Deteção de Exoplanetas: Efeito Rossiter-McLaughlin

Um Júpiter quente retrógrado. Crédito: ESO

No ano de 2000, dois grupos de astrónomos anunciaram a descoberta do primeiro trânsito planetário: o HD 209458b. Na Terra, já tínhamos assistido por repetidas vezes ao trânsito de Vénus sobre o Sol.

Hoje sabemos que a maior parte das estrelas têm planetas a orbitá-los mas a forma como o fazem pode ser bem diferente daquilo que aprendemos com o nosso sistema solar. Hoje sabemos que os planetas formam-se a partir do disco protoestelar e assumem o mesmo sentido de rotação e translação. Todavia, as observações mostram-nos planetas em órbitas excêntricas, outros desalinhados do plano e alguns até em movimentos retrógrados. Os Júpiteres quentes são uma explicação da migração de planetas para órbitas mais interiores. Interações com outros planetas, ou com o disco, ou com uma estrela (mecanismo de Kozai) podem explicar estas diferenças.

Se por um lado, o método da velocidade radial permite-nos determinar a massa mínima do planeta, por outro, o método do trânsito dá-nos o seu raio; combinando a massa com o raio, obtemos a densidade, ou seja: a composição do planeta por modelagem.

E se durante o transito de um planeta utilizássemos não a diminuição da luz recebida mas sim o seu espetro?

O facto de uma estrela apresentar movimento de rotação em torno do seu eixo, pode ser visto como uma parte do objeto a aproximar-se de nós e outra a afastar-se; quando um planeta atravessa o disco estelar à frente da nossa linha de visão, vai provocar uma sombra (bloqueio) na medição da velocidade da estrela, produzindo o efeito Rossiter-McLaughlin.

Ao analisarmos graficamente a curva da velocidade radial, iremos detetar pequenas flutuações no seu traçado que tiveram origem neste efeito. Medindo a variação da velocidade radial da estrela e utilizando estas perturbações minúsculas, podemos obter a inclinação da estrela e da órbita do planeta (dados importantes para a teoria da formação e evolução planetária).

Em cima, podemos observar três trânsitos planetários que produzem curvas de luz geometricamente idênticas apesar de diferirem no alinhamento orbital em relação ao eixo de rotação da estrela; por baixo, temos as respetivas velocidades radiais. À esquerda: um alinhamento aproximado entre o plano orbital da estrela e o eixo de rotação da estrela produzindo um efeito de doppler simétrico; no centro, uma inclinação de 30° produz um sinal assimétrico e à direita, uma inclinação de 60° produz apenas blueshift. Crédito: Gaudi & Winn (2007).

A expressão da variação da velocidade radial é:

Da sua análise conclui-se que depende:

  • do quadrado da razão dos raios do planeta e da estrela e
  • da velocidade de rotação da estrela.

A grande vantagem deste método advém da escala temporal envolvida. Sem o efeito de Rossiter-McLaughlin, a deteção de um planeta semelhante à Terra demoraria um ano (no mínimo) para assegurar uma órbita completa em torno duma estrela semelhante ao Sol e iria requerer uma precisão de 9 cm/s (tabela do artigo da velocidade radial), três vezes inferior à atual precisão efetiva do HARPS.

O efeito de Rossiter-McLaughlin seria suficiente para detetar uma exoTerra?

Podemos calcular a razão entre o efeito RM e a variação da velocidade radial provocada por uma exoTerra. Para tal, comecemos por manipular as duas expressões, normalizando-as nas unidades:

Efeito RM. As unidades foram normalizadas, passando o raio do planeta a exprimir-se em raios de Terra e o raio da estrela em raios solares.

Velocidade Radial. As unidades foram normalizadas, passando o período de segundos para anos, a massa do planeta para massas terrestres e a massa estelar para massas solares.

Numa exo-Terra, o efeito RM é cerca de 2 vezes maior que o reflexo da amplitude da velocidade radial.

Para a velocidade de rotação da estrela considerada (2.000 m/s), o efeito de RM seria na ordem dos 17 cm/s, valor ainda aquém da precisão do HARPS; porém, se a estrela girasse um pouco mais rápido (> 4.000 m/s), a deteção alcançaria o sucesso desejável.

Em suma, planetas de períodos longos ou de massa baixa podem ser detetados e confirmados através deste efeito porque o efeito da perturbação na velocidade radial começa a tornar-se mais notório que a variação do deslocamento da estrela causada pela órbita do planeta.

Além disso, este efeito tem sido utilizado para mostrar que 25% dos Júpiteres Quentes exibem órbitas retrógradas, sugerindo fortemente que estas configurações não serão produzidas por migrações planetárias, mas sim por outras interações dinâmicas.

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