Deteção de Exoplanetas: parâmetros físicos do Trânsito

Parâmetros físicos do Trânsito. Crédito: exoplanets.org

No artigo anterior foram apresentadas algumas expressões utilizadas na descrição do método do trânsito, que agora serão utilizadas para determinar outros parâmetros físicos do sistema planetário, mantendo-se todas as simplificações anteriormente apresentadas:

  • A densidade da estrela pode ser obtida dividindo a sua massa (obtida através da 3ª lei de Kepler) pelo volume e, dependendo do valor obtido, ficamos a saber se estamos perante uma estrela densa ou uma gigante.

    Expressões da densidade da estrela e do planeta, mostrando o cálculo para o Sol.

  • O parâmetro de impacto e a relação a/R* são obtidos através da razão dos tamanhos dos dois objetos em associação aos tempos de entrada e permanência no disco. Na posse desses resultados, ficamos habilitados a determinar a inclinação da órbita.

Expressões do parâmetro de impacto, relação a/R* e inclinação orbital.

  • Detetar a excentricidade orbital não é tarefa fácil mas podemos fazê-lo de duas maneiras. A primeira consiste em utilizar a diferença do espaço temporal que vai do trânsito à ocultação e da ocultação ao trânsito. A alternativa é trabalharmos com a duração do trânsito e da ocultação. Contudo, como o tempo requerido na primeira técnica é muito superior ao da segunda, o erro será bastante menor e o resultado bem mais preciso.

Expressões para cálculo da excentricidade orbital.

  • O poder deste método é elevado, se durante o trânsito podemos determinar a composição da atmosfera do exoplaneta, durante a ocultação é possível estimar a sua temperatura (diurna).

Os planetas do sistema solar foram estudados com meios sofisticados, incluindo sondas à superfície. Para exoplanetas ainda não alcançámos esta capacidade pelo que as nossas melhores análises atuais baseiam-se em espetros de alta qualidade obtidos por instrumentos especificamente desenhados para o efeito, sendo um campo de investigação muito recente. Através do telescópio espacial Hubble, durante um evento de trânsito, sondando a região do terminador (parte mais exterior do disco planetário quando observado em trânsito – imagem de capa do artigo), obtém-se a composição e estrutura da atmosfera.

Por outro lado, podemos pensar que se um planeta emite fluxo, então a sua temperatura de brilho pode ser medida. A ocultação permite-nos determinar a emissividade e o albedo. Como é isso feito? Começamos por medir a temperatura antes da ocultação (planeta e estrela), durante a ocultação (só estrela) e no final subtraímos os dois valores. Porém, a dificuldade surge quando tentamos separar as duas contribuições. Dado que os planetas são mais frios que as estrelas, registam o pico de emissão em comprimentos de onda superiores aos das estrelas (lei de Wien), logo para obtermos a temperatura de brilho devemos efetuar as leituras em comprimentos de onda na banda do infravermelho e aplicar a lei de Planck. O albedo é a fração de energia recebida pelo exoplaneta que este reflete para o espaço. A sua medição é feita em comprimentos de onda do visível e, por defeito, os valores obtidos são cerca de 10 a 100 vezes menores que os valores encontrados na mediação da temperatura de brilho (feitos na banda do infravermelho), motivo pelo qual é frequentemente omitido.

Lei de Planck, expressão da ocultação (T_KH significa temperatura de Kelvin-Helmholtz), resolução da expressão anterior em ordem à temperatura de brilho diurna do planeta e expressão para o albedo.

A combinação da temperatura de brilho e do albedo permite-nos modelar a composição química da atmosfera do planeta, reforçando o espectro obtido na zona do terminador.

No próximo artigo, irei falar sobre duas missões de sucesso: WASP e Kepler.

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