Busca e deteção de exoplanetas

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Quando em Outubro de 1995 um grupo de investigadores Suíços anunciou a descoberta de um planeta a orbitar a estrela 51 da constelação de Pegasus, estávamos muito longe de imaginar que 11 anos depois viríamos a ter, no espaço, uma sonda europeia dedicada à deteção de planetas em torno de outras estrelas. E que decorridos mais 2 anos outra sonda, desta vez norte-americana, se seguiria.
 

Mas comecemos pelo princípio.
 

O planeta descoberto pela equipa do Observatório de Genebra, a que foi dado o nome de 51 Pegasi b (ou 51 Peg b), não é visível diretamente da Terra e foi detetado de forma indireta pelo método das velocidades radiais. Este método baseia-se num princípio físico já descrito por Isaac Newton que estabelece que da mesma forma que uma estrela atrai um planeta, também o planeta atrai a estrela. Esta atração mútua, leva os dois corpos a rodar em torno de um ponto imaginário chamado baricentro ou centro de massa. Conclui-se assim que a presença de um planeta ou outro corpo em órbita de uma estrela provoca uma variação periódica da sua posição.

graph_51Peg

 

Daqui da Terra, não temos instrumentos suficientemente precisos para medir esse pequeno deslocamento. Mas também sabemos que, a esse pequeno deslocamento, corresponde uma variação de velocidade da estrela que, de acordo com a orientação espacial da órbita, leva a estrela a aproximar-se e de seguida a afastar-se de nós (ou a diminuir e depois aumentar a velocidade relativamente a nós, se a estrela tem um movimento próprio). E esta variação da velocidade já é mais fácil de medir com precisão. Se com um espectrógrafo estudarmos a luz que nos chega dessa estrela, noite após noite, poderemos medir a velocidade com que a estrela se aproxima ou afasta de nós (medindo a deslocação das linhas espectrais para o lado vermelho ou para o lado azul do espectro electromagnético, devido ao chamado Efeito de Doppler). E se depois de descontarmos os movimentos da própria Terra, concluirmos que a velocidade da estrela varia de forma periódica, podemos suspeitar que haverá um corpo invisível que provoca essa alteração. Determinando a massa da estrela e a amplitude da variação da velocidade, podemos estimar que massa será necessária para provocar aquela variação na velocidade da estrela.
 

Como este método se baseia na medição da velocidade relativamente à nossa linha de visão, foi-lhe dado o nome de “método das velocidades radiais”.
 

Um outro método para indiretamente se detetarem planetas extra-solares é o “método dos trânsitos”. Se em torno de uma qualquer estrela orbitar um planeta e o plano da órbita estiver alinhado com a nossa linha de visão, então esse planeta irá atravessar o disco da estrela, bloqueando um pouco da luz dessa estrela. A esse fenómeno dá-se o nome de trânsito. Aqui no Sistema solar também podemos assistir a trânsitos de Mercúrio e de Vénus que passam em frente ao Sol; ou dos satélites galileanos que cruzam o disco de Júpiter. Também neste caso, medindo a quantidade de luz –com um fotómetro muito sensível- que chega até nós vinda de determinada estrela, podemos eventualmente detetar e medir a redução da quantidade de luz provocada por um eventual planeta que a orbite. Medindo a quantidade de luz bloqueada, o diâmetro aproximado da estrela e a periodicidade desses trânsitos, é possível calcular o diâmetro do corpo que bloqueia a luz e a distância a que esse planeta se encontra da estrela.

Trânsito

 

Enquanto a deteção pelo método das velocidades radiais pode ser feita com sucesso a partir da superfície da Terra pois a medição da velocidade da estrela não tem que ser constante, basta proceder a uma medição noite após noite, já o método dos trânsitos exige uma monitorização constante da estrela de modo a detetar os eventuais trânsitos, bem como para estabelecer um padrão de luminosidade da estrela.
 

E é aqui que entram as sondas CoRot e Kepler.
 

Em Dezembro de 2006, foi lançada a sonda CoRot (da Agência Espacial Francesa em conjunto com a ESA), destinada a detetar trânsitos de possíveis exoplanetas. Com um telescópio de 30cm, o seu objetivo era monitorizar 120.000 estrelas. Dezenas de planetas foram identificados e centenas de candidatos aguardam confirmação. Após a missão inicial de 3 anos, foi decidido, em Outubro de 2009, prolongar a missão por mais um período de 3 anos, até 13 de Março de 2013. Contudo, esta extensão da missão não chegou ao seu termo, tendo a sonda sido dada como perdida em 12-11-2012, devido a falha do computador de bordo. Isto é um revés? Sim e não. A missão principal da sonda já tinha sido atingida e foi um sucesso.
 

Em Março de 2009, a NASA lançou a sonda Kepler. Com um telescópio de 95cm equipado com um fotómetro, tem também como missão monitorizar mais de 145.000 estrelas numa região da constelação do Cisne. A missão que inicialmente foi estabelecida para durar 3,5 anos, tem um objetivo mais ambicioso: com o seu telescópio maior e mais sensível, pretende-se detetar planetas com massas e diâmetros semelhantes ao do planeta Terra e, se possível, suficientemente afastados da respetiva estrela, numa zona a que se dá o nome de zona habitável (em que a água possa que eventualmente lá exista, possa coexistir nos 3 estados – sólido, líquido e gasoso).
 

A missão principal da Kepler foi também um sucesso, tendo sido decidido, em Novembro de 2012, prolongar a missão por mais 4 anos.
 

Recentemente, a 17 de Janeiro, a missão sofreu um percalço que obrigou à suspensão temporária da missão, enquanto os engenheiros da NASA desenvolviam esforços para minimizar a avaria de uma das rodas que mantêm a orientação da sonda sempre constante. Entretanto, há 3 dias atrás, a NASA anunciou que a sonda retomou a recolha de dados.
 

No passado mês de Janeiro, a NASA anunciou os resultados obtidos até à data, dando conta de 351 candidatos com diâmetro semelhante ao da Terra (possíveis planetas com diâmetro menor que 1,25 vezes o diâmetro da Terra).
 

No total, os planetas candidatos identificados pelas duas sondas contam-se pelos milhares e o número de planetas confirmados aproxima-se já do milhar (contagem permanentemente atualizada aqui e aqui).
 

Os trânsitos identificados por qualquer das duas sondas, são alvo de acompanhamento e verificação (pelo método das velocidades radiais) a partir de telescópios à superfície. Só após uma confirmação por um método diferente se considera que o planeta existe mesmo, deixando de se considerar candidato.
 

Esta confirmação dos planetas candidatos, obrigou ao desenvolvimento de espectrógrafos mais sensíveis e capazes de efetuar medições com muito maior precisão. Mas isso daria matéria para outra crónica.
 

Para quem estiver interessado em aprender mais sobre este fascinante tema, recomendo o livro Outras Terras no Universo, dos portugueses Luís Tirapicos, Nuno Cardoso e Nuno Crato, Edições Gradiva 2012.
 

5 comentários

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  1. Adorei ler o artigo, parabéns.

    1. Obrigado 🙂

  2. Muito bom seu texto.

  3. Um artigo extremamente didático, Rui, e de grato prazer ao ler 🙂

    Abraços e parabéns. 🙂

    _____________________________________

    P.S.: Notando a foto, és um tanto mais jovem do que pensava.

    1. Obrigado Cavalcanti 🙂

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