Deteção de Exoplanetas: Imagem direta

Representação artística de um telescópio espacial a observar um exoplaneta, utilizando uma técnica para bloquear a luz da estrela hospedeira. Crédito: NASA e Northrop Grumman.

Nos artigos anteriores desta série revimos dois métodos indiretos, a velocidade radial e a astrometria, que se baseiam na análise e caracterização do centro de massa do sistema planetário. No método da Deteção Direta já não iremos recorrer a essa técnica mas sim à deteção de fotões provenientes diretamente do exoplaneta.

Os planetas são fontes de luz extremamente fracas em comparação com as estrelas e a pouca luz que vem deles, tende a misturar-se com o brilho da sua estrela, fazendo com que se torne muito difícil detetar e resolvê-los diretamente.

As técnicas utilizadas para isolar a radiação emitida pela estrela passam pela utilização de um coronógrafo, montando num telescópio para bloquear a radiação recebida da estrela, ou então, por interferometria, onde a luz das estrelas captada por dois ou mais telescópios é sobreposta de forma a interagir entre si, resultando num efeito físico chamado interferência e fazendo com que os telescópios funcionem como um único, porém grande, telescópio. Através desta técnica é possível combinar a luz duma estrela de modo a anulá-la, permitindo a observação direta do planeta quando este surge em oposição de fase.

Os primeiros exoplanetas registados por deteção direta foram anunciados em 2008.

A estrela HR 8799, da classe espetral A5V, encontra-se à distância de 39,4 pc e alberga um sistema de 4 planetas. As suas massas variam de 7 a 10 massas solares, os semieixos maiores de 14 a 68 UA (para melhor referência recorda-se que Plutão está a 40 UA do Sol) e os períodos orbitais de 45 a 450 anos.

Sistema HR 8799. Crédito: NASA, ESA, e A. Feild (STScI).

No mesmo dia foi anunciado a descoberta de outro exoplaneta em órbita da estrela Fomalhaut, a 7,1 pc de distância. A deteção foi conseguida através da comparação de imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble em 2004, 2006, 2010 e 2012. Fomalhaut b tem 3 vezes a massa de Júpiter, dista 115 UA (cerca de três vezes a distância de Plutão ao Sol) e o seu ano corresponde a 876 anos terrestres.

Sistema Fomalhaut, Crédito: NASA, ESA, e P. Kalas (University of California, Berkeley e SETI Institute).

Em 2012, a análise de imagens obtidas em 2003, revelou um planeta orbitando  Pictoris, à distância de 19,3 pc. O exoplaneta tem uma massa 7 vezes a massa de Júpiter, semieixo maior de 9 UA (órbita semelhante à de Saturno) e o seu período orbital é de 21,6 anos.

Sistema β Pictoris. Crédito: ESO/A.-M. Lagrange et al.

Tal como fizemos para a astrometria, vamos simular a assinatura da deteção direta para planetas do sistema solar (mantendo o ponto de vista dos 2 observadores localizados a 10 pc e 50 pc da nossa estrela):

Planeta

Período orbital

(anos)

10 pc

(mas)

50 pc

(mas)

Terra

1

100

20

Júpiter

11,86

520

104

Saturno

29,45

954

191

Úrano

84,3

1923

384

 A assinatura deste método obtém-se de forma semelhante à da Astrometria e como resultado continuamos a obter ângulos (e não distâncias) só que em desta vez são pequenos (mili segundos de arco) em vez de minúsculos (micro). O cálculo é feito dividindo o semieixo maior da órbita do planeta pela distância até nós e combinando com a 3ª lei de Kepler. Por exemplo, para Saturno, temos:

Cálculo da assinatura utilizando distância em parsecs, período em anos e massa da estrela (e do planeta) em massas solares. Note-se a particularidade que se M_*≫ M_p, então a assinatura deixa de depender da massa do planeta.

Da observação da tabela, verificamos que:

  • a assinatura encontra-se fortemente dependente da distância à estrela e
  • o método tem melhor sensibilidade para períodos longos.

O grande constrangimento da deteção direta é conseguir detetar fotões provenientes do planeta. Adicionalmente, a atmosfera que envolve a Terra perturba as imagens obtidas nas observações com telescópios terrestres (por vezes, a imagem obtida pode estar de tal modo desfocada que se torna impossível separar os fotões recebidos da estrela dos do planeta). E foi por isso que especialistas desenvolveram a técnica da ótica adaptativa, cuja finalidade é anular o efeito da turbulência causada pela atmosfera. A radiação eletromagnética, ao atravessar zonas de diferentes densidades, sofre refração. No caso da atmosfera, são centenas de quilómetros de percurso por entre zonas em que o ar tem ligeiras diferenças de densidade (devido a temperatura, humidade, etc), e ainda por cima, se move e mistura de forma imprevisível. Um exemplo é o efeito causado nas estrelas que faz com que as vejamos a cintilar.

O sistema de ótica adaptativa utiliza uma estrela de referência, como um padrão de calibração e, em seguida, vai deformando constantemente um pequeno espelho para corrigir as distorções provocadas pela atmosfera. As correções são feitas mais rapidamente do que a atmosfera pode mudar, milhares de vezes por segundo. Esta técnica tem sido utilizada para uma variedade de observações científicas que incluíram observações a longo prazo das mudanças atmosféricas dos planetas exteriores, estudos do clima na lua Titã de Saturno, deteção de anãs castanhas e detalhes da formação de estrelas.

Todavia, a ótica adaptativa tem o seu limite. Em lugares onde não há uma estrela guia natural perto do objeto de interesse, a técnica não poderia ser utilizada. Ao projetar um feixe de laser de sódio para o céu, os astrónomos podem criar um guia artificial. A uma altitude de cerca de 100 km, o feixe de laser faz brilhar uma pequena quantidade de gás e a reflexão desse brilho serve de estrela guia artificial para o sistema de ótica. O feixe de laser é muito fraco para ser visto, exceto por observadores muito perto do telescópio e a estrela guia gerada é ainda mais fraca. Não pode ser vista a olho nu mas é brilhante o suficiente para permitir efetuar as correções necessárias.

Em matéria de vantagens e desvantagens, a imagiologia direta permite estimar a massa do planeta a partir da idade da estrela e a sua temperatura, mas pode variar consideravelmente. Nalguns casos, é possível indicar as restrições razoáveis ​​para o raio de um planeta com base na sua temperatura, brilho aparente e distância a partir da terra.

O método permite ainda medir com precisão a órbita do planeta em torno da estrela e a composição química da atmosfera do planeta, dependendo do equipamento utilizado.

Planetas volumosos e quentes, órbitas alargadas e estrelas pouco luminosas são algumas das condições que favorecem a deteção direta.

Quanto a limitações, temos o problema do planeta refletir pouca luz e esta ser difícil de destrinçar da emitida pela estrela hospedeira. A distância também constitui um constrangimento deste método.

Artigos relacionados:

 

    1. Sobre o método da Velocidade Radial

 

     2. Sobre o método do Trânsito

 

     3. Sobre o método da Astrometria

 

     4. Outros métodos

4 comentários

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    • Raul Alvarez on 01/07/2018 at 13:13
    • Responder

    Me gusta mucho tu blog, tiene una buena comunicación, y unas buenas imágenes.

    No obstante, revisa un poco las fechas porque creo que hay algún detalle a mejorar. La primera imagen de un planeta no es de 2008, es anterior. Lo de Beta Pictoris b en 2012 creo que también es anterior.

    La ecuación de alfap tienes que revisar la, no creo que se aplique correctamente la 3 Ley de Kepler, aunque te da un resultado correcto.

    De cualquier forma, el blog está muy bien, seguiré leyendo tus entradas.

    Obrigado.

    1. Raul, thank you very much for the comment 🙂

      I guess, the first image was reviewed in 2012 …

      What would be the alternative suggestion for the expression used?

    • Raul Albarez on 02/07/2018 at 23:41
    • Responder

    I believe that 2M1207 was imaged during 2004. See paper:

    https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0504659.pdf

    3 law of Kepler:

    ap = Pe(2/3) x Ms / (Ms+Mp) e(2/3)

    But if Ms>>Mp are the same. So I agree. Sorry.

    Please Ruben, keep writing, I like your posts.

    1. Raul, thank you for this valuable information 🙂 .

      There is always a discussion in realizing who was the first. As far as I know, the announcement of the exoplanet orbiting Beta Pictoris, occurred in 2008 but based on images collected in 2003, ie a year before the production of the 2M1207b image.

      However, the reference is made here: in 2004, the group of astronomers used the European Southern Observatory’s Very Large Telescope array in Chile to produce an image of 2M1207b, the companion to the brown dwarf 2M1207. In the following year, the planetary status of the companion was confirmed. The planet is estimated to be several times more massive than Jupiter and to have an orbital radius greater than 40 AU.

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