Exoplanetas Detectados pelo Método de Trânsito

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Exoplanetas detectados pelo Me´todo de Traˆnsito.
Luan Bottin de Toni
Professor: Eduardo Luiz Damiani Bica
1 de julho de 2017
Resumo
A partir da ana´lise de um gra´fico relacionando dois paraˆmetros de planetas extrasolares
descobertos pelo me´todo de traˆnsito e´ poss´ıvel observar os limites associados a este me´todo e,
assim, a importaˆncia de haver outros me´todos para a detecc¸a˜o de tais planetas. Tambe´m sera´
visto, atrave´s de pesquisa feita, as vantagens de cada me´todo e como e´ poss´ıvel combinar dois
me´todos para obter dados bastante completos desses planetas distantes.
1 Introduc¸a˜o
Planeta extrasolar (ou exoplaneta) e´ um pla-
neta que orbita uma estrela que na˜o seja o Sol.
Cerca de dois mil planetas foram descobertos
desde 1988, sendo que a maioria deles possui
tamanho igual ou superior a Ju´piter e orbitam
muito pro´ximo da estrela hospedeira, dificultando
o desenvolvimento da vida como conhecemos.
Ha´ um especial interesse em planetas que or-
bitam dentro da ”zona habita´vel”da estrela, pela
possibilidade de haver a´gua l´ıquida (e vida) em
sua superf´ıcie. Este tipo de estudo tambe´m
abrange va´rios outros fatores para determinar a
adequac¸a˜o do planeta para abrigar vida.
A detecc¸a˜o desses planetas pode ser feita de
va´rias formas, as principais sa˜o:
• Cronometria de Pulsares: este me´todo envolve
medic¸o˜es precisas do sinal do pulsar de modo a
determinar se ha´ qualquer anomalia no per´ıodo
dos pulsos. Ca´lculos subsequentes sa˜o usados
para determinar o que poderia causar essas ano-
malias. O me´todo e´ comummente usado para
detectar companheiros de pulsares, mas na˜o e´
usado especificamente para encontrar planetas.
• Astrometria: trata-se do me´todo mais antigo
na busca de exoplanetas, sendo primeiramente
usado em 1943. O me´todo envolve a medic¸a˜o
do movimento pro´prio da estrela em busca dos
efeitos causados por seus planetas.
• Velocidade Radial: mede variac¸o˜es na veloci-
dade com a qual a estrela se afasta ou se apro-
xima de no´s, isto e´, mede a componente da ve-
locidade estelar ao longo da linha de visada. A
velocidade radial pode ser deduzida do deslo-
camento nas linhas espectrais da estrela hospe-
deira, devido ao efeito Doppler. Tais desloca-
mentos sa˜o induzidos pelo planeta que orbita a
estrela, uma vez que ambos orbitam em torno
do mesmo baricentro.
• Microlente Gravitacional: acontece quando os
campos gravitacionais de um planeta e o da es-
trela hospedeira agem de modo a magnificar a
luz de uma estrela distante que esteja no fundo
do ce´u. Para que o efeito ocorra, o planeta e
a estrela devem passar quase diretamente en-
tre a estrela distante e o observador. Este e´ o
me´todo mais promissor para planetas localiza-
dos entre a Terra e o centro da gala´xia, ja´ que as
partes centrais da gala´xia fornecem um grande
nu´mero de estrelas distantes de fundo.
• Disco Circunstelar: discos de poeira estelar cir-
cundam muitas estrelas, e estas podem ser de-
tectadas, pois absorvem a luz vis´ıvel da estrela
e reemitem como radiac¸a˜o infravermelha. Con-
densac¸o˜es em determinados pontos do disco su-
gerem a presenc¸a de planetas.
• Me´todo de Traˆnsito: detecta a sombra do pla-
neta quando este transita diante da estrela hos-
pedeira observando uma pequena queda no bri-
1
lho dessa estrela; funciona apenas com planetas
cujos planos orbitais estejam perfeitamente ali-
nhados com nossa linha de visada, mas pode
ser aplicado mesmo a estrelas muito distantes.
Nesta pesquisa sera˜o utilizados paraˆmetros de
planetas descobertos pelo ”me´todo de traˆnsito”.
Tal me´todo mostra-se importante pois espera-se
que ele levara´ a` descoberta dos primeiros planetas
terrestres ao redor de estrelas solares quando for
empregado pelo Telesco´pio Espacial CoRoT e pelo
Observato´rio Kepler, missa˜o especial da NASA.
2 Analise dos dados
Nas refereˆncias [1] e [4] encontram-se va´rios
paraˆmetros acerca dos exoplanetas descobertos
atrave´s do me´todo de traˆnsito. Procurou-se plo-
tar um gra´fico entre a inclinac¸a˜o e o semi eixo
maior desses planetas (figura 1).
Figura 1: Inclinac¸a˜o x Semi eixo maior para exo-
planetas detectados pelo me´todo de traˆnsito.
Para planetas extrasolares, a inclinac¸a˜o e´ o
aˆngulo entre o plano da o´rbita e o plano per-
pendicular da linha de visada entre a Terra e o
objeto. Isto significa que uma inclinac¸a˜o de 0◦
nos diz que o plano da o´rbita esta´ paralelo ao
ce´u, enquanto um aˆngulo de 90◦ nos diz que o
plano da o´rbita esta´ perpendicular ao ce´u. Note
que para o me´todo de traˆnsito e´ necessa´rio que
a o´rbita do planeta esteja perpendicular ao ce´u,
caso contra´rio o planeta na˜o sera´ visto da Terra
transitando na frente de sua estrela.
Como dito anteriormente, o me´todo de
traˆnsito funciona apenas para planetas com pla-
nos orbitais alinhados com nossa linha de visada,
isso explica o fato de os pontos no gra´fico possui-
rem inclinac¸a˜o pro´ximo a 90◦.
O gra´fico tambe´m nos mostra que o me´todo
torna-se ineficaz para planetas com semi eixo
maior muito grande, e estes devem estar perfeita-
mente alinhados com nossa linha de visada. Ob-
serve que foi poss´ıvel detectar poucos planetas
com semi eixo maior ale´m de 0,3 UA, e estes pos-
suem inclinac¸a˜o muito pro´ximo de 90◦.
De fato, sabe-se que apenas 10% dos plane-
tas com o´rbitas pequenas possuem inclinac¸a˜o fa-
vora´vel para esse me´todo, e essa frac¸a˜o diminui
a` medida que a o´rbita aumenta. Por exemplo,
para um planeta orbitando uma estrela do tama-
nho do Sol, a 1 UA de distaˆncia, a probabilidade
de um alinhamento gerar um traˆnsito observa´vel
e´ de apenas 0,47%. Sendo assim, o me´todo na˜o
pode garantir que uma estrela em particular na˜o
possui planetas em sua o´rbita.
Uma das vantagens do me´todo de traˆnsito e´
que e´ poss´ıvel determinar facilmente o tamanho
do planeta; e quando combinado com o me´todo
da velocidade radial (o qual determina a massa
do planeta) e´ poss´ıvel determinar sua densidade
e, assim, obter importantes informac¸o˜es sobre a
estrutura f´ısica do planeta.
Ale´m disso, o me´todo de traˆnsito torna
poss´ıvel estudar a atmosfera do planeta obser-
vado, estudando o espectro da luz que passa pela
atmosfera do planeta pode-se detectar elementos
presentes.
3 Conclusa˜o
Vimos que, atrave´s de variados me´todos, e´
poss´ıvel determinar paraˆmetros f´ısicos e orbitais
acerca de planetas extrasolares. Atrave´s de um
gra´fico relacionando inclinac¸a˜o e semi eixo maior
de planetas descobertos pelo me´todo de traˆnsito e´
poss´ıvel observar as condic¸o˜es necessa´rias para de-
tectar planetas atrave´s deste me´todo, sendo que o
plano orbital deve estar alinhado com nossa linha
de visada (e, portanto, ter inclinac¸a˜o aproximada
de 90◦) e tambe´m devem ter orbitas pequenas.
Apesar dessas limitac¸o˜es, o me´todo mostra-se bas-
tante eficaz na descoberta de exoplanetas, visto
que grande nu´mero dos planetas extrasolares des-
cobertos ate´ hoje deve-se ao me´todo de traˆnsito.
2
Refereˆncias
[1] WIKIPEDIA; List Of Transiting
Exoplanets. Dispon´ıvel em: https:
//en.wikipedia.org/wiki/List_of_
transiting_exoplanets. Acessado em
26/11/2015.
[2] WIKIPEDIA; Methods Of Detecting
Exoplanets. Dispon´ıvel em: https:
//en.wikipedia.org/wiki/Methods_of_
detecting_exoplanets. Acessado em
25/11/2015.
[3] WIKIPEDIA; Exoplanet. Dispon´ıvel
em: https://en.wikipedia.org/wiki/
Exoplanet. Acessado em 25/11/2015.
[4] EXOPLANET.EU; Exoplanet Catalog.
Dispon´ıvel em: http://exoplanet.eu/
catalog/. Acessado em 26/11/2015.
3
	Introdução
	Analise dos dados
	Conclusão