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