O gás na atmosfera de um planeta dispersa a luz incidente proveniente da sua estrela hospedeira. Este fenómeno, designado de dispersão de Rayleigh, é responsável pela cor azul do céu: o gás na atmosfera terrestre dispersa a luz azul, correspondente a comprimentos de onda mais curtos, de forma mais eficiente do que a luz de outras partes do espectro visível. A dispersão altera as propriedades das ondas electromagnéticas (luz) fazendo-as oscilar preferencialmente num plano; normalmente o plano de oscilação de uma onda electromagnética é aleatório. A luz nestas condições diz-se polarizada e a fracção de ondas que oscilam no plano referido é designado por grau de polarização.
(A luz proveniente de uma fonte pode ser constituída por ondas electromagnéticas que oscilam em planos variados. Um filtro (vedação) apropriado deixa passar apenas ondas que oscilam num determinado plano, no caso, vertical. A luz do Sol quando reflectida pela água adquire uma polarização horizontal dominante. Uns óculos de Sol adequados (filtro/vedação) eliminam esse reflexo, não deixando passar ondas que oscilam horizontalmente. Crédito: NASA)
Por outro lado, a luz das estrelas hospedeiras é muito pouco polarizada, tipicamente com um grau de polarização inferior a uma parte por milhão. Este facto cria uma janela de oportunidade para a detecção de planetas em torno de estrelas. Se observarmos a luz polarizada proveniente de uma estrela e detectarmos um grau de polarização acima de uma parte por milhão, podemos concluir que provavelmente o excesso de luz polarizada é devido à dispersão de Rayleigh na atmosfera de um planeta em órbita da estrela. Nestas circunstâncias, o grau de polarização da luz do sistema depende de forma muito sensível do ângulo formado entre o planeta, a estrela e a Terra. Este ângulo depende por sua vez da inclinação da órbita do planeta relativamente à linha de visão com a Terra.
Vejam a imagem que se segue. No lado esquerdo vemos um planeta cujo plano orbital é perpendicular à linha de visão com a Terra (vemos a órbita de topo). Neste caso, o ângulo planeta-estrela-Terra é sempre de 90 graus, em qualquer ponto da órbita (fase). A luz proveniente de um tal sistema tem um grau de polarização constante, independente da fase orbital (linha vermelha no gráfico). Do lado direito temos o outro extremo em termos de inclinação orbital. Neste caso o plano orbital está perfeitamente alinhado com a nossa linha de visão e o planeta passa entre nós e a estrela, realizando trânsitos (na figura, para facilitar a visualização, a órbita parece ligeiramente inclinada; o planeta devia estar por detrás da estrela em (c), e à frente desta em (a)). Neste caso, o ângulo planeta-estrela-Terra varia com o movimento orbital do planeta o que afecta o grau de polarização observado (linha azul no gráfico). Um sistema com uma inclinação intermédia teria uma variação no grau de polarização da luz que corresponde a uma linha algures entre a linha vermelha e a azul.
(Crédito: Sloane Wiktorowicz)
Assim, se medirmos o grau de polarização da luz recebida da estrela ao longo do período orbital do planeta, podemos deduzir a inclinação da órbita respectiva. A determinação deste valor é muito importante. Por exemplo, a técnica da velocidade radial determina apenas um limite mínimo para a massa de um planeta que depende exclusivamente da inclinação da sua órbita relativamente à linha de visão com a Terra. A determinação da inclinação da órbita para um tal planeta permite assim o cálculo da sua massa real.
Um equipa de astrónomos liderada por Svetlana Berdyugina, do Kiepenheuer Institut fur Sonnenphysik, aplicou esta técnica para determinar a massa do planeta mais interior da estrela Upsilon Andromedae, o Upsilon And-b. A equipa mediu o grau de polarização na luz de Upsilon Andromedae tendo como referência uma calibração realizada através de medições semelhantes para um conjunto de 10 outras estrelas escolhidas pelo seu brilho e estabilidade. As observações foram feitas no Nordic Optical Telescope (NOT), de 2.5 metros, no Observatório de Roque de Los Muchachos, nas Canárias. Os resultados, representados graficamente na figura seguinte, correspondem a uma inclinação orbital de 111 graus, resultando numa massa real de 0.74 vezes a massa de Júpiter. O raio do planeta foi também estimado, com base no grau de polarização, em 1.36 vezes o raio de Júpiter, resultando numa densidade média de 0.36 g/cm3.
(A variação do grau de polarização da luz de Upsilon Andromedae, durante uma órbita do planeta Upsilon And-b, com dois filtros que selecionam planos distintos de polarização. Crédito: Berdyugina et al.)
Este método, o da polarimetria, é de aplicação recente aos exoplanetas, tendo sido desenvolvido originalmente para o estudo de sistemas binários. Apesar de limitado a planetas relativamente próximos da estrela hospedeira, é potencialmente muito útil, complementando a técnica da velocidade radial, permitindo o cálculo preciso dos parâmetros orbitais e da massa de exoplanetas. Alguns projectos como o ZIMPOL/CHEOPS e o PlanetPol estão actualmente a aplicar esta técnica para a detecção de exoplanetas, mas até à data ainda não há descobertas a referir.
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