Conhecendo ExoPlanetas a partir da sua Estrela Mãe: O Caso do Sistema Ross 128

May 29, 2018

Título do Artigo: Stellar and Planetary Characterization of the Ross 128 Exoplanetary System from APOGEE Spectra

 

Primeir@ autor@: Diogo Souto; Segund@ Autor: Cayman Unterborn; Co-authors: Verne Smith,  Katia Cunha, Johanna Teske, Kevin Covey, Barbara Rojas-Ayala, D. A. Garcia-Hernandez, Keivan Stassun, C. Allende Prieto, Olga Zamora, Thomas Masseron, J. A. Johnson, Steven R. Majewski, Henrik Jonsson, Steven Gilhool, Cullen Blake and Felipe Santana

 

Revista publicada: Aceito para publicação na Astrophysical Journal Letters. Versão de acesso livre no arXiv

 

Atualmente, ainda é muito difícil de observar exoplanetas diretamente, mesmo com o auxílio dos mais potentes telescópios do mundo. Por exemplo, podemos observar uma imagem de um exoplaneta se ele foi detectado através do método de imageamento direto, em que vemos o exoplaneta em uma fotografia e relativamente próximo da sua estrela mãe. Com esta técnica, podemos ter uma ideia inicial do seu tamanho (raio do exoplaneta), onde são geralmente observados gigantes gasosos, do tipo Júpiter, justamente por serem exoplanetas grandes e de maior contraste nas fotografias obtidas. 

 

Estudar a atmosfera de um exoplaneta é também muito complicado. Para tal, utilizamos o método de espectroscopia de trânsito planetário, onde observamos o espectro da estrela antes, durante e depois do eclipse do exoplaneta. Este método consome um enorme tempo observacional, e medidas precisas da órbita e do período do exoplaneta são cruciais. Além de também, por definição, o exoplaneta tem que "transitar" a sua estrela mãe. 

 

Uma outra técnica, mais comumente utilizada para se estudar as propriedades dos exoplanetas é a da conexão estrela-planeta. Neste método, nós tomamos como base as propriedades físico-química da estrela mãe, a fim de inferir sobre as propriedades dos exoplanetas que orbitam esta estrela. Uma importante suposição neste tratamento é que todo o sistema tenha sido formado a partir da mesma nuvem molecular, ou seja, com os mesmos ingredientes primordiais. Todavia, esta é uma suposição bem aceita em todos os modelos de formação planetária da literatura.

 

O Sistema Ross 128

No artigo discutido neste texto, estudamos o sistema exoplanetário de Ross 128, que é formado por uma estrela anã M (ou anã vermelha) e, pelo menos, um exoplaneta de 1.35 Mo (massa Terrestre). O exoplaneta Ross 128b foi recentemente descoberto por Xavier Bonfils e colaboradores no final de 2017 e se trata do segundo exoplaneta mais próximo da terra já descoberto, a uma distância de 10 anos luz. Outro fato importante é que Ross 128b encontra-se na zona habitável da sua estrela, com grande chance de ter água no estado líquido, que é fundamental para a formação da vida como conhecemos aqui na Terra. Além do mais, determinamos que o grau de insolação (radiação que o exoplaneta recebe) de Ross 128b é muito similar ao da Terra, apenas 1.79 vezes maior, e que o exoplaneta possui uma temperatura média de 21 graus celcius (um tanto quanto agradável).

 

Neste trabalho, pela primeira vez na literatura, mostramos ser possível determinar parâmetros atmosféricos (temperatura e gravidade) e abundâncias químicas para 8 elementos utilizando espectros no infra-vermelho (obtidos com o APOGEE) em uma estrela anã M de temperatura efetiva da ordem de 3200 K. Estrelas frias como Ross 128 são difíceis de serem estudadas na região do espectro visível, por possuírem fortes absorções moleculares como de TiO (óxido de titânio) e CO (óxido de carbono).

 

A determinação das Propriedades da Estrela Hospedeira

A Figura 1 a seguir apresenta a metodologia adotada na determinação da temperatura efetiva (Tef) e da gravidade superficial (log g) de Ross 128. O método empregado utiliza o equilíbrio das abundâncias químicas dos elementos oxigênio e ferro como função dos parâmetros atmosféricos citados. Para tal, determinamos as abundâncias utilizando os diferentes indicadores, as linhas de FeH e Fe I para o ferro e as linhas de OH e H2O para o oxigênio. Cada uma destas linhas espectrais apresenta uma diferente sensitividade ao parâmetro atmosférico (seja temperatura ou gravidade), e o resultado obtido para Tef ou log g será aquele onde as abundâncias obtidas reproduzem o mesmo valor.  Podemos ver que a temperatura efetiva é mais sensível a variações nas abundâncias (painel esquerdo) em contraponto a gravidade superficial (painel direito). Neste trabalho, determinamos a temperatura efetiva e a gravidade superficial de Ross 128 utilizando dois modelos de atmosfera na literatura, os modelos MARCS e PHOENIX, respectivamente (vistos sob as cores azul e vermelho na figura). Em ambos cenários, os resultados obtidos foram similares, dentro das incertezas.

 

Figura 1: Diagramas que ilustram o método empregado na determinação dos parâmetros atmosféricos. Os painéis da esquerda exibem as curvas Tef--A(O) e Tef--(Fe) e os painéis da direita o logg--A(O) e logg--A(Fe). Em todos os painéis, as abundâncias derivadas a partir das linhas Fe I e OH são mostradas pelas linhas sólidas, enquanto as de FeH e H2O como linhas tracejadas. As diferentes cores (azul e vermelho) indicam resultados derivados utilizando diferentes modelos de atmosfera, MARCS e PHOENIX, respectivamente.

 

As abundâncias determinadas para Ross 128 indicam que a estrela é, de certa forma, similar ao nosso Sol. Obtivemos quantidades similares para os elementos ferro, carbono, oxigênio, alumínio, potássio e cálcio, enquanto que os elementos magnésio e titânio apresentam uma sob abundância comparado ao Sol. Utilizando modelos de formação planetária da literatura, vemos que a deficiência de titânio no sistema de Ross 128 não interfere significativamente na composição do exoplaneta Ross 128b, por outro lado, a quantidade de magnésio ligeiramente reduzida pode afetar na fração relativa do núcleo e manto em Ross 128b.

 

Inferindo Propriedades Físicas a Ross 128b

O primeiro passo na análise de Ross 128b foi de utilizar um modelo (ExoPlex; Unterborn et al. 2018) para fazer uma estimativa do raio do exoplaneta baseado nas abundâncias químicas determinas para Ross 128. Dada a sua massa mínima observada (1.35 Mo), geramos modelos de formação planetária assumindo duas camadas, sendo uma de núcleo líquido e uma outra composta por um manto de silicato, sem a inclusão de uma possível atmosfera. A seguir, aumentamos a massa de entrada até que um raio provável de 1.5 Raios da Terra fosse alcançado (este é o limite em que o exoplaneta pode ser considerado do "tipo-Terra"). Adotando as nossas abundâncias para Ross 128, obtemos razões molares para Fe/Mg = 1,12, Ca/Mg = 0,09 e Al/Mg = 0,08; onde os valores da Terra e do Sol são 0,90/0,07/0,09  e 0,83/0,06/0,08, respectivamente. O raio estimado do exoplaneta Ross 128b é representado na Figura 2 pela curva sólida vermelha.

 

Observamos que mudanças no tamanho do núcleo relativo do planeta (núcleo versus manto) têm um grande efeito em sua densidade aparente. Neste cenário, Ross 128b só teria uma razão de massa em seu núcleo compatível ao observado na Terra se a razão de Si/Mg fosse super-solar (Si/Mg = 1,3). Infelizmente não foi possível determinar a abundância de silício (Si) no espectro de Ross 128, no entanto, não esperamos que Ross 128 seja rica em Si, dada a sua ligeira deficiência em Mg e Ti. Neste sentido, estimamos que o exoplaneta Ross 128b terá um tamanho de núcleo relativo, maior que o da Terra, apesar de ter aproximadamente a abundância de ferro solar. Isto é devido à relação relativa de Fe para Mg sendo maior do que no Sol e na Terra, combinada com a densidade do Fe líquido ser maior que a dos silicatos de magnésio (por exemplo, dominados por rochas). 

 

Na Figura 2 apresentamos um diagrama de densidade (massa versus raio em função dos valores terrestres) dos exoplanetas detectados até o momento. Os exoplanetas orbitando estrelas anãs M, similar a Ross 128, são mostrados como quadrado amarelo, enquanto que os círculos amarelos representam outras classes espectrais. Os exoplanetas rochosos são apresentados em destaque. A região cinza da figura indica os limites de raio e massa em que o planeta pode ter propriedades mais similares à Terra, ou um planeta tipo Terra. A curva vermelha representa o raio estimado para Ross 128b a partir dos nossos resultados e podemos ver que ele cai próximo a curva dos exoplanetas dominados por um núcleo rochoso. o valor de raio e massa da Terra é apresentado pelo simbolo ⊕. Outro fato que chama atenção na análise da figura é que exoplanetas de baixa densidade são comumente encontrados em torno de estrelas do tipo anã M.

 

Figura 2: O diagrama de massa-raio dos exoplanetas usando a composição planetária baseada nas relações de Zeng et al. (2016). Exoplanetas em torno de estrelas anãs M são mostrados com quadrados laranja e as outras estrelas são mostradas com círculos laranja.

 

Na Figura 3, mostramos a distribuição de metalicidade ([Fe/H]) versus distância (pc) das estrelas com exoplanetas detectados na literatura. No painel superior, temos o fluxo de insolação do exoplaneta e no painel inferior a temperatura de equilíbrio do exoplaneta sendo representado pelas barras coloridas. ​ ​O cálculo do fluxo de insolação de a da temperatura de equilíbrio do exoplaneta foi feito utilizando dados do arquivo da NASA adotando um albedo semelhante à Terra (30%) para todos os exoplanetas. ​ ​A região sombreada verde é destacada com os sistemas planetários próximos à Terra, onde d ≤ 20 pc (~65 anos luz). Isto é feito para dar ênfase à oportunidade proporcionada pelos exoplanetas orbitando estrelas anãs M.

Figura 3: O diagrama metalicidade - distância. No painel superior apresentamos o fluxo de insolação em função da distância do sistema e no painel inferior adotamos a temperatura de equilíbrio do planeta na barra de cores. Os símbolos seguem a mesma notação da Figura 2, com a adição de triângulos invertidos para estrelas anãs M que estão a menos de 20 pc do Sol.

 

Os símbolos seguem a mesma notação da Figura 2, com a adição de pequenos pontos onde a densidade do exoplaneta não pode ser medida. As estrelas anãs M com distâncias inferior a 20 pc e sem densidades medidas para seus exoplanetas são mostrados como triângulos na figura. Ross 128b é representado pelo x azul em ambos painéis.  Podemos ver que os exoplanetas que recebem menos radiação e que possuem temperaturas de equilíbrio mais baixas (mais similares à Terra) tendem a orbitar estrelas de baixa massa (anãs M). Vale salientar que isto pode ser uma pura sistemática observacional e mais dados são necessários para confirmar ou não esta tendência.

 

 

Em resumo, os nossos resultados determinados para a anã M Ross 128 nos permitiu utilizar modelos teóricos para estudar a composição interna de Ross 128b. Assumindo que Ross 128b tenha se formado com a mesma composição de sua estrela hospedeira, calculamos sua mineralogia, estrutura e, portanto, sua massa e raio. Nosso modelo presume que não há atmosfera presente no exoplaneta, no entanto, a adição desta camada (ou a adição de elementos leves ao núcleo) diminuiria a densidade para um dado raio. Neste cenário, calculamos que Ross 128b teria um núcleo relativamente maior que a Terra, independentemente da química do seu manto (apesar de ter uma razão Fe/Mg sub-solar). Os parâmetros planetários derivados, como grau de insolação, S = 1,79 ± 0,26 e temperatura de equilíbrio, Teq = 294 ± 10K sugere que Ross 128b é um exoplaneta temperado na região interna da zona habitável do sistema. Possivelmente, pode ser um novo lar para a humanidade.
 

 

 

 

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