Microlentes Gravitacionais

Hoje passaremos em revista um método com uma abordagem bastante diferente de todos os outros. Este usa a relatividade geral de Einstein para detectar astros de massa planetaria.

Se observarmos um objecto emissor de luz e um corpo passar tangente a nossa linha de visão, a luz proveniente do objecto de fundo é deflectida pelo campo gravitacional do segundo astro. Como resultado a imagem de fundo é distorcida e ampliada, dando origem ao termo de lente gravitacional. Este fenomeno, discutido por Einstein em 1915, tem sido utilizado para detectar objectos com pouca ou nenhuma luminosidade, como é o caso da famosa matéria negra. Um exemplo claro é esta imagem do Hubble na qual as galaxias centrais aparecem fortemente distorcidas por acção do campo gravitacional da matéria negra.


Esta ideia foi aplicada a busca de planetas extrasolares. Ja vimos que se uma estrela passa proximo do feixe de luz que a nos chega vindo de um objecto de fundo, a luz é deflectida. Se esta estrela for acompanhada por um planeta, a massa deste provocara um evento de amplificação/deflexão secundario. Este fenomeno é a chamada Microlente Gravitacional e tem como efeito a criação de maximos ou minimos locais na curva de amplificação estelar. A precisão dos instrumentos actuais é tal que a detecção de tais sinais é possivel, indicando-nos a presença de um planeta.

Simulação duma amplificação principal (a t0) e 8 amplificações secundarias num sistema com 8 planetas. Presente em Pacynski (1996).

No entanto este metodo, se bem que bastante interessante, apresenta algumas desvantagens. A primeira é que uma dada curva de amplificação pode corresponder a varias configurações orbitais; a determinação dos parametros do sistema corresponde a configuração mais provavel (mas existe uma certa liberdade). A segunda é que o evento não é repetivel. Estes ocorrem segundo uma escala de tempo de algumas horas e existe uma probabilidade extremamente baixa de poder repetir a observação para o mesmo sistema numa configuração favoravel.
Ainda assim este metodo é atractivo devido a permitir a detecção de planetas de muito baixa massa, como foi o caso de OGLE-2005-BLG-390Lb, de 5.5 vezes a massa da Terra. Outro é de que a não detecção de sinais planetarios em extensivas campanhas de observação nos permite impor limites por excesso quanto a presença de planetas na nossa Galaxia. Passaremos em revista este e outros pontos quando discutirmos as propriedades estatisticas dos planetas.

Até em breve!

Pedro

Cronometria de Pulsares

Olas a todos! Lamento o atraso, mas depois das férias fui assolado por uma quantidade enorme de tarefas a retomar. E como a minha organização ainda não comporta tal, la ficaram varias coisas para tras, de entre as quais o blog. Mea culpa. Hoje retomaremos os posts com um método de detecção tao exotico quanto as suas presas: a cronometria de pulsares.

Comecemos por compreender o que são pulsares. Uma estrela massiva termina a sua vida quando esgota a energia nuclear que tem disponivel. Como estrelas de diferentes massas podem queimar elementos de natureza diferente (como vimos num dos primeiros posts), as estrelas podem terminar a sua existência com elementos diferentes e de maneira diferente. Uma delas é a chamada estrela de neutrões, uma estrela que foi despojada das suas camadas exteriores por uma violenta explosão em supernova. Estes objectos sao o estagio final de estrelas com massa 4 a 8 vezes a do Sol. Nos mesmos a forca da gravidade deixa de ser compensada pela pressão proveniente do movimento atomico. A materia comprime-se originando uma esfera cujo raio tem algumas dezenas de quilometros e uma enorme densidade.
Se bem que esta imagem é sucinta e carece de bastantes detalhes, fica aqui a ideia global. Para uma pagina dedicada ao tema, recomenda-se a Wikipedia.

Estes corpos possuem uma rotação extremamente rapida, frequentemente da ordem dos milésimos de segundo, e um fortissimo campo magnético associado. A pouca materia carregada (e.g. electrões e protões) que consegue escapar da superficie da estrela fa-lo através do eixo magnético norte-sul, onde a deflexão magnética é nula. No entanto, pode ocorrer que o eixo norte-sul não esteja alinhado com o eixo de rotação. Quando tal acontece, as particulas carregadas que escapam em feixes de luz varrem o espaco circundante, criando um autentico farol cosmico!

(Copyright Alex Wolszczan )

Nos na Terra conseguimos detectar tais emissões, e a elevada cadência das mesmas foi desde cedo alvo de bastante especulação, antes de se compreender o mecanismo que as originava. Alguns cientistas defendiam que algo tao rapido e metodicamente constante nao podia ter causas naturais e seria um sinal proveniente de uma civilização extraterrestre!

Consideremos agora que um planeta orbita em torno de um pulsar. A movimentação do pulsar em torno do seu centro de massa (tal como numa estrela "standard") provoca uma alteração na regularidade com a qual os pulsos são enviados. Uma cuidada analise de sinal permite detectar as variações no tempo de chegada do pulso - que são neste caso da ordem do milisegundo - e inferir as massas dos planetas, tal como no Método das Velocidades Radiais.

(Copyright Alex Wolszczan )

A questão que permanece é a de qual a verdadeira natureza destes planetas. Sera que eles sobreviveram a explosão da supernova? Tal parece muito pouco provavel, dada a enorme libertação de energia aquando do evento. Caso contrario, estes planetas terão que se ter formado a partir do material ejectado pela estrela e não do disco proto-estelar, como os "planetas comuns". Dai a distinção entre planetas vulgares e "planetas de pulsar".

Mas muito ainda ha a discutir em torno da formação de planetas. Este assunto sera abordado em profundidade mais tarde. Até la, ainda passaremos mais 2 ou 3 posts em torno dos métodos de detecção.

Um abraço e até a proxima (que desta vez esta proxima),

Pedro

Anti-trânsitos e Planetas com agua

Hoje discutiremos o ultimo titulo de jornal acerca de planetas extrasolares; uma vez enquadrado no seu contexto tornar-se-a bem menos espectacular (aviso ja). Para tal usaremos dos conceitos de trânsito e espectroscopia de transmissão.

O trânsito dum planeta é, em poucas palavras, a diminuição da luz recebida do sistema estrela-planeta devido a passagem do planeta em frente da estrela. O anti-trânsito é a passagem do planeta por tras da estrela, impedindo a estrela que a luz do planeta chegue ate nos. Como a luminosidade total do planeta é muito menor que a da estrela, a diminuição na luz recebida é muito menor. Para que tal seja detectavel, utilizam-se instrumentos que observam no infra-vermelho (como as câmaras e espectrografos do Spitzer), onde a emissão do planeta é mais intensa.

Uma sequencia de observações realizadas pelo espectrografo do Spitzer permitiu obter um espectro emitido pelo planeta, subtraindo à luz do sistema a luz recolhida em anti-trânsito. No entanto estes espectros eram de muito baixa resolução e foram obtidos bem perto do limite de funcionamento do instrumento. Curiosamente, a absorção provocada pelas moléculas de agua, considerada uma das mais abundantes, não era visivel nos espectros. Tal criou bastante especulação por contrariar os modelos teoricos de atmosferas.

Recentemente, alguns astronomos decidiram utilizar uma abordagem um pouco diferente para estudar a presença de agua. Serviram-se do facto que elementos diferentes absorvem radiação de forma diferente, criando linhas de absorção de intensidades variadas em comprimentos de onda caracter'isticos. Esta "assinatura espectral" é uma propriedade da espécie absorvente e pode ser usada para identificar a mesma. Este principio é usado na tecnica de espectroscopia de transmissão. Uma das consequencias é que a absorção total num dado comprimento de onda é controlada por riscas diferentes. Assim, quando medimos um trânsito em diferentes zonas do espectro, obtemos raios ligeiramente diferentes. O mesmo se verifica relativamente a luz emitida pelo proprio planeta: as moléculas atmosféricas controlam a saida do fluxo proveniente do interior do planeta e originam raios relativamente diferentes.

(in Tinetti et al, 2007, Nature)

Travis Barman utilizou esta dependencia do comprimento de onda para estudar a variação de tamanho em caso de trânsito e Giovana Tineti no caso de emissão directa. A ultima incluiu nas suas simulações uma detalhada lista com uma grande quantidade de linhas de absorção moleculares de agua. Os seus modelos apresentam, até a data, a melhor reprodução da emissão do planeta. Ela explicou que a agua não cria riscas de absorção nos espectros Spitzer pois a atmosfera é isotérmica: não existem moléculas em camadas exteriores mais frias em quantidade suficiente para absorver a radiação emitida. Tal efeito é apenas visivel na fotometria total, quando todas as contribuições são somadas.

Este é um tema complexo, regido por uma fisica que pode dificilmente ser explicada em poucas palavras. Apesar de fazer um esforço por nao incorrer em erro, a visão que vos apresento é demasiado simplista. Ainda assim, aqui estão os principios que regem o fenomeno. E, nestes casos, como o José Matos do Radiante bem evidenciou, ha que saber distinguir o resultado cientifico da publicidade e intereses que muitas vezes o rodeiam.

Um abraço a todos e até a proxima!

Pedro

Trânsitos, orbitas e atmosferas

Os planetas que transitam conseguem fornecer-nos ainda mais informação que aquela directamente proveniente do fenomeno em si. Quando utilizados em conjugação com o método das velocidades radiais podem fornecer informações acerca do plano da orbita. Quando conjugados com modelos atmosféricos conseguimos estudar a composição atmosférica.

Quando estudamos um espectro para obter a velocidade radial da estrela num dado momento (ver post explicativo) analisamos as riscas do espectro. Estas riscas espectrais sao alargadas por varios fenomenos e, interessantemente, um deles é a rotação da estrela. Façamos a seguinte experiencia mental:
Consideremos uma estrela que não roda e que tem um planeta em torno de si. A movimentação das riscas é determinada unicamente pela velocidade radial da estrela, a unica em jogo.
Imprimamos agora movimento de rotação à nossa estrela. Digamos que estamos a olhar directamente para o equador estelar e que a estrela roda no sentido directo (correspondente ao movimento dos nossos dedos quando fechamos a mão direita). Assim, o lado "esquerdo" da estrela é visto a aproximar-se e o lado "direito" é visto a afastar-se. Esta pequena variação de velocidade vai-se adicionar ao movimento estelar provocado pelo planeta. Quando recolhemos a luz da estrela com um telescopio, estamos a somar as contribuições de todo o disco da estrela.

Agora imaginemos que um planeta passa em frente da estrela; um transito bem comportado que passa perto do equador. Ao transitar o planeta provoca uma diferença nas velocidades medidas pois primeiro tapa um lado da estrela e depois outro. Este efeito, chamado efeito de Rossiter McLaughlin, permite-nos saber se o planeta orbita no mesmo plano de rotação da estrela ou não.

O planeta no qual este efeito foi observado mais pronunciadamente foi HD189733b, o planeta com a maior profundidade de transito conhecida: 3%.

Um outro método consiste em procurar os efeitos da absorção da luz estelar nas camadas superiores do planeta, quando este passa em frente da mesma. Apesar do centro do planeta ser opaco, a sua atmosfera deixa passar um pouco de luz (como a nossa!) Quando o planeta passa em frente da estrela, uma pequenissima fracção de luz chega ate nos depois de ter atravessado a atmosfera planetaria. Esta luz é parcialmente absorvida por atomos e moléculas do planeta, contendo assim a assinatura espectral do mesmo. Se separada do resto e analisada com um espectrografo, pode indicar-nos qual a composição da atmosfera do planeta. Infelizmente, é minuscula fracção de luz sujeita a tal experiencia que chega até nos. Estamos ainda dar os primeiros passos na chamada espectroscopia de transmissão.

No proximo post discutirei a detecção de agua num planeta extrasolar que tanto deu que falar.

Um abraço,

Pedro

Trânsitos Historicos

No ultimo post discutimos o conceito de transito. Agora focar-nos-emos em dois trânsitos que marcaram o progresso da pesquisa em planetas extrasolares.

O primeiro planeta no qual foi detectado um transito foi HD209458b, em 2000. O trânsito foi posteriormente medido com o instrumento STIS do Hubble Space Telescope que permitiu a construção desta impressionante curva (em Brown et al. 2001):


Lamento informar-vos mas o STIS encontra-se agora inoperacional, engrossando as fileiras de vitimas da actual politica americana.
A analise estabeleceu um raio igual a 1.35 vezes o raio de Jupiter e uma inclinação da orbita (i) de 86.6°- conduzido a uma massa de 0.63 vezes Jupiter, quando usado em conjugacao com os dados de velocidade radial. Como resultado o primeiro planeta extrasolar surpreende pela sua baixa densidade média, de apenas 0.35 g/cm^3, menos denso que o limite inferior do sistema solar, (Saturno). Tal confirmava as previsoes teoricas da natureza gasosa do planeta, mostrando que alem disso era rico em elementos leves.

Ate a data foram descobertos 21 planetas que transitam o disco da sua estrela ( lista actualizada; para as propriedades dos mesmos ver a pagina de Frederic Pont, um especialista de transitos). Um ponto que saltou a vista de muitos foi o facto dos primeiros planetas apresentarem grandes raios (e baixas densidades). Isto pode ser explicado como efeito da forte irradiação a que estao sujeitos, em que o balanco térmico reduz a escala de tempo de contracção do planeta. No entanto, a medida que novos planetas eram adicionados a lista, começamos a detectar planetas com raios mais reduzidos e densidades mais elevadas. Os modelos teoricos tiveram (e ainda teem) alguma dificuldade em abranger toda esta zoologia de situações, mas a situação é agora clara: as diferentes densidades e raios devem-se a diferentes massas do nucleo, diferentes percentagens de elementos pesados.

(copyright Charbonneau et al, review PPV, disponivel aqui)

No entanto, a efusividade em torno da descoberta de Gliese 481c fez com que deixassemos passar relativamente desapercebido um evento de peso: a detecção do primeiro transito de um planeta da massa de Neptuno! Com a evolução dos métodos de analise de dados, foi possivel detectar a pequenissima redução de luz caracteristica de um transito de um Neptuno, mais leve e pequeno que os Jupiters conhecidos ate a data. Este interessante objecto foi detectado com o modesto telescopio do Observatorio de Saint-Luc na Suiça e confirmado com o telescopio Euler que vos apresentei no post acerca do Observatorio de La Silla. A reduzida depressão do transito (7-8 milionésimos) mobilizou o telescopio espacial Spitzer para uma medição mais precisa dos parametros orbitais. De qualquer das maneiras ja é claro que se trata de um planeta com massa, raio e densidade semelhantes a Neptuno. Para os mais entusiastas, o paper da analise de dados Spitzer acaba de ser colocado no astro-ph.

Nos proximo posts discutiremos algumas propriedades interessantes dos planetas que transitam e abordaremos, entre outros pontos, a ultima detecção de agua.

Até em breve,

Pedro

Os Trânsitos Planetarios

Ja vimos que o método das Velocidades Radiais nos permite obter importantes informações acerca da orbita dos planetas e até da sua massa. Voltaremo-nos agora para um outro método muito importante: o Trânsito.

(Copyright (C), 2005 by Fahad Sulehria)

Quando um planeta orbita a estrela-mãe num plano paralelo (ou proximo) a nossa linha de visão (de acordo com a giria das velocidades radiais, quando i≈90º), este "transita" o disco da estrela. Isto significa que o planeta passa em frente da estela, ocultando um pouco da luz que chega até nos. O fenomeno usa do mesmo principio do transito de Vénus ocorrido em 2004 e intensamente agraciado pela comunicação social (do qual muitos se lembrarão). A grande diferenca é que nos não vamos poder ver a "sombra" do planeta no disco estelar mas apenas detectar a redução da luminosidade total que nos chega da estrela. Temos entao aquilo que se chama uma curva de trânsito, onde se detecta esta diminuição. Como os planetas são muito mais pequenos que as estrelas, a diminuição da luz é muito pequena e para a larga maioria dos planetas não é detectavel de todo. Os planeta com o trânsito mais pronunciado descoberto conduz a uma depressão em luminosidade de cerca de 3%, estando o mais ténue no limite dos milionésimos do fluxo estelar. Estas variações são de dificil detecção, contendo assim as curvas de transito muito ruido, como vemos nesta animação.

A variação na luz colectada da-nos uma importantissima informação:a razão entre o raio do planeta e o raio da estrela-mãe. Como o raio das estrelas pode ser muitas vezes medido ou calculado com bastante precisão através de modelos teoricos, obtemos assim o valor do raio do planeta!

A utilidade deste metodo e inegavel. Utilizado em conjunto com as velocidades radiais, permite um abrangente diagnostico. O estudo da curva de transito permite-nos determinar o valor do angulo de inclinacao i da orbita. Ora com tal obtemos o valor real da massa do planeta e nao a massa minima. Ao se determinar o raio do planeta, podemos calcular entao a densidade média do mesmo. A densidade é um parametro particularmente importante, pois permite-nos inferir a composição planetaria, ou pelo menos especular quais os elementos mais abundantes.

No entanto, o método dos trânsitos apresenta uma desvantagem que não afecta tão seriamente as velocidades radiais: os "falsos positivos". "Falso Positivo" é a designação atribuida na giria do meio a um sinal que apresenta todas as caracteristicas de um verdadeiro planeta mas não o é. E é impressionante o numero de combinações celestiais que podem criar um falso positivo! Desde estrelas que orbitam mutuamente mas apenas se ocultam parcialmente à passagem de nuvens de poeira em frente aos telescopios durante curtos intervalos de tempo! Isto parece quase uma piada mas não o é; ocorreu no observatorio de La Palma, nas ilhas Canarias, onde chega o efeito de tempestades no Sahara. Por estas razões os "candidatos a transito" são observados em velocidade radial como meio de confirmação. De qualquer das maneiras, tal não reduz a importancia desta abordagem.

Dentro em breve apresentarei os resultados mais impressionantes das campanhas de transito, e verão que o são!

Um abraco,

Pedro

O Observatorio de La Silla

Existe uma grande quantidade de observatorios astronomicos no mundo, mas um deles esta particularmente ligado a detecção de planetas extrasolares: o Observatorio de La Silla.

Para estudar o céu nocturno e necessario observa-lo a partir de locais com pouca poluição luminosa, assim como boas condicoes atmosféricas e climatéricas. Tal leva os cientistas a instalar telescopios e observatorios em locais muitas vezes considerados como inospitos.
O Observatorio de La Silla situa-se na extremidade sul do deserto do Atacama, um dos locais mais secos do mundo. Encontra-se a 2400 metros acima do nível do mar e foi o local escolhido na década de 60 para a construção de um observatorio europeu moderno no ainda inexplorado hemisfério sul (astronomicamente falando, como é claro). Constitui um dos dois polos de exploração europeia deste hemisferio, sendo o outro o moderno Observatorio de Paranal.

(La Silla: imagem cortesia do ESO e disponivel em www.eso.org )

O que distingue este observatorio de muitos outros é a presenca de 3 telescopios que dedicam grande parte do seu tempo a pesquisa de planetas extrasolares. Um deles é o telescopio de 3.6m, no qual se encontra o instrumento HARPS, discutido no post anterior. Outro é o telescopio Dinamarques de 1.5 m, utilizado para a deteccao de eventos de ampliacao gravitacional, um método a ser discutido num post futuro. O terceiro é o telescopio suico de 1.2 metros, o qual, por si so, ja permitiu a descoberta de mais de 30 planetas extrasolares de um total de cerca de 250.
Este telescopio - cuja cupula aberta é visivel na imagem precedente - é apresentado na imagem abaixo. Foi construido e é gerido pelo Observatorio de Geneve e possui 2 instrumentos utilizados para estudos planetarios. Um deles e o espectrografo CORALIE, que permitiu um grande numero de descobertas pelo metodo de velocidades radiais. Instalado em 1998, este predecessor do HARPS monitoriza os céus em busca de candidatos. Significativamente aperfeicoado devido a a recentes melhorias técnicas, este instrumento pode agora determinar velocidades com uma precisão superior a 3 m/s. Uma fonte para noticias neste espaco, certamente! :)



Na imagem temos, acoplada a parte inferior do telescopio, encontramos o segundo instrumento, a camara fotométrica C2 (o espectrografo encontra-se resguardado numa sala, apenas vemos as fibras opticas que conduzem a luz ate ao mesmo). Este aparelho detecta o numero de fotões que provenientes de cada zona do céu, permitindo a obtenção de fotografias de alta precisão do céeu nocturno. Tal capacidade pode ser usada para caracterizar planetas extrasolares ja descobertos ou mesmo detectar planetas desconhecidos. Este sera o ponto de partida para a discussão de um interessante método.

Até em breve,

Pedro

Velocidades Radiais: HARPS e Sistemas Planetarios

Para detectar planetas extrasolares é necessario utilizar espectrografos de alta precisão. Estes instrumentos permitem detectar as pequenas variacões de velocidade radial estelares induzidas pela presença de um planeta.

O espectrografo que permite realizar as medições mais precisas do mundo chama-se HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), e esta instalado no telescopio de 3.6m do Observatorio de La Silla. Foi especialmente concebido para detectar planetas extrasolares e reveste-se de algumas peculiaridades muito interessantes. Esta fechado num contentor de vacuo, de modo a reduzir as variações de velocidade radial criadas por alterações de pressão atmosférica ou temperatura. Possui um minimo de partes mecânicas moveis de modo a reduzir variações da posição das linhas estelares induzidas por movimentacoes mecânicas; estas poderiam ser interpretadas como diferentes velocidade radiais e dificultar a identificação dos verdadeiros sinais. Com um processamento de dados cuidado, a precisão pode atingir os 60 cm/s!

Vimos no ultimo post que quanto mais leves os planetas, menor é a amplitude do movimento que provocam na estrela. Assim, nao e surpreendente que o HARPS, sendo o mais preciso, tenha detectado os planetas de menor massa conhecidos. Para além disso, a elevada qualidade dos dados permitiu separar uma curva de velocidades complexa nos seus varios componentes, ou seja, identificar sistemas planetarios!

Um dos resultados mais impressionantes foi o da descoberta de um sistema de 3 planetas a orbitar a estrela HD 69830. Os planetas apresentam periodos orbitais de 8.67, 31.6 e 197 dias e massas entre 10 e 18 vezes a massa da Terra. Tal faz com que as velocidades radiais induzidas sejam de 2 a 3 m/s, um valor bastante inferior ao limite de detecção dos espectrografos comuns!

Para alem deste "trio de Neptunos", como foi conhecido na comunicacao social, o sistema apresenta indicios de possuir uma cintura de asteroides, tornando-se sem duvida alguma um dos sistemas planetarios mais interessantes descobertos.

(imagens cortesia do ESO)

Um outro sistema bastante interessante e o que se encontra em torno da estrela ana Gliese 581. Este possui um planeta com massa igual a 5.8 vezes a massa da Terra que se encontra na zona habitavel em torno da estrela. Esta zona é definida como aquela naqual a existência de agua do estado liquido é possivel. Para uma apresentacao completa do sistema, deixo-vos com um video explicativo criado pelo ESO com comentarios dos descobridores.

Até em breve,

Pedro

Velocidades Radiais: a alta precisão

No ultimo post discutimos como podemos caracterizar um planeta e a sua orbita. Para tal utilizamos a variação da velocidade radial da estrela-mãe em funcao do tempo, i.e. a curva de velocidade. O que nos falta compreender é como obter esta curva de velocidade, e aqui reside a verdadeira dificuldade.

Para tal os astronomos usam instrumentos designados espectrografos, cujo principio de funcionamento e comparavel ao de um prisma. Este separa a luz de acordo com a sua cor, cuja grandeza fisica correspondente é o chamado comprimento de onda. O mesmo fenomeno é responsavel pela separacao da luz em cores ao atravesar gotas de agua, formando os arco-iris.


Como resultado em vez de termos uma imagem do ceu temos a intensidade da luz em funcao desta cor ou comprimento de onda que chamamos de espectro electromagnetico. Aqui esta uma representação esquematica de um espectro.

(em "Astronomy! A Brief Edition", J.B Kaler, Addison-Wesley, 1997)

Identificamos sem dificuldade zonas mais escuras, chamadas de linhas estelares. Estas sao regioes onde as estrelas emitem muito menos devido a absorcao de diferentes elementos atomicos. No nosso espectro apresentamos linhas de absorcao do hidrogenio, o elemento mais abundante do Universo e o principal constituinte das estrelas. Estas linhas teem uma posicao fixa, determinada pela fisica atomica, pelas propriedades dos elementos em si.

Quando a estrela se move o efeito de Doppler faz com que as linhas se movam tambem e é o movimento destas que o usado para medir a velocidade radial das estrelas.

Assumamos que medimos um periodo P e uma semi-amplitude K (metade da distancia entre o maximo e o minimo da curva, numa oscilacao). A massa do planeta que cria tal curva de velocidade é dada por
(notar que aqui consideramos uma orbita perfeitamente circular e uma estrela de massa igual a do Sol).

Vemos assim que Jupiter induz um K de 12.5 m/s no nosso Sol. Esta variacao e muito pequena e portanto muito dificil de medir. Durante muitos anos tais variações foram absolutamente invisiveis, devido a reduzida precisão dos instrumentos. Num espectrografo standard situações tão diferentes como alteracoes de pressao atmosferica ou movimentacao da mecanica telescopio criam variações da posição das linhas muito maiores que as criadas pelo Efeito de Dopper. Era assim impossivel detectar pequenos sinais.

Apenas com o desenvolvimento de tecnicas recentes foi possivel detectar variacoes de velocidades radiais criadas por corpos de pequena massa, i.e. planetas. Para tal as linhas das estrelas sao comparadas com linhas de uma referencia fixa e assim obtemos as curvas apresentadas no post anterior. Este processo de comparacao e analise rigorosos ocupam grande parte do tempo concedido ao estudo de planetas por velocidades radiais.

Compreendemos agora que a nossa definição de planeta foi baseada no principal método de detecção: velocidades radiais. Esta evidencia o facto de que a massa de um planeta é calculada através da curva de velocidade da estrela utilizando-a para separar os planetas das anãs castanhas e estrelas.

No proximo post falaremos do espectrografo HARPS e dos mais impressionantes resultados a nivel de detecção planetaria.

Um abraço,

Pedro

Velocidades Radiais: Detectar um Planeta

Hoje aprenderemos a identificar um planeta pela analise do movimento induzido na estrela pelo planeta, aquando da sua orbita. Para uma revisão do fundamento fisico recomenda-se o post anterior Velocidades Radiais: Conceitos de Base ; uma simples animação fara recordar os mais esquecidos.

O primeiro ponto a realçar é que a estrela apresenta um movimento simétrico ao do planeta, segundo um factor de escala diferente devido a sua massa. O periodo da oscilação da velocidade radial da estrela em torno da sua velocidade média é igual ao periodo da orbita planetaria. Usando uma versão generalizada da 3a Lei de Kepler (que nos diz que a razão entre o semi-eixo maior de uma orbita ao cubo é proporcional ao quadrado do seu periodo; para mais ver Wikipedia: Leis de Kepler) podemos determinar o eixo-maior da orbita. Para alem disso, a amplitude da oscilação da estrela é proporcional a massa do planeta. Conhecidos o periodo e o semi-eixo da orbita a massa planetaria invisivel pode ser calculada. Assim, podemos recriar a orbita de um planeta e estimar a sua massa atraves da interpretação cuidada das oscilações estelares. Estimar e não medir, pois nos nao conhecemos a verdadeira inclinação do sistema. A amplitude da velocidade radial é medida multiplicada por um factor sin(i), em que i é a inclinação da orbita em relação a linha de visão. Este factor não altera o periodo nem o semi-eixo da orbita, mas surge na massa calculada que não é a massa do planeta mas massa do planeta x sin(i).


Tomemos um conjunto de medições de velocidades radiais, como este apresentado num press-release do ESO (imagens cortesia do mesmo e disponiveis em www.eso.org). Uma oscilação é ja aparente e ja podemos começar a testar o "fit" de varios periodos. No entanto, para obtermos uma melhor visualização da amplitude da oscilação podemos apresentar os pontos "em fase". Para tal estabelecemos um ponto de partida (e.g. data de inicio das observações), calculamos os multiplos do periodo a partir desse ponto e sobrepomos ao grafico. A posição ou "fase" de cada ponto no periodo é apresentada num grafico da oscilação estelar, que circula como prova da descoberta.



Espero que estejam convencidos que usar medidas de velocidades radiais para identificar um planeta não é uma tarefa conceptualmente complicada. Poupei-vos ao trajecto matematico (que interessaria alguns mas desencorajaria bem mais) mas as linhas vectoras estao aqui presentes. No entanto a grande dificuldade não é a interpretação dos dados, é a medição da velocidade radial de uma estrela com uma precisão que permita a detecção planetaria. Este assunto sera abordado no proximo post.

Encorajo os mais entusiasmados a experimentarem por si mesmos o "fit" de orbitas planetarias a partir de dados publicos. Sim, tal é possivel! Uma equipa liderada pelo astronomo Greg Laughlin desenvolveu uma aplicação chamada Systemic que vos permitira faze-lo pelas vossas proprias maos. O programa é acompanhado pelas medidas de velocidades radiais publicadas e a sua utilização é bastante simples. Para alem disso, o nivel de qualidade dos resultados e o conforto a nivel de utilização fez desta a ferramenta de eleição de alguns "caçadores de planetas". E quem sabe se um de vos nao descobre um planeta extra num cojunto de dados ja publico?

Espero bem que sim. Boa caçada. ;)

Pedro

Velocidades Radiais: Conceitos de Base

Para detectar um planeta extrasolar é necessario vencer varios obstaculos. Enquanto que as estrelas possuem uma fonte de energia interna, os planetas não, limitando-se a reflectir a radiação estelar que neles incide. Assim sendo a luminosidade da estrela-mãe é frequentemente 10 000 superior a do planeta que a acompanha.

Cientes das limitações impostas por estas dificuldades, os cientistas concentaram os seus esforços em detectar efeitos resultantes da presença do planeta em vez de luz proveniente do planeta. Esta é a diferença entre um método de detecção indirecto e um método directo, respectivmente.

Um conceito explorado segundo varias perspectivas foi o da atracção gravitacional estrela-planeta. Do mesmo modo que a estrela atrai o planeta, o planeta também atrai a estrela. Ambos os corpos vão rodar em torno de um ponto denominado centro-de-massa do sistema. Este é um ponto médio em que a contribuição de cada corpo para a média é pesada consoante a sua massa. O resultado é claro: o centro de massa encontra-se muito mais perto do centro da estrela que do centro do planeta. A título de exemplo, quando dizemos que os planetas no Sistema Solar orbitam em torno do Sol estamos a negligenciar o efeito da massa dos planetas para o cálculo do centro de massa do Sistema Solar. Para um sistema com 1 estrela e 1 planeta, o efeito é representado esquematicamente por esta animação.

Usando este princípio os astrónomos tentaram, durante muitos anos, detectar o movimento periódico no céu de algumas estrelas próximas, o qual indicaria a presença de um corpo em órbita à sua volta. Este método, designado Astrometria (a ser discutido num post futuro) é extremamente exigente a nivel tecnologico. As primeiras tentativas de detecção foram frustradas por minusculas oscilacões do telescopio que simulavam a presença de um planeta, ao fazerem as estrelas "oscilar" nas imagens.

Um outro método foi empregue. Desta vez o objectivo era medir a movimentação da estrela não no plano do céu (plano perpendicular a nossa linha de visão) mas na direcção radial (direcção da nossa linha de visão). Para tal foi usado o Efeito de Doppler. De acordo com o tal efeito, se uma fonte de radiação electromagnética apresenta movimento radial em relação a um observador então este detecta a radiação electromagnética com um comprimento de onda diferente do emitido. Este fenomeno ocorre com todas as ondas e é o responsavel pela variação do som da sirene de uma ambulancia a medida que passa por nos. Enquanto que as ondas sonoras se transformam em sons mais graves ou agudos, as ondas electromagneticas são detectadas como mais vermelhas ou azuis. Se uma estrela se afasta as ondas são mais vermelhas, se se aproxima, mais azuis.



Usando este método, Michel Mayor e Didier Queloz descobriram que 1 planeta com metade da massa de Jupiter orbitava a estrela 51Peg (no 51 da constelação do Pégaso). O mais estranho é que este planeta tinha um periodo orbital de 5 dias e encontrava-se a 0.05 U.A(Unidades Astronomicas; 1 U.A.: distancia média Terra-Sol)! Um planeta gigante a uma distancia ao Sol 8 vezes inferior a de Mercurio!
O bardo tinha razão: ha mais no céu e na Terra que a nossa parca filosofia pode sonhar.

Até em breve,

Pedro

A definição de Planeta: o dominio Extrasolar

Um planeta extrasolar é definido da seguinte maneira:

Planeta Extrasolar - objecto com massa inferior ao limite de fusão do deutério que orbite uma estrela ou um remanescente estelar.

Esta definição foi estabelecida em 2003 pela WGESP (Working Group on Extrasolar Planets), e é utilizada com alguma flexibilidade. Guiada pelas observações e sujeita a modificações, é apresentada pela comissão como uma definição tentativa.

Debrucemo-nos um pouco sobre o significado da ausência de "fusão de deutério".
A fusão nuclear é a fonte de energia das estrelas( para mais ver Wikipedia: Fusão Nuclear ) . O Hidrogénio é o principal combustivel estelar e sustenta o colapso gravitico durante a maior parte da vida do astro.
O deutério é um isotopo do Hidrogénio, sendo constituido por um nucleo com 1 protão e 1 neutrão em vez de apenas 1 protão. A fusão de deutério ocorre a temperaturas inferiores as da fusão de Hidrogénio, sendo o elemento combustivel a mais baixa temperatura.

Quanto menor a massa de um corpo, menor a capacidade de gerar calor por contracção gravitica. Se calcularmos a massa necessaria para fundir deutério e Hidrogénio obtemos os valores de 13 e 85 vezes a massa de Jupiter, respectivamente. Os Planetas Extrasolares encontram-se abaixo do limite de 13 massas de Jupiter, não podendo assim "queimar" nenhum elemento. Os astros com massas compreendidas entre 13 e 85 massas de Jupiter podem fusionar deutério mas não Hidrogénio, sendo designados como Anãs Castanhas. Finalmente, os corpos celestes com mais de 85 vezes a massa de Jupiter podem queimar não apenas deutério mas tambem Hidrogénio: as estrelas. Como a fusão do abundante Hidrogénio fornece uma maior quantidade de energia, as estrelas são bem mais luminosas que as Anãs Castanhas.

Vale a pena assinalar que esta definição não inclui nenhuma alusão ao processo de formação de planetas. Esta preocupa-se em estabelecer um limite de massa superior e não inferior, como acontece com a caracterização de corpos no Sistema Solar. Para compreendermos porquê temos de conhecer o principal método de detecção de Planetas Extrasolares. O pragmatismo da definição sera então evidente.

Até em breve,

Pedro

A definição de Planeta: Sistema Solar

A definição de planeta foi amplamente comentada pelos orgãos de comunicação social no verão de 2006. Uma comissão da IAU (International Astronomical Union) foi criada para resolver um problema de ha muito: Plutão era designado planeta enquanto outros corpos do Sistema Solar, compartilhando das mesmas propriedades, não o eram. Este astro, que a principio se pensava ser maior que Mercurio, revelou-se como um dos muitos corpos hoje designados como Objectos Trans-Neptunianos. Segundo alguns astronomos, uma alteração impunha-se.
A 24 de Agosto de 2006 a IAU definiu que para que um corpo do Sistema Solar seja considerado um planeta deve satisfazer 3 propriedades:

1. Deve orbitar em torno do Sol;
2. Possuir massa suficiente para que a sua auto-gravidade o faça ter adquirido a forma esférica, quando em equilibrio;
3. Ter limpo a sua vizinhança de detritos aquando do seu movimento orbital.

Verdade seja dita, não é das definições mais elegantes que a Ciência ja nos deu. Mas cumpriu o seu objectivo. Os pontos 2. e 3. merecem alguma atenção. O segundo reforça o facto que um planeta deve apresentar uma forma esférica, resultado de forte contracção gravitica, bastante claro em corpos massivos como a Terra. O terceiro ponto invoca a unicidade do planeta no seu movimento orbital, declarando que o planeta deve ter "varrido" a sua orbita por acção da força da gravidade. Plutão não satisfaz o ponto 3., sendo designado um "planeta anão". Todos os objectos, excepto satelites, que não cumpram 2. e 3. são rotulados de "pequenos corpos do Sistem Solar".

A utilidade desta definição é discutivel, sendo-o até o interesse da discussão em si. Um ponto é claro: não foi feita para os planetas extrasolares. Estes são todos os planetas que orbitam uma estrela que não o Sol. Ora a questão permanece aberta, e desta vez não poderemos socorrermo-nos de lugares comuns como a esfericidade de um planeta. A definição tera de operar a um nivel mais fundamental, e a sua discussão é bem mais instrutiva. Um tema digno de um novo topico, a rever amanhã!

Tudo de bom,

Pedro

Planetas Extrasolares em Português

Saudações!

Em 12 anos, a detecção de planetas extrasolares passou de um objectivo longinquo a uma tarefa quase rotineira. Um novo campo de pesquisa foi aberto, estimulando a imaginação a cientistas e curiosos em geral.

Vivemos numa epoca conturbada. A Teoria da Evolução nunca reuniu um numero tão elevado de contestatarios. O orçamento atribu'ido a investigação decresce de ano para ano, com raras excepções para o conhecimento dito "aplicado". A percentagem de estudantes que envereda por uma carreira cientifica decresce de ano para ano. O numero de pessoas e dinheiro movimentado pelas "ciências ocultas" cresce freneticamente. Na era da Internet, a maioria dos resultados cientificos ainda parece escrito em grego para muita gente.

Este site nasce da convicção (perdoem-me a arrogancia) de que a Ciência é um bem da Humanidade. Assim, como investigador no tema de Planetas Extrasolares, farei a minha humilde parte. Apresentarei os mais recentes resultados de modo a que sejam compreendidos por todos. Responderei as perguntas (caso as haja) e tentarei esclarecer alguns pontos criticos pouco discutidos fora do meio. Os posts serão curtos e concisos, com o rigor cient'ifico dos trabalhos originais. Tentarei acrescentar varios posts por semana, a um ritmo naturalmente limitado pelas descobertas.

Espero conseguir transmitir-vos o fascinio pelo tema. Espero que passem a ver a Astronomia como algo vosso. Pura e simplesmente, espero que gostem.

A vos,

Pedro