Sistemas planetários. extrasolares. Carolina Chavero. Escola de inverno ASTRONOMIA

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Beatriz Assunção Casqueira
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1 Sistemas planetários extrasolares Carolina Chavero Escola de inverno ASTRONOMIA

2 Esquema Observações do Sistema Solar (SS) Teorias de Formação Planetária Observações em outras estrelas: discos e planetas Novas Teorias de Formação Planetária Astrobiologia/Exobiologia

3 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...

4 Origem do Sistema Solar Teoría da Nebulosa Solar Kant ( ) Laplace ( ) -Órbitas coplanares (<6º] -Translação no mesmo sentido -Rotação no mesmo sentido (com exceção de Venus) -Planetas interiores: rochosos -Planetas exteriores: gasosos

5 Teoria da Nebulosa Solar ~1944, Carl Friedrich Freiherr von Weizäcker ( ) Lynden-Bell & Pringle (1974) (evolução de discos acreção) A formação planetária é um subproduto da formação estelar...

6 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

micrométrico até corpos com raios de milhares ou dezenas de milhares de km.

7 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

acretando material (microncm-m-km) -Processos de coesão - forças eletrostáticas- e

8 De poeira a planetas Observable in visual, infrared and (sub-)mm? Observable with DARWIN TPF etc. 1µm 1mm 1m 1km 1000km

9 Dois caminhos para o protoplaneta: Permanece rochoso como o planeta terra Acreta gás s e transforma-se se em um planeta gasoso como Júpiter. J 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)

J Os planetas terrestres formam-se perto do Sol, onde as temperaturas são bem adaptadas para as rochas o e metais se

10 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 embriões protoplanetarios10 M Terra Acretam gás (processo runaway )

Instability Accretion Model (lento) Lento processo via forças gravitacionais: -colisão de grãos de

11 Confirmando as teorías.. HST: Burrow 1999

12 'proplyds' do inglês 'proto-planetary disks'

13 Estrelas com discos debris IRAS, 1 ra detecção de excesso no IV : Vega Excesso no IV Presença de poeira Estrelas tipo Vega possuem discos tipo debris β Pictoris, Fomalhaut e ε Eridanis Estrelas tipo Vega

poeira Estrelas tipo Vega possuem discos tipo debris

14 Poeira de segunda geração Presença de corpos maiores (m, Km..)

15 Terrile 1984

16 Sistema Solar: Poeira Zodiacal Cinturão de Asteróides Cinturão de Kuiper

17 µm

18 20 discos observados... Diversas estruturas

19 "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

revolve around our sun. Living beings inhabit these worlds.

20 Descoberta Planetas extrasolares ou exoplanetas 1995 MS :51 Peg planeta gigante 51 Peg b (Mayor & Queloz 1995) planetas 51 sistemas multi-planetários (Efeito Doppler)

22 METODOS 1. VELOCIDADE RADIAL 1. ASTROMETRIA 1. TRANSITO 1. MICROLENTE 1. IMAGEM DIRETA

23 METODO ESPECTROSCOPICO 1- Velocidade Radial => Efeito Doppler (513) Movimento da estrela em relação ao centro de massa "bamboleio" da estrela. 513 planetas M p sen(i), e, a, P

24 Curva de velocidade radial λ

26 METODO FOTOMETRICO- TRANSITO : variação do brilho da estrela devido ao eclipse do planeta Tamanho relativo dos planetas no Sistema Solar

27 METODO DE TRÂNSITO => Eclipse (141) (Variação do brilho devido ao eclipse de do planeta) Kepler 62 sistemas planetários

28 f

29 Curva de luz CoRoT 3-b Planet mass [M_Jup] /- 1.0 Planet radius [R_Jup] / Planet density [g cm^-3] /- 5.6 Planet surface gravity (log scale)[cgs] / Orbital inclination [deg] /- 0.8 Curva devr l

31 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

32 In the future, one can do this in external galaxies!

33 IMAGEM DIRETA (24) (Imaging of Reflected/Reprocessed Starlight) Optical: star/planet = 10 9 Infrared: star/planet = 1 million = 10 6 We need to search in the infrared and we need some extra help! Block out the star!

34 IMAGING METHOD (Imaging of Reflected/Reprocessed Starlight)

35 2M1207b: PRIMEIRO PLANETA OBSERVADO DIRETAMENTE Estrela TE= M8 M=0.025 M sol Planeta M p = 4M Jup R p =1.5 R Jup 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

36 HD 69830: Excesso IR + 3 planetas Eventos dinâmicos?: A poeira observada seria transitória ria Fortes emissões de: Olivina e Piroxenio ( Cometa Hale-Bopp Bopp) pequenos grãos curta vida produção recente!! (Beichman et al. 2005). Excesso IV somente em µm!

37 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

39 Planetas extrasolares: : características - Júpiter quentes migração - Altas inclinações - Alta [Fe[ Fe/H]

40 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

41 Abundância química de planeta Espectroscopia: a ferramenta poderosa

42 Metalicidade Santos et al. (2005)

44 Formação Planetária Abundancia Pergunta ainda aberta: alta metalicidade formação planetária cenário primordial: nuvem primordial metálica formação planetária alta metalicidade cenário de poluição

45 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,

46 Zona de habitável (ZH) => planetas habitável? nem muito frio, nem muito quente ZH ao redor estrelas e planetas! Ex: Europa (lua de Júpiter)

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