Deteção de Exoplanetas: Velocidade Radial – Ilustrações em sistemas mono e multiplanetários

Impressão de artista do planeta HD 10180 d representando também os planetas HD 10180 b e HD 10180 c em trânsito. Crédito: ESO / L. Calçada.

Impressão de artista do exoplaneta HD 10180d representando também o trânsito de HD 10180b e HD 10180c. Crédito: ESO / L. Calçada.

Dando continuidade ao artigo anterior, vamos aprofundar ligeiramente o método da velocidade radial na deteção de exoplanetas através da ilustração em sistemas mono e multiplanetários.

Utilizando o HARPS foi possível estudar muitos exoplanetas, um dos quais o HD 156846 b, um gigante excêntrico.

O gráfico seguinte mostra a variação absoluta da velocidade radial na ordem dos 900 m/s, medida ao longo de mais de 3.500 dias, exibindo uma curva bastante distorcida provocada pela excentricidade da órbita do planeta.

Evolução da velocidade radial da estrela HD 156846. Fonte: http://arxiv.org/abs/1103.4127, Stephen Kane.

Evolução da velocidade radial da estrela HD 156846. Fonte: http://arxiv.org/abs/1103.4127, Stephen Kane.

Da análise gráfica podemos extrair o período (359,58 dias) e a semiamplitude da velocidade radial (463,48 m/s).

Evolução da velocidade radial da estrela HD 156846 ao longo de 1 período. Fonte: http://arxiv.org/abs/1103.4127, Stephen Kane.

Evolução da velocidade radial da estrela HD 156846 ao longo de 1 período. Fonte: http://arxiv.org/abs/1103.4127, Stephen Kane.

Usando a 3ª lei de Kepler do movimento planetário (Lei dos Períodos), o período observado da órbita do planeta ao redor da estrela (igual ao período das variações observadas no espetro da estrela) pode ser usado para determinar a distância do planeta à estrela, desde que se saiba a massa da estrela em causa para o que se considerou igual a 1,43 massas solares. Obteve-se: 1,12 UA.

A excentricidade e o argumento do periastro são deduzidos através de um programa informático que faz variar todos os parâmetros até encontrar a combinação que melhor se sobrepõe à curva de velocidades observada. Neste caso, os valores resultantes foram e = 0,848 e  = 51,03°.

Com estes dados estamos em condições de determinar a massa mínima e o resultado obtido foi 10,9 massas de Júpiter.

 

Uma segunda ilustração deste método é mostrada pelo sistema planetário HD 10180, descoberto em 2011 (com 7 planetas) por Christophe Lovis e reanalisado em 2012, tendo sido descobertos mais 2. Todos os planetas são de baixa massa, entre 1,3 e 65 massas terrestres. A semiamplitude da velocidade radial varia de 0,85 a 4,5 m/s. Devido à reduzida massa dos planetas, torna-se extremamente difícil destrinçar o contributo de cada planeta na variação da velocidade radial da estrela.

Velocidades radiais do sistema planetário HD10180. Fonte: http://arxiv.org/abs/1011.4994, Christophe Lovis, 2012

Velocidades radiais do sistema planetário HD 10180. Fonte: http://arxiv.org/abs/1011.4994, Christophe Lovis, 2012

Nome Massa
(MT)
Semieixo maior
(UA)
Período orbital
(dias)
Excentricidade
b >1.35 ± 0.23 0.02225 ± 0.00035 1.1777 ± 0.0001 0.0000 ± 0.0025
c >13.1 ± 0.5 0.0641 ± 0.0010 5.7598 ± 0.0006 0.045 ± 0.026
i (não confirmado) >1.9 ± 1.8 0.0904 ± 0.047 9.655 ± 0.072 0.05 ± 0.23
d >11.8 ± 0.6 0.1286 ± 0.0020 16.358 ± 0.004 0.088 ± 0.041
e >25.1 ± 1.2 0.270 ± 0.004 49.74 ± 0.02 0.026 ± 0.036
j (não confirmado) >5.1 ± 3.2 0.330 ± 0.016 67.55 ± 1.28 0.07 ± 0.12
f >23.9 ± 1.4 0.493 ± 0.008 122.8 ± 0.2 0.135 ± 0.046
g >21.4 ± 3.4 1.422 ± 0.026 601 ± 8 0.19 ± 0.14
h >64.4 ± 4.6 3.40 ± 0.11 2220 ± 90 0.080 ± 0.070

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