Hekimlik Mesleğinin Piri ve Kurucusu: Lokman Hekim

Observar diretamente um exoplaneta, ou seja, detectar f´otons provenientes diretamente de um determinado planeta fora do Sistema Solar ´e uma tarefa muito dif´ıcil. Esta difi- culdade ´e devido `a rela¸c˜ao de brilho entre a estrela central do sistema e seus poss´ıveis planetas. Se o Sistema Solar fosse observado de uma distˆancia de dez parsecs6_{, o Sol}

seria aproximadamente um bilh˜ao de vezes mais brilhante que um planeta em sua proxi- midade para comprimentos de onda correspondentes `a faixa da regi˜ao vis´ıvel do espectro eletromagn´etico. Se esta observa¸c˜ao fosse feita na regi˜ao infravermelha do espectro ele- tromagn´etico, o Sol se apresentaria um milh˜ao de vezes mais brilhante que esse planeta (Marais et al., 2002). A figura 2.1 mostra o argumento exposto acima.

Figura 2.1: Modelo espectral representativo do Sol e seus planetas, observados a uma distˆancia de dez parsecs. Fonte: Marais et al., 2002.

Tal exemplo deixa claro que at´e mesmo planetas massivos n˜ao seriam detectados e

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1parsec ∼ 3, 1.1016

52 Cap´ıtulo 2. Exoplanetas

al´em disso, aponta para uma hip´otese n˜ao verdadeira, a de que no sistema n˜ao h´a planetas orbitando a estrela central. Logo, conclu´ı-se que m´etodos indiretos devem e tˆem sido usados preferencialmente na procura por exoplanetas. No entanto, o avan¸co de t´ecnicas e das tecnologias pode alterar o cen´ario atual.

2.2.1 Velocidade Radial (M´etodo Doppler)

Toda estrela hospedeira ir´a experimentar um deslocamento devido `a atra¸c˜ao gerada pelo campo gravitacional do exoplaneta que descreve um movimento ao seu redor. Este movimento em torno do centro de massa do sistema pode ser detectado pela an´alise das pequenas mudan¸cas nas linhas espectrais estelares devido ao efeito Doppler. O desloca- mento Doppler varia periodicamente. Este m´etodo tem sido utilizado amplamente e ´e o respons´avel pela maioria das descobertas dos exoplanetas catalogados. Logicamente, ele cria um vi´es pelo fato de que somente os planetas mais massivos e/ou pr´oximos de sua estrela central podem ser detectados. A figura 2.2 ilustra a situa¸c˜ao descrita acima.

Figura 2.2: Representa¸c˜ao esquem´atica do m´etodo de detec¸c˜ao via velocimetria radial.

Ao se considerar um exoplaneta de massa, Mp, de semi-eixo maior ap, em torno de uma

estrela de massa Ms, ambos movendo-se em torno do centro de massa do sistema, sendo

que a distˆancia entre a estrela e o centro de massa do sistema (as) ´e pequena, pode-se

escrever a igualdade:

Msas = Mpap (2.1)

Se¸c˜ao 2.2. M´etodos de Detec¸c˜ao 53

trela possa ser aproximada por vs = 2πR_P s e aplicando a terceira Lei de Kepler, obtem-se:

v2_s = G(Ms+ Mp)a 2 s a3 p (2.2) Logo, se o Mp << Mse o plano orbital tenha uma inclina¸c˜ao, “i”, com o c´eu, ´e poss´ıvel

escrever uma equa¸c˜ao para a velocidade radial m´axima da estrela:

v_radm´ax = Mpsin(i) ✓ G apMs ◆1₂ (2.3) Desse modo, pode-se relacionar a velocidade radial da estrela com o deslocamento Dop- pler. Entretanto, ´e not´orio que para pequenos valores de “i”, tem-se medidas pequenas para a velocidade radial e consequentemente pequenos valores para o deslocamento Dop- pler. Este fato reduz seriamente a prov´avel detec¸c˜ao de planetas com pequenos valores do parˆametro “i”. Outra complica¸c˜ao inerente ao m´etodo ´e o longo tempo de observa¸c˜ao para detectar-se os pequenos deslocamentos Doppler.

2.2.2 Trˆansito Planet´ario

O trˆansito planet´ario ocorre quando um planeta atravessa o disco da estrela central de um sistema em uma posi¸c˜ao frontal quando observado da Terra. Na realidade, o m´etodo consiste em observar a estrela fotometricamente, buscando identificar pequenos desvios na intensidade luminosa que ´e recebida. Estes desvios podem ser ocasionados por planetas com raios suficientes para causarem um decr´escimo da luminosidade da estrela, denunciando a existˆencia deles. Entretanto, o decr´escimo da luminosidade ser´a dependente do tamanho do planeta, do tamanho da estrela e tamb´em da distˆancia orbital do planeta em rela¸c˜ao a estrela e, estas dependˆencias, como j´a comentadas, acarretar˜ao vieses na amostra dos exoplanetas detectados, j´a que ´e mais prov´avel observar trˆansitos de planetas gigantes pr´oximos da estrela central.

Atrav´es de longos per´ıodos de observa¸c˜ao ´e poss´ıvel determinar o per´ıodo orbital do planeta e a presen¸ca atmosf´erica, logicamente, utilizando aparatos espectrosc´opios que permitam identificar linhas de absor¸c˜ao. Na figura 2.3 7 _{´e ilustrado o decr´escimo da}

luminosidade estelar devido ao eclipse planet´ario.

54 Cap´ıtulo 2. Exoplanetas

Figura 2.3: Representa¸c˜ao do m´etodo de detec¸c˜ao atrav´es de trˆansitos planet´arios. Observa-se a queda da luminosidade estelar devido ao eclipse planet´ario. Fonte: ESO (modificado).

Em 2006, foi colocado em ´orbita o sat´elite CoRoT (Convection, Rotation and Planetary Transits), cuja principal miss˜ao ´e a busca de exoplanetas por meio do m´etodo de trˆansito. Em 2009, o telesc´opio identificou o exoplaneta CoRoT 7b, o primeiro planeta rochoso a ser descoberto por este m´etodo.

2.2.3 Astrometria de Precis˜ao

Ao se falar sobre m´etodos de detec¸c˜ao de exoplanetas por meio de astrometria de precis˜ao fica subentendido a necessidade de se ter dados observacionais referentes `a posi¸c˜ao estelar muito precisos. O m´etodo consiste em analisar a varia¸c˜ao da posi¸c˜ao da estrela em rela¸c˜ao ao seu centro de massa devido `a presen¸ca de exoplanetas. Esta varia¸c˜ao ocorre j´a que ao se considerar dois corpos com massas distintas, sendo a estrela o que possui a maior massa, ambos v˜ao atrair-se mutuamente. Assim, o centro de massa do sistema estar´a localizado pr´oximo ao corpo de maior massa, no caso a estrela. Logo, a observa¸c˜ao do deslocamento da estrela em rela¸c˜ao ao seu centro de massa indicar´a a presen¸ca de um

Se¸c˜ao 2.2. M´etodos de Detec¸c˜ao 55

objeto, se ele for massivo, ou seja, um prov´avel planeta gigante.

O m´etodo favorece a investiga¸c˜ao de sistemas com planetas massivos bastante afastados de sua estrela central, localizados a alguns parsecs da Terra. Atualmente, n˜ao se disp˜oe da precis˜ao necess´aria para a aplica¸c˜ao satisfat´oria do m´etodo. Essa situa¸c˜ao deve ser alterada a partir do lan¸camento da miss˜ao GAIA (ESA: Agˆencia Espacial Europ´eia), cujo objetivo ´e medir distˆancias e movimentos de um conjunto formado por aproximadamente 109 _{estrelas, com resolu¸c˜ao de 10 − 20 micro segundos de arco.}

2.2.4 Microlentes Gravitacionais

De acordo com a teoria da Relatividade Geral, a luz proveniente de um objeto-fonte pode sofrer altera¸c˜oes devido a sua intera¸c˜ao com a massa de outro objeto que se encontre entre essa fonte e o observador. Tal altera¸c˜ao ´e devido `a mudan¸ca do brilho aparente do objeto-fonte (amplia¸c˜ao). Um aumento, se provocado por uma estrela que tem a mais um exoplaneta em sua ´orbita, poder´a ser detectado como uma contribui¸c˜ao no efeito de lente esperado, ou seja, ser´a observado na curva de luz um pico secund´ario como mostra a figura 2.4.

Figura 2.4: Representa¸c˜ao do pico adicional `a curva de luz estelar quando se utiliza o m´etodo de detec¸c˜ao atrav´es de microlente gravitacional. Na figura, B representa o brilho aparente do objeto fonte. O segundo pico na curva de luz ocorre devido a presen¸ca de um exoplaneta.

A amplifica¸c˜ao da luz devido ao efeito de microlente gravitacional ´e obsevada quando um objeto entra na regi˜ao delimitada pelo chamado Raio de Einstein:

56 Cap´ıtulo 2. Exoplanetas ΘE =  4GM c2 DLS DLDS $1₂ (2.4) Na equa¸c˜ao acima, DL ´e a distˆancia entre o observador e a lente, DLS a distˆancia entre

a lente e a fonte e, DS ´e a distˆancia entre o observador e a fonte. Poucos exoplanetas foram

detectados por esse m´etodo devido `as dificuldades que se apresentam, como por exemplo, o alinhamento extremamente preciso exigido entre os objetos de estudo.

2.2.5 Atraso nos Sinais de Pulsares

Pulsares s˜ao estrelas de nˆeutron em rota¸c˜ao muito r´apida. O m´etodo consiste na medida de anomalias (atrasos) temporais nos sinais emitidos por tais objetos, que podem ser ocasionados pela presen¸ca de exoplanetas, pois se ele for suficientemente massivo, o pulsar mover-se-´a em torno do centro de gravidade do sistema. Este m´etodo permitiu a detec¸c˜ao do primeiro sistema planet´ario extrasolar (Stevens et al., 1992). Tal m´etodo n˜ao ´e, entretanto, apropriado para buscas de exoplanetas que apresentem condi¸c˜oes semelhantes `as encontradas na Terra, j´a que planetas pr´oximos a pulsares dificilmente apresentar˜ao condi¸c˜oes necess´arias para o desenvolvimento da vida de forma similar a terrestre.