• Começa com um estrondo

Novo método pode revelar novos exoplanetas habitáveis

A maioria dos exoplanetas foram encontrados em torno de estrelas únicas através do método de trânsito. Mas os sistemas estelares binários podem conter ainda mais deles.

Principais conclusões

• Até o momento, mais de 5.000 exoplanetas foram descobertos: principalmente em torno de estrelas singlete e principalmente através do método de trânsito, onde um planeta passa na frente de sua estrela-mãe.
• No entanto, 50% das estrelas são encontradas em sistemas multi-estrelas, e o falso positivo 'candidato a exoplaneta' mais comum acaba sendo um sistema estelar binário eclipsante.
• Muitos desses sistemas podem muito bem abrigar 'exoplanetas de pontos de Lagrange', um tipo de exoplaneta que nunca foi visto.
• Simplesmente procurá-los poderia revelar toda uma nova população de mundos potencialmente habitáveis.

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Lá fora no Universo, onde quer que as estrelas se formem a partir de nuvens moleculares que são ricos o suficiente em elementos pesados , é possível que planetas rochosos com os ingredientes certos para que a vida surja sobre eles se formem. A busca por vida além da Terra – seja dentro do nosso Sistema Solar ou em um mundo em outro lugar dentro da Via Láctea – é um dos proverbiais santo graal da ciência do século XXI. Há pouco mais de 30 anos, conhecíamos apenas os mundos dentro do nosso Sistema Solar no que diz respeito aos planetas; hoje, graças em grande parte aos métodos de trânsito e observatórios espaciais como Kepler e TESS, o número de exoplanetas conhecidos agora excede 5000 , e continua a crescer.

Mas é preciso se perguntar o que estamos perdendo. Nossas buscas por exoplanetas revelaram um grande número deles com uma grande variedade de massas e tamanhos, mas quase todos eles foram encontrados em torno de estrelas singlete: estrelas que não têm uma companheira binária ou existem como membros de uma multiplicidade. sistema estelar. Existem talvez cerca de uma dúzia de planetas circumbinários conhecidos: onde um exoplaneta orbita duas estrelas em órbita muito próxima a uma distância muito maior do que a distância que separa as duas estrelas centrais, mas encontrando apenas ~ 0,2% dos planetas em sistemas que representam ~ 50% de todos estrelas nos diz que algo está faltando.

Aqui está uma ideia nova e espetacular que pode fechar a lacuna, revelando planetas dentro de sistemas multi-estrelas como nunca antes.

O exoplaneta TOI 700d é o primeiro exoplaneta rochoso conhecido localizado na zona habitável de sua estrela-mãe, conforme descoberto pela missão TESS. Está localizado a 101,6 anos-luz de distância e pode estar detectando as primeiras transmissões de rádio da Terra. O método de trânsito é o método de localização de planetas mais bem-sucedido até hoje.

É importante reconhecer duas coisas antes de começarmos.

1. Os planetas só podem se formar e permanecer em locais gravitacionalmente estáveis. Se uma combinação de forças gravitacionais ejetar ou destruir um planeta naquele local em escalas de tempo mais curtas do que a existência do sistema estelar em questão, não podemos esperar encontrar planetas lá.
2. Metade de todas as estrelas são membros de sistemas multi-estrelas; apenas 50% das estrelas existem em sistemas como o nosso próprio Sistema Solar: com uma estrela e nenhuma outra. No entanto, ~99,8% dos planetas que foram encontrados foram encontrados em torno de estrelas singlete, indicando um tremendo viés em que nossas pesquisas atuais são sensíveis.

Há uma série de métodos que usamos para encontrar exoplanetas, ou planetas ao redor de outras estrelas que não a nossa. Há imagens diretas: úteis para planetas grandes que estão suficientemente bem separados de suas estrelas-mãe. Existe o método de oscilação estelar (ou velocidade radial), onde o puxão gravitacional em uma estrela de seu planeta em órbita perturba o movimento da estrela ao longo de nossa linha de visão de maneira regular, útil para planetas massivos o suficiente em órbitas próximas o suficiente ao redor suas estrelas-mãe. Mas o método de localização de planetas mais bem-sucedido de todos é o método de trânsito, que revela a presença de planetas à medida que passam na frente – e bloqueiam uma fração da luz emitida por – suas estrelas-mãe.

A grande queda de fluxo observada nesta região particular de M51 pode ser causada por muitos fatores, mas uma possibilidade tentadora é a de um exoplaneta em trânsito na própria galáxia M51: 28 milhões de anos-luz de distância. Seria o primeiro exoplaneta em trânsito descoberto em outra galáxia se assim fosse.

A maneira como isso funciona, observacionalmente, é que nós:

• observar uma estrela por longos períodos de tempo,
• observe seu fluxo,
• e procure por “quedas” no fluxo observado ao longo do tempo.

É claro que existem muitas causas possíveis para isso. A causa desejada – a existência de um exoplaneta que transita pela face de sua estrela-mãe – virá junto com uma manifestação particular de como o fluxo diminui. Se ele mergulha regularmente, na mesma magnitude, com um período constante, por uma pequena quantidade que poderia corresponder ao tamanho de um planeta, isso é um excelente candidato a planeta. Se as medições de acompanhamento da estrela, que requerem alguma forma de medir o espectro da estrela, mostrarem que suas assinaturas espectrais mudam periodicamente de vermelho para azul e novamente em alinhamento com o período das quedas de fluxo já observadas, isso é a maneira padrão-ouro para confirmar um exoplaneta em trânsito.

Mas, embora a repetição de mergulhos de fluxo sejam excelentes maneiras de revelar exoplanetas, simplesmente ver um conjunto deles não é suficiente para declarar que temos um exoplaneta confirmado. Isso só revela um candidato a exoplaneta; algum tipo de confirmação independente é necessária para promover um candidato a um exoplaneta confirmado. E, como você pode esperar, alguns candidatos não chegam ao corte.

A descoberta dos primeiros 5.000 exoplanetas, conforme registrado por ano e por método. Nos primeiros 15 anos ou mais, o método de velocidade radial foi o método dominante de descoberta, mais tarde substituído pelo método de trânsito começando com a extinta missão Kepler da NASA. No futuro, a microlente poderá superar todas elas. Esses planetas confirmados representam apenas uma fração do total de candidatos planetários.

Um fator de confusão é a variabilidade intrínseca. Normalmente pensamos em estrelas da mesma forma que pensamos em nosso Sol: seu brilho permanece relativamente constante com uma precisão surpreendente. Por causa de manchas solares, variações na temperatura e densidade do plasma, bem como erupções e ejeções de massa, o Sol pode variar em brilho de seu valor médio em até ~0,14%. Outras estrelas têm maiores variabilidades intrínsecas, pois suas atmosferas podem oscilar, podem brilhar com mais frequência e regularidade do que o Sol e podem expelir poeira, obscurecendo a estrela. Isso pode levar a falsos positivos: candidatos a exoplanetas que não têm nada a ver com planetas, mas simplesmente refletem as propriedades variáveis ​​da estrela que estamos observando.

Um segundo fator de confusão, no entanto, é a presença potencial de um companheiro binário: um exemplo de variável extrínseca. Quando olhamos para uma estrela de muito longe, há uma excelente chance de que haja mais de um membro estelar que faça parte desse sistema, mas as distâncias extremas significam que os vários membros não podem ser resolvidos. Se as duas estrelas dançarem em uma orientação “face-on” para nós, de modo que nossa percepção dos múltiplos discos estelares independentes nunca se sobreponha, o fluxo permanecerá constante. Mas se as duas estrelas se moverem em uma orientação “de ponta” em relação a nós, e seus discos se sobrepuserem, elas exibirão quedas regulares em seu fluxo, pois as duas estrelas nem sempre são totalmente visíveis ao mesmo tempo.

Os sistemas binários normalmente têm massas desiguais, brilhos desiguais e orbitam um baricentro que fica fora de ambas as estrelas. Somente se o alinhamento em relação a nós for suficientemente de ponta, à direita, ele aparecerá como um binário eclipsante.

Esse tipo de configuração é conhecido como binário eclipsante e é a fonte de confusão mais comum na moderna caça a exoplanetas. Da missão Kepler da NASA – lembre-se, nossa missão de busca de planetas mais bem-sucedida de todos os tempos – aproximadamente metade de todos os candidatos a exoplanetas do Kepler acabaram não sendo planetas, mas foram representados como um dos fatores de confusão discutidos acima. Quase todos os candidatos a exoplanetas que não eram planetas acabaram sendo binários eclipsantes: estrelas binárias com sobreposição significativa, em relação à nossa linha de visão, em sua dança orbital.

Isso não deve ser uma grande surpresa. Se estivermos procurando o sinal de um planeta em trânsito na frente de uma estrela, é fácil ver como uma geometria semelhante, exceto com um objeto maior, mais massivo e mais luminoso do que um planeta, pode resultar em um “falso positivo” para o tipo de sinal que estamos procurando. De fato, embora uma taxa de falsos positivos de 50% possa parecer um número inaceitavelmente alto, a missão Kepler representou uma tremenda melhoria em relação aos estudos anteriores de exoplanetas. Antes da missão Kepler, aproximadamente 90% de todos os candidatos a exoplanetas não foram confirmados; ter apenas 50% se tornando binários eclipsantes é muito bom!

A estrela gigante vermelha moribunda, R Sculptoris, exibe um conjunto muito incomum de material ejetado quando visto em comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos: revelando uma estrutura espiral. Acredita-se que isso se deva à presença de um companheiro binário: algo que nosso próprio Sol não possui, mas que aproximadamente metade das estrelas do universo possui.

Quando se trata de eclipsar binários, há uma tremenda variedade de períodos que foram observados. Alguns binários se eclipsam em poucas horas: períodos tão curtos quanto ~ 4-5 horas não são incomuns. Por outro lado, alguns binários levam longos períodos de tempo: até ~30 anos ou mais. Observações de linha de base muito longas são necessárias para estabelecer esses binários de período mais longo, mas eles existem em números não desprezíveis.

• Alguns sistemas binários envolvem órbitas quase perfeitamente circulares; outros envolvem órbitas elípticas muito excêntricas.
• Alguns sistemas binários ocorrem entre estrelas de massas semelhantes ou até idênticas; outros envolvem estrelas de massas muito diferentes umas das outras.
• E alguns sistemas binários existem com estrelas em estágios semelhantes de evolução estelar, como ambos os membros estando na sequência principal (na fase de fusão de queima de hidrogênio); outros consistem em uma estrela gigante orbitando uma estrela da sequência principal, uma variável orbitando uma estrela não variável, ou mesmo uma estrela orbitando um remanescente estelar.

Em geral, existem três classificações principais de sistemas binários eclipsantes , mas muito poucos deles já foram observados como possuindo planetas.

Embora planetas tenham sido encontrados em sistemas trinários antes nos últimos anos, a maioria deles orbita perto de uma única estrela ou em órbitas intermediárias em torno de um binário central, com a terceira estrela muito mais distante. GW Orionis é o primeiro sistema candidato a ter um planeta orbitando todas as três estrelas ao mesmo tempo. Estrelas que orbitam na nossa linha de visão potencialmente exibirão exoplanetas em trânsito até mesmo na estrela não primária em que orbitam.

Isso não ocorre porque sistemas estelares binários (ou sistemas multi-estrelas com três ou mais estrelas) não devem ter planetas; é porque não é para isso que nossas pesquisas foram otimizadas. Mas há uma classe de planetas que deveriam existir em torno de pelo menos alguns desses sistemas binários que podem ser:

• extraordinariamente fácil de encontrar,
• pode ser extremamente comum,
• e muitos dos quais podem até ser planetas habitáveis ​​(ou habitados!).

Veja, quando duas massas significativas orbitam uma à outra, elas orbitam seu centro de massa mútuo: um ponto conhecido como baricentro. Para a mais leve das duas massas, há também cinco pontos adicionais que, se você colocar uma massa exatamente nesses cinco locais, as forças gravitacionais combinadas dessas duas massas farão com que essa massa coorbite com o mesmo período orbital que a massa mais leve sem alterar sua posição relativa. Esses cinco pontos - conhecidos como o Pontos de Lagrange – são de incrível interesse em astrofísica.

Embora os pontos L1, L2 e L3 sejam todos gravitacionalmente instáveis, com objetos dentro ou ao redor dessas posições exigindo repetidas correções de curso para permanecerem lá, L4 e L5 são gravitacionalmente estáveis, e objetos dentro ou ao redor desses locais podem permanecer lá indefinidamente sob o condições certas.

Cada planeta que orbita uma estrela tem cinco locais ao seu redor, pontos de Lagrange, que co-orbitam. Um objeto localizado precisamente em L1, L2, L3, L4 ou L5 continuará a orbitar a estrela-mãe com o mesmo período que o corpo secundário, mas apenas L4 e L5 são estáveis, e somente se a razão de massa entre o primário e o secundário massas são grandes o suficiente. Esse efeito gravitacional pode se aplicar tanto a sistemas estelares binários quanto a sistemas planeta-estrela ou sistemas planeta-lua.

Isso ocorre com tremenda eficiência em nosso próprio Sistema Solar, pois os planetas gigantes, especialmente Júpiter, possuem uma grande coleção de objetos que orbitam em torno de seus pontos de Lagrange L4 e L5. Esses corpos rochosos e gelados são conhecidos coletivamente como troianos, com os objetos “à frente” (L4) e “atrás” (L5) respectivamente divididos em campos gregos e troianos. Essas populações de objetos são tipicamente capturadas gravitacionalmente no final da história do Sistema Solar, bem após a conclusão da formação do planeta. Alguns deles são transitórios e serão ejetados devido a interações gravitacionais, mas alguns podem permanecer, estáveis ​​ou quase estáveis, enquanto o Sistema Solar continuar a existir.

As condições para um objeto em ou em órbita em torno de L4 ou L5 permanecer estável são simplesmente três:

1. A diferença de massa entre a massa maior e a massa menor que cria os pontos de Lagrange deve ser de cerca de 25:1 ou maior.
2. A massa do objeto em ou em órbita ao redor de L4/L5 deve ser insignificante (mais uma vez, menos de cerca de 4%) da massa do corpo co-orbitante.
3. E não deve haver outras massas significativas no sistema que possam servir como fonte de instabilidade gravitacional.

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Desde que essas condições sejam atendidas, deve haver cinco pontos de Lagrange - dois estáveis ​​e três instáveis ​​- ao redor do objeto de menor massa em relação aos de maior massa.

Assim como as estrelas geralmente existem em sistemas multi-estrelas binários, trinários e mais populosos, também existem as anãs marrons: estrelas fracassadas. É possível que existam sistemas multi-estrelas com separações suficientes e massas suficientemente incompatíveis para permitir pontos de Lagrange L4/L5 estáveis ​​e, com eles, o potencial para enxames de corpos ou até exoplanetas completos.

Quando se trata de estrelas binárias, embora a maioria delas tenda a se formar com massas comparáveis ​​para as duas estrelas, especialmente para os pares mais brilhantes e luminosos, há muitos exemplos de binárias incompatíveis. Quanto mais largo (ou seja, maior na distância de separação) for o sistema, e quanto maior for a diferença de massa, mais estáveis ​​serão os pontos L4 e L5. Isso pode ser verdade, em escalas de tempo de mais de bilhões de anos, mesmo para sistemas que não atingem essa proporção crítica de 25:1 ou que têm outras massas significativas no sistema; cada configuração particular deve ser trabalhada quantitativamente para determinar o nível específico e a escala de tempo da instabilidade.

Mas para eclipsar sistemas binários que atendem aos critérios de estabilidade adequados, surge uma possibilidade fascinante. Não apenas pode haver um enxame de objetos ao redor dos pontos L4 e L5 – representando uma distribuição semelhante a uma nuvem que pode bloquear parte da luz do membro de maior massa do sistema binário durante parte da órbita – mas há uma possibilidade real , particularmente para binários bem separados de diferenças de massa substanciais, que planetas Lagrange existir. Se as protoestrelas binárias iniciais se formassem com discos circunstelares ao seu redor com grandes separações e proporções de massa, a formação de planetas poderia ter canalizado massa para os pontos L4 e L5.

Isso levaria a exoplanetas massivos localizados nos pontos de Lagrange da estrela de massa mais baixa, e se nosso sistema binário for um binário eclipsante suficientemente bem alinhado, esses exoplanetas de Lagrange poderiam transitar pela estrela de massa mais alta a cada órbita.

Quando duas estrelas binárias se eclipsam, uma certa quantidade de luz será bloqueada, dependendo da sobreposição mútua dos discos das duas estrelas. Se houver um exoplaneta de ponto de Lagrange presente, então 60 graus adicionais em órbita mais tarde ou mais cedo (representando 1/6 da órbita), uma queda de fluxo menor se mostrará: evidência de um enxame de corpos ou, excitantemente, de um planeta -como o corpo.

É importante lembrar, em nossas buscas por exoplanetas, que realmente é um jogo de números. Estima-se que existam 400 bilhões de estrelas em nossa própria Via Láctea, e 50% dessas estrelas são membros de sistemas multi-estelares. Claro, muitos deles estarão em órbitas apertadas, e muitos deles terão massas quase iguais para os vários membros. Mas alguma fração desses ~200 bilhões de estrelas irá:

• estar em órbitas largas,
• têm grandes diferenças de massa,
• e terão seus pontos L4/L5 gravitacionalmente estáveis ​​em escalas de tempo de vários bilhões de anos.

Para esses sistemas, eles serão excelentes candidatos a ter não apenas um enxame de objetos ao redor dos pontos L4 e L5 de Lagrange, mas podem até possuir planetas localizados precisamente em L4 e L5.

Se esses sistemas estiverem devidamente alinhados com nossa linha de visão, assim como observamos binários eclipsantes, também podemos observar os trânsitos desses exoplanetas de ponto de Lagrange. Notavelmente, não são apenas as estrelas muito massivas e de vida curta que podem ter uma companheira binária de menor massa que pode atender a esse critério; uma estrela tão baixa em massa quanto ~ 2 massas solares poderia ter uma companheira anã vermelha com pontos de Lagrange L4 e L5 perfeitamente estáveis. Nunca procuramos exoplanetas em torno de sistemas como esses, mas com os parâmetros orbitais corretos, os exoplanetas do ponto de Lagrange podem até ser rochosos e habitáveis. Talvez seja hora de expandir nossa busca, pois não podemos saber com certeza o que está lá fora, a menos que olhemos.

O autor agradece à Dra. Jessie Christiansen e ao doutorando Eliot Vrijmoet pela correspondência útil sobre este tópico.

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