Out 06

Deteção de Exoplanetas: Astrometria

A astrometria mede a variação da posição de uma estrela no céu. Crédito: Rich Townsend/University College London. À direita, a deteção do HD 176051 b anunciada em 2010, o primeiro exoplaneta a ser descoberto por este método. Crédito: Muterspaugh e colaboradores.

A astrometria foi o primeiro método a ser proposto para a deteção de exoplanetas (mas não o primeiro a ser concretizado com êxito) e baseia-se no facto da presença de um planeta em volta de uma estrela induzir nesta um movimento periódico em torno do centro de massa do sistema, resultando numa mudança periódica da posição dessa estrela relativamente a um referencial associado a objetos muito mais distantes (por exemplo galáxias). O método astrométrico mede ângulos minúsculos (não distâncias) e, como tal, implica a aferição rigorosa da posição de uma estrela no céu em relação a outras que estejam presentes na mesma região da esfera celeste.

Se o sistema extrassolar estiver alinhado com o observador, o movimento da estrela será para a frente e para trás (ideal para o método da velocidade radial), mas se não estiver, então esse movimento será circular. E é aqui que este método de impõe, ainda hoje, é o único que se pode usar nestes casos e pode ser muito útil para complementar informações obtidas pelo método da velocidade radial (recorde-se que a VR permite determinar a massa mínima do planeta).

A história da astrometria está ligada à história de catálogos de estrelas, o que deu aos astrónomos pontos de referência de objetos no céu para que pudessem seguir os seus movimentos:

  • Em 1989 foi lançado o satélite Hipparcos da ESA. A astrometria em órbita beneficiou duma menor influência das forças mecânicas da Terra e das distorções óticas da atmosfera. Operando até 1993, Hipparcos mediu ângulos grandes e pequenos, no céu, com uma precisão muito maior do que quaisquer outros telescópios óticos anteriores. Este observatório mapeou cerca de 100 mil estrelas com grande precisão e mais de 1 milhão com menor precisão, embora sem precedentes;
  • A missão GAIA da ESA foi sucessora de Hipparcos, mapeando dez mil vezes mais estrelas (mil milhões no total) com uma precisão 100 vezes maior.

Para um único planeta a orbitar uma estrela a uma determinada distância, ao ângulo correspondente ao semieixo maior da órbita da estrela em torno do centro de massa dá-se o nome de assinatura astrométrica.

Qual seria o valor da amplitude astrométrica dos planetas do sistema solar vistos por um observador próximo? E por outro mais distante? Vamos considerar os planetas Júpiter e Terra, enriquecendo a tabela com simulações dos mesmos, em períodos diferentes, e considerar dois observadores situados à distância de 10 e 50 pc, respetivamente:

 

Planeta

Período orbital

(anos)

Observador a 10 pc

(micro as)

Observador a 50 pc

(micro as)

Júpiter

11,86

496

100

Júpiter

1

95

104

Super Terra (5M)

5

4,4

0,9

Super Terra (5M)

1

1,5

0,3

Terra

1

0,3

0,06

Na construção da tabela utilizou-se a expressão da assinatura astrométrica combinada com a 3ª lei de Kepler:

Cálculo da assinatura astrométrica, considerando a massa da estrela muito maior que massa do planeta (M_*≫ M_p⇒ M_p= 0), distância em parsecs, período em anos e massa da estrela (e do planeta) em massas solares.

Da tabela, concluímos que:

  • a assinatura astrométrica encontra-se fortemente dependente da distância do observador à estrela; e
  • o método tem melhor sensibilidade em períodos longos (sendo contrário ao método da velocidade radial).

A astrometria apresenta vantagens e desvantagens.

Algumas vantagens são:

  • permite caracterizar completamente as órbitas dos planetas, incluindo a inclinação mútua das mesmas e as massas reais dos planetas;
  • possibilita a determinação da distância à estrela (pela paralaxe) e do seu movimento próprio (movimento aparente da estrela no plano perpendicular à nossa linha de visão);
  • deteta com facilidade planetas mais afastados da estrela hospedeira, ao contrário da técnica da velocidade radial; e
  • não ser limitada pelo ruído intrínseco das estrelas turbulentas, ao contrário das técnicas da velocidade radial e dos trânsitos.

As principais desvantagens são:

  • requer medições astrométricas de precisão extrema, só possíveis de realizar a partir do espaço ou usando interferometria, o que aumenta a complexidade técnica e o custo das missões;
  • é mais sensível em períodos longos, implicando assim que os instrumentos têm de conseguir manter-se em perfeitas condições de funcionamento durante muitos anos;
  • representa um processo lento pois torna-se necessário observar várias órbitas;
  • Só pode ser utilizada para estrelas relativamente próximas uma vez que o movimento aparente de uma estrela em torno do baricentro do seu sistema planetário descreve um ângulo no céu que é inversamente proporcional à sua distância; e
  • revela dificuldade em detetar planetas rochosos.

Saber mais (artigos da autoria de Luís Lopes):

Artigos relacionados:

     1. Sobre o método da Velocidade Radial

     2. Sobre o método do Trânsito

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