A Descoberta dos Exoplanetas: o Caso da Estrela Só
Os cientistas vem descobrindo inúmeros planetas orbitando outras estrelas. Começou há pouco tempo, menos de 20 anos e já passa muito de 200. O mecanismo “é simples”: de posse das equações miltonianas e nisteinianas e dos super-ordenadores, os programáquinas se fixam nas fotos das estrelas em seu trânsito real celestial.
A BUSCA DOS EXOPLANETAS (planetas alienígenas)
Exoplaneta
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Gráfico do número de descobertas de planetas extrasolares por ano.
Um exoplaneta (ou planeta extrassolar (pré-AO 1990: extra-solar) ) é um planeta que orbita uma estrela que não seja o Sol e, desta forma, pertence a um sistema planetário distinto do nosso. Até 17 de outubro de 2012, havia 843 exoplanetas detetados.[1]
Embora a existência de sistemas planetários há muito tem sido de aventado, até a década de 1990 nenhum planeta ao redor de estrelas da sequência principal havia sido descoberto. Todavia, desde então, algumas perturbações em torno da estrela atribuídas a exoplanetas gigantes vêm sendo descobertas com telescópios melhores. Mesmo por estimativas, as observações cada vez mais frequentes de exoplanetas gigantes reforçam a possibilidade de que alguns desses sistemas planetários possam conter planetas menores e consequentemente abrigar vida extraterrestre. A maioria dos exoplanetas possuem condições inóspitas à existência de vida tal como é concebida em nosso planeta. Os planetas detetados até agora são, em sua maioria, do tamanho ou maior do que Júpiter, e giram na maioria das vezes em órbitas muito próximas da estrela-mãe. Entretanto, os cientistas acreditam que isso se deve a limitações nas técnicas de deteção de planetas, e não porque essas condições sejam mais comuns.
História de deteções
Nosso sistema solar comparado com o sistema 55 Cancri
A descoberta dos primeiros exoplanetas foi anunciada em 1989,[2][3] quando variações nas velocidades radiais de HD 114762 e Alrai (γ Cephei) foram explicadas como efeitos gravitacionais causados por corpos de massa subestelar, possivelmente gigantes gasosos (11 MJ & 2-3 MJ respectivamente). Alrai foi analisada em um artigo [4] no ano anterior, mas a questão de um companheiro planetário como causa das variações de velocidade foi deixada em aberto. Todavia, uma pesquisa subsequente em 1992 concluiu que os dados não eram robustos o bastante para confirmar a presença de um planeta,[5] mas, dois anos depois, técnicas aperfeiçoadas confirmaram sua existência. O caso de HD 114762 ainda não foi refutado, mas considera-se que seu companheiro possa ser uma estrela de baixa massa em órbita vista de topo.
A primazia da descoberta dos primeiros exoplanetas também é requerida pelo astrônomo polaco Aleksander Wolszczan, que, em 1993, encontrou planetas ao redor do pulsar PSR B1257+12. Acredita-se que eles tenham sido formados dos remanescentes da supernova que produziu o pulsar, numa segunda rodada de formação planetária, ou de caroços sólidos dos restos de gigantes gasosos que sobreviveram à supernova e espiralaram as suas órbitas atuais.
Vários exoplanetas em redor de estrelas solares começaram a ser descobertos em grande número no fim da década de 1990 como resultado do aperfeiçoamento da tecnologia dos telescópios, tais como o advento dos CCDs e de processamento de imagens por computador. Tais avanços permitiram medições mais precisas do movimento estelar, possibilitando que os astrônomos detetassem planetas, não visualmente (porque a luminosidade de um planeta é geralmente muito baixa para ser detetada desta forma), mas através dos efeitos gravitacionais que exercem sobre as estrelas ao redor das quais orbitam (veja astrometria e velocidade radial). Exoplanetas também podem ser detetados através da variação da luminosidade aparente da estrela à medida que o planeta passa defronte dela (ver eclipse).
Parte de nosso sistema solar superposto às órbitas dos planetas HD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli ab, e Mu Arae b (estrelas-mãe no centro)
O primeiro planeta extra-solar definitivo descoberto ao redor de uma estrela da sequência principal (51 Pegasi) foi anunciado em 6 de Outubro de 1995 por Michel Mayor e Didier Queloz da Universidade de Genebra. Desde então, dezenas de planetas foram descobertos e algumas suspeitas datadas do fim dos anos 1980 foram confirmadas, muitas pelo grupo liderado por Geoffrey Marcy, da Universidade da Califórnia, com dados obtidos nos observatórios Lick e Keck. O primeiro sistema a ter mais de um planeta detetado foi υ Andromedae. A maioria dos planetas detetados possuem órbitas muito elípticas. Todos os planetas até hoje descobertos possuem grande massa e a maioria tem massa superior à de Júpiter.
Em Julho de 2004, anunciou-se que o Hubble possibilitou a descoberta de cem exoplanetas adicionais, mas a presença deles ainda não pôde ser confirmada. Ademais, muitas observações apontam para a existência de milhões de cometas nesses sistemas extra-solares.
Até 19 de julho de 2012, havia 777 exoplanetas detetados.[1]
Em 13 de Novembro de 2008 foi anunciado por Paul Kalas, astrónomo da Universidade de Berkeley, que conseguiu pela primeira vez, através de um telescópio ótico, registar imagens dum exoplaneta. Para tal foi utilizada a técnica de eclipsamento artificial [carece de fontes?], isto é, obstruindo a luz das estrelas mais próximas e possibilitando a visualização de seus planetas, muito menos luminosos. A referida imagem mostra o exoplaneta Fomalhaut b, provavelmente com uma massa aproximada à de Júpiter.[6]
A primeira fotografia, através de um telescópio óptico, dum exoplaneta
Na mesma ocasião, foi anunciada a descoberta, por astrônomos do Instituto de Astrofísica de Victoria, em British Columbia, de três planetas orbitando a estrela HR 8799.[7]
Em Dezembro de 2008, três estudantes da Universidade de Leiden, nos Países Baixos, descobrem o primeiro exoplaneta a orbitar uma estrela quente e de rotação rápida. Meta de Hoon, Remco van der Burg e Francis Vuijsje [8] estavam a testar um método de investigação da flutuação da luz por acção da gravidade, inserido na Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE),quando verificaram que a cada dois dias e meio a luminosidade de uma estrela decrescia na ordem dos 1% a 2%. Ao planeta foi atribuído o nome de OGLE2-TR-L9b possuindo uma massa cinco vezes superior à de Júpiter. A estrela à volta da qual orbita o planeta é 1000 °C a 7000 °C mais quente que o nosso Sol.[9]
Métodos de deteção
Em 2008 havia seis métodos de deteção de planetas extra-solares que são muito débeis, com relação a sua estrelas hospedeiras, para serem detetados por métodos óticos convencionais.
As futuras missões espaciais Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder e Darwin planejam detectar exoplanetas de um modo mais direto.
Cronometria de Pulsares
Visão artística do sistema planetário do pulsar PSR B1257+12
O primeiro método usado para descobrir exoplanetas consistiu na observação de anomalias na regularidade dos pulsos de um pulsar. Isto levou à "descoberta" do primeiro planeta, que tinha período orbital de exatamente um ano. Essa descoberta foi, posteriormente, desmentida, uma vez que resultou da falha em considerar a Terra ao longo de sua órbita. Entretanto, este método de fato levou à descoberta dos primeiros planetas, bem como do primeiro sistema planetário além do nosso, por Aleksander Wolszczan. Também levou à descoberta do exoplaneta mais antigo que se conhece, pelo grupo de Steinn Sigurdsson, ao redor do pulsar binário PSR B1620-26. Este planeta é o único planeta conhecido que orbita ao redor de duas estrelas.
O método de cronometria de pulsares envolve medições precisas do sinal do pulsar de modo a determinar se há qualquer anomalia no período dos pulsos. Cálculos subsequentes são usados para determinar o que poderia causar essas anomalias. O método é comummente usado para detetar companheiros de pulsares, mas não é usado especificamente para encontrar planetas.
Astrometria
Diagrama mostrando como um objeto menor orbitando um maior poderia produzir alterações na posição e velocidade deste último, à medida que orbitam um centro comum.
A astrometria consiste no método mais antigo para a busca de exoplanetas, usado pela primeira vez em 1943. Uma certa quantidade de estrelas candidatas foram encontradas desde então, mas não houve confirmação em nenhum desses casos, e muitos astrônomos desistiram desse método diante de outros mais bem-sucedidos. O método envolve a medição do movimento próprio da estrela em busca dos efeitos causados por seus planetas; todavia, variações no movimento próprio são tão pequenas que mesmo os melhores instrumentos de 2008 não fornecem medições confiáveis. O método requer que as órbitas dos planetas sejam aproximadamente perpendiculares a nossa linha de visada; desta forma, planetas detetados por esse método não puderam ser confirmados por outros métodos.
Velocidade radial
O método de velocidade radial mede variações na velocidade com a qual a estrela se afasta ou se aproxima de nós, i.e., mede a componente da velocidade estelar ao longo da linha de visada. A velocidade radial pode ser deduzida do deslocamento nas linhas espectrais da estrela hospedeira, devido ao efeito Doppler. Tais deslocamentos são induzidos pelo planeta que orbita a estrela, uma vez que ambos orbitam em torno do mesmo baricentro (ver problema de dois corpos). A velocidade da estrela ao redor do baricentro é muito menor do que aquela do planeta (os raios das órbitas e, portanto, as velocidades dos corpos são inversamente proporcionais à massa desses). Mesmo assim, variações de velocidades tão baixas quanto poucos metros por segundo podem ser detetadas.
Esta é a principal e, até 2008, mais bem-sucedida técnica usada por caçadores de planetas. Também é conhecida como "método Doppler". Mas ela funciona bem apenas para estrelas relativamente próximas, até 160 anos-luz. Ela encontra com facilidade planetas que estejam próximo à estrela, mas tem dificuldade em encontrar aqueles que orbitam a distâncias maiores. O método Doppler pode ser usado para confirmar as descobertas empreendidas através do método de trânsito.
Microlente gravitacional
Microlente gravitacional
O efeito de microlente gravitacional acontece quando os campos gravitacionais de um planeta e o da estrela hospedeira agem de modo a magnificar a luz de uma estrela distante que esteja no fundo do céu. Para que o efeito ocorra, o planeta e a estrela devem passar quase diretamente entre a estrela distante e o observador. Uma vez que esses eventos são raros, um número muito grande de estrelas distantes deve ser continuamente monitorado de modo a permitir a deteção de planetas a uma taxa razoável. Além disso, também não é possível repetir os experimentos que utilizam esse método, devido à raridade com que ocorrem. Este é o método mais promissor para planetas localizados entre a Terra e o centro da galáxia, já que as partes centrais da galáxia fornecem um grande número de estrelas distantes de fundo.
Microlentes gravitacionais já tinham sido testadas com outros propósitos. Em 1986, Bohdan Paczyński, da Universidade de Princeton, propôs, inicialmente, usá-las para buscar a misteriosa matéria escura, o material invisível que, acredita-se, domina o universo. Em 1991, ele sugeriu que as microlentes poderiam ser usadas para buscar planetas. Êxitos com o método de lentes gravitacionais datam desde 2002, quando um grupo de astrônomos poloneses (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak e Michał Szymański de Varsóvia, e Bohdan Paczyński) aperfeiçoou um método viável no âmbito do projeto OGLE (do inglês Optical Gravitational Lensing Experiment, experimento com lentes gravitacionais ópticas). Durante um mês de busca, eles anunciaram a descoberta de diversos objetos, muitos dos quais poderiam ser planetas. Desde então, dois planetas extra-solares foram detectados através dessa técnica, a qual é considerada a mais promissora para a descoberta de planetas terrestres ao redor de estrelas solares.
Eventos de microlente são curtos, duram algumas semanas ou dias, já que as duas estrelas e a Terra movem-se uns com relação aos outros. Mais de 1000 estrelas foram observadas em eventos desse tipo ao longo dos últimos dez anos. As observações são geralmente empreendidas através de uma rede de telescópios robóticos.
A grande vantagem das microlentes gravitacionais é que se podem descobrir planetas de baixa massa (i.e. terrestres) mesmo com a tecnologia atualmente disponível. Uma desvantagem notável é que o evento não pode ser repetido, pois um alinhamento ao acaso nunca ocorre novamente. Ademais, os planetas detetados tendem a se localizar a muitos quiloparsecs de nós, tal que observações de monitoramento posterior não são possíveis. Contudo, se um número suficiente de estrelas de fundo forem observadas com boa precisão, o método pode informar-nos quão ordinários são os planetas terrestres em nossa galáxia.
Além do programa OGLE financiado pela NASA e pela National Science Foundation, o grupo MOA (do inglês, Microlensing Observations in Astrophysics, Observações de Microlentes em Astrofísica) trabalha para aperfeiçoar essa técnica. Astrônomos acreditam que seja possível observar planetas do tamanho da Terra dentro de meia década.
Método de trânsito
Método de trânsito para detetar planetas extra-solares. O gráfico abaixo da figura demonstra os níveis luminosos recebidos na Terra ao longo do tempo.
Um método recentemente desenvolvido deteta a sombra do planeta quando este transita diante da estrela hospedeira. Este "método de trânsito" funciona apenas com uma pequena porcentagem de planetas cujos planos orbitais estejam perfeitamente alinhados com nossa linha de visada, mas pode ser aplicado mesmo a estrelas muito distantes. Espera-se que ele levará à descoberta dos primeiros planetas terrestres ao redor de estrelas solares quando for empregado pelo Telescópio Espacial CoRoT e pelo Observatório Kepler, missão especial da NASA.
Disco circunstelar
Discos de poeira estelar circundam muitas estrelas, e estas podem ser detetadas, pois absorvem a luz visível da estrela e re-emitem como radiação infravermelha. Condensações em determinados pontos do disco sugerem a presença de planetas.
Novas descobertas da Sonda Kepler
Recentemente a sonda espacial Kepler localizou, pelo método de trânsito, mais de 1230 candidatos a exoplanetas. Destes, mais de 80 são iguais à Terra, sendo 5 deles situados na zona habitável, ou seja, a região ao redor de uma estrela onde é possível a existência de água em estado líquido. Planetas orbitando estrelas são mais comuns do que se imaginava. No início de 2011, um estudo baseado em informações da Kepler concluiu que a Via Láctea pode ter cerca de 2000 milhões de planetas com tamanho semelhante ao da Terra, havendo ainda, possivelmente, cerca de 50000 milhões de galáxias no universo observável.[10].
Similares à Terra
Astrônomos identificaram os dois menores exoplanetas mais similares à Terra localizados fora do Sistema Solar.[11] Esses orbitam em torno da estrela Kepler-20 situada cerca de mil anos-luz de nosso planeta na constelação da Lyra. Para chegar-se a esses planetas usando a nave espacial mais veloz existente seriam necessários mais de 4 milhões de anos. Tais planetas, Kepler-20 e Kepler-20 f, têm, respetivamente diâmetros 1,03 e 0,87 vezes o da terra. Até então o menor exoplaneta localizado for a do sistema solar era Kepler-10b, com diâmetro 1,42 vezes o da terra.
O Dr. François Fressin, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics de Cambridge (Massachusetts) que lidera a equipe de pesquisadores que localizou os planetas, declarou:
"O primeiro desses planetas tem um diâmetro somente 3% maior que o da Terra, o que o faz o objeto mais similar à Terra em todo o Universo. O segundo tem seu diâmetro 13% menor que o da Terra, cerca 7.000 mil milhas (~ 11.300 km), sendo também menor que Vênus, sendo de fato o menor corpo planetário já localizado em órbita de qualquer outra estrela similar ao Sol."
Os maiores descobridores de exoplanetas, os astrofísicos William Borucki, Stéphane Udry e Geoffrey Marcy, localizaram mais da metade dos 767 desses corpos celestes já localizados. Essas buscas se iniciaram na década de 1970, cresceu na seguinte e deslanchou definitivamente em 1995, quando o astrofísico suíço Michel Mayor encontrou o primeiro desses distantes corpos celestes, 51 Pegasi b, a 50 anos-luz da Terra, constelação de Pegasus.
Dos 767 exoplanetas até hoje localizados somente quatro são possíveis de serem habitados, pois orbitam a tais distâncias das estrelas que permitiriam a presença de água líquida na sua superfície. Três deles foram descobertos pelo astrofísico suíço Stéphane Udry, diretor do Observatório da Universidade de Genebra:[12]
Referências
| |
É algo de fantástico, embora ainda primitivo, pois só são mostrados os planetas grandes. Os pequenos ficam escondidos pela luz estelar, como os grandes, e suas variações puxando a estrela são bem menores. Imagine você a combinação de todos esses puxões! Os cientistas devem ficar anos “olhando” através dos grandes olhos e calculando milhares e milhares de horas. A vantagem é que, feitos os cálculos para os grandes eles já ajudam nos dos outros.
Agora descobriram uma estrela, a Só, porque curiosamente ela não tem par, não é binária, é incomum por isso; também não é trinária nem é conjunto multi estelar.
A PRESENÇA PERCENTUAL DE BINÁRIAS E OUTRAS
Estrela binária
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Imagem do telescópio espacial Hubble do sistema binário Sirius, no qual Sirius B (abaixo à esquerda) pode ser vista claramente.
Uma estrela binária é um sistema estelar que consiste de duas estrelas orbitando um baricentro (centro de massas) comum. A estrela mais brilhante é chamada de primária, enquanto a estrela menos brilhante é chamada de estrela companheira ou secundária. Pesquisas desde o início do século XIX sugerem que muitas estrelas são parte de um sistema binário ou de sistemas com mais de duas estrelas, chamados sistemas múltiplos de estrelas. O termo estrela dupla é por vezes utilizado como sinônimo, embora, na definição astronômica moderna, estrelas duplas sejam quaisquer estrelas próximas entre si no céu terrestre, podendo ser uma estrela binária ou uma estrela dupla óptica, a última consistindo de duas estrelas que não possuem nenhuma conexão física, mas aparentam estar próximas umas das outras no céu, vistas da Terra. Estrelas duplas podem ser determinadas como ópticas se seus componentes possuem movimento próprio ou velocidade radial diferentes, ou medidas de paralaxe revelando que as distâncias da Terra das duas estrelas envolvidas são significativamente diferentes. Não se sabe se a maior parte das estrelas duplas conhecidas atualmente são estrelas binárias propriamente ditas ou estrelas duplas ópticas.
Sistemas de estrelas binárias são muito importantes na astrofísica, porque os cálculos de suas órbitas permitem que a massa das estrelas componentes seja diretamente calculada, permitindo então uma estimativa indireta do seu raio e densidade, bem como uma relação empírica entre massa e luminosidade, pela qual as massas de estrelas individuais podem ser estimadas.
Estrelas binárias são frequentemente detectadas visualmente, caso em que são chamadas de binárias visuais. Várias binárias visuais possuem longos períodos orbitais de vários séculos ou milênios e, portanto, as características de suas órbitas são pouco conhecidas ou não são conhecidas com precisão. Estrelas binárias também podem ser detectadas através de técnicas indiretas, tais como espectroscopia (binárias espectroscópicas) ou astrometria (binárias astrométricas). Se as estrelas de um sistema binário orbitam em um plano ao longo da linha de visão da Terra, tais estrelas se eclipsam mutuamente; esses pares são chamados de binárias eclipsantes ou binárias fotométricas, devido ao fato de serem detectadas pela mudança de brilho durante eclipses e trânsitos estelares.
Se as componentes de um sistema binário estelar estão suficientemente próximas uma da outra, as estrelas podem mutuamente distorcer gravitacionalmente a atmosfera da sua companheira. Em alguns casos, pode haver transferência gravitacional de material de uma estrela para outra, fazendo com que estrelas de sistemas binários atinjam estágios da evolução estelar que seriam impossíveis em uma estrela solitária. Exemplos de sistemas binários incluem Sirius e Cygnus X-1 (do qual um dos membros é provavelmente um buraco negro). Estrelas binárias também são comuns como núcleo de várias nebulosas planetárias e são progenitoras de novas e supernovas tipo Ia.
| |
Descobriram quatro grandes planetas juntos à estrela Só, porém os cientistas-astrônomos não acreditam ser possível vida por lá, pois como ela iria prosperar sem haver mais de um astro? É difícil acreditar que seja possível. Se não for trinária, pelo menos que seja binária.
A estrela situa-se a pequena distância, apenas 4,35 anos-luz de Rigel. A razão porque não era olhada e demorou tanto para apontarem para lá os instrumentos é que se trata desse caso raro de estrela única. Às vezes os preconceitos atrapalham.
Serra, sexta-feira, 07 de dezembro de 2012.
José Augusto Gava.
No comments:
Post a Comment