Medindo a massa do exoplaneta β Pictoris b

Título: The mass of the young planet Beta Pictoris b through the astrometric motion of its host star

Autores: I. A. G. Snellen e A. G. A. Brown

Instituição do primeiro autor: Observatório de Leiden

Status: Publicado em Nature Astronomy, acesso aberto no arXiv

A massa de exoplanetas detectados diretamente é uma quantidade difícil de medir. Normalmente tudo o que temos é o brilho do planeta em comparação com a sua estrela-hóspede. Como planetas gigantes não produzem sua própria energia (por exemplo, através de fusão como uma estrela), eles simplesmente esfriam com o tempo. O seu brilho inicial depende da sua massa: a energia potencial gravitacional de todo o material colapsando para formar o planeta, combinada com a idade do sistema e modelos de formação planetária, podem ser usados para estimar a massa do planeta. Uma questão notável no campo de formação planetária são as condições iniciais dos modelos: quanto energia potencial gravitacional fica com o planeta (esquentando o mesmo) e quanto é dissipado antes de o planeta formar? Essa incerteza resulta em um espectro de diferentes condições iniciais de modelos com início “quente” ou “frio”.

Figura 1. Esquerda: Imagem da descoberta do planeta β Pictoris b orbitando sua estrela hospedeira dentro de um disco de gás e poeira. Direita: Animação de dados mais recentes mostrando o movimento orbital do planeta. Crédito: (esquerda) ESO/A.-M. Lagrange et al. (2009), (direita) Jason Wang.

β Pictoris b é um dos primeiros exoplanetas detectados por imageamento direto. Ele é um gigante gasoso (4-17 vezes mais massivo que Júpiter) orbitando uma estrela próxima do Sol (distância de 19 parsec) localizada no grupo β Pictoris. Este sistema foi bastante estudado na última década desde a sua descoberta, tendo sido inclusive determinado que a sua órbita é aproximadamente alinhada com a linha de visada a partir da Terra; no entanto, o planeta infelizmente não transita. A Figura 1 mostra a primeira imagem do planeta e algumas observações mais recentes ilustrando o seu movimento orbital. O artigo dessa semana apresenta medidas da massa de β Pic b usando astrometria. Como essa medida é independente de modelos, ela pode ser usada para calibrar condições iniciais de modelos teóricos que descrevem a formação e evolução de planetas.

A astrometria é a medida precisa das posições e movimento de estrelas. A contribuição dominante para o movimento aparente de estrelas vem da paralaxe (causada pelo movimento da Terra em torno do Sol) e do movimento próprio da estrela (a sua velocidade em três dimensões projetada no plano celeste). Se as medidas são precisas o suficiente, é possível detectar o movimento-reflexo mais sutil da estrela orbitando o centro de massa do seu sistema planetário (em outras palavras, o baricentro do sistema). Os dois telescópios espaciais mais prolíficos em realizar astrometria são Hipparcos e Gaia, ambos mantidos pela Agência Espacial Europeia (ESA).

Os autores do artigo aproveitaram os 2425 anos passados entre as medidas do Hipparcos e do Gaia para medir com precisão o movimento próprio da estrela β Pic. O movimento próprio é simplesmente a diferença entre duas medidas de posição dividida pelo tempo passado entre as duas observações (com uma pequena perturbação do planeta que é incorporada no modelo). Então eles subtraíram essa movimento dos três anos de dados do Hipparcos para revelar os efeitos do planeta. A Figura 2 ilustra esse processo. A amplitude do movimento da estrela (Δθ) é a distância da estrela até o centro de massa do sistema dividida pela distância da estrela (para converter para o ângulo no céu). A equação fica então Δθ = (mp/M)*(apl/D), onde mp é a massa do planeta, M é a massa da estrela, apl é o tamanho da órbita do planeta e D é a distância até a estrela. O ajuste dos dados com esse modelo é um pouco mais complicado, mas usa uma combinação das leis de Kepler e a equação do centro de massa para medir a massa do planeta.

Figura 2. Dados do Hipparcos de 1990-1993 mostrando o movimento astrométrico de β Pic. A curva preta é o modelo de melhor ajuste da paralaxe (círculo cinza) e o movimento próprio da estrela (linha cinza). A linha azul-claro mostra o movimento próprio medido com 24 anos de dados Hipparcos-Gaia, e a seta vermelha indica a diferença do movimento próprio calculado usando apenas dados do Hipparcos. Essa diferença, causada pelo planeta, é amplificada por um fator de 10 para evidenciar o efeito.

Os ângulos de inclinação e posição da órbita de β Pic b são bem determinados por dados de imageamento, mas o período não é (estimativas anteriores ficam entre 20 e 26 anos). Isso se deve ao fato de apenas metade da órbita ter sido observada até hoje. Entretanto, a astrometria pode ser usada para estimar não apenas a massa mas também o período orbital do planeta. Uma mudança no período mudaria a fase orbital em que Hipparcos observou β Pic, causando uma aceleração no movimento observado. Se o movimento próprio determinado por dados do Hipparcos fica aproximadamente constante nos 3 anos de dados, então o período de β Pic b deve ser entre 22 e 30 anos. Combinando esse limite com os dados de imageamento, β Pic b tem 11 ± 2 vezes a massa de Júpiter e um período entre 24 e 26 anos.

Essa medida de massa é consistente com o modelo de formação planetária com “início quente,” sugerindo que a maior parte da energia potencial gravitacional do material que forma o planeta é retida e não é dissipada durante a acreção. Na medida que o satélite Gaia acumula mais dados, mais medidas como essa vão ser comuns e uma ordem de magnitude mais precisas. Nós estamos muito próximos de uma era em que vamos medir as massas absolutas de exoplanetas ao invés de apenas um limite inferior para as mesmas (através do método das velocidades radiais).

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