Tempo e fase

Capítulo 8 de 15

Um trânsito é um momento numa órbita. O resto da órbita também contém informação: quando chegam os trânsitos, como o planeta brilha ao rodar, quando passa por trás da sua estrela e que metade da estrela em rotação cobre.

Ilustração

Velocidade CenaÂngulo spin–órbita λ

Quatro cenas. Cronometria de trânsitos: dois planetas perto de uma razão de períodos de 2:1 puxam-se mutuamente, pelo que os trânsitos do planeta interior chegam adiantados e atrasados e vai-se construindo um diagrama O−C. Eclipse secundário: o planeta passa por trás da estrela meia órbita após o trânsito, uma queda muito menor, desenhada dez vezes mais profunda. Curva de fase: um planeta em rotação síncrona mostra mais do seu lado diurno quente à medida que se aproxima da ocultação, com o pico deslocado pelos ventos. Rossiter–McLaughlin: o planeta cobre a metade da estrela em rotação que se aproxima e depois a que se afasta, pelo que a velocidade medida da estrela oscila durante o trânsito.

Os números

Grandeza	Valor	Origem
Períodos de Kepler-9 b e c	19,23891 d e 38,9853 d	exoplanet.eu; perto de 2:1, pelo que os seus trânsitos se deslocam minutos por órbita (Holman et al. 2010)
Eclipse de TRAPPIST-1 b a 15 µm, medido	861 ± 99 ppm	JWST MIRI (Greene et al. 2023); lado diurno a 503 K, como esperado para rocha nua
O mesmo, estrela e planeta como corpos negros	606 ppm	δ ≈ k² B(503 K)/B(2560 K) a 15 µm, k a partir dos raios do exoplanet.eu [calc]; as análises reais usam um espetro de modelo estelar, não um corpo negro
Desvio do ponto quente de HD 189733 b	16 ± 6° antes da oposição	Curva de fase do Spitzer a 8 µm (Knutson et al. 2007)
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b	86 m/s	K_R ≈ V sin I · k² com V sin I = 3,5 km/s e k = 0,157, ambos de Gaudi & Winn 2007 Tabela 1, que indica 88 m/s [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b (V sin I medido)	83 m/s	V sin I = 3,316 +0.017/-0,067 km/s e k = 0,15812, medidos por Triaud et al. 2009 (Tabela 2) [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 209458 b	69 m/s	V sin I = 4,7 km/s, k = 0,121 (Gaudi & Winn 2007 indicam 70 m/s) [calc]

Modelo a partir de valores armazenados

O sistema Kepler-9 visto de cima: cada planeta reduz a luz da estrela quando atravessa a linha de visão do observador. Os tamanhos das órbitas são os semieixos maiores guardados (ou a terceira lei de Kepler a partir do período e da massa da estrela); a profundidade da queda é (Rp/R★)² a partir dos raios guardados. Órbitas circulares, estrela e planetas fora de escala, fases ilustrativas (não são guardados tempos de trânsito). Fonte: The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu), obtido em 2026-10-18.

Os planetas: período, órbita e profundidade da queda

Planeta	P (d)	a (AU)	Rp (R⊕)	Profundidade k² (ppm)
Kepler-9 d	1.5929	0.0273	1.64	244
Kepler-9 b	19.2389	0.1430	8.29	6,275
Kepler-9 c	38.9853	0.2270	8.08	5,957

a da The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu); * pela terceira lei de Kepler (período e massa da estrela). — : raio não armazenado.

O SetuHQ mede o instante de cada queda e compara as quedas ímpares e pares entre si; não ajusta variações de tempo de trânsito, curvas de fase nem eclipses. A profundidade do eclipse secundário na tela é desenhada dez vezes mais profunda, e isso é indicado; a amplitude de TTV é ilustrativa. Os ângulos spin–órbita abrangem órbitas alinhadas, polares e retrógradas (Albrecht et al. 2022).

Planetas deste capítuloKepler-9 b ›Kepler-9 c ›HD 189733 Ab ›HD 209458 b ›

Fontes