EscolaEscola de inverno 2011de inverno 2011-- ASTRONOMIAASTRONOMIAcarolina@on.brcarolina@on.br

Sistemas planetSistemas planetáários rios extrasolaresextrasolares

Carolina Carolina ChaveroChavero

EsquemaEsquema

�� ObservaObserva çções do Sistema Solar (SS)ões do Sistema Solar (SS)

�� Teorias de FormaTeorias de Forma çção Planetão Planet ááriaria

�� ObservaObserva çções em outras estrelas: discos e ões em outras estrelas: discos e planetasplanetas

�� Novas Teorias de FormaNovas Teorias de Forma çção Planetão Planet ááriaria

�� AstrobiologiaAstrobiologia //ExobiologiaExobiologia

Teoria Teoria vsvs observaobserva ççãoão

Movimento orbitais.IdadeTamanho e densidade dos planetasCinturão de AsteróidesCinturão de KuiperCometasEstrutura das superfícies (crateras, vulcões...)Momento angular .........................

Como se Como se formamformam os planetas?os planetas?

Origem do Sistema Solar

-Órbitas coplanares (<6º]

-Translação no mesmo sentido

-Rotação no mesmo sentido

(com exceção de Venus)

-Planetas interiores: rochosos

-Planetas exteriores: gasosos

Kant (1724-1804)

Laplace (1749-1827)

Teoría da Nebulosa Solar

~1944, Carl Friedrich Freiherrvon Weizäcker (1912-2007)

Teoria da Nebulosa Solar

A formação planetária é um subproduto da formação estelar...

Lynden-Bell & Pringle (1974)

(evolução de discos—acreção)

FormaForma çção planetão planet ááriaria

Três etapas:Formação de planetesimais, Formação de planetas TerrestresFormação de planetas gigantes

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.

FormaFormaçção de planetas terrestresão de planetas terrestres

Partículas crescem até atingir uma gravidade importante �planetesimais, os quais continuam acretando material (micron-cm-m-km)

-Processos de coesão - forças eletrostáticas- e instabilidade gravitacional

-Colisões construtivas abaixa velocidade.

“Dust coagulation” � partículas colam-se

•Quando T material gasoso � condensa em material sólido

De poeira a planetasDe poeira a planetas

1µm 1mm 1m 1km 1000km

Observablein visual, infrared

and (sub-)mm

Observablewith

DARWINTPF etc.?

Dois caminhos para o Dois caminhos para o protoplanetaprotoplaneta ::

�� Permanece rochoso como o planeta terraPermanece rochoso como o planeta terra

�� AcretaAcreta ggáás e transformas e transforma --se em um planeta gasoso se em um planeta gasoso como Jcomo J úúpiter.piter.

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

-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 protoplanetarios � 10 MTerra

� Acretam gás (processo “runaway” )

Disk Gravitational Instability Model

(rápido)

Confirmando as teorías..

HST: Burrow 1999

'proplyds' do inglês 'proto-planetary disks'

EstrelasEstrelas comcom discos discos ““debrisdebris””

19831983-- IRAS, 1IRAS, 1 rara detecdetec çção de excesso no IV : ão de excesso no IV :

Vega Vega

ββ PictorisPictoris , , FomalhautFomalhaut

e e εε EridanisEridanis

ExcessoExcesso no IV no IV �������� PresenPresen ççaade de poeirapoeira

EstrelasEstrelas tipo tipo

VegaVega

EstrelasEstrelas tipo Vega tipo Vega

possuempossuem discos tipo discos tipo ““ debrisdebris ””

PoeiraPoeira de segunda de segunda geragera ççãoão

PresenPresen ççaa de de corposcorpos maioresmaiores (m, Km..)(m, Km..)

Terrile 1984

Sistema Solar:

Poeira Zodiacal

Cinturão de Asteróides

Cinturão de Kuiper

0.5 10.5 1--2 102 10--20 850 20 850 µµmm

20 discos observados.... Diversas estruturas

"Innumerable suns exist; innumerable earths revolvearound these suns in a manner similar to the way theseven planets revolve around our sun. Living beingsinhabit these worlds."

- Giordano Bruno, astronomo-filosofo Italiano, séculoXVI

• Descoberta

• 1995 – MS :51 Peg � planeta gigante 51 Peg b (Mayor & Queloz 1995 )

• 2011 - 563 planetas

• 51 sistemas multi-planetários

Planetas extrasolares ou exoplanetas

(Efeito Doppler)

http://exoplanet.eu/

METODOS

1. VELOCIDADE RADIAL

1. ASTROMETRIA

1. TRANSITO

1. MICROLENTE

1. IMAGEM DIRETA

1- Velocidade Radial => Efeito Doppler (513)

513 planetas

Mpsen(i), e, a, P

Movimento da estrela em relaçãoao centro de massa

"bamboleio" da estrela.

METODO ESPECTROSCOPICO

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)

62 sistemas planetários

KeplerKeplerKeplerKepler

http://www.iac.es/galeria/hdeeg/OSNanimkurzloop.gif

CoRoT 3-bCurva de luz

Curva deVR

http://obswww.unige.ch/exoplanets/corot3.html

Planet mass [M_Jup] 21.66 +/- 1.0Planet radius [R_Jup] 1.01 +/- 0.07Planet density [g cm^-3] 26.4 +/- 5.6Planet surface gravity(log scale)[CGS] 4.72 +/- 0.07

Orbital inclination [deg] 85.9 +/- 0.8

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 DIRETAMENTE2M1207b: PRIMEIRO PLANETA OBSERVADO DIRETAMENTE

• Estrela TE= M8

M=0.025 Msol

• PlanetaMp= 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/VLTCHAUVIN et al. 2004

HD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetasHD 69830: Excesso IR + 3 planetas

Eventos dinâmicos?:Eventos dinâmicos?:Eventos dinâmicos?:Eventos dinâmicos?:

A poeira observada seria transitA poeira observada seria transitA poeira observada seria transitA poeira observada seria transitóóóóriariariaria

Fortes emissões de:Fortes emissões de:Fortes emissões de:Fortes emissões de:

OlivinaOlivinaOlivinaOlivina e e e e PiroxenioPiroxenioPiroxenioPiroxenio ( Cometa ( Cometa ( Cometa ( Cometa HaleHaleHaleHale----BoppBoppBoppBopp)

pequenos grãos pequenos grãos pequenos grãos pequenos grãos pequenos grãos pequenos grãos pequenos grãos pequenos grãos �������� curta vida curta vida curta vida curta vida curta vida curta vida curta vida curta vida ��������

produproduproduproduproduproduproduproduçççççççção recente!!ão recente!!ão recente!!ão recente!!ão recente!!ão recente!!ão recente!!ão recente!!

(Beichman et al. 2005).

Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8Excesso IV somente em 8--------35 35 35 35 35 35 35 35 µµµµµµµµm!m!m!m!m!m!m!m!

“Bias” dos metodos• Planetas pequenos e afastados sao dificieis de detect ar

• 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 Planetas Planetas Planetas Planetas Planetas Planetas Planetas extrasolaresextrasolaresextrasolaresextrasolaresextrasolaresextrasolaresextrasolaresextrasolares: caracter: caracter: caracter: caracter: caracter: caracter: caracter: caracteríííííííísticassticassticassticassticassticassticassticas

•• -- JJúúpiter quentes piter quentes �������� migramigra ççãoão•• -- Altas inclinaAltas inclina ççõesões

•• -- Alta [Alta [ FeFe/H]/H]

Problema dos planetas tipo Problema dos planetas tipo ““ JupiterJupiter quentequente ”” ((hot hot JupiterJupiter ))

• 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 quAbundância qu íímica de planetamica de planeta

Espectroscopia: a ferramenta poderosaEspectroscopia: a ferramenta poderosa

Metalicidade

Santos et al. (2005)

Pergunta ainda aberta:Pergunta ainda aberta:

alta metalicidade � formação planetária

cencenáário primordialrio primordial:: nuvem primordial metnuvem primordial metáálica lica

formação planetária� alta metalicidade

cencenáário de poluirio de poluiççãoão

FormaFormaçção Planetão Planetáária Abundanciaria Abundancia

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...

ExobiologiaExobiologia -- AstrobiologiaAstrobiologia

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)

Linkshttp://exoplanet.eu/

http://exoplanets.astro.yale.edu/

http://www.exoplanets.ch/

http://kepler.nasa.gov/

http://smsc.cnes.fr/COROT/