Uma equipa de astrónomos, encabeçada por Jorge Martins, do Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, conseguiu para primeira vez detectar luz reflectida pelo exoplaneta 51 Peg b, o primeiro a ser descoberto, em 1995. A descoberta permitiu determinar com exactidão a velocidade orbital do exoplaneta e consequentemente a sua massa.
Há 20 anos atrás, o número de 6 de Outubro da revista Nature anunciava a descoberta do primeiro planeta orbitando uma estrela semelhante ao Sol. Os autores da descoberta, Michel Mayor e Didier Queloz, do Observatório de Genebra, detectaram o planeta medindo cuidadosamente o seu efeito gravitacional na estrela hospedeira, a estrela 51 do Pégaso, com um espectrógrafo muito preciso, o ELODIE. O 51 Peg b, como foi designado, não era nada do que se esperava: um gigante de gás semelhante a Júpiter orbitando a estrela em apenas 4.23 dias!
Michel Mayor (esquerda) e Didier Queloz (direita) descobriram o primeiro exoplaneta em 1995.
Menos de uma semana depois, Geoffrey Marcy e Paul Butler, uma outra equipa nos Estados Unidos, confirmou a descoberta com a detecção do sinal nos seus próprios dados. Para além de ter sido o primeiro exoplaneta descoberto foi também o primeiro de uma classe designada por “Júpiteres Quentes” — gigantes de gás semelhantes a Júpiter ou Saturno mas que orbitam as estrelas hospedeiras em órbitas de apenas alguns dias.
A localização da estrela 51 do Pégaso na constelação homónima. A estrela é visível a olho nu a partir de um local sem poluição luminosa. Crédito: Wikipedia.
Situada a apenas 51 anos-luz, a 51 do Pégaso é uma estrela de tipo espectral G2IV, semelhante ao Sol, mas aparentemente mais evoluída. A sua temperatura fotosférica é de 5790 Kelvin e é 26% maior e 4% mais maciça do que o Sol. É também mais rica em elementos mais pesados do que o hidrogénio e hélio que os astrónomos chamam de “metais”. As estimativas da sua idade, notoriamente difíceis de obter, variam entre os 6.1 e os 8.1 mil milhões de anos, comparados com os 4.6 mil milhões da anos do Sol.
A variação da velocidade radial da 51 do Pégaso provocada pelo movimento orbital do planeta. Os pontos vermelhos com barras verticais em forma de “I” representam observações com as respectivas margens de erro. A linha a negro é o gráfico da função que melhor se ajusta às observações. Crédito: Observatório de Genebra.
A massa estimada para o 51 Peg b pela observação da variação da velocidade radial da estrela é de, no mínimo, 0.45 vezes a massa de Júpiter. Com um período orbital de apenas 4.23 dias, o planeta orbita a estrela hospedeira a uma distância de apenas 7.8 milhões de quilómetros, mais de 7 vezes mais próximo do que Mercúrio em relação ao Sol. As forças de maré provocadas pela 51 do Pégaso forçaram-no, ao fim de muitos milhões de anos, a apresentar sempre a mesma face voltada para a estrela. Devido à forte irradiação a que está submetido, a sua atmosfera é extremamente quente, na ordem dos 1250 Kelvin, e mais dinâmica e exótica do que a de Júpiter, com ventos globais de milhares de km/h e com nuvens de rocha vaporizada.
Representação artística da atmosfera exótica de um Júpiter Quente como o 51 Peg b. As nuvens são formadas de materiais refractários como silicatos (rocha) e a atmosfera contém espécies químicas com pontos de sublimação elevados como o sódio, potássio e óxidos de titânio e vanádio. Fonte: http://www.misleddit.com/p/2wuici/.
Uma das técnicas mais bem sucedidas para descobrir planetas, usa um espectrógrafo para obter espectros de alta resolução de uma estrela ao longo do tempo. Os astrónomos usam depois uma técnica matemática que combina as milhares de linhas de absorção de um espectro numa só linha, uma espécie de linha espectral “média”, cuja relação sinal/ruído é muito superior do que a das linhas individuais no espectro original. Repetindo este procedimento para os vários espectros obtidos ao longo do tempo, os astrónomos podem calcular com precisão a velocidade radial da estrela, i.e., a componente da velocidade da estrela ao longo da linha de visão com a Terra. Sob a influência gravitacional de um planeta suficientemente próximo ou maciço, a velocidade radial varia periodicamente, correspondendo a um deslocamento das linhas espectrais para o azul ou para o vermelho, devido ao efeito de Doppler.
As linhas escuras no espectro de uma estrela (círculo amarelo), em torno da qual orbita um planeta (círculo laranja), movem-se em alternância para o vermelho e para o azul. Este movimento deve-se ao efeito de Doppler induzido pelo movimento da estrela em torno do centro de gravidade comum com o planeta, umas vezes afastando-se de nós, outras vezes aproximando-se.
Para detectar a luz reflectida do 51 Peg b a equipa utilizou uma abordagem muito semelhante mas com uma variante. De facto, uma ínfima fracção da luz que recebemos da estrela 51 do Pégaso é reflectida pelo 51 Peg b. Sempre que obtemos um espectro da estrela este tem uma muito ligeira contaminação devida a luz reflectida pelo planeta. Assim, pensaram os autores, se a cada espectro da estrela removermos um espectro sintético mas fidedigno da 51 do Pégaso, o que nos resta é um espectro débil da luz reflectida pelo planeta. Esta abordagem só é possível se tivermos muita luz disponível da estrela, e para isso é necessário utilizar um telescópio de muito grande abertura. A partir deste passo o procedimento foi semelhante: os espectros com a luz reflectida do planeta foram depois combinados para obter a sua linha espectral “média” e a velocidade radial em diferentes pontos da órbita foi determinada. A luz nestes espectros é reflectida da estrela pelo 51 Peg b, daí o título do artigo: “Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b”.
Para obter o débil espectro do planeta, formado por luz da 51 do Pégaso reflectida pelo planeta, os astrónomos tiveram de normalizar os espectros obtidos pelo HARPS com um espectro sintético da 51 do Pégaso.
As observações foram realizadas com o HARPS, o espectrógrafo mais preciso do mundo, instalado no Observatório de La Silla, no Chile, num telescópio de apenas 3.6 metros. Os autores são cautelosos ao introduzir no título a palavra “Evidence” (em português, “Indícios”), pois as observações por eles apresentadas estão no limite do que é possível com a tecnologia actual e a detecção foi feita com um nível de certeza de 3-sigma, i.e., a probabilidade de o sinal detectado não ser real e devido a flutuações estatísticas nos dados é de apenas 0.3%. Uma descoberta robusta tipicamente implica uma detecção de 5-sigma (probabilidade de 0.00006%). Analisando a luz reflectida pelo 51 Peg b, a equipa conseguiu determinar a inclinação da sua órbita de cerca de 80º, muito próximo de um alinhamento com a Terra que permitiria a observação de trânsitos, e a sua massa real de 0.46 vezes a massa de Júpiter. O facto da equipa ter conseguido observar o planeta com um aparato experimental limitado, e.g., limitado pela abertura do telescópio, implica que ele reflecte mais luz do que um Júpiter Quente típico e/ou que o seu raio é maior do que o esperado.
Para além das medições concretas do 51 Peg b, é de realçar neste trabalho o facto de a equipa ter demonstrado que a técnica é exequível e prometedora, especialmente tendo em vista as novas gerações de telescópios gigantes, e.g., o E-ELT (European Extremely Large Telescope), e de espectrógrafos de precisão, e.g., o ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations). Com estes instrumentos e esta técnica será possível confirmar facilmente este resultado bem como detectar luz reflectida por vários outros Júpiteres Quentes.
(Fonte: Astronomy&Astrophysics)
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