Tutorial da curva de luz de trânsito

nesta seção, mostraremos uma curva de luz da Missão Kepler e determinaremos os parâmetros do planeta. Kepler é o Observatório de caça a planetas mais poderoso que temos hoje, e a melhor parte é que os dados são todos públicos. A figura abaixo mostra uma curva de luz Kepler de um exoplaneta chamado HAT-P-7 B.

este planeta é um Júpiter quente – um dos tipos mais fáceis de planetas para detectar.

primeiro de tudo, observe a escala do enredo acima. Toda a extensão do gráfico está dentro de 1% do brilho total da estrela! A busca por planetas em trânsito requer medições de brilho altamente precisas.

a curva de luz Kepler de HAT-P-7 mostra três trânsitos muito convincentes – os grandes mergulhos destacados com setas vermelhas abaixo.

a profundidade desses trânsitos codifica o tamanho do planeta.

aqui, os trânsitos diminuem o fluxo de 1,0 para cerca de 0,994 – uma diminuição de cerca de 0,6%. Usando a fórmula para o raio planetário:

e conectando valores para profundidade = 0,6% = 0,006, R * = 2 raios solares, encontramos um raio planetário Rp de cerca de 1,5 raios de Júpiter.

A quantidade de tempo entre duas sucessivas trânsitos é o “período orbital” do planeta, que é o comprimento do planeta ano:

Quando o planeta passa por trás da estrela, qualquer luz do planeta, ou luz refletida na superfície do planeta, ou de luz a ser emitida pelo planeta, porque ele é brilhante quente, é bloqueado. Essa diminuição no brilho é chamada de “eclipse secundário” e, para os planetas, geralmente é bastante pequena.

é quase imperceptível a olho nu, mas se você empilhar muitos desses eclipses juntos e mediar os dados, é bastante aparente. O eclipse secundário médio de HAT-P-7 B usando todos os dados do Kepler é mostrado abaixo. Os pontos cinza e roxo são médias em intervalos de 1 minuto e 15 minutos, respectivamente:

a duração do trânsito é o tempo que leva para o planeta atravessar a face da estrela. Esta medida codifica muitos observáveis, incluindo o “parâmetro de impacto”, ou o quão próximo do centro da estrela, o planeta passa, o tamanho da estrela (ou, mais precisamente, qual a densidade da estrela é), e a excentricidade da órbita do planeta, ou como perto de um círculo a órbita do planeta é. É difícil desembaraçar essas diferentes medidas, mas com análises sofisticadas, é possível.

a figura abaixo dá uma olhada mais de perto na curva de luz de trânsito. Aqui, os pontos cinza são novamente dados médios, desta vez em média em intervalos de 20 segundos, usando dados de cerca de 6% do conjunto de dados completo.

após uma inspeção mais detalhada da curva de luz de trânsito, algumas coisas são evidentes. Primeiro, o trânsito não é de fundo plano, é de fundo redondo. Isso ocorre porque as estrelas não são uniformemente brilhantes sobre suas superfícies. As estrelas têm uma propriedade chamada “escurecimento dos Membros”, o que significa que a estrela é mais brilhante no centro da nossa visão e mais fraca na borda da visão. Isso é ilustrado na seguinte imagem do nosso Sol, obtida pelo Observatório solar e Heliosférico da NASA.

Imagem: NASA

O perfil arredondado vem do planeta movendo-se através de peças da estrela com brilho diferente – quando o planeta está perto da borda da estrela, ele bloqueia parte da estrela que é menos brilhante, assim ele bloqueia o menor total de luz. Isso é ilustrado na seguinte animação:


animação: Jason Eastman

outra característica interessante é que a diminuição do brilho em trânsito não é instantânea – leva algum tempo para o planeta passar totalmente sobre a borda da estrela. Isso também é ilustrado na animação acima. Os astrônomos geralmente distinguem entre duas durações de trânsito diferentes: a” duração total “tt, desde o início da diminuição do brilho até o final da Ascensão, e a” duração total”, tf, a quantidade de tempo que o planeta está totalmente sobre a superfície da estrela. A figura abaixo anota essas duas medições de duração diferentes.

A relação entre tt e tf, quando combinada com outras informações, como a profundidade do trânsito, dá informações sobre o quão longe do centro da estrela, o planeta transita. Normalmente, os astrônomos extraem essas informações calculando como o trânsito deve ser e comparando isso com as observações. Essa abordagem, chamada modelagem, resulta em cálculos que correspondem muito aos dados observados. Uma curva de luz do modelo é mostrada em roxo na figura abaixo, em cima dos dados de HAT-P-7 b.

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