Planetas Extrasolares
ExistemVários Planetas além dos planetas do Sistema Solarou os chamados:
Planetas Extrasolares
.
Fotos de discos proto-planetários, obtidos com o Telescópios Espaciais Hubble (HD 107146, a 88 anos-luz e com cerca de 50 a 250 milhões de anos) e Spitzer (AU Mic, a 32 anos-luz e com 12 milhões de anos).
Imagem do disco e planeta em torno de Fomalhaut (α Piscis Austrini, uma estrela A com 200±100 milhões de anos a 25 anos-luz de distância), com o Telescópio Espacial Hubble, com período de 872 anos em torno da estrela a 25 anos-luz, na constelação do Peixe Austral. A estrela tem 2,06 MSol, Tef=8540K, e o planeta cerca de 3 MJúpiter.
A definição usada de zona habitável é que permita que a água esteja em forma líquida, para permitir o movimento das partículas e a eventual formação de moléculas orgânicas complexas, e fontes de energia para manter metabolismo. O espectro do planeta HD 189733 b, observado com o Telescópio Espacial Hubble e com o satélite Spitzer no início de 2007 mostra vapor de água, mas o planeta tem uma temperatura média de 1000K, fora da zona habitável.
Existem duas teorias principais para a formação de planetas: *fragmentação do disco proto-planetário [Alan Paul Boss (1951-), 2003, Astrophysical Journal, 599, 577] ou acréscimo de massa dos planetesimais [Shigeru Ida (1960-) & Douglas N.C. Lin, 2004, Astrophysical Journal]. Neste último artigo, Ida e Lin propõem a existência de um "deserto de planetas" com massas entre 10 MTerra e 100 MTerra, e distâncias menores que 3 UA, já que os planetesimais crescem rapidamente e migram para distâncias maiores se formados na região mais interna.
Combinação de imagens do Gemini (8m) e Keck (10m) por Christian Marois e colaboradores, do Canadá, de novembro de 2008, mostra que existem pelo menos
três planetas no sistema da estrela HR 8799, com massas entre 5 e 13 massas de Júpiter.
Eles obtiveram a primeira imagem de um sistema planetário extrassolar, a 130 anos-luz, na constelação de Pegasus. A estrela é jovem e tem 1,5 MSol.
é um pulsar que se encontra a 980 anos-luz do Sol, na direcção da constelação da Virgem.
Existem 3 planetas a orbitar esta “estrela defunta”.
foi o primeiro exoplaneta, de sempre, a ser descoberto. Foi descoberto em 1992 pelo astrónomo polaco Aleksander Wolszczan.
Este planeta está a uma distância de 0.36 AU do pulsar, tem um período orbital de 66 dias, e tem uma massa somente cerca de 4 vezes superior à Terra.
Este sistema (Pulsar e 3 exoplanetas) é um cemitério, desde que a estrela explodiu como uma supernova.
Se havia vida nos planetas, com a incrível força da supernova, tudo morreu instantaneamente.
Mas o Pulsar continua a emitir radiação. A cada 6.22 milisegundos, ele emite uma forte radiação. Daí que mesmo que a vida quisesse recomeçar de novo, seria extremamente difícil.
A estrela Epsilon Eridani encontra-se a 10 anos-luz da Terra – é a 9ª estrela mais próxima do nosso Sol e pouco mais alaranjada que a nossa estrela.
Na série Star Trek, esta estrela ficou famosa por ter o planeta Vulcan, a casa do Spock, a orbitá-la.
No ano 2000 (confirmado em 2006), observações permitiram ver que a estrela continha um planeta , tornando-se a estrela mais próxima de nós a ter planetas à volta. Apesar do planeta estar a mais de 3 Unidades Astronómicas de distância, o planeta tornou-se conhecido por Vulcan.
Outro possível planeta, Epsilon Eridani c, está a 40 UA de distância da estrela, o que faz completar uma translação (ano) em 280 anos!
Sabia-se também que a estrela tem uma espécie de Cintura de Kuiper, e uma Cintura de Asteróides exatamente na mesma zona da nossa.
As más notícias é que é que esta Cintura de Asteróides põe em causa a excentricidade (0.7) do planeta descoberto, já que ele “limparia” os asteróides na sua órbita.
Por outro lado, descobriu-se uma nova Cintura de Asteróides, mais exterior, entre a Cintura de Asteróides gêmea da nossa e a Cintura de Kuiper de lá.
As falhas existentes entre os anéis desta Cintura dão a entender que esta estrela tem vários outros planetas a orbitá-la.
Em Maio de 2007,
foi medido um Planeta Gelado-Quente.
Crédito: NASA, ESA e STScI
No nosso Sistema Solar, após os Gigantes Gasosos temos os Gigantes Gelados como Úrano e Neptuno.
Pois bem, foi descoberto um tipo de gigante gelado, do tamanho de Neptuno, mas muito perto da estrela-mãe (que é uma anã vermelha).
O novo planeta, GJ 436 b,
foi descoberto em 2004, é 22 vezes mais massivo que a Terra, tem 4 vezes o diâmetro da Terra, tem uma temperatura à superfície de cerca de 300 ºC, está 14 vezes mais próximo da estrela-mãe que Mercúrio do Sol, e encontra-se a cerca de 30 anos-luz de nós.
Apesar de descoberta ter sido há 3 anos atrás, só agora foi possível medir a sua massa e diâmetro, pelo método do Trânsito.
Devido a estas medições, os cientistas estimam que o planeta seja composto principalmente de água.
Mas não água tal como a conhecemos, e certamente que não água à superfície do planeta.
Será água no estado sólido – chamado de gelo – mas não daquele gelo que encontramos na Terra, mas sim gelo especial adaptado a temperaturas e pressões bastante estranhas que aqui na Terra só conseguimos produzir em laboratórios (existem 12 tipos diferentes de gelo).
Em Maio de 2007, foi encontrado um inferno planetário. Foi encontrado o planeta mais quente. Com cerca de 2000 ºC, este planeta é mais quente do que algumas estrelas. (como comparação temos que no nosso Sistema Solar o planeta mais quente é Vênus, com cerca de 450 ºC) Será talvez o planeta mais negro descoberto até hoje.
Cortesia: NASA/JPL/Caltech
Chama-se HD 149026b e é um planeta extrasolar categorizado de Júpiter Quente. Encontra-se a 279 anos-luz da Terra, na constelação de Hércules.
Em Maio de 2007, foi descoberto um trio de planetas com tamanho de Netuno.
A estrela(tipo sol) que é companheira destes mundos é a HD 69830, a qual é menos maciça que a estrela Sol. Um aspecto curioso relacionado com estas descobertas, é que cada vez mais se encontram planetas cada vez mais pequenos em órbitas cada vez mais afastadas.
Em Maio de 2007, foi anunciado que astrônomos ligados à UT descobriram dois planetas a orbitar a estrela HD 155358.
É interessante ver que as suas órbitas interagem gravitacionalmente de modo a que cada uma delas fica mais circular ou mais excêntrica em clara inversão proporcional à mudança da outra órbita.
Surpreendentemente o sistema é estável, com ciclos de 3.000 anos.
Estes planetas levantam novamente algumas dúvidas quanto à teoria de formação de planetas largamente aceite.
A descoberta de planetas à volta da estrela HD 155358 é de facto um desafio para as teorias de formação planetária.
Existem atualmente duas teorias em confronto para tentar explicar porque razão as estrelas com planetas (ECP) apresentam uma metalicidade maior do que as estrelas sem planetas. De um lado as ECP poderiam ter sido formadas preferencialmente em nuvens com alta metalicidade e daí a razão do que observamos, mas também é possível que as ECP tenham sido contaminadas através dos discos protoplanetários ou através da queda de planetas nas ECP.
Seja qual for o caso, os estudos recentes de Matsuo e outros dão um índice mínimo de metalicidade (Fe/H) de -0.85 para ECP com planetas através de acreção e um disco com 5 massas da massa mínima da nebulosa solar primitiva.
O caso recente da descoberta de planetas à volta da estrela HD 155358, contraria isto, pois a estrela tem um indicie de metalicidade de -0,67.
Portanto, existe aqui uma contradição clara, que terá que ser resolvida nos próximos tempos com novos estudos e novas observações.
Em Maio de 2007, várias equipes trabalharam em conjunto de modo a descobrirem 28 novos planetas extrasolares!
4 deles estão em sistemas estelares que já tinham planetas anteriormente detectados.
Algumas conclusões provisórias é que planetas gigantes orbitam preferencialmente estrelas massivas, enquanto estrelas com pouca massa têm maior probabilidade de ter planetas “como o nosso”.
Em apenas 12 anos, descobriram-se 236 planetas a orbitarem estrelas que não o Sol.
(Ação e reação de Newton). Durante a grande maioria por métodos indiretos; conforme o planeta vai avançando em sua órbita ao redor de uma estrela, sua força gravitacional atrai a estrela para si (lei de ação e reação de Newton). Durante u
m período completo (tempo que leva para que o planeta complete uma órbita inteira), a posição da estrela sofre uma oscilação, causada pela gravidade do planeta. É esse "bamboleio" que indica aos astrônomos a presença de astros orbitando essas estrelas. Quanto maior a massa do planeta, maior o "bamboleio" da estrela. Os planetas são em geral um milhão de vezes menos luminosos que as estrelasEm Agosto de 2007, a descoberta do TrES-4 por uma equipa de 15 astrónomos é uma descoberta intrigante, pois trata-se de um planeta com 84% da massa de Júpiter, mas 1.7 vezes maior, o que o torna muito pouco denso.
Ora esta anomalia em termos de tamanho, significa que o planeta está insuflado por alguma fonte de calor interno cujo mecanismo desconhecemos. A forte insolação estelar não é suficiente para explicar um diâmetro tão grande. Vai, por isso, ser necessário muito trabalho teórico nos próximos tempos para explicar uma anormalidade destas.
Em Setembro de 2007, uma equipa de astrónomos do Observatório McDonald, utilizando o HET (Hobby-Eberly Telescope) descobriu mais um planeta em torno de HD 74156 na constelação Hydra. Isto eleva o total do sistema para três planetas
Um outro planeta foi descoberto em torno de V391 Peg, uma estrela que já passou pela fase de gigante vermelha tendo entretanto expelido as suas camadas mais externas. Aparentemente o planeta sobreviveu à experiência. A descoberta, feita por uma equipa internacional utilizando o Whole Earth Telescope, foi publicada na Nature.
A equipe de John Johnson que procura planetas em sub-gigantes e gigantes resultantes da evolução de estrelas de tipo espectral A, anunciou a descoberta de mais três planetas em torno das estrelas kapa CrB, HD 167042, e HD 161751.
O projecto Transitsearch liderado por Gregory Laughlin da Universidade da Califórnia, Santa Cruz, tem como objectivo tentar detectar trânsitos em estrelas onde foram já descobertos planetas pela técnica da velocidade radial.
Depois de uma “travessia do deserto” o projecto descobriu o seu primeiro planeta em trânsito, e logo um sistema notável.
Já se sabia que a estrela HD 17156 na constelação Cassiopeia tinha um planeta com 3 vezes a massa de Júpiter numa órbita de elevada excentricidade (0.67) e período de translação de 21.2 dias. Baseado num modelo da órbita do planeta obtido com a plataforma de simulação systemic, Greg Laughlin calculou a janela temporal mais provável para os trânsitos do planeta (caso estes ocorressem). Observadores do projecto Transitsearch em Itália, Canárias e Estados Unidos detectaram o trânsito sensivelmente na janela prevista, em 9/10 de Setembro.
Em Setembro de 2007, uma equipe de astrônomos descobriu um gigante de gelo (exo-Neptuno) em órbita da estrela Gliese 176. A descoberta foi feita utilizando medições precisas da velocidade radial da estrela obtidas ao longo de 5 anos com o telescópio Hobby-Eberly do Observatório de McDonald no Texas.
Gliese 176 é uma anã vermelha de tipo espectral M2 V, com 50% da massa do Sol e situada a 30 anos-luz de distância.
O planeta, 24 vezes mais maciço que a Terra, orbita a estrela com um período de 10.24 dias. Este é o quarto gigante de gelo detectado em torno de anãs de tipo espectral M.
As outras estrelas são Gliese 436, Gliese 581, e Gliese 674.
Recentemente foram detectados transitos do gigante de gelo que orbita Gliese 436. Observações com o Observatório Spitzer permitiram medir com bastante precisão a sua dimensão e consequentemente a sua densidade e composição aproximada.
Concluiu-se que se trata de um planeta estruturalmente semelhante aos gigantes de gelo do nosso sistema solar: Urano e Netuno.
Em Outubro de 2007, o telescópio espacial Spitzer detectou o que poderá ser uma nova Terra em formação. O possível planeta em formação encontra-se num disco à volta da estrela HD 113766 que se encontra a 424 anos-luz de nós. O planeta estará dentro da chamada zona habitável da estrela, onde deverá haver temperaturas moderadas e água no estado líquido.
No Sistema Solar, o maior planeta é Júpiter, com MJúpiter=318 MTerra e MSol=1047 MJúpiter.
O maior planeta terrestre conhecido é a Terra, e o menor planeta gasoso conhecido é Netuno, com 14 MTerra. Por definição, planetas são corpos que orbitam estrelas e não têm nem nunca tiveram reações nucleares.
Os objetos acima de 75 MJúpiter têm reações nucleares transformando H em He e são chamados estrelas. Objetos entre 13 MJúpiter e 75 MJúpiter têm reações nucleares transformando o deutério em trítio, e são chamados anãs marrons.
Em abril de 2007 foi descoberto Gliese 581 d, o exoplaneta menos massivo até então, possivelmente rochoso
[estimaram M×sen(i) cerca de 5,0 massas], pelo grupo suiço do Observatório de Genebra, que opera o espectrógrafo HARPS no ESO/La Silla, no Chile. É o terceiro planeta em torno desta estrela detectado, o segundo mais interno. Situado numa órbita de 13 dias de período e, portanto, na Zona de Habitabilidade de uma estrela fria: trata-se da estrela Gliese 581, que é uma ana vermelha de tipo espectral M3, isto é, com temperatura superficial de cerca de 3200 K, um terço da massa do Sol e 50 vezes menos luminosa do que ele. Está situada apenas a 6,3 pc de nós. O planeta estaria a 0,073 UA da estrela. 1 UA é a distância média da Terra ao Sol, 149,6 milhões de km. Os autores estimaram que a entre 0 e 40 graus, em contemperatura superficial do planeta estejadições portanto de conter água no estado líquido [Stéphane Udry, Michel Mayor, Christophe Lovis, Francesco Pepe, e Didier Queloz (Observatoire de Genève, Suissa), Xavier Bonfils (Observatório de Lisboa, Portugal), Xavier Delfosse, Thierry Forveille, e C.Perrier (LAOG, Grenoble, França), François Bouchy (Institut d'Astrophysique de Paris, França), e Jean-Luc Bertaux (Service d'Aéronomie du CNRS, França)].
Em abril de 2009, ao detectarem mais um pequeno planeta extrassolar em torno de Gliese 581, Gl 581 e, com Msen(i)=1,9 MTerra mas com uma órbita de somente 3,15 dias (0,03 UA), muito próximo da estrela. Os quatro planetas em torno de Gliese 581 têm massas×sen(i): 1,94 MTerra, 15,65 MTerra, 5,36 MTerra e 7,09 MTerra, a distâncias de 0,03 UA, 0,041 UA, 0,07 UA e 0,22 UA. Em 27 de junho de 2008, Michel Mayor, Stéphane Udry, Christophe Lovis, Francesco Pepe, Didier Queloz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, C. Mordasini, D. Segransan publicaram a descoberta de um sistema de 3 super-terras (4,2, 6,9 e 9,2 MTerra) em torno da estrela HD 40307, que está a 12,8 pc de nós, com períodos de 4,3, 9,6 e 20,5 dias, e distâncias de 0,047, 0,081 e 0,134 UA em torno da estrela de 4980 K.
Em Janeiro de 2008 ocorreu a 211ª Reunião da American Astronomical Society.
Dois artigos dizem respeito à utilização dos Fine Guidance Sensors do Telescópio Hubble para a determinação astrométrica das massas reais dos planetas em torno de Upsilon And e de HD 136118 (neste caso, provavelmente uma anã castanha).
Um outro artigo estuda o exoplaneta HD 17156b, descoberto inicialmente pela técnica da velocidade radial e que, posteriormente, se veio a verificar que eclipsa parcialmente a sua estrela hospedeira. O planeta, cerca de 3 vezes mais maciço que Júpiter, tem a particularidade de ter o maior período de translação, 21.2 dias, e a maior excentricidade orbital, 0.67, de entre os sistemas com eclipses. Aparentemente o planeta tem a densidade anormalmente elevada (para um gigante de gás) de 2.5 g/cm3, superior à de Ganimedes e Calisto, por exemplo.
Um último exemplo. Neste artigo, os autores anunciam aquela que será a primeira descoberta de exoplanetas utilizando exclusivamente técnicas astrométricas. Aparentemente tratam-se de planetas em torno de anãs vermelhas na vizinhança do Sol.
Em Fevereiro de 2008, foi anunciada a descoberta de dois planetas numa estrela anónima, a aproximadamente 5000 anos-luz de distância, na fronteira entre as constelações do Sagitário e do Escorpião.
Os planetas orbitam uma estrela menos maciça e luminosa que o Sol e a sua presença foi traída quando a estrela hospedeira passou em frente de uma estrela mais distante, momentaneamente aumentando o brilho da última devido a um efeito de lente gravitacional.
Se a estrela hospedeira estivesse isolada, a variação observada no brilho da estrela mais distante seria simples, com um único pico. No entanto, os astrónomos detectaram não um mas três picos, indicando a presença de mais dois corpos na proximidade da estrela amplificadora.
A amplitude dos picos permitiu determinar a massa dos corpos e a sua classificação como planetas. O intervalo decorrido entre os diferentes picos permitiu, por sua vez, estimar a distância projectada dos planetas à estrela hospedeira.
Esta técnica denominada de microlensing tinha já sido utilizada anteriormente na detecção de outros exoplanetas, embora não tivesse sido concebida para esse fim originalmente. Devido à raridade dos alinhamentos que possibilitam o efeito de lente gravitacional, os projectos actuais concentram os seus esforços em zonas do céu com um elevado número de estrelas distantes, nomeadamente, na zona do Centro Galáctico e nas Nuvens de Magalhães.
Em Fevereiro de 2008, foi anunciada a descoberta de três planetas em órbita das estrelas ξ Aquilae, HD 81688 (Ursa Maior) e 18 Delphini. Tratam-se de estrelas de massa superior ao Sol e que se encontram numa fase evolutiva mais avançada, no caso gigante ou sub-gigante.
Em Janeiro de 2008, uma equipe de astrônomos espanhóis e franceses divulgou hoje um artigo no qual apontam para a possibilidade da estrela GJ 436, já conhecida pela importantíssima descoberta de um “Hot-Neptune” (GJ 436b) em sua órbita no ano passado, ter um outro planeta mais distante com cerca de 5 vezes a massa da Terra.
O planeta (GJ 436c) terá a particularidade de estar numa ressonância 2:1 com o “hot-Neptune”, mais interior. As interacções gravitacionais entre os planetas poderiam explicar a excentricidade anormal da órbita do Gliese 436b, o qual, na ausência de perturbações, deveria ter uma órbita quase circular. Os astrônomos propõem a existência do novo planeta como forma de explicar um padrão observado na velocidade radial da estrela depois de subtraído o efeito provocado pelo GJ 436b. Esta previsão poderá ser verificada através da observação cuidadosa dos trânsitos do GJ 436b, uma vez que o GJ 436c deverá provocar alterações mensuráveis na inclinação da órbita do seu vizinho mais interior.
O GJ 436c será um possível “Super-Earth”.
Em Abril de 2008, GJ 436c foi divulgado como sendo o planeta extrasolar mais pequeno até ao momento. Este planeta rochoso é somente cerca de 50% maior que a Terra.
O planeta, nomeado GJ 436c, orbita uma anã vermelha; encontra-se a cerca de 30 anos-luz de distância de nós, na direcção da constelação de Leão; é 5 vezes mais massivo que a Terra; o seu ano (translacção) é de cerca 5 dias terrestres; e o seu dia (rotação) leva cerca de 3 semanas.
Este planeta é demasiado quente para nós, no entanto cálculos preliminares parecem indicar que pode ter uma temperatura mais aceitável nos pólos.
Em Maio de 2008, durante o Simpósio da União Astronómica Internacional, os astrónomos que anunciaram a descoberta de uma possível super-Terra em torno de Gliese 436 retractaram-se.
Gliese 436, uma pequena anã vermelha na constelação do Leão, ficou famosa pela descoberta, em 2007, de um “Hot Neptune” em trânsito.
Em Junho de 2008, houve vários anúncios interessantes na área dos exoplanetas.
As descobertas de planetas pelo método da velocidade radial têm vindo a diminuir de ritmo, um facto que é explicado pela teoria “core accretion” de formação planetária, a mais bem sucedida até ao momento. Na verdade a teoria prevê uma relativa raridade de planetas com massas entre a de Júpiter e a de Netuno e a maioria dos programas apenas agora começam a revelar em números significativos os planetas “Neptunianos”.
Várias equipes publicaram estudos de planetas em trânsito conhecidos que permitem refinar os seus parâmetros fundamentais, e.g. HD 149026b, GJ436b, HD 189733b, HD 209548b, TrES-3b, HAT-P-4b e XO-2b. Os instrumentos utilizados para estes estudos foram observatórios espaciais como o Spitzer, MOST e Hubble, ou sondas espaciais como a EPOXI.
O censo de planetas em torno de estrelas mais evoluídas, gigantes de tipo K e G, contribuiu também com novos planetas maciços em torno das estrelas 14 And, 6 Lyn, e 81 Cet.
Um estudo publicou novas restrições para as características de eventuais planetas em torno de Alfa Centauri C.
Em Dezembro de 2008, num artigo disponibilizado na Internet, a equipe da Universidade de Genebra desvenda mais pormenores interessantes sobre os sistemas planetários em torno de HD 47186 e HD 181433. Este artigo vem na sequência do anúncio, no passado mês de Junho, da descoberta de um “neptuno quente” com 22.8 vezes a massa da Terra em torno de HD 47186 e de uma “super-terra” com 7.5 vezes a massa da Terra em torno de HD 181433.
No novo artigo, Bouchy e co-autores mostram que HD 47186 tem, para além do “neptuno quente“, um planeta com a massa aproximada de Saturno com um período orbital de 3.7 anos (a 2.4 ua da estrela).
Relativamente a HD 181433, a situação é ainda mais interessante. Para além da “super-terra” existe um planeta com 0.5 vezes a massa de Júpiter (a 1.7 ua) e outro com 0.6 vezes a massa de Júpiter (a 3 ua). Notem como são diferentes (do nosso) estes novos sistemas múltiplos.
Num outro artigo, a equipe da Universidade da Califórnia em São Francisco, publica uma análise mais precisa das órbitas de exoplanetas já conhecidos, com base em observações obtidas durante vários anos no Observatório Lick. Para além das órbitas refinadas, este estudo permitiu descobrir mais um planeta em torno de HD 183263. A estrela tinha já um planeta com 3.7 vezes a massa de Júpiter (a 1.5 ua) e agora descobriu-se mais um planeta com 3.8 vezes a massa de Júpiter (a 4.3 ua). Para este último, no entanto, as margens de erro ainda são algo elevadas e serão precisas mais observações para aumentar a precisão dos parâmetros orbitais.
O grupo de estrelas chamado de Pleiades, também conhecido como Sete Irmãs, poderá vir a ter planetas telúricos, do gênero da Terra.
As Pleiades são um aglomerado estelar aberto que se encontram na constelação de Touro e a que nos habituamos a chamar de “sete irmãs”.
Em 2007, foi descoberta uma nuvem de poeira ao redor de uma estrela lá, HD 23514 (tal como já tinha sido descoberta em 2005 uma nuvem semelhante à volta da estrela BD +20 307).
Ambas terão menos de 500 milhões de anos de idade, e são por isso muito jovens.
A poeira descoberta à volta delas parece-se bastante com a que o Sol teria à sua volta nos primórdios da sua evolução.
Esta nuvem de poeira deverá incluir planetesimais, que estão constantemente a colidir uns com os outros, levando à formação de planetas telúricos no futuro.
Em Janeiro de 2009, novas observações à estrela HD 23514, provam a existência dessa formação planetária e evidenciam a possibilidade da existência de planetas terrestres – como Vênus, Marte, ou mesmo Terra!
As estrelas estão a formar planetas à volta, planetas terrestres, rochosos, e também devem estar a haver colisões monstruosas entre esses planetas/planetesimais.
Colisões violentas entre planetas terrestres com tamanho razoável, parecem ser mais comuns do que pensávamos anteriormente.
Crédito da Imagem: Lynette R. Cook/UCLA.
Já em 2008, astrónomos também na Califórnia, e também utilizando observações da poeira existente ao redor das estrelas, sugeriram que ao redor de um sistema binário (ambas as estrelas como o nosso Sol em termos de massa, tamanho, e temperatura), conhecido como BD +20 307, a 300 milhões de anos-luz da Terra, na constelação do Carneiro, está a ocorrer uma colisão violentíssima. Os astrónomos também inferiram que a colisão está à mesma distância das estrelas que a Terra está do Sol! E também foi inferido que os planetas em colisão seriam planetas terrestres (!!) que se desintegraram mutuamente! Isto leva a pensar que se havia alguma vida lá (não se espera que houvesse), então toda a vida acabou em poucos minutos, já que este é dos eventos mais catastróficos que podemos imaginar
Em Maio de 2009, foi descoberto o VB10b – Primeiro Planeta Astrométrico.
Foi descoberto o primeiro planeta a ser identificado inequivocamente por medições astrométricas em torno da anã vermelha VB10 (Van Biesbroeck 10), situada a 20 anos-luz na constelação Águia.
O movimento do planeta (invisível) e da estrela em torno do centro de gravidade comum introduz perturbações no movimento aparente da estrela no céu nocturno. A medição dessas perturbações ao longo de vários anos permite determinar a massa do corpo perturbador e as dimensões da sua órbita.
Dois astrônomos do JPL (Jet Propulsion Laboratory) mediram durante 12 anos estas perturbações na VB10 e deduziram a presença de um planeta, VB10b, com cerca de 6 vezes a massa de Júpiter e que orbita a estrela a uma distância comparável à de Mercúrio relativamente ao Sol.
A esta distância, e uma vez que a estrela é uma anã vermelha, o planeta não é um braseiro como os “hot jupiters” mas terá antes algumas semelhanças com o nosso Júpiter. Os astrónomos utilizaram o telescópio Hale de 5 metros do Monte Palomar para realizar as observações.
Em Agosto de 2009, a equipa do California Planet Search, que inclui entre outros o Geoffrey Marcy e a Debra Fischer, acaba de anunciar a descoberta de mais 7 planetas, descobertos através de vários anos de observações da velocidade radial de estrelas do tipo solar realizadas no Observatório Keck no Hawaii.
(imagem Nasa, ESA e G. Bacon (STSci))
Um dos planetas, que orbita a estrela HD 179079 em quase 15 dias, é um “Neptuno Quente” com 27 vezes a massa da Terra.
Os restantes planetas são todos gigantes de gás com massas superiores à de Saturno (entre 0.3 a 1.9 vezes a massa de Júpiter) e com períodos orbitais longos (entre 2.7 a 12.5 anos).
Uma das estrelas, Gliese 179, é uma anã vermelha, o que torna a descoberta interessante pois, tanto quanto se sabe, os planetas gigantes de gás são raros em torno de tipo de estrelas.
Para outras duas estrelas, HD 24496 e HD 126614, foram detectados, para além do respectivo planeta, estrelas companheiras anãs vermelhas que as orbitam a maior distância.
HD 126614 tem ainda a particularidade de ser a que apresenta maior metalicidade de entre aquelas em que foram descobertos planetas.
Dois dias depois, a equipa do California Planet Search anunciou a descoberta de mais cinco planetas orbitando as estrelas HD 30562, HD 86264, HD 87883, HD 89307, HD 148427 e a confirmação de uma descoberta anterior de um planeta em torno da estrela HD 196885A (membro de um sistema binário).
E uma outra equipe anunciou dois novos planetas em torno das gigantes de tipo espectral K, 11 UMi e HD 32518.
Um dia depois da publicação das descobertas pela equipa do California Planet Search, uma equipa “Suiça” que inclui Michel Mayor, Didier Queloz e o “nosso” Nuno Santos anunciou a descoberta de quatro novos planetas maciços em órbita de três estrelas – HD 140718, HD 171238 e HD 204313.
A primeira estrela, HD 140718, uma anã de tipo G9, tem dois planetas de massas 2.1 e 6.6 vezes a de Júpiter e períodos de 44 dias e 2.7 anos, respectivamente.
O planeta que orbita HD 171238, uma anã de tipo G8, tem 2.6 vezes a massa de Júpiter e um período de 4.2 anos.
O planeta que orbita HD 204313, uma anã de tipo G5, tem uma massa de 4 vezes a de Júpiter e um período de 5.3 anos.
As descobertas foram feitas pela técnica da variação da velocidade radial e utilizando o espectrógrafo CORALIE instalado no Observatório de La Silla no Chile.
As massas apresentadas para os planetas são mínimas.
OGLE-2005-BLG-390L b é o planeta mais frio descoberto até hoje.
Encontra-se a cerca de 25 mil anos-luz da Terra, perto do centro da nossa Galáxia.
OGLE-2005-BLG-390L b está a cerca de 4 AU da sua estrela, uma pequeníssima anã vermelha, sendo que, assim, demora cerca 10 anos para orbitá-la.
A temperatura do planeta é em média de -220ºC, o que faz dele uma permanente bola de gelo. A Antárctica, comparada com este exoplaneta, é extremamente quente
Em setembro de 2008, Dr. David Lafrenière, Prof. Ray Jayawardhana e Prof. Marten van Kerkwijk, da Universidade de Toronto, usam o telescópio Gemini, de 8 metros de diâmetro, para fotografar e obter o espectro de um planeta extrassolar gigante, em torno da estrela 1RSX J160929.1-210524.
A estrela é uma K7V, com 0,85 MSol, com Tef=4100K, a cerca de 500 anos-luz da Terra, o planeta tem 0,008+0,004-0,001 MSol, com Tef=1800K, é cerca de 8 magnitudes mais fraco que a estrela, e está a cerca de 330 UA dela.
Orion's Nebulosa Cabeça do Cavalo
O Horsehead Nebulais uma das mais famosas nebulosas no céu. É visível como o vermelho escuro indentação para a emissão nebulaseen acima e à direita do centro da foto acima. A brilhante estrela da esquerda está localizado no cinturão da constelação familiar de Orion.The cavalo-chefe recurso está escuro, porque é realmente uma nuvem que reside opaqu poeira infront do vermelho brilhante emissão nebula.Like nuvens na atmosfera da Terra, este nuvem cósmica tenha assumido uma forma facilmente reconhecível pela chance.After muitos milhares de anos, as moções internas do cloudwill alterar a sua aparência. A nebulosa de emissão da cor vermelha é causada por elétrons recombinar com prótons de átomos de hidrogênio. Também visíveis na imagem são azuis reflexão nebulosas, preferencialmente, que reflectem a luz azul de estrelas mais próximas .
Albireo um brilhante e belíssimas
Às vezes, até mesmo um pequeno telescópio pode ajudar a desbloquear uma beleza escondida dos céus. Esse é o caso da dupla brilhante estrela Albireo. Vistas no mesmo ligeira ampliação, Albireo desdobra a partir de um único ponto luminoso em uma bela dupla estrela mais flagrantes de cores diferentes. A 380 anos luz distante, as duas estrelas brilhantes de Albireo são comparativamente longe umas das outras e demorará cerca de 75000 anos para completar uma única órbita. A estrela mais brilhante amarelo é em si um sistema de estrelas binárias, mas muito próximo de ser resolvido em conjunto, mesmo com um telescópio. Albireo, retratado acima, é a quinta estrela mais brilhante na direção da constelação do sistema do Cisne (Cygnus) e facilmente visíveis a olho nu .
Nebulosa roseta
Nebulosa Roseta
Esta imagem infra-vermelha do Telescópio Espacial Spitzer da NASA mostra a nebulosa Roseta, uma bela região de formação de estrelas a mais de 5.000 anos-luz na constelação do Unicórnio. Na luz óptica, a nebulosa se parece com um botão de rosa ou os adornos "roseta" de antigamente.
Porém, dentro desse delicado botão de rosa cósmico há estrelas super quentes, chamadas de estrelas-O, cujos radiação e ventos foram escavando camadas de poeira (em verde) e gás, revelando a cavidade de poeira mais fria (em vermelho). Algumas das estrelas-O da Roseta podem ser vistas na cavidade vermelha em formato de bolha; no entanto, as duas maiores estrelas azuis nesta imagem estão no primeiro plano, não na nebulosa.
(***) A SN 185 foi uma supernova vista no ano de 185 DC, próxima a Alpha Centauri, entre as constelações de Circinus e Centaurus, a 3.300 anos-luz de distância da Terra. Essa formidável explosão foi observada e registrada pelos astrônomos chineses no livro de Han. Essa extrordinária supernova permaneceu visível no céu noturno por 8 meses. Créditos: Telescópio Espacial Chandra e XMM Newton (site da ESA)
(**) Remanescente da supernova de Tycho: note aqui o formato esférico dessa supernova tipo Ia que foi descoberta 400 anos atrás pelo famoso astrônomo Tycho Brahe. Crédito: raios-X: NASA/CXC/SAO; infravermelho: NASA/JPL-Caltech; Optical: MPIA, Calar Alto, O. Krause et al.
A intrigante nebulosa formada pelos escombros da espetacular supernova SN 0104 gerou uma nuvem irregular capturada pelas câmeras especiais do Chandra (raios-X) e Spitzer (infravermelho), que conseguem ver o que o olho humano não enxerga. Créditos: imagem em raios-X: NASA / CXC / Penn State / S.Park & J.Lee; imagem em infravermelho: NASA / JPL-Caltech
Essa visão exclusiva fornecida pelo telescópio Chandra (raios X) da SNR 0104 mostra claramente o formato assimétrico incomum da nebulosa remanescente
Lançamento
.Lançamento do satélite COROT (COnvecção, ROtação e Trânsitos planetários), uma colaboração França-Áustria-Alemanha-Espanha-Brasil, com um telescópio de 27 cm e campo de 2,8°×2,8° para detectar exoplanetas por trânsitos e fazer sismologia estelar, foi lançado em 27.12.2006 e já detectou trânsitos em mais de 25 estrelas, mas só cinco planetas foram confirmados até agora, porque para ser confirmado ele tem que ser registrado mais de uma vez.
Em feveiro de 2009 o grupo do satélite COROT divulgou a detecção de COROT-Exo-7b, com uma massa de 5 MTerra e um diâmetro menor que duas vezes o da Terra mas que orbita sua estrela a cada 20 horas; ele portanto não é um gigante gasoso. O planeta está localizado tão perto de sua estrela, 0,0172 UA, que sua temperatura deve estar entre 1000 e 1500°C. A estrela tem outro planeta detectado, com 8,4 MTerra a 0,046 UA da estrela. A estrela tem 0,93±0,03 MSol e está a cerca de 490 anos-luz de nós.
O satélite Kepler foi lançado em 6 de março de 2009. Um foguete Delta II levou o satélite da NASA Kepler, cuja missão é procurar por planetas tipo terrestres orbitando na zona habitável de outras estrelas. A zona habitável é aquela com temperatura que permite a existência de água líquida. O satélite detectará a pequena redução no brilho da estrela quando um planeta passa na frente dela. O telescópio tem um espelho primário de 1,4m de diâmetro, com uma abertura efetiva de 0,95m. Conta com 42 CCDs, cada um com 2200×1024 pixeis, cobrindo um campo de 10°×10°, e observará 100 mil estrelas de magnitudes 9 a 16 durante 3,5 anos. Ele poderá detectar um trânsito de um planeta como a Terra para estrelas (variação de 1/12000) mais brilhantes que magnitude 12. A variabilidade intrínseca do Sol é da ordem de 1/100 000).
(8 sistemas) por microlentes (3,2 MTerra a 3,5 MJ). Monitorando o brilho das estrelas em uma região densa do céu detecta-se aumento no brilho das estrelas se uma estrela compacta passar na sua frente (dentro do raio do anel de Einstein). Dependendo da massa da estrela compacta e de sua distância, este aumento do brilho pode durar dias, semanas ou meses. Um planeta com a massa da Terra em torno de uma estrela produz uma amplificação com escala de algumas horas, enquanto que para um planeta como Júpiter a escala é de alguns dias. Esta é a base dos programas de observações de microlentes gravitacionais. O projeto MACHO (MAssive Compact Halo Objects) observou 10 milhões de estrelas na direção das Nuvens de Magalhães por 7 anos, registrando cerca de 400 eventos. O OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment) está monitorando 35 milhões de estrelas com um telescópio de 1,3 de diâmetro no Chile, detectando cerca de 800 eventos por ano, e já mediu pelo menos 7 planetas.
..O menor planeta já detectado, e o primeiro, está em volta do pulsar PSR B1247+1221, mas não é primordial e sim formado depois da explosão da supernova e formação da estrela de nêutrons (Aleksander Wolszczan & Dale Frail 1992, Nature, 355, 145).
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Órbitas dos planetas internos do sistema solar, em branco, e algumas órbitas de planetas extrassolares, em cinza, para diferentes estrelas.
Limites de detecção dos planetas extra-solares. Com a técnica de estudo das pulsações da anã branca G117-B15A, conseguimos explorar a região escura da figura. Note que quando o Sol tornar-se uma anã branca, daqui a 5 bilhões de anos, Mercúrio e Vênus possivelmente terão sido engolfados pelo Sol na fase de supergigante, mas a Terra possivelmente terá se deslocado para a órbita de Marte, pela perda de massa do Sol. Mesmo com o deslocamento, a temperatura na Terra tornará a vida impossível.
No modelo de Ingrid Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd e Kathleen E. Kraemer, publicado em 1993 no Astrophysical Journal, 418, 457, quando o Sol tornar-se uma estrela gigante, seu raio passará da órbita de Mercúrio, mas como sua massa será um pouco menor por perda de massa, a órbita dos planetas externos se desloca um pouco para fora
mas os modelos de Klaus-Peter Schröder e Robert Connon Smith, publicados em 2008 no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155, preveem que somente os planetas com órbita inicial acima de 1,15 UA sobrevivem, e que a Terra será engolfada pelo Sol. O tempo zero deste diagrama ocorrerá em 7,59 bilhões de anos, quando o Sol atingir o topo do ramo das gigantes vermelhas.
Para descobrir que modelo está correto, buscamos planetas em torno de estrelas anãs brancas (Fergal Mullally, Don Earl Winget, Steven Degennaro, Elizabeth Jeffery, Susan E. Thompson, Dean Chandler e Kepler de Souza Oliveira Filho, publicado em 2008, no Astrophysical Journal, 676, 573-583. A tentativa de detectar o planeta diretamente com o satélite infra-vermelho Spitzer resultou inconclusiva, isto é, dentro das incertezas da medida.
Vemos que todos os planetas em torno de estrelas normais já detectedos são planetas grandes, são gasosos e não adequados ao desenvolvimento de vida multi-celular. Esta é uma limitação da técnica, já que os planetas menores não causam oscilações na posição das estrelas suficientemente grandes para serem detectados atualmente. Esta limitação não ocorre para os planetas em volta de pulsares, já que a técnica de detecção é outra e muito mais precisa. Por exemplo, em volta do pulsar PSR 1257+12 foram detectados planetas com 3 vezes a massa da Terra orbitando a 0,36 UA. Entretanto, os pulsares são estrelas que já passaram pela etapa de explosão de supernova e, portanto, já ejectaram a maior parte de sua massa, calcinando os planetas mais próximos. Estes planetas são também impróprios para a existência de vida pois a estrela é tão quente que esteriliza o planeta a cada segundo. Estes planetas pequenos orbitando o pulsar já foram inferidos pela variação dos tempos de chegada dos pulsos, mas estão tão próximos do pulsar que devem ter origem na perda de massa da estrela e não são planetas primordiais.
http://ww w.youtube.com/watch?v=AwolkVdtFMU&feature=player_embedded
Um comentário:
Nossa!! muito firme. Meu trabalho de física, sobre exoplanetas e os satelites hubble, spitzer; foi feito com pesquisas também baseadas em teu blog. Adorei mesmo. :)
- As fotos são de imprecionar!!
Parabéns, excelente mesmo!!
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