Como Medir Variações na Velocidade Radial de uma Estrela

(fonte: Astronomy)

O método da velocidade radial para a detecção de exoplanetas é um dos mais produtivos até à data. O princípio subjacente é muito simples. Num sistema formado por uma estrela e um planeta, a estrela não está fixa relativamente ao planeta. De facto ambos orbitam em torno de um centro de gravidade comum que, dependendo da distância e massa do planeta, se encontra muito próximo ou mesmo no interior da estrela. O movimento da estrela em torno deste centro de gravidade comum pode ser observado medindo a projecção da sua velocidade espacial ao longo da linha de visão com a Terra. Esta componente da velocidade total da estrela, designada de velocidade radial, é medida observando no seu espectro o deslocamento das linhas espectrais para o vermelho e para o azul, o famoso efeito de Doppler. Este processo está ilustrado na figura no início deste texto. O vídeo que se segue (fonte: wired.com) mostra de forma espectacular como se medem os deslocamentos das linhas espectrais utilizando um espectrógrafo e uma câmara CCD.

O espectro da estrela no visível, obtido por um espectrógrafo do tipo échelle e capturado por uma câmara CCD, estende-se aqui por várias linhas desde o vermelho até ao azul e é sulcado por númeras linhas espectrais. O vídeo prossegue com a ampliação de uma região em torno de uma destas linhas espectrais sendo a amostragem obtida pelos píxeis da câmara CCD bem visível. Notem como o movimento oscilatório da linha (desvio para o vermelho, desvio para o azul) se reflecte nos píxeis da câmara. Cada píxel tem tipicamente apenas alguns micrómetros de lado. Notem ainda que a amplitude do movimento da linha, que depende fortemente da massa e da proximidade do planeta à estrela, mede-se em fracções do tamanho dos píxeis da câmara. Por esse motivo, as oscilações são medidas não apenas para uma das linhas mas para dezenas ou centenas. Naturalmente, todo o equipamento tem de funcionar na perfeição e estar correctamente calibrado para que este pequeno efeito seja mensurável. O HARPS, por exemplo, é mantido dentro de uma câmara de vácuo para eliminar variações na temperatura e pressão do ar que teriam um impacto negativo no seu funcionamento.

As oscilações referidas são medidas relativamente a um espectro de referência, cujas linhas são estacionárias, normalmente gerado no próprio espectrógrafo. Uma possibilidade consiste em fazer passar a luz da estrela, antes de ser decomposta, por uma câmara contendo iodo no estado gasoso designada de célula de iodo, o que faz sobrepor ao espectro da estrela uma miríade de muito finas linhas correspondentes ao espectro do iodo molecular. O efeito pode ser visualizado na figura seguinte, para uma região do espectro da estrela 51 Pegasi.

(parte do espectro de 51 Pegasi ao qual foi sobreposto o espectro do iodo molecular)

Para cada data em que foi obtido um destes espectros, são medidos os desvios de várias linhas espectrais e é feito o seu processamento estatístico resultando num valor médio final e um erro associado. Desenhando estes valores em função do tempo, as médias como pontos e os erros como barras verticais indicando os limites do erro, obtemos um gráfico semelhante ao que se segue também para a estrela 51 Pegasi.

(velocidade radial de 51 Pegasi ao longo de um período orbital do 51 Pegasi b, fase 0 a 1 no eixo das abcissas)

A análise do gráfico possibilita então a determinação da massa do planeta, do seu período orbital e outros parâmetros orbitais. Isto é feito tipicamente recorrendo a modelos teóricos, ajustando os parâmetros físicos e orbitais do planeta no modelo por forma a corresponderem o mais fielmente possível aos dados experimentais.