A maioria dos programas que tentam descobrir planetas em torno de outras estrelas utilizando a técnica da velocidade radial tem focado a sua atenção nas estrelas anãs de tipo espectral G e K. Esta escolha de alvos é em parte justificada pelo facto de, à priori, e com o nosso escasso conhecimento sobre a formação de sistemas planetários e o desenvolvimento da vida, estas serem as mais promissoras na procura de planetas semelhantes à Terra e eventualmente de vida extraterrestre. Mas existem fortes razões técnicas para preferir estas estrelas. Devido à sua temperatura superficial e rotação lenta o seu espectro contém grande número de riscas espectrais finas, que permitem a medição com elevada precisão da velocidade radial.
Olhando para a direita na sequência principal, as anãs vermelhas de tipo M são já tão frias que contém bandas no espectro devidas a moléculas simples que se formam na sua fotosfera e que tornam as medições precisas difíceis. São também muito débeis no visível pelo que obrigam a grandes exposições para obter bons espectros (actualmente os programas que seguem estas estrelas estão a recorrer a espectros no infravermelho, onde estas estrelas são muito mais brilhantes). Sabe-se, por exemplo, que nestas estrelas são raros planetas gigantes de gás como Júpiter e Saturno, mas que os Neptunos e Super-Terras são abundantes.
Do lado esquerdo da sequência principal o problema é mais complicado. Na realidade, as estrelas de tipo A e as mais quentes do tipo F têm velocidades de rotação muito mais elevadas que as estrelas mais frias. Este facto resulta em linhas espectrais largas e mais difusas que impedem medições precisas da velocidade radial. Para além disso, devido à maior massa destas estrelas, a perturbação na velocidade radial provocada pelos planetas tem uma amplitude menor. Como se isso não bastasse, a quantidade de linhas espectrais é também insuficiente para medições precisas, devido à temperatura mais elevada das suas fotosferas. Assim, foi necessário recorrer a alguma imaginação para estudar o tipo de sistemas planetários das estrelas de tipo A e F. Mais uma vez, as leis da física deram uma ajuda.
Em vez de estudar as estrelas de tipo A e F, os astrónomos centraram a sua atenção nas estrelas gigantes de tipos G e K, com uma fotosfera estável e rotação lenta, mais adequadas para medições precisas de velocidades radiais. Mas qual é a lógica desta abordagem? Na realidade, quando esgotam o hidrogénio no seu núcleo, as estrelas de tipo A e F começam a contrair lentamente o seu interior ao passo que as camadas exteriores se expandem dando origem a estrelas gigantes que, durante alguns milhões de anos, têm tipos espectrais G e K. No diagrama abaixo, as estrelas que começam na sequência principal no lugar de Sirius, Vega, Altair ou mesmo Procyon, evoluem para gigantes que se encontram no lugar de Pollux, Aldebaran e Arcturus.
Por outras palavras, os astrónomos ao estudarem os sistemas planetários destas estrelas gigantes estão na realidade a estudar os sistemas planetários de estrelas que na sua juventude eram de tipos espectrais A e F. As estrelas evoluiram mas, em princípio, os seus sistemas planetários mantiveram-se.
Já foram descobertos vários planetas em torno destas “estrelas de tipo A reformadas”, como são designadas informalmente no meio. Várias delas são estrelas facilmente identificáveis no céu nocturno, e.g. beta Gem (Pollux), xi Aql, kapa CrB.
Há uns dias foi publicado um artigo que estuda a amostra existente destes planetas e compara os sistemas descobertos com os conhecidos em torno de estrelas do tipo solar. Os resultados são muito interessantes. Parece que, apesar de algumas destas estrelas terem apenas 50% mais massa que o Sol, os sistemas planetários que suportam são fundamentalmente diferentes. Em particular, os planetas gigantes de gás com massas iguais ou superiores à de Júpiter são bastante mais comuns. A frequência deste tipo de planetas dentro de um raio de 3 u.a. da estrela hospedeira é cerca de 26%, aproximadamente 5 a 10% mais que em estrelas de tipo solar. Para além disso, parece não haver planetas gigantes em regiões próximas da respectiva estrela, mais especificamente a menos de 1 u.a. de distância.
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