Como um artista vê o exoplaneta Proxima b . Acredita-se que seja hostil para a vida devido ao fato de não possuir atmosfera devido às propriedades de sua estrela-mãe. Este é, como dizem os astrônomos, o mundo "contemplativo" - um lado do planeta está constantemente olhando para a estrela, frita em sua luz e o outro congela. Talvez estes sejam os planetas que mais existem no Universo.
Existe um mito popular na astronomia de que o Sol é uma estrela típica. Se estamos falando sobre o fato de que o Sol não se destaca em nada de especial - então sim, ele se destaca. Consiste nos mesmos ingredientes que o resto das estrelas. É 70% hidrogênio, 28% hélio, 1-2% outros elementos. Ele recebe energia da fusão nuclear que ocorre no núcleo. Em certo sentido, esta é uma estrela "típica", incluída na grande maioria de cerca de 10 24estrelas contidas no universo observável.
No entanto, na realidade, o Sol é mais brilhante e mais massivo, e sua vida útil é mais curta do que 95% das estrelas do Universo. Se você escolher qualquer estrela aleatória, então com uma probabilidade de 80% será uma anã vermelha - será menor, mais fria, mais escura e com menos massa que o nosso sol. A maioria das estrelas não são como o nosso sol.
E quanto aos planetas? Se levarmos em conta apenas aqueles que encontramos até hoje - e já são mais de 4000 - podemos concluir que na maioria das vezes existem planetas um pouco maiores que a Terra. No entanto, provavelmente esse não é o caso. Se você não tomar cuidado, o universo pode facilmente nos enganar - no entanto, temos informações suficientes para evitá-lo. E é assim que sabemos sobre que tipo de planetas no Universo mais.
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Quando começamos a estudar exoplanetas, os primeiros planetas encontrados fora de nosso sistema solar eram diferentes de tudo que vimos antes. O primeiro lote desses planetas foi encontrado na década de 1990. Eles eram planetas excepcionalmente grandes e massivos, enormes mesmo em comparação com Júpiter - o planeta mais massivo do nosso sistema solar. Além disso, eles não estavam localizados tão longe de sua estrela quanto nossos gigantes gasosos - eles estavam extremamente próximos e levaram apenas alguns dias para completar uma revolução ao redor da estrela. Os primeiros planetas como esses orbitavam ainda mais rápido do que Mercúrio, nosso planeta mais interno.
Fez estes chamados. "Júpiteres quentes" para os tipos mais comuns de planetas? De jeito nenhum. Mas havia algo especial sobre eles: foi a esses planetas que nossos primeiros métodos de detectá-los foram adaptados. A primeira das técnicas de sucesso para detectar planetas fora do sistema solar, chamamos de método do "tremor estelar": uma vez que uma estrela atrai gravitacionalmente um planeta que gira em torno dela, o planeta por sua vez o atrai com força igual e oposta. Na verdade, os planetas não se movem em uma elipse em torno de suas estrelas-mãe: ambos os membros do sistema planeta-estrela giram em torno de um centro de massa comum.
O método da velocidade radial, também conhecido como método do tremor estelar para procurar exoplanetas, é baseado na medição do movimento da estrela-mãe sob a influência gravitacional dos planetas que giram em torno dela. Como o planeta e a estrela giram em torno de um centro de massa comum, a estrela não fica parada, mas "treme". Mudanças periódicas para o vermelho e o azul da luz da estrela tornam possível calcular a massa e o período orbital de um exoplaneta.
Essas estrelas estão muito distantes e se movem muito pouco lateralmente (lado a lado) para que possamos detectar esse movimento. Mas o movimento na direção radial, ao longo da linha de visão, pode ser detectado. As propriedades da luz que emana da estrela dependem de seu movimento.
Conforme uma estrela se move em nossa direção, o comprimento de onda de sua luz muda para frequências mais altas, comprimentos de onda mais curtos, energias mais altas e azuis. À medida que uma estrela se afasta de nós, o comprimento de onda de sua luz muda para frequências mais baixas, comprimentos de onda mais longos, energias mais baixas e vermelhos.
Se você observar uma estrela em torno da qual um enorme planeta companheiro gira por um longo tempo, verá periodicamente como a estrela se move em sua direção, depois para longe de você, depois de volta para você, etc. Se houver vários planetas, vários sinais serão sobrepostos. O termo original, "jitter estelar", saiu de moda e agora o chamamos de método da "velocidade radial". Começamos a encontrar planetas apenas quando nossas capacidades espectroscópicas se tornaram suficientemente precisas. Dividimos a luz em diferentes comprimentos de onda para procurar elementos específicos, bem como características de absorção e emissão.
Spectrum echelle (grade escalonada) - é assim que a luz era exibida no espectrógrafo de Hamilton na década de 1990. O sistema possibilitou medir a velocidade radial com uma precisão de 15-20 m / s - muito mais precisa do que os métodos anteriores. Naquela época, graças a esta descoberta, vários exoplanetas foram descobertos, incl. e Júpiteres quentes.
E esta é a primeira lição de estatística. Encontramos esses "Júpiteres quentes" não porque sejam o tipo mais comum de planeta no universo. Nós os encontramos porque planetas desse tipo eram mais fáceis de detectar com um método específico. Ao usar o método da velocidade radial, você precisa se perguntar: que tipo de sistema terá o efeito mais visível? Acontece que, neste caso, três fatores desempenham o papel principal.
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Portanto, este método tende a encontrar os planetas mais próximos da estrela com uma grande massa e uma órbita localizada de lado a nós. Sem surpresa, a maioria dos primeiros planetas descobertos acabou sendo "Júpiteres quentes".
Campo de visão da primeira busca do telescópio Kepler contra o fundo da Via Láctea (cone amarelo). Na maioria das observações, o Kepler observou continuamente a mesma parte do céu, estudando simultaneamente 100.000 estrelas. Durante o trânsito do planeta pelo disco da estrela, "Kepler" observou a decadência periódica de sua luz.
Claro, a revolução exoplanetária moderna começou assim que o telescópio Kepler se envolveu e começou a coletar dados. Em vez da velocidade radial, o principal método para encontrar planetas era altamente sensível método de trânsito . Alguns dos sistemas cujas órbitas planetárias são de ponta a ponta estão tão bem alinhados que seus planetas passam bem entre nós e sua estrela. Nesses momentos, eles bloqueiam uma pequena porcentagem da luz da estrela.
Com uma posição orbital ideal, o brilho da estrela diminuirá regularmente, já que a estrela geralmente emite de maneira relativamente uniforme, mas quando um planeta mais frio passa na frente dela, parte da luz é bloqueada.
O esquema do trabalho de Kepler era engenhoso: o telescópio olhou para o lugar no céu onde um grande campo estelar está localizado, estendendo-se ao longo do espessamento mais próximo do braço espiral da Galáxia. E em uma região com vários milhares de anos-luz de diâmetro, ele foi capaz de observar simultaneamente mais de 100.000 estrelas, rastreando diminuições e variações regulares de brilho. Embora existam mais de 4.000 exoplanetas confirmados conhecidos hoje (mais da metade dos quais foram encontrados pelo Kepler), a descoberta de um planeta semelhante a Mercúrio orbitando uma estrela semelhante ao nosso Sol está além da nossa tecnologia atual. Do ponto de vista de Kepler, Mercúrio seria 285 vezes menor que o Sol, o que o tornaria ainda mais difícil de notar do que da Terra - portanto, seu tamanho aparente é 1/194 do sol.
Depois que Kepler fez seu trabalho, aumentamos nossa coleção de exoplanetas conhecidos de pouco mais de 100 para mais de 4.000. Na maior parte do tempo, o Kepler observou as mesmas 100.000 estrelas por três anos e encontrou planetas tão grandes quanto Júpiter e menores que a Terra. No gráfico dos planetas que ele descobriu, pode-se ver que o pico das detecções está no intervalo que pertence ao chamado. "Super-Terras". Porém, quanto mais aprendemos sobre exoplanetas, mais provável é que eles não sejam realmente super-Terras, mas mini-Netuno - planetas com um grande conteúdo de gás instável.
É muito tentador concluir que o tipo mais comum de planeta no universo seria uma super-Terra. Claro, depois que o Kepler nos deu candidatos planetários, confirmamos sua existência medindo a velocidade radial. Mas como o Kepler nos disse onde, quando e com que precisão observar a estrela, temos a oportunidade de verificar todos os candidatos que ele encontrou. A partir dos dados obtidos, seria possível concluir que o tipo de planetas mais comum no Universo não será "Júpiter quente", mas sim as super-Terras. No gráfico: a relação entre o raio dos planetas e o brilho da estrela. À esquerda estão as estrelas brilhantes, à direita estão as fracas. Mais acima no gráfico estão os planetas maiores. Laranja - candidatos a Kepler. Azul - planetas descobertos pelo método de trânsito da Terra.
A maioria dos planetas descobertos por Kepler acabou sendo maior do que a Terra, e eles giram em torno de estrelas mais fracas do que as nossas. No entanto, grandes planetas são raros em estrelas fracas.
No entanto, essa conclusão provavelmente estará incorreta. Embora não esteja sujeito a erro radial, a missão Kepler em particular e o método de trânsito em geral têm suas próprias distorções que basicamente limitam suas capacidades. Imagine que estamos olhando para o sistema solar de longe. Quais são as chances de que qualquer planeta esteja tão bem orientado a ponto de passar diretamente na frente do Sol? E qual é a configuração mais provável?
A primeira distorção é simples: quanto mais próximo um planeta estiver de uma estrela, maior será a probabilidade de ele passar na frente dela. Os planetas internos, mesmo com órbitas fortemente inclinadas, ainda podem ter uma passagem ao longo do disco de uma estrela - e para que os planetas externos passem pelo disco, sua órbita deve estar precisamente alinhada.
Órbitas dos planetas do sistema solar, vista superior. Pode-se ver com que precisão o plano orbital deve estar alinhado para que o planeta atravesse o disco da estrela. No caso de Mercúrio, uma ligeira inclinação ainda permitirá que atravesse o disco solar. Mas quanto mais longe da estrela, mais precisa deve ser a posição da órbita.
Para uma estrela do tamanho do Sol, a órbita de um planeta do tamanho da órbita de Mercúrio pode desviar 1,37 ° da posição ideal de ponta, e Mercúrio ainda pode atravessar o disco da estrela com uma probabilidade de 0,76%. A órbita de um mesmo planeta, localizada a uma distância da estrela comparável à distância do Sol à Terra, pode desviar-se não mais que 0,53 °, e as chances de sua passagem pelo disco são de 0,30%. À distância, como do Sol a Júpiter, a deflexão cai para uma magnitude de 0,101 ° e a probabilidade de passagem pelo disco é de 0,056%. No caso de Netuno, isso já será 0,0177 ° e 0,0098%.
Portanto, devemos esperar uma detecção mais frequente de planetas próximos à estrela, e quanto mais longe o planeta estiver da estrela, mais difícil será encontrá-lo. Ao longo de um período de observação de três anos, a grande maioria dos planetas descobertos girará em órbitas mais próximas e se moverá ao longo delas mais rápido do que os planetas em nosso sistema solar.
O principal trânsito do exoplaneta ao longo da estrela KOI-64 (L) e a partida do planeta atrás da estrela-mãe ®. A primeira queda no brilho permite que o trânsito seja aproximadamente determinado, e as informações adicionais ajudam os cientistas a aprender as várias propriedades do planeta, além do raio e do período orbital. Observe que a detecção de um planeta requer um sinal não mais fraco do que 100 ppm da linha de base (ppm).
E então há o problema do tamanho físico. Um planeta precisa bloquear uma porção significativa da luz da estrela para entrar no conjunto de dados do Kepler. E aqui surge um pequeno compromisso: um planeta menor passando pelo disco de sua estrela 30 vezes pode bloquear apenas um décimo da luz (o que o torna cerca de 3,2 vezes menor) em comparação com um planeta que passa pelo disco da estrela apenas 3 vezes ...
Acontece que temos duas distorções trabalhando em pares: tendemos a detectar planetas localizados mais próximos das estrelas-mãe, pois as chances de localização correta de sua órbita em relação a nós são maiores, assim como planetas cujos tamanhos são maiores em comparação com suas estrelas-mãe. Portanto, analisando os dados do Kepler, descobriremos que a distribuição dos planetas será diferente para estrelas de diferentes tipos.
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Por exemplo, as capacidades do Kepler não serão suficientes para encontrar um planeta do tamanho da Terra orbitando uma estrela do tamanho do Sol ou maior. Estrelas grandes têm discos enormes - seriam necessários 12.000 planetas do tamanho da Terra para cobrir o disco do Sol, e o Kepler é incapaz de detectar uma redução de 1/12.000 no brilho. Em estrelas do tamanho do Sol, só podemos encontrar planetas maiores que a nossa Terra - super-Terras. Na órbita de estrelas gigantes, só podemos encontrar gigantes gasosos.
Se quisermos encontrar planetas do tamanho da Terra ou menores - que provavelmente serão rochosos e com uma atmosfera pequena - precisaremos procurá-los nas órbitas das estrelas menores - estrelas de classe M, anãs vermelhas. Os menores planetas geralmente giram em torno dessas estrelas, mas como são muito tênues, será difícil medirmos as mudanças em seu brilho. Mas:
Comparação do sistema TRAPPIST-1 e os planetas internos do sistema solar, bem como as luas de Júpiter. Embora a classificação desses planetas possa parecer aleatória, há uma conexão imutável entre a formação e o desenvolvimento de todos esses corpos celestes e suas propriedades físicas atuais. Os sistemas planetários das anãs vermelhas são muito semelhantes às contrapartes ampliadas de Júpiter ou Saturno com suas luas.
É importante entender que muito do que vemos pelos telescópios hoje não é equivalente a muito do que existe no universo. Em qualquer ciência, e especialmente na astronomia, sempre nos inclinamos para aqueles fenômenos que são otimizados para serem detectados por nossos detectores, instrumentos e capacidades atuais. Os resultados mais fáceis de obter não refletem necessariamente a imagem real.
Por muito tempo, o tipo de planeta mais comum foi "Júpiter quente". Agora, parece que mundos do tamanho de Netuno são mais comuns, e mini-Netuno são ainda mais comuns. Não encontramos mundos do tamanho da Terra e menores em número suficiente, mas isso tem mais a ver com as limitações dos telescópios que criamos do que qualquer outra coisa. Extrapolando nosso conhecimento, podemos dizer que o tipo mais típico de planetas serão os planetas rochosos do tamanho da Terra ou menores, em órbita de anãs vermelhas. Acontece que o Sol não é uma estrela típica, e nosso planeta não é um planeta típico. Até que criemos ferramentas adequadas para encontrá-los, como a missão LUVOIR em desenvolvimento . - não poderemos verificar e confirmar ou refutar nossas suspeitas com a exatidão correspondente aos padrões científicos.