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
