Er Rai

Só recentemente os astrónomos começaram a desvendar alguns dos segredos de Er Rai, a estrela Gamma da constelação Cefeu. O seu nome aparentemente deriva do Árabe, Al Rai, “o pastor”, e tem provavelmente a sua origem na cultura beduína, pré-hislâmica. É uma das estrelas notáveis que, devido à sua posição e à precessão do eixo de rotação da Terra, assume periodicamente o lugar de “estrela polar”.

A uma distância de 45 anos-luz, Gamma Cephei, encontra-se na vizinhança imediata do Sol e por esse motivo os seus parâmetros físicos podem ser determinados com precisão. Os estudos realizados revelam tratar-se de uma sub-gigante de tipo espectral K1 IV com cerca de 1.6 vezes a massa do Sol, 10.6 vezes a sua luminosidade e 4.5 vezes o seu raio, este último valor confirmado directamente por interferometria.

A estrela é uma binária espectroscópica com uma órbita muito pouco estudada, apesar da sua duplicidade ser conhecida há muito. A melhor estimativa para o período orbital da companheira é de cerca de 70 anos (com uma incerteza muito elevada). A órbita tem uma excentricidade elevada pelo que a pequena estrela atinge distâncias de 10 u.a. e 29 u.a., respectivamente, no periastro e apoastro. As características espectrais visíveis e a solução orbital obtida indicam que a companheira é uma anã de tipo espectral M com uma massa de cerca de 0.4 vezes a do Sol.

Só muito recentemente (meados de 2006) foi possível obter imagens de Gamma Cephei B. A proeza foi realizada por uma equipa de astrónomos do Astrophysical Institute of the University of Jena (Alemanha) e da Universidade de Nagoya (Japão), utilizando a técnica de “speckle imaging” em comprimentos de onda infravermelhos, a partir do Observatório de Calar Alto (Espanha) e do Observatório Subaru (Hawai).

Estas observações, efectuadas regularmente, permitirão refinar consideravelmente a órbita calculada para o sistema.

Mas os segredos de Gamma Cephei não terminam por aqui. Em 1988, a estrela foi a primeira para a qual foi anunciada a descoberta de um exoplaneta. A descoberta desencadeou alguma polémica alimentada pelo facto da qualidade dos dados obtidos pela equipa liderada pelo astrónomo canadiano Bruce Campbell não ser suficiente para establecer decisivamente a presença de um planeta.

Os espectrógrafos utilizados na altura para fazer as medições críticas da variação da velocidade radial das estrelas tinham células de flúor diatómico para obter espectros de referência com linhas espectrais muito finas. A manutenção dos mesmos era difícil e perigosa pois o gás era extremamente corrosivo e tóxico. A geração actual de espectrógrafos utiliza células de iodo diatómico muito menos problemáticas e que dão origem a um número muito maior de linhas espectrais finas de referência, permitindo uma precisão mais elevada nas medições.

Em 2002, uma equipa liderada por Artie Hatzes, confirmou a existência de um sinal periódico de cerca de 900 dias sobreposto às flutuações na velocidade radial de Gamma Cephei A provocadas pela companheira, Gamma Cephei B. Após ter descartado outras possibilidades para explicar o sinal, como por exemplo pulsações periódicas da estrela sub-gigante, a equipa concluiu que a explicação mais simples seria dada pela existência de um planeta em órbita de Gamma Cephei A, com uma massa mínima de 1.6 vezes a de Júpiter e um semi-eixo maior de aproximadamente 2 u.a.. Devido à excentricidade da órbita o planeta passa a 1.6 u.a. e 2.4 u.a. da estrela, respectivamente, no periastro e no apoastro.

Vista a partir do planeta, ou alguma lua do mesmo, a estrela primária tem um tamanho angular médio de cerca de 1.2 graus. Por seu lado, a anã vermelha aparece como uma estrela, sem disco visível, com um brilho equivalente ao de várias dezenas de luas cheias.