21.4: Planetas além do Sistema Solar - Pesquisa e descoberta

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva o movimento orbital dos planetas em nosso sistema solar usando as leis de Kepler
• Compare as técnicas observacionais indiretas e diretas para detecção de exoplanetas

Durante séculos, os astrônomos sonharam em encontrar planetas ao redor de outras estrelas, incluindo outros planetas como a Terra. No entanto, observações diretas de planetas tão distantes são muito difíceis. Você pode comparar um planeta orbitando uma estrela a um mosquito voando ao redor de um desses holofotes gigantes na abertura de um shopping center. De perto, você pode ver o mosquito. Mas imagine ver a cena a uma certa distância — digamos, de um avião. Você podia ver os holofotes muito bem, mas quais são suas chances de pegar o mosquito sob essa luz? Em vez de fazer imagens diretas, os astrônomos confiaram em observações indiretas e agora conseguiram detectar uma infinidade de planetas ao redor de outras estrelas.

Em 1995, após décadas de esforço, encontramos o primeiro exoplaneta desse tipo (um planeta fora do nosso sistema solar) orbitando uma estrela da sequência principal, e hoje sabemos que a maioria das estrelas se forma com planetas. Este é um exemplo de como a persistência e os novos métodos de observação promovem o conhecimento da humanidade. Ao estudar exoplanetas, os astrônomos esperam entender melhor nosso sistema solar no contexto do resto do universo. Por exemplo, como o arranjo do nosso sistema solar se compara aos sistemas planetários no resto do universo? O que os exoplanetas nos dizem sobre o processo de formação de planetas? E como saber a frequência dos exoplanetas influencia nossas estimativas de se há vida em outro lugar?

Procurando por movimento orbital

A maioria das detecções de exoplanetas é feita usando técnicas nas quais observamos o efeito que o planeta exerce na estrela hospedeira. Por exemplo, a atração gravitacional de um planeta invisível causará uma pequena oscilação na estrela hospedeira. Ou, se sua órbita estiver devidamente alinhada, um planeta se cruzará periodicamente na frente da estrela, fazendo com que o brilho da estrela diminua.

Para entender como um planeta pode mover sua estrela hospedeira, considere um único planeta parecido com Júpiter. Tanto o planeta quanto a estrela realmente giram em torno de seu centro de massa comum. Lembre-se de que a gravidade é uma atração mútua. A estrela e o planeta exercem uma força sobre a outra, e podemos encontrar um ponto estável, o centro de massa, entre eles, sobre o qual os dois objetos se movem. Quanto menor a massa de um corpo em um sistema desse tipo, maior sua órbita. Uma estrela massiva mal gira em torno do centro de massa, enquanto um planeta de baixa massa faz um “passeio” muito maior.

Suponha que o planeta seja como Júpiter e tenha uma massa de cerca de um milésimo da de sua estrela; nesse caso, o tamanho da órbita da estrela é um milésimo do tamanho da do planeta. Para ter uma ideia de como pode ser difícil observar esse movimento, vamos ver o quão difícil seria detectar Júpiter dessa maneira a partir do distância de uma estrela próxima. Considere um astrônomo alienígena tentando observar nosso próprio sistema a partir de Alpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do nosso (a cerca de 4,3 anos-luz de distância). Há duas maneiras pelas quais esse astrônomo poderia tentar detectar o movimento orbital do Sol. Uma forma seria procurar mudanças na posição do Sol no céu. A segunda seria usar o efeito Doppler para procurar mudanças em sua velocidade. Vamos discutir cada um deles sucessivamente.

O diâmetro da órbita aparente de Júpiter vista de Alpha Centauri é de 10 segundos de arco, e o da órbita do Sol é de 0,010 segundos de arco. (Lembre-se de que 1 segundo de arco é 1/3600 graus.) Se eles pudessem medir a posição aparente do Sol (que é brilhante e fácil de detectar) com precisão suficiente, eles descreveriam uma órbita de diâmetro de 0,010 segundos de arco com um período igual ao de Júpiter, que é de 12 anos.

Em outras palavras, se observassem o Sol por 12 anos, eles o veriam balançar para frente e para trás no céu por essa minúscula fração de grau. A partir do movimento observado e do período da “agitação”, eles puderam deduzir a massa de Júpiter e sua distância usando as leis de Kepler. (Para refrescar sua memória sobre essas leis, veja o capítulo sobre Órbitas e Gravidade.)

Medir as posições no céu com essa precisão é extremamente difícil e, até o momento, os astrônomos não fizeram nenhuma detecção confirmada de planetas usando essa técnica. No entanto, temos tido sucesso ao usar espectrômetros para medir a mudança de velocidade das estrelas com planetas ao redor delas.

À medida que a estrela e o planeta orbitam um ao outro, parte de seu movimento estará em nossa linha de visão (em nossa direção ou longe de nós). Esse movimento pode ser medido usando o efeito Doppler e o espectro da estrela. À medida que a estrela se move para frente e para trás em órbita ao redor do centro de massa do sistema em resposta à atração gravitacional de um planeta em órbita, as linhas em seu espectro se deslocam para frente e para trás.

Vamos considerar novamente o exemplo do Sol. Sua velocidade radial (movimento em direção ou para longe de nós) muda em cerca de 13 metros por segundo com um período de 12 anos devido à atração gravitacional de Júpiter. Isso corresponde a cerca de 30 milhas por hora, aproximadamente a velocidade com que muitos de nós dirigimos pela cidade. Detectar movimento nesse nível no espectro de uma estrela representa um enorme desafio técnico, mas vários grupos de astrônomos ao redor do mundo, usando espectrógrafos especializados projetados para esse fim, tiveram sucesso. Observe que a mudança na velocidade não depende da distância da estrela do observador. Usar o efeito Doppler para detectar planetas funcionará a qualquer distância, desde que a estrela seja brilhante o suficiente para fornecer um bom espectro e um grande telescópio esteja disponível para fazer as observações (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura Método\(\PageIndex{1}\) Doppler de detecção de planetas. O movimento de uma estrela em torno de um centro de massa comum com um planeta em órbita pode ser detectado medindo a mudança de velocidade da estrela. Quando a estrela está se afastando de nós, as linhas em seu espectro mostram um pequeno desvio para o vermelho; quando está se movendo em nossa direção, elas mostram um pequeno desvio para o azul. A mudança na cor (comprimento de onda) foi exagerada aqui para fins ilustrativos. Na realidade, os desvios de Doppler que medimos são extremamente pequenos e requerem equipamentos sofisticados para serem detectados.

O primeiro uso bem-sucedido do efeito Doppler para encontrar um planeta ao redor de outra estrela foi em 1995. Michel Mayor e Didier Queloz, do Observatório de Genebra (Figura\(\PageIndex{2}\)), usaram essa técnica para encontrar um planeta orbitando uma estrela parecida com o nosso Sol chamada 51 Pegasi, a cerca de 40 anos-luz de distância. (A estrela pode ser encontrada no céu perto da grande praça de Pegasus, o cavalo voador da mitologia grega, um dos padrões estelares mais fáceis de encontrar.) Para surpresa de todos, o planeta leva apenas 4,2 dias para orbitar em torno da estrela. (Lembre-se de que Mercúrio, o planeta mais interno do nosso sistema solar, leva 88 dias para girar ao redor do Sol, então 4,2 dias parecem fantasticamente curtos.)

Figure\(\PageIndex{2}\) Planet Discoverers. Em 1995, Didier Queloz e Michel Mayor, do Observatório de Genebra, foram os primeiros a descobrir um planeta ao redor de uma estrela normal (51 Pegasi), pelo qual receberam o Prêmio Nobel de Física de 2019. Eles são vistos aqui em um observatório no Chile, onde continuam caçando o planeta.

As descobertas do prefeito e de Queloz significam que o planeta deve estar muito próximo de 51 Pegasi, circulando-o a cerca de 7 milhões de quilômetros de distância (Figura\(\PageIndex{3}\)). A essa distância, a energia da estrela deve aquecer a superfície do planeta a uma temperatura de alguns milhares de graus Celsius (um pouco quente para o turismo futuro). A partir de seu movimento, os astrônomos calculam que ele tem pelo menos metade da massa de Júpiter ¹, tornando-o claramente um planeta joviano e não terrestre.

Figura\(\PageIndex{3}\) Hot Jupiter. O artista Greg Bacon pintou essa impressão de um planeta quente do tipo Júpiter orbitando perto de uma estrela semelhante ao sol. O artista mostra bandas no planeta como Júpiter, mas estimamos apenas a massa da maioria dos planetas quentes do tipo Júpiter a partir do método Doppler e não sabemos quais são as condições do planeta.

Desde a descoberta inicial do planeta, a taxa de progresso tem sido de tirar o fôlego. Centenas de planetas gigantes foram descobertos usando a técnica Doppler. Muitos desses planetas gigantes estão orbitando perto de suas estrelas — os astrônomos os chamam de Júpiters quentes.

A existência de planetas gigantes tão próximos de suas estrelas foi uma surpresa, e essas descobertas nos forçaram a repensar nossas ideias sobre como os sistemas planetários se formam. Mas, por enquanto, tenha em mente que o método de desvio Doppler - que se baseia na força de um planeta fazendo sua estrela “balançar” para frente e para trás em torno do centro de massa - é mais eficaz para encontrar planetas próximos de suas estrelas e massivos. Esses planetas causam as maiores “oscilações” no movimento de suas estrelas e as maiores mudanças de Doppler no espectro. Além disso, eles serão encontrados mais cedo, já que os astrônomos gostam de monitorar a estrela por pelo menos uma órbita completa (e talvez mais) e os Júpiters quentes demoram o menor tempo para completar sua órbita.

Então, se esses planetas existirem, esperaríamos encontrar esse tipo primeiro. Os cientistas chamam isso de efeito de seleção — em que nossa técnica de descoberta seleciona certos tipos de objetos como “achados fáceis”. Como exemplo de efeito de seleção na vida cotidiana, imagine que você decide que está pronto para um novo relacionamento romântico em sua vida. Para começar, você só participa de eventos sociais no campus, todos os quais exigem uma carteira de estudante para entrar. Sua seleção de possíveis parceiros será então limitada aos estudantes de sua faculdade. Isso pode não oferecer a você um grupo tão diverso para escolher quanto você quiser. Da mesma forma, quando usamos a técnica Doppler pela primeira vez, ela selecionou planetas massivos próximos às suas estrelas como as descobertas mais prováveis. À medida que passamos mais tempo observando estrelas-alvo e à medida que nossa capacidade de medir mudanças menores do Doppler melhora, essa técnica também pode revelar planetas mais distantes e menos massivos.

Veja uma série de animações demonstrando o movimento do sistema solar e as leis de Kepler e selecione a animação 1 (leis de Kepler) na lista suspensa. Para ver uma animação demonstrando a curva de velocidade radial de um exoplaneta, selecione a animação 29 (curva de velocidade radial para um exoplaneta) e a animação 30 (curva de velocidade radial para um exoplaneta—órbita elíptica) na lista suspensa.

Planetas em trânsito

O segundo método para detecção indireta de exoplanetas é baseado não no movimento da estrela, mas em seu brilho. Quando o plano orbital do planeta é inclinado ou inclinado para que seja visto de ponta, veremos o planeta se cruzar na frente da estrela uma vez por órbita, fazendo com que a estrela escureça um pouco; esse evento é conhecido como trânsito. A figura\(\PageIndex{4}\) mostra um esboço do trânsito em três etapas de tempo: (1) fora de trânsito, (2) o início do trânsito e (3) trânsito total, junto com um esboço da curva de luz, que mostra a queda no brilho da estrela hospedeira. A quantidade de luz bloqueada — a profundidade do trânsito — depende da área do planeta (seu tamanho) em comparação com a estrela. Se pudermos determinar o tamanho da estrela, o método de trânsito nos diz o tamanho do planeta.

Figura\(\PageIndex{4}\) Planet Transit. À medida que o planeta transita, ele bloqueia parte da luz da estrela, causando um escurecimento temporário no brilho da estrela. A figura superior mostra três momentos durante o evento de trânsito e o painel inferior mostra a curva de luz correspondente: (1) fora de trânsito, (2) entrada em trânsito e (3) a queda total no brilho.

O intervalo entre trânsitos sucessivos é a duração do ano desse planeta, que pode ser usada (novamente usando as leis de Kepler) para encontrar sua distância da estrela. Planetas maiores como Júpiter bloqueiam mais luz estelar do que pequenos planetas semelhantes à Terra, facilitando a detecção de trânsitos de planetas gigantes, mesmo a partir de observatórios terrestres. Mas ao entrar no espaço, acima dos efeitos de distorção da atmosfera da Terra, a técnica de trânsito foi estendida para exoplanetas tão pequenos quanto Marte.

Exemplo\(\PageIndex{1}\): profundidade de trânsito

Em um trânsito, o disco circular do planeta bloqueia a luz do disco circular da estrela. A área de um círculo é\(\pi R^2\). A quantidade de luz que o planeta bloqueia, chamada de profundidade de trânsito, é então dada por

\[\dfrac{\pi R^2_{\text{planet}}}{\pi R^2_{\text{star}}} =\dfrac{R^2_{\text{planet}}}{R^2_{\text{star}}} =\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2 \nonumber\]

Agora calcule a profundidade de trânsito de uma estrela do tamanho do Sol com um planeta gigante gasoso do tamanho de Júpiter.

Solução

O raio de Júpiter é de 71.400 km, enquanto o raio do Sol é de 695.700 km. Substituindo na equação, obtemos

\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left(\dfrac{71,400 \text{ km}}{695,700 \text{ km}} \right)^2=0.01\nonumber\]

ou 1%, o que pode ser facilmente detectado com os instrumentos a bordo da espaçonave Kepler.

Exercício\(\PageIndex{1}\)

Qual é a profundidade de trânsito de uma estrela com metade do tamanho do Sol com um planeta muito menor, como o tamanho da Terra?

Responda

O raio da Terra é de 6371 km. Portanto,

\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left( \dfrac{6371 \text{ km}}{695,700/2 \text{ km}} \right)^2 =\left(\dfrac{6371 \text{ km}}{347,850 \text{ km}} \right)^2=0.0003 \nonumber\]

ou significativamente menos de 1%.

O método Doppler nos permite estimar a massa de um planeta. Se o mesmo objeto puder ser estudado pelas técnicas de Doppler e de trânsito, podemos medir a massa e o tamanho do exoplaneta. Essa é uma combinação poderosa que pode ser usada para derivar a densidade média (massa/volume) do planeta. Em 1999, usando medições de telescópios terrestres, o primeiro planeta em trânsito foi detectado orbitando a estrela HD 209458. O planeta transita por sua estrela-mãe por cerca de 3 horas a cada 3,5 dias enquanto o vemos da Terra. As medições do Doppler mostraram que o planeta em torno de HD 209458 tem cerca de 70% da massa de Júpiter, mas seu raio é cerca de 35% maior que o de Júpiter. Este foi o primeiro caso em que pudemos determinar do que um exoplaneta era feito — com essa massa e raio, HD 209458 deve ser um mundo gasoso e líquido como Júpiter ou Saturno.

É até possível aprender algo sobre a atmosfera do planeta. Quando o planeta passa na frente da HD 209458, os átomos na atmosfera do planeta absorvem a luz das estrelas. As observações dessa absorção foram feitas primeiro nos comprimentos de onda das linhas amarelas de sódio e mostraram que a atmosfera do planeta contém sódio; agora, outros elementos também podem ser medidos.

Experimente um simulador de trânsito que demonstra como um planeta passando na frente de sua estrela-mãe pode levar à detecção do planeta. Siga as instruções para executar a animação em seu computador.

Planetas em trânsito revelam tanta riqueza de informações que a Agência Espacial Francesa (CNES) e a Agência Espacial Europeia (ESA) lançaram o telescópio espacial CoRoT em 2007 para detectar exoplanetas em trânsito. O CoRoT descobriu 32 exoplanetas em trânsito, incluindo o primeiro planeta em trânsito com tamanho e densidade semelhantes à Terra. Em 2012, a espaçonave sofreu uma falha no computador de bordo, encerrando a missão. Enquanto isso, a NASA construiu um observatório de trânsito muito mais poderoso chamado Kepler.

Em 2009, a NASA lançou o telescópio espacial Kepler, dedicado à descoberta de exoplanetas em trânsito. Esta espaçonave olhava continuamente para mais de 150.000 estrelas em um pequeno trecho do céu próximo à constelação de Cygnus — logo acima do plano da nossa Via Láctea (Figura\(\PageIndex{5}\)). As câmeras do Kepler e a capacidade de medir pequenas mudanças no brilho com muita precisão permitiram a descoberta de milhares de exoplanetas, incluindo muitos sistemas multiplanetários. A espaçonave precisou de três rodas de reação - um tipo de roda usada para ajudar a controlar a leve rotação da espaçonave - para estabilizar o apontamento do telescópio e monitorar o brilho do mesmo grupo de estrelas repetidamente. O Kepler foi lançado com quatro rodas de reação (uma de reposição), mas em maio de 2013, duas rodas haviam falhado e o telescópio não podia mais ser apontado com precisão para a área alvo. O Kepler foi projetado para operar por 4 anos e, ironicamente, a falha de apontamento ocorreu exatamente 4 anos e 1 dia após o início da observação.

No entanto, essa falha não encerrou a missão. O telescópio Kepler continuou observando por mais dois anos, procurando trânsitos de curto período em diferentes partes do céu. Uma nova missão da NASA chamada TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) está agora realizando um levantamento de trânsito por todo o céu das estrelas mais próximas (e, portanto, mais brilhantes).

Figura o campo de visão de\(\PageIndex{5}\) Kepler. As caixas mostram a região onde as câmeras da espaçonave Kepler capturaram imagens de mais de 150.000 estrelas regularmente, para encontrar planetas em trânsito.

O que queremos dizer, exatamente, com “descoberta” de exoplanetas em trânsito? Um único trânsito aparece como uma pequena queda no brilho da estrela, durando várias horas. No entanto, os astrônomos devem estar atentos a outros fatores que podem produzir um trânsito falso, especialmente quando trabalham no limite de precisão do telescópio. Devemos esperar por um segundo trânsito de profundidade semelhante. Mas quando outro trânsito é observado, inicialmente não sabemos se pode ser devido a outro planeta em uma órbita diferente. A “descoberta” ocorre somente quando um terceiro trânsito é encontrado com profundidade e espaçamento no tempo semelhantes ao do primeiro par.

Os computadores normalmente conduzem a análise, que envolve a busca de pequenas quedas periódicas na luz de cada estrela, estendendo-se por 4 anos de observação. Mas a missão Kepler também tem um programa no qual não astrônomos — cientistas cidadãos — podem examinar os dados. Esses voluntários dedicados descobriram vários trânsitos que foram perdidos pelas análises do computador, mostrando que o olho e o cérebro humanos às vezes reconhecem eventos incomuns que um computador não foi programado para procurar.

Medir três ou quatro trânsitos uniformemente espaçados normalmente é suficiente para “descobrir” um exoplaneta. Mas em um novo campo, como a pesquisa de exoplanetas, gostaríamos de encontrar mais verificações independentes. A confirmação mais forte acontece quando telescópios terrestres também são capazes de detectar um desvio do Doppler no mesmo período dos trânsitos. No entanto, isso geralmente não é possível para planetas do tamanho da Terra. Uma das formas mais convincentes de verificar se uma queda no brilho se deve a um planeta é encontrar mais planetas orbitando a mesma estrela — um sistema planetário. Os sistemas multiplanetários também fornecem formas alternativas de estimar as massas dos planetas, conforme discutiremos na próxima seção.

Os efeitos de seleção (ou vieses) nos dados do Kepler são semelhantes aos das observações do Doppler. Planetas grandes são mais fáceis de encontrar do que planetas pequenos, e planetas de curto período são mais fáceis do que planetas de longo período. Se precisarmos de três trânsitos para estabelecer a presença de um planeta, é claro que estamos limitados a descobrir planetas com períodos orbitais inferiores a um terço do intervalo de observação. Assim, foi somente em seu quarto e último ano de operação que o Kepler conseguiu encontrar planetas com órbitas como a da Terra que necessitam de 1 ano para contornar sua estrela.

Detecção direta

A melhor evidência possível de um planeta semelhante à Terra em outro lugar seria uma imagem. Afinal, “ver para acreditar” é um preconceito muito humano. Mas imaginar um planeta distante é, de fato, um desafio formidável. Suponha, por exemplo, que você estivesse a uma grande distância e desejasse detectar a luz refletida da Terra. A Terra intercepta e reflete menos de um bilionésimo da radiação solar, então seu brilho aparente na luz visível é menor que um bilionésimo do Sol. Para agravar o desafio de detectar uma partícula de luz tão fraca, o planeta é inundado pela chama de radiação de sua estrela-mãe.

Ainda hoje, a ótica dos melhores espelhos telescópicos tem pequenas imperfeições que impedem que a luz da estrela entre em foco em um ponto completamente nítido.

A imagem direta funciona melhor em planetas gigantes gasosos jovens que emitem luz infravermelha e residem em grandes separações de suas estrelas hospedeiras. Planetas gigantes jovens emitem mais luz infravermelha porque têm mais energia interna, armazenada a partir do processo de formação do planeta. Mesmo assim, técnicas inteligentes devem ser empregadas para subtrair a luz da estrela hospedeira. Em 2008, três desses planetas jovens foram descobertos orbitando HR 8799, uma estrela na constelação de Pegasus (Figura\(\PageIndex{6}\):). Dois anos depois, um quarto planeta foi detectado mais próximo da estrela. Planetas adicionais podem residir ainda mais perto do HR 8799, mas, se existirem, estão atualmente perdidos no brilho da estrela.

Desde então, vários planetas ao redor de outras estrelas foram encontrados usando imagens diretas. No entanto, um desafio é saber se os objetos que estamos vendo são realmente planetas ou se são anãs marrons (estrelas falhadas) em órbita ao redor de uma estrela.

Figura\(\PageIndex{6}\) Exoplanetas em torno de HR 8799. Esta imagem mostra observações do telescópio Keck de quatro planetas diretamente fotografados orbitando HR 8799. Uma escala de tamanho para o sistema fornece a distância em AU (lembre-se de que uma unidade astronômica é a distância entre a Terra e o Sol).

A imagem direta é uma técnica importante para caracterizar um exoplaneta. O brilho do planeta pode ser medido em diferentes comprimentos de onda. Essas observações fornecem uma estimativa da temperatura da atmosfera do planeta; no caso do HR 8799 planeta 1, a cor sugere a presença de nuvens espessas. Os espectros também podem ser obtidos da luz fraca para analisar os constituintes atmosféricos. Um espectro do planeta 1 do HR 8799 indica uma atmosfera rica em hidrogênio, enquanto o planeta 4 mais próximo mostra evidências de metano na atmosfera.

Outra forma de superar o efeito de embaçamento da atmosfera terrestre é observar do espaço. O infravermelho pode ser a faixa de comprimento de onda ideal para observar, porque os planetas ficam mais brilhantes no infravermelho, enquanto estrelas como o nosso Sol ficam mais fracas, facilitando assim a detecção de um planeta contra o brilho de sua estrela. Técnicas ópticas especiais podem ser usadas para suprimir a luz da estrela central e facilitar a visualização do próprio planeta. No entanto, mesmo se formos para o espaço, será difícil obter imagens de planetas do tamanho da Terra.

Conceitos principais e resumo

Várias técnicas observacionais detectaram com sucesso planetas orbitando outras estrelas. Essas técnicas se enquadram em duas categorias gerais: detecção direta e indireta. As técnicas de Doppler e trânsito são nossas ferramentas indiretas mais poderosas para encontrar exoplanetas. Alguns planetas também estão sendo encontrados por imagens diretas.

Notas de pé

¹ O método Doppler só nos permite encontrar a massa mínima de um planeta. Para determinar a massa exata usando o desvio de Doppler e as leis de Kepler, também precisamos ter o ângulo no qual a órbita do planeta está orientada para nossa visão — algo que não temos nenhuma forma independente de saber na maioria dos casos. Ainda assim, se a massa mínima for metade da de Júpiter, a massa real só pode ser maior do que isso, e temos certeza de que estamos lidando com um planeta joviano.

Glossário

exoplaneta

um planeta orbitando uma estrela diferente do nosso Sol

trânsito

quando um objeto astronômico se move na frente de outro