Variações nos instantes de eclipse de sistemas binários no contexto de exoplanetas
| Autor(a) principal: | |
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| Data de Publicação: | 2012 |
| Tipo de documento: | Tese |
| Idioma: | por |
| Título da fonte: | Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do INPE |
| Texto Completo: | http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m19/2012/12.13.13.01 |
Resumo: | Um dos mais importantes objetivos da pesquisa em exoplanetas é detectar e caracterizar planetas nos mais variados ambientes, com ênfase em planetas similares à nossa Terra, localizados na zona habitável de suas estrelas hospedeiras. A detecção e a caracterização desses objetos permitem refinar os modelos teóricos sobre a formação e evolução planetária. Com quase 300 exoplanetas descobertos pelo método dos trânsitos fotométricos, a técnica de se monitorar variações nos instantes de trânsito tem grande potencial para permitir a detecção de planetas adicionais. A técnica consiste em medir com precisão os instantes dos trânsitos e verificar se os resíduos obtidos a partir do ajuste de uma efeméride linear, apresentam variações que indiquem a presença de componentes adicionais interagindo com o sistema. Essa mesma técnica pode, e tem sido aplicada há várias décadas à sistemas binários eclipsantes. Nesta tese, utilizamos essa técnica para estudar dois sistemas binários, QS Vir e NSVS 14256825, e o sistema planetário WASP-4. Dados fotométricos dos três sistemas foram obtidos usando as facilidades do Observatório do Pico dos Dias/LNA-MCTI, do Miniobservatório Astronômico do INPE e do banco de dados públicos do Observatório Europeu Austral, entre os anos de 2008 e 2012. Em todos os casos, o período orbital apresentou variações complexas. Em ambos os sistemas binários, supondo que o efeito tempo-luz seja responsável pela variação no período orbital, os resultados indicam a presença de dois corpos circumbinários. Em QS Vir os corpos seriam um planeta gigante, com \textit{M} $\sim$ 8, 7 M$_{Jup}$ e período orbital de $\sim$ 14,4 anos e uma anã marrom com \textit{M} $\sim$ 0,056 M$\odot$ e período orbital de $\sim$ 17,1 anos, se assumirmos coplanaridade entre eles e a binária interna. Em NSVS 14256825, sob a mesma suposição de coplanaridade, os corpos seriam dois planetas gigantes, com \textit{M} $\sim$ 2,8 M$_{Jup}$ e \textit{M} $\sim$ 8,1 M$_{Jup}$ e períodos orbitais de $\sim$ 3,49 e $\sim$ 6,9 anos, respec-tivamente. Assim, os corpos ao redor de NSVS 14256825 estariam numa ressonância orbital do tipo 2:1. Já em WASP-4, o período orbital do planeta mostrou variações em escala de tempo bem menor que nos casos dos sistemas binários, indicando perturbações de curto prazo. O resultado da nossa análise mostra, como melhor solução, um planeta adicional no sistema com massa de $\sim$ 3,2 M$\oplus$ e em ressonância 5:3 com o planeta WASP-4b. |
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info:eu-repo/semantics/publishedVersioninfo:eu-repo/semantics/doctoralThesisVariações nos instantes de eclipse de sistemas binários no contexto de exoplanetasEclipse timing variations of binary systems in the exoplanet context2012-12-21Francisco José JablonskiAdriana Benetti Marques VálioRaymundo BaptistaMarildo Geraldête PereiraLeonardo Andrade de AlmeidaInstituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)Programa de Pós-Graduação do INPE em AstrofísicaINPEBRExoplanetasSistemas bináriosParâmetros fundamentaisQS VirWASP-4bNSVS 14256825exoplanetsbinary systemsfundamentalsQS VirWASP-4bNSVS 14256825Um dos mais importantes objetivos da pesquisa em exoplanetas é detectar e caracterizar planetas nos mais variados ambientes, com ênfase em planetas similares à nossa Terra, localizados na zona habitável de suas estrelas hospedeiras. A detecção e a caracterização desses objetos permitem refinar os modelos teóricos sobre a formação e evolução planetária. Com quase 300 exoplanetas descobertos pelo método dos trânsitos fotométricos, a técnica de se monitorar variações nos instantes de trânsito tem grande potencial para permitir a detecção de planetas adicionais. A técnica consiste em medir com precisão os instantes dos trânsitos e verificar se os resíduos obtidos a partir do ajuste de uma efeméride linear, apresentam variações que indiquem a presença de componentes adicionais interagindo com o sistema. Essa mesma técnica pode, e tem sido aplicada há várias décadas à sistemas binários eclipsantes. Nesta tese, utilizamos essa técnica para estudar dois sistemas binários, QS Vir e NSVS 14256825, e o sistema planetário WASP-4. Dados fotométricos dos três sistemas foram obtidos usando as facilidades do Observatório do Pico dos Dias/LNA-MCTI, do Miniobservatório Astronômico do INPE e do banco de dados públicos do Observatório Europeu Austral, entre os anos de 2008 e 2012. Em todos os casos, o período orbital apresentou variações complexas. Em ambos os sistemas binários, supondo que o efeito tempo-luz seja responsável pela variação no período orbital, os resultados indicam a presença de dois corpos circumbinários. Em QS Vir os corpos seriam um planeta gigante, com \textit{M} $\sim$ 8, 7 M$_{Jup}$ e período orbital de $\sim$ 14,4 anos e uma anã marrom com \textit{M} $\sim$ 0,056 M$\odot$ e período orbital de $\sim$ 17,1 anos, se assumirmos coplanaridade entre eles e a binária interna. Em NSVS 14256825, sob a mesma suposição de coplanaridade, os corpos seriam dois planetas gigantes, com \textit{M} $\sim$ 2,8 M$_{Jup}$ e \textit{M} $\sim$ 8,1 M$_{Jup}$ e períodos orbitais de $\sim$ 3,49 e $\sim$ 6,9 anos, respec-tivamente. Assim, os corpos ao redor de NSVS 14256825 estariam numa ressonância orbital do tipo 2:1. Já em WASP-4, o período orbital do planeta mostrou variações em escala de tempo bem menor que nos casos dos sistemas binários, indicando perturbações de curto prazo. O resultado da nossa análise mostra, como melhor solução, um planeta adicional no sistema com massa de $\sim$ 3,2 M$\oplus$ e em ressonância 5:3 com o planeta WASP-4b.One important goal in exoplanetary research is detecting and characterizing planets in a diversity of environments, since this improves our ability to test theoretical models of planetary formation and evolution. With nearly 300 exoplanets discovered by photometric transits, the technique of transit timing variations has been successfully applied to a number of systems to probe possible additional bodies in these systems. This technique consists of measuring accurately the times of transit and verifying if the residuals with respect to a linear prediction present variation that indicate the presence of additional components interacting with the system. The same technique has been applied along the years in the case of third bodies interacting with eclipsing binaries. In this thesis, we use the technique of analyzing the transit time variations to study two binary systems, QS Vir and NSVS 14256825, and a planetary system WASP-4. Photometric data for the three systems were obtained using the facilities of the \textit{Laboratório Nacional de Astrofísica, LNA/MCTI, the Miniobservatório Astronômico do INPE}, and public data from ESO between 2008 and 2012. In all cases, the orbital period of the systems show complex variations. In the two binary systems, QS Vir and NSVS 14256825, assuming that the light travel time effect is responsible for the variation in their orbital periods, the results indicate the presence of two circumbinary bodies. In QS Vir, the bodies would be a giant planet, \textit{M} $\sim$ 8.7 M$_{Jup}$ with orbital period of $\sim$ 14.4 years, and a brown dwarf, \textit{M} $\sim$ 0.056 M$\odot$, with orbital period of $\sim$ 17.1 years, if we assume coplanarity between the external bodies and inner binary. In NSVS 14256825, under the same assumption of coplanarity, the bodies would be two giant planets, \textit{M} $\sim$ 2.8 M$_{Jup}$ and \textit{M} $\sim$ 8.1 M$_{Jup}$, with orbital periods of $\sim$ 3.49 and $\sim$ 6.9 years. The bodies around NSVS 14256825 would be in a mean motion resonance of 2:1. In WASP-4, the orbital period of the planet shows variations in time scales shorter than those of the binary systems, indicating equally short-term perturbations. The best solution from our analysis indicates an additional planet in the system with mass $\sim$ 3.2 M$\oplus$ and a mean motion resonance of 5:3 with WASP-4b.http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m19/2012/12.13.13.01info:eu-repo/semantics/openAccessporreponame:Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do INPEinstname:Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)instacron:INPE2021-07-31T06:54:00Zoai:urlib.net:sid.inpe.br/mtc-m19/2012/12.13.13.01.35-0Biblioteca Digital de Teses e Dissertaçõeshttp://bibdigital.sid.inpe.br/PUBhttp://bibdigital.sid.inpe.br/col/iconet.com.br/banon/2003/11.21.21.08/doc/oai.cgiopendoar:32772021-07-31 06:54:00.755Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do INPE - Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)false |
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