ANO 5 Edição 79 - Abril 2019 INÍCIO contactos

Marinho Lopes


Métodos de detecção de planetas extrasolares    

Existem vários métodos de detecção de planetas extrasolares, sendo um deles consequência da perturbação dinâmica que o planeta produz na estrela. Este método tem três técnicas fundamentais: o pulsar timing, a velocidade radial e a astrometria. Além desse método, irei ainda explanar a fotometria (ocultações); a gravitational lensing; e a imaging.

 

A perturbação dinâmica de uma estrela por um planeta resulta da atracção gravitacional que o planeta produz sobre a estrela: do mesmo modo que a estrela induz um movimento elíptico no planeta em torno do centro de massa do sistema planeta-estrela, também o planeta induz um movimento elíptico na estrela de igual período em torno do centro de massa do sistema, com a particularidade de ser uma órbita muito menor, visto que na maioria dos casos este centro de massa se situa dentro da própria estrela, isto se a massa do planeta for muito inferior à massa da estrela, como é normal que seja.

 

Os pulsares são estrelas de neutrões que têm um elevado campo magnético, o qual foca a luz emitida num feixe segundo uma direcção (nos dois sentidos). Se a estrela rodar e o feixe interceptar a Terra uma vez por rotação, é possível detectar pulsos periódicos de luz provenientes dessa estrela. Como dito anteriormente, se existir um planeta a orbitar a estrela, o movimento desta será afectado, no caso dos pulsares, o período medido será alterado: se a estrela se estiver a afastar da Terra, o período será ligeiramente maior, se a estrela se estiver a aproximar, o período será ligeiramente inferior. Através desta medição da alteração do período no pulse timing não só é possível deduzir a existência de um planeta, como é também possível a determinação do semi-eixo maior da órbita do mesmo, bem como um limite mínimo para a massa do planeta. Contudo, é difícil de encontrar planetas com esta técnica, pois os pulsares são criados em supernovas (grandes explosões estelares), as quais não são muito frequentes. Além disso, o interesse actual está em encontrar planetas potencialmente habitáveis, pelo que não faz sentido procurar pulsares, visto que a supernova teria com certeza erradicado qualquer possibilidade de vida que houvesse nos planetas mais próximos.

 

A detecção dessa perturbação (do planeta sobre a estrela) pode ser também observada através de medidas da velocidade radial da estrela. Esta técnica é também conhecida como a espectroscopia Doppler, visto que a velocidade radial da estrela é calculada tendo em conta o efeito de Doppler. Quando a estrela se aproxima da Terra, há um blueshift em termos de frequências no espectro de absorção da estrela, enquanto que se estiver a afastar, há um redshift no espectro (Figura 1). O efeito Doppler também ocorre em ondas mecânicas, sendo um exemplo representativo os sons que se ouvem quando um carro de fórmula 1 se aproxima e se afasta do “observador”: quando se aproxima o som torna-se mais agudo, quando se afasta torna-se mais grave. Por outras palavras, a frequência do som é maior na aproximação e menor no afastamento. No caso da radiação electromagnética, fala-se em blueshift (desvio para o azul) e redshift (desvio para o vermelho), porque a luz azul tem maior frequência que a luz vermelha, pelo que um “desvio para o azul” significa simplesmente um desvio para maiores frequências, e “para o vermelho” um desvio para menores frequências. Os dados desta técnica permitem inferir sobre o semi-eixo maior da órbita do planeta, bem como estimar um limite inferior para a massa do planeta. Esta tem sido a técnica mais bem sucedida no que toca a descobertas de planetas extrasolares, no entanto é preciso ter cuidado com a análise dos resultados, visto que algumas estrelas apresentam actividade sísmica na sua superfície, o que leva a que o seu espectro de absorção também tenha um carácter periódico de desvios para o vermelho e para o azul, sem que porém haja qualquer planeta a induzir essas variações.

 

Outra forma de medir essa perturbação gravitacional é através da astrometria, a qual consiste na medição da variação da posição angular da estrela, devido à atracção gravitacional do planeta. Esta técnica apresenta uma maior sensibilidade para planetas de elevada massa e grandes períodos orbitais, que orbitem estrelas de massa reduzida. A grande vantagem desta técnica é que permite obter dados sobre a massa (em vez de apenas um limite inferior, como as técnicas antes referidas) e a inclinação orbital do planeta. A maior desvantagem é que o diâmetro angular medido da estrela depende da distância a que esta está da Terra: quanto maior for a distância da estrela à Terra, maior será o efeito de perspectiva, ou seja, menor será o diâmetro angular determinado, assim, apenas estrelas suficientemente próximas da Terra podem ser analisadas segundo esta técnica. Consequentemente, poucos foram os planetas extrasolares descobertos com este método de detecção.

 

 

Figura 1 – A: Esquema representativo do efeito Doppler no espectro da estrela, devido à presença do planeta. B: Esquema representativo do princípio da astrometria.

 

Na fotometria (transit photometry) é medida a redução do brilho de uma estrela devido à passagem de um planeta que esteja em trânsito (é denominado como trânsito o fenómeno de se ter um planeta a passar em frente a uma estrela, relativamente a nós). Para um planeta do tamanho de Júpiter, a redução no brilho é de cerca de 1%. Como é evidente, este método é particularmente sensível para grandes planetas que orbitem perto das suas estrelas. O tempo que decorre entre um eclipse parcial e o seguinte corresponde ao período orbital do planeta. Consegue-se ainda determinar qual a velocidade orbital do planeta, tendo em conta a duração do eclipse. Destas duas informações é dedutível a massa do planeta. É ainda possível determinar o raio e a densidade do planeta tendo por base o tempo que a intensidade luminosa leva a diminuir (estágio 2 da Figura 2). A grande desvantagem desta técnica é o facto de pressupor um alinhamento entre a estrela, o planeta e o telescópio, o que é uma condição bastante exclusiva, daí poucos planetas extrasolares terem sido descobertos através desta técnica, até agora.

 

Tendo em conta a Teoria da Relatividade Geral, sabe-se que um planeta curva o espaço-tempo, o que significa que em certos casos essa curvatura induzida pelo planeta pode levar a que o planeta produza uma amplificação da luz proveniente da estrela. Esta amplificação pode ser detectada com o método gravitational lensing (Figura 2), no entanto, até agora, poucos foram os planetas detectados segundo esta técnica. Esta técnica apenas permite deduzir a massa do planeta.

 

 

Figura 2 – A: O esquema representa a diminuição do brilho devido à passagem do planeta em frente da estrela. B: Simulação da ampliação do brilho de uma estrela, causado pelo  feito de lensing que o planeta produz.

 

Por fim, com o método imaging tentam-se obter imagens dos próprios planetas. Esta é uma técnica que dificilmente devolve bons resultados, isto porque como os planetas não têm luz própria, a única forma de os ver é através da luz que reflectem, a qual, obviamente, tem um brilho muito menor que o da estrela, não sendo, deste modo, possível observar o planeta, visto que o brilho da estrela suplanta e “esconde” o brilho do planeta.

 

 

Marinho Lopes é Doutor em Física pela Universidade de Aveiro.

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Revista InComunidade, Edição de Abril de 2019


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