos dos planetas extrasolares

– a base de tempo das observações disponíveis é ainda muito curta

10 anos

Características• Distancias à estrela central

3/2Ta ∝

Características

Formação planetáriaRotação

Contração

Proto-Sol (~ 99% massa)

Nebulosa primordial(~ 1% massa)

Formação planetária

Evolução por gravitaçãoe colisãoes

Componente gasosa (H, He, N)

Componente rochosa(C, Ni, Fe)

Formação planetária~ 5 UA

Planetesimais (~ 100 m)

Embriões planetários(~ 10 km)

Temp < Tc

Formação planetária

Planetesimais (~ 10 km)

Embriões planetários(~ 100 km)

Júpiter Saturno Urano Neptuno Kuiper

Formação planetária

JúpiterSolColisões entre os embriões planetários

JúpiterSol Mercurio Venus Tierra Marte Asteroides

Acreção Fragmentação

Alguns exemplos

Alguns exemplos

Alguns exemplos

Alguns exemplos

Problema

Como formar um ou vários planetas do tamanho de Júpiter ou maiores a menos de

5 UA?

Interação planeta-disco• A medida que o planeta se forma, vai abrindo uma falha no

disco

O planeta suga materialdo disco através dospontos Lagrangianos

Interação planeta-disco

Efeito similar ao causado na borda da falha de Encke (aníesde Saturno) pelo satélite Pan

Interação planeta-disco

Sistema de coordenadasgirante

Sistema de coordenadasfixo

O planeta “empurra” as partículas para fora ⇒ as partículas“empurram” o planeta para dentro

Interação planeta-disco• Transferência de energia e momento angular

Impulso(freio)

)1()(2

)(

2eamMGmLa

mmMGE

dtddtdE

−+=

+−=

×=

⋅=

FrL

vF

O planeta cai em direçãoà estrela

Migração planetária• O que acontece quando temos dois planetas?

Migração planetária• Captura em ressonãncia

1.7

1.6

1.5

1.4

1.3

1.2

1.1

1.0

0.9

0.8

semieixos

a2

a1

0.16

0.14

0.12

0.1

0.08

0.06

0.04

0.02

0

excentricidades

e1

e2

Migração planetária• A ressonância acontece quando os períodos dos planetas

são comensurávies2/3

2

1

2

1⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛=⇒=

qp

aa

qp

TT

a2

a1

Alguns sistemas interessantesstar ratio m.sini (Mjup) a(AU) Period(d) Eccentricity

55 Cnc 3/1 0.78 0.115 14.7 0.02 0.22 (?) 0.24 (?) 43.9 (?) 0.44 (?) 3.91 5.26 4517 0.3 Gliese 876 2/1 0.56 0.13 30.12 0.27 1.89 0.21 61.02 0.10 HD82943 2/1 1.7 0.75 219.5 0.39 1.8 1.18 436.2 0.15 47 UMa (8/3) 2.9 2.1 1079.2 0.05 1.1 4.0 2845 0

Resonant Pulsar PlanetsPSR 1257+12 m=0.02 mTerra 0.19 25.262 0.0 3/2 4.3 0.36 66.542 0.0186 3.9 0.47 98.211 0.0252

In memorian HD 83443 10/1 0.41 0.04 2.985 0.08 0.16 0.174 29.83 0.42

Alguns sistemas interessantes• GJ 876 (Gliese)

Alinhamentodas ápsides comoconseqüênciada captura emressonância

Alguns sistemas interessantes• Interação com planetesimais ⇒

enriquecimento da atmosfera da estrela

HD82943:Excesso de 6Li