Na última década, graças a missões espaciais como CoRoT e Kepler/K2, tem sido demonstrado que a cobertura de manchas estelares nas fotosferas estelares está correlacionada com as idades estelares. Essa correlação foi estabelecida usando estrelas do tipo FGK em aglomerados estelares e algumas estrelas de campo. Neste trabalho, utilizamos as curvas de luz do TESS de uma amostra maior de estrelas análogas solares (idade < 4 Gyr) para investigar a correlação entre manchas e idade. As idades e os fatores de preenchimento são estimados a partir de isócronas e modelos de cobertura de manchas, respectivamente. Nossos resultados mostram que a cobertura de manchas diminui com a idade estelar, como esperado. Esse novo indicador de idade proposto aqui seria um dos métodos mais fáceis e simples para determinar as idades de estrelas jovens, uma vez que é independente de modelos estelares e não requer calibrações.

Desde a descoberta do primeiro trânsito de um exoplaneta no ano 2000, telescópios espaciais adquiriram um papel desproporcional na caracterização de planetas fora do Sistema Solar. Satélites de varreduras fotométricas, como a missão americana Kepler e a europeia CoRoT, foram essenciais para a construção de uma amostra estatística de trânsitos, e atualmente são sucedidos pela missão TESS. Já os telescópios equipados com espectrógrafos, como Hubble Space Telescope (HST) e James Webb Space Telescope (JWST), são utilizados para a detecção de elementos químicos em atmosferas de exoplanetas utilizando tanto o método do trânsito quanto o de imageamento direto. Nesta palestra, eu vou brevemente expor sobre a história das descobertas feitas com telescópios espaciais. No entanto, vou dedicar a maior parte do tempo descrevendo as técnicas de análise de dados e quais os caminhos que temos a explorar pela frente utilizando o JWST e o futuro telescópio Habitable Worlds Observatory.

O Sol e outras estrelas do tipo solar possuem um campo magnético que permeia seu interior e superfície, se estende pelo meio interplanetário e é o principal causador da atividade magnética estelar.  Uma maneira de melhor compreender a atividade estelar é através da caracterização de propriedades de manchas estelares. Utilizando modelagem de trânsitos planetários em curvas de luz de estrelas é possível estimar tamanho, intensidade e posição de manchas na superfície estelar, bem como a rotação diferencial das estrelas. Além disso, com a caracterização das manchas, é possível reconstruir magnetogramas que podem ser utilizados como parâmetros de entrada em simulações de ejeções de massa coronal (CME). A CMEs são nuvens de plasma ejetadas da atmosfera estelar, sendo os fenômenos da atividade magnética que mais impactam a magnetosfera e a atmosfera de planetas em órbita. Simular trajetórias de CMEs, nos ajuda a compreender como seriam suas trajetórias em estrelas com campo magnético mais intenso que o solar.

Outras estrelas, assim como o Sol, apresentam atividade em diferentes formas, entre elas as ejeções de massa coronal e as erupções, que liberam grandes quantidades de radiação ionizante da atmosfera da estrela. Tanto as partículas, quanto a radiação emitidas nesses eventos são capazes de interagir com a atmosfera dos planetas que orbitam essas estrelas, onde tal interação é capaz de gerar perda atmosférica devido a energia desses eventos. Nesta apresentação será feita uma introdução ao clima espacial do sistema solar como análogo para outros sistemas planetários, quais os processos pelos quais atmosferas de planetas terrestres passam devido a interação com eventos transientes e qual o estado da arte dessa linha de pesquisa.

Especialista em espectroscopia de alta precisão de estrelas anãs tipo solar e M. Essa técnica permite a determinação de propriedades estelares robustas, como parâmetros atmosféricos, idades, atividade estelar, velocidades radiais e rotação. Desde 2016, tem trabalhado em como estrelas como o nosso Sol que produzem campos magnéticos e como esses campos magnéticos e a rotação estelar evoluem ao longo da vida das estrelas.

Discos proto-planetários e modelos de formação de planetas gigantes têm sido interpretados para sugerir que as abundâncias atmosféricas de um planeta gigante podem ser usadas para inferir sua localização de formação em seu disco protoplanetário de origem. Entretanto, a interpretação das abundâncias planetárias depende diretamente da composição do disco no qual o planeta se formou. Como discos proto-planetários se dissipam rapidamente, a única forma de inferior a composição original do disco é através da composição da estrela hospedeira. Vamos mostrar, através dos casos dos planetas WASP 77 Ab e Beta Pic b como a composição estelar pode alterar a interpretação de resultados anteriores sobre a formação destes planetas Gigantes. No caso de planetas rochosos, existe um esforço contínuo para compreender sua estrutura interna, mas medidas não homogêneas podem dificultar a interpretação dos dados. Vamos mostrar como medidas estelares precisas nos ajudam a compreender melhor a estrutura interna de planetas rochosos e como diferentes formas de estimar a fração de massa do núcleo planetário resulta em diferentes correlações entre estrutura planetária e composição do disco proto-planetário.

A notável descoberta de milhares de exoplanetas nas últimas décadas, bem como as próximas detecções esperadas de missões como TESS, e a próxima geração de telescópios de alta resolução e JWST, abrem uma era sem precedentes para a caracterização de atmosfera de exoplanetas. Nesta palestra, mostrarei os esforços atuais baseados em observações espectroscópicas feitas com o Telescópio Espacial Hubble para um catálogo de planetas procurando identificar os efeitos de nuvens e aerossóis, pois estes afetam significativamente a detecção de características espectrais e são potencialmente cruciais para a compreensão do clima dos planetas. Além disso, apresentarei uma análise populacional de pequenos exoplanetas observados (< 3 R_terra) para entender a evolução e erosão de suas atmosferas. Para isso, analisarei as relações entre seu raio, insolação e densidade e acompanharei a evolução de seu envelope atmosférico devido à radiação XUV da estrela hospedeira. Por fim, discutirei a importância de identificar a existência de um envelope primordial secundário ou residual como um fator fundamental tanto na habitabilidade potencial quanto na detecção futura de atmosferas de planetas rochosos na próxima década.

Hoje, a identificação e caracterização de exoplanetas já ultrapassou a marca de 5 mil corpos celestes, empregando várias abordagens metodológicas. Estas abordagens incluem a observação de diminuições periódicas na luminosidade estelar (trânsito planetário), que evidencia o trânsito de um planeta à frente de sua estrela hospedeira, assim como a análise das oscilações na posição das linhas de absorção nos espectros estelares, que revela variações na velocidade radial relativa da estrela. Cada técnica apresenta vantagens e limitações específicas. O método de trânsito planetário, por exemplo, destaca-se na detecção de planetas gigantes próximos de suas estrelas, enquanto a técnica de velocidade radial é mais eficaz na identificação de planetas de muita massa. Nesta apresentação, concentramos nossa análise de maneira aprofundada na técnica de microlentes gravitacionais (MG), um método que se revela altamente sensível na detecção de exoplanetas de baixa massa, situados a distâncias maiores de suas estrelas hospedeiras. Exploraremos, de maneira interativa, as técnicas preponderantes nesse campo e falaremos dos principais parâmetros obtidos por meio de cada uma delas. Em particular, dedicaremos atenção ao levantamento estatístico dos exoplanetas identificados em nossa Via Láctea, destacando as contribuições individuais de cada técnica, com enfoque especial nas Microlentes Gravitacionais.