Uma equipa de cientistas usou dados obtidos com o telescópio Kepler para estudar o sistema planetário de uma anã vermelha situada a 200 anos-luz. Neste sistema, três planetas realizam trânsitos que ocorrem em intervalos irregulares devido a perturbações gravitacionais entre os planetas. A análise deste efeito permitiu à equipa estimar as massas individuais dos planetas. Um deles, o mais próximo da estrela hospedeira, é semelhante a Marte em massa e em dimensão mas, ao contrário do planeta do Sistema Solar, deverá ter uma superfície incandescente.
Os planetas que orbitam a estrela Kepler-138 realizam trânsitos. As perturbações gravitacionais mútuas provocam alterações nos instantes centrais dos trânsitos que podem ser usadas para determinar as massas individuais dos planetas. Crédito: SETI Institute/Danielle Futselaar.
Durante os primeiros anos da sua missão, o telescópio Kepler observou obstinadamente uma região do céu na direcção da constelação do Cisne, registando o brilho de 150 mil estrelas com uma precisão de algumas partes por milhão. O objectivo principal da missão consistia em detectar minúsculas e periódicas atenuações no brilho das estrelas provocadas pela passagem de planetas em frente do seu disco — um fenómeno designado por trânsito.
O trânsito de um exoplaneta provoca uma ligeira diminuição no brilho da sua estrela hospedeira. A duração, a profundidade e a periodicidade dos trânsitos fornecem informação importante relativa à órbita e ao tamanho do planeta.
Os trânsitos de um exoplaneta são visíveis a partir da Terra se o plano da sua órbita estiver alinhado de forma precisa com a linha de visão com a Terra. A forma da curva de luz do trânsito e a duração do mesmo permitem determinar a inclinação da órbita e o tamanho do planeta. Se o planeta for também detectado pelo método da velocidade radial, a combinação dos dados permite o cálculo da sua massa real e densidade.
A determinação da massa destes planetas, no entanto, não pode ser feita com esta técnica, pelo menos na sua forma básica. De facto, depois de identificarem planetas candidatos através dos trânsitos, os astrónomos usam informação obtida com uma outra técnica, designada da variação da velocidade radial, para calcular a massa do planeta. Nesta técnica, a massa de um planeta é estimada com base na amplitude do movimento das linhas espectrais da estrela. As linhas movem-se alternadamente para o azul e para o vermelho devido ao movimento orbital do planeta. Planetas mais próximos da estrela e/ou mais maciços provocam deslocamentos maiores. No entanto, para planetas como a Terra ou mais pequenos, este efeito é extremamente pequeno e a sua detecção está para lá das possibilidades da tecnologia actual. Mas os cientistas não desistem facilmente…
[A técnica da velocidade radial mede a velocidade da estrela na nossa linha de visão. Um planeta em órbita da estrela faz variar essa velocidade. No video vê-se o espectro da estrela com linhas escuras devidas à absorção de luz por átomos na sua superfície. Quando a estrela se afasta (aproxima) de nós as linhas movem-se para o vermelho (azul). O período do movimento das linhas é igual ao período orbital do planeta; a amplitude permite calcular um valor mínimo para a massa do planeta.]
De facto, para estrelas com vários planetas que realizam trânsitos é possível calcular massas mais pequenas com um método engenhoso. Isoladamente, cada um dos planetas orbitaria a estrela de acordo com as leis de Kepler. Neste caso, se os astrónomos medissem com muita precisão o instante central do trânsito, o próximo instante central ocorreria exactamente um período orbital depois. Com vários planetas em órbita da estrela, a atracção gravitacional mútua provoca desvios ao movimento kepleriano. Nesta dança, os planetas umas vezes atrasam-se (o próximo trânsito acontece depois de passar um novo período), outras vezes adiantam-se (o próximo trânsito acontece antes de passar um novo período) na sua órbita. A amplitude destas variações depende das órbitas dos planetas e das suas massas individuais. Este efeito é designado por Transit Timing Variations. Ora, as observações realizadas pelo telescópio Kepler são tão precisas que é possível para muitos sistemas detectar estes pequenos desvios, possibilitando o cálculo da massa de planetas muito pequenos.
[O efeito das perturbações gravitacionais entre os vários planetas de um sistema nos instantes em que ocorrem os trânsitos.]
Uma equipa de astrónomos liderada por Daniel Jontof-Hutter, da Pennsylvania State University, estudou o sistema planetário da estrela Kepler-138, uma anã vermelha com metade do tamanho do Sol e 30% mais fria, situada a apenas 200 anos-luz na direcção da constelação da Lira. Os dados do Kepler permitiram detectar os trânsitos de 3 planetas, designados por Kepler-138b, Kepler-138c e Kepler-138d, por ordem crescente de distância à estrela, com períodos orbitais de 10, 14 e 23 dias, respectivamente. As tentativas de determinar a massa real dos planetas com a técnica da variação da velocidade radial permitiram apenas estimar as massas dos 2 planetas exteriores. No entanto, o sistema apresentava variações nos instantes de trânsito evidentes e os astrónomos usaram este efeito para determinar as massas individuais dos planetas. Com as massas e os diâmetros foi possível determinar as densidades respectivas, permitindo ter uma ideia aproximada das suas composições internas. Os astrónomos concluíram que o Kepler-138c e o Kepler-138d são 60% maiores do que a Terra. O primeiro é quase 4 vezes mais maciço do que a Terra e provavelmente semelhante em composição. O segundo tem a mesma massa que a Terra e portanto uma densidade mais baixa, implicando a presença de mais materiais voláteis na composição; assemelhar-se-á a uma miniatura de Júpiter ou Saturno. O Kepler-138b, o planeta mais próximo da estrela, foi a maior surpresa. Trata-se de um planeta do tipo terrestre com a mesma dimensão e massa de Marte, o mais pequeno até à data para o qual a massa e o tamanho foram seguramente determinados.
Esta descoberta foi publicada no número de 18 de Junho de 2015 da revista Nature.
(Fonte: NASA)
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