Exoplanetas: Análise dos Métodos de Descoberta

Transcrição

1 Exoplanetas: Análise dos Métodos de Descoberta Evellyn Guimarães Universidade Federal de Pelotas, Instituto de Física e Matemática, Pelotas, Brazil (Dated: 29 de julho de 2017) Desde a descoberta do primeiro exoplaneta em 1995, 51 Pegasi-d [1], a astrofísica vem se empenhando cada vez mais em estudar técnicas e modelos que melhor detectem a existência de planetas extrassolares. No entanto, o fato destes objetos serem tão pequenos (no que se refere à medidas astronômicas) e tão pouco luminosos (sendo sua luz apenas aquela que recebe da sua estrela anfitriã, sendo refletida), assim como a ínfima separação angular entre ele e a estrela que orbita, torna o seu reconhecimento uma tarefa árdua e extremamente dependente de telescópios cada vez mais sensíveis à pequenas perturbações nos parâmetros observados. Existem atualmente alguns métodos eficazes e particularmente eficientes para casos diferentes. Analisamos aqui quatro dos métodos mais conhecidos, desde o mais antigo, a astronometria, o que realizou o maior número de detecções até o momento, a espectroscopia doppler (i.e., método da velocidade radial), o extremamente específico microlente gravitacional, e o mais recente e extremamente promissor método dos trânsitos. PACS numbers: j I. INTRODUÇÃO A busca por planetas orbitando outras estrelas, também está fundamentalmente ligada à busca por vida fora da Terra, ou ainda à necessidade de encontrar possíveis futuros lares, uma vez que já se sabe que a Terra tem (salvo nenhum acidente astronômico aconteça antes) dias contados correspondestes à vida do sol, que deve colapsar dentro de sete bilhões de anos e meio. Facilmente ofuscados por objetos próximos e praticamente impossíveis de serem detectados por imagem direta devido seu tamanho e baixa luminosidade, a busca pela detecção de exoplanetas faz com que astrônomos e engenheiros trabalhem constantemente no sentido de buscar métodos que possam não apenas identificá-los mas também obter outros parâmetros, como massa e densidade, que nos dão informações valiosas sobre sua composição física e atmosférica. Atualmente, existem 3633 planetas extrassolares e 2723 sistemas planetários identificados [2], e, considerando que a descoberta do primeiro foi em 1995 [1] vemos um crescimento extremamente rápido no número de detecções, o que se deve ao fato de que a identificação de um planeta está diretamente ligada à existência de lentes potentes em telescópios cada vez mais sensíveis. Os grandes marcos na história de detecções são recentes, como o lançamento da missão kepler, em 2009, que lançou a sonda kepler para orbitar o sol e desde 2012 já realizou mais de 1000 detecções [3] usando o método do trânsito (ver II C), e também a maior descoberta já feita no quesito de planetas potencialmente habitáveis, um sistema formado por sete planetas de tamanhos similares ao da Terra, sendo três potencialmente habitáveis, orbitando a estrela TERRAPIST-1 [4]. Cada método de idenficação, tem vantagens dependo do caso que esteja evellynnatalee@gmail.com sendo analisado, no caso da Astrometria, é necessário que o objeto esteja perpendicular ao observador, para o método da espectroscopia dopler e do trânsito, o observador obrigatoriamente deve estar alinhado ao objeto observado e o método de microlentes gravitacionais favorece a descoberta de exoplanetas mais próximos ao centro da via láctea, uma vez que nesse método precisa uma estrela de fundo como referência. Neste trabalho, temos um estudo de cada método citado, enfatizando no modo como cada um pode ser usado para futuras descobertas. II. MÉTODOS Detecções exoplanetárias por imagem direta são extremamente raras. Quanto maior é a distância da qual se observa dois objetos distintos, mais próximos eles parecerão, até um ponto em que se tornarão indistigíveis. Esse ângulo de separação observável entre dois objetos é conhecido como separação angular, e em medidas astronômicas, isso consiste em tentar observar e distinguir uma pequena fonte de luz, ao lado de um imenso farol à milhares de quilômetros de distância levando em consideração que a estrela anfitriã é extremamente mais brilhante que os possíveis planetas que a orbitam [5]. A soma desses fatores torna a fotografia direta desses objetos impossível para os telescópios atuais. Sendo assim, todos os métodos de detecção existentes baseiam-se em observações indiretas, que usam pequenas variações nos parâmetros da estrela causadas por esses planetas, no entanto, cada um deles verifica essas variações de formas diferentes. A. Astrometria A mais antiga técnica utilizada para detectar objetos extrassolares parte do princípio de que em um sistema composto por mais de um objeto, estes orbitam em torno de um centro de massa comum. A despeito do sistema

2 2 solar, o pressuposto de que os planetas que o compõem orbitam o sol na verdade é uma aproximação do caso real. O sol e todos os planetas orbitam o centro de massa do sistema e o fato de estrelas serem extremamente massivas em relação aos planetas que as orbitam, torna esse centro de massa extremamente próximo a elas. Ainda que pequena, essas estrelas possuem uma órbita, e desde que a posição de observação seja perpendicular ao sistema observado, é possível estudar a variação na sua posição e consequentemente inferir a velocidade com que ela se desloca, o que também indica a massa e órbita dos possíveis objetos que compõem esse sistema. Quando se fala em estudar essas variações, estamos tratando de quantidades mínimas e de observação extremamente dificultosas, fazendo com que a grande deficiência desse método seja a necessidade de que o exoplaneta a ser detectado tenha uma grande massa e uma distância orbital considerável a ponto de deslocar o centro de massa o suficiente para causar uma variação observável na velocidade radial da estrela [6]. Assim como descrito na seção II A, o método da velocidade radial, ou espectroscopia doppler analisa pequenas variações da estrela no centro de massa do sistema, para detectar objetos no seu entorno. No entanto, essa análise é feita com o observador com um ângulo de visão alinhado à posição do sistema observado, e não mais perpendicular, pois nesse método o parâmetro de interesse é a velocidade radial e não mais a posição. Usando o efeito doppler, é possível estudar as variações no espectro da luz emitida pela estrela, devido a mudança no seu comprimento de onda quando esta se aproxima ou se afasta do nosso referencial de observação [7, 8]. Estrelas se afastando do observador possuem comprimentos de ondas maiores e seus espectros desviam pro vermelho, enquanto que em aproximação, elas possuem comprimentos menores de onda e seus espectros desviam pro azul. Essa variação espectral periódica ajuda ainda a definir a massa e o período do planeta que compõe o sistema. A localização de planetas usando essa espectroscopia oferece a facilidade de detectar planetas com períodos maiores, dado que é possível medir com extrema precisão o deslocamento doppler ainda seja causado por pequenas variações na luz emitida [9]. Figura 1. Representação ilustrativa do centro de massa de um sistema com dois objetos. a a Retirada de astropt.org Figura 2. Representação dos espectros com desvio para o vermelho em caso de distanciamento, em regime estacionário e com desvio para o azul em caso de aproximação a a Retirada de astropt.org Analisando essa pequena variação da posição estelar em torno do centro de massa, é possível ainda avaliar a massa do objeto, assim como seu período orbital. Apesar de ser o mais antigo, a astrometria realizou o menor número de detecções exoplanetárias confirmadas, já que suas obervações não podem ser confirmadas por outros métodos pois ela é a única capaz de detectar objetos perpendiculares à nossa observação e que a inspeção da variação na posição estelar é extremamente dificultosa. No entanto, ela é frequentemente utilizada para identificar sistemas bináros de estrelas, pois com dois objetos amplamente massivos o descolamento da estrela é mais facilmente observado. B. Velocidade Radial C. Método dos trânsitos Levando em conta um observador que estivesse alinhado ao sol, seria possível pra ele, observar a passagem dos planetas em forma de sombras à frente da estrela, quase como pontos pretos atravessando uma enorme fonte luminosa. Tal evento causaria uma rápida diminuição no seu brilho devido aos pequenos eclipses causados por esse trânsito dos planetas à sua frente. Analogicamente, essa variação de brilho pode ser calculada e usada para definir a passagem de planetas em outras estrelas, desde que o sistema obervado esteja em posição de alinhamento à nossa observação. Essa metodologia de estudo diz respeito ao método dos trânsitos, também conhecido como o método das estrelas eclipsadas. Extremamente promissor, o método dos trânsitos analisa a intensidade da variação na luminosidade da estrela estudada, causada pelos eclipses e também é vantajoso para calcular a massa e período do planeta que a eclipsou, e consequentemente o tamanho da sua órbita, dado que objetos maiores causam baixas maiores no brilho da estrela, e aqueles com maiores períodos causam uma va-

3 3 riação no brilho que perdura mais. Essa análise é extremamente eficiente para detectar planetas menores, mais similares a Terra, uma vez que mesmo uma pequena variação na luz da estrela é detectável. Apesar da sua eficiência, quando a órbita analisada é muito grande, a detecção por esse método se torna inviável já que seriam necessários anos para observar transições periódicas e, para que um exoplaneta seja confirmado, são necessárias pelo menos três transições separadas por intervalos de tempo iguais [10]. Outra dificuldade imposta para utilização desta técnica consiste na necessidade de que o sistema observado esteja com um ângulo de inclinação quase perpendicular ao plano do céu [10], para que seja possível a visualização dos eclipses. Essas variações causadas pela presença do planeta são detectáveis, pois ocorrem periodicamente, respeitando a órbita do planeta ao redor da estrela que causa a microlente. Essa órbita faz com o este efeito seja ampliado e diminuído, causando assim uma variação averiguável no brilho da estrela de fundo, tornando possível a detecção do exoplaneta em questão [11]. Essa técnica de detecção favorece a descoberta de planetas que estejam na direção central da galáxia, já que a concentração de estrelas é maior nessa região, favorecendo assim um possível alinhamento entre duas. Ainda assim, efeitos de microlente são raros e dificilmente observáveis, uma vez que essa disposição linear dificilmente dura mais que alguns dias pois as estrelas e os planetas possuem movimento relativo constante. Figura 3. Representação do gráfico obtido a partir da análise da luminosidade da estrela TERRAPIST-1 sendo eclipsada pelos sete exoplanetas encontrados na sua órbita. A variação do brilho é maior para os planetas maiores, enquanto que a duração dessa variação é maior para planetas com períodos maiores. a a Fonte: nature [4] D. Microlente gravitacional Assim como o método dos trânsitos (II C), esta técnica de detecção também analisa a variação no brilho de uma estrela, porém, neste método o estudo é feito a partir do efeito relativístico de microlente gravitacional, que faz com que uma estrela que esteja em posição de alinhamento com outra amplie o brilho da estrela de fundo. A luz emitida por essa estrela sofre um desvio no caminho, causado devido à deformação que a primeira origina no espaço, fazendo com que o observador a perceba maior do que seu tamanho real. Caso o possível exoplaneta esteja perpendicular ao campo de visão do referecial observador e com certa proximidade à estrela que causa o efeito de microlente, ele pode contribuir para ampliar esse efeito. Figura 4. Efeito de microlente gravitacional. A linha branca menor representa o tamanho real do objeto e a maior, o tamanho observado devido o efeito de microlente. a a Retirada de spacetelescope.org III. RESULTADOS E DISCUSSÃO Ainda que alguns métodos para detectar planetas extrassolares sejam mais eficientes que outros, todos tiveram sua participação para o enorme número de descobertas realizadas até então. Podemos analisar a eficiência desses recursos na tabela I que reúne os atuais resultados da quantidade de exoplanetas e sistemas planetários encontrados por cada método referido nesse estudo. É possível ainda examinar a relação entre as características dos planetas encontrados com as técnicas que o detectaram. Como é possível ver na figura 5, os planetas com menores períodos são mais facilmente detectáveis pelo método dos trânsitos, e os com períodos maiores têm descoberta facilitada pela velocidade radial, enquanto que as exceções representadas pelo método de microlente (casos de alinhamento duplo de estrela), praticamente idenpendem das órbitas e massas.

4 4 Tabela I. Métodos de detecção e descobertas realizadas por eles [2]. Método de detecção Exoplanetas Sistemas planetários Sistemas Multiplanetários Astrometria Velocidade Radial Método dos trânsitos Microlente gravitacional Figura 5. O gráfico mostra a relação entre as massas e períodos orbitais dos exoplanetas descobertos até Os pontos verdes representam o método dos trânsitos, os azuis o de velocidades radiais, e os laranjas o de microlentes. a a Retirada de IV. CONCLUSÃO Como este estudo mostrou, a localização de planetas fora do nosso sistema está nos seus passos iniciais. Em menos de duas décadas os avanços tecnológicos nos permitiram sair da suposição de que existiriam planetas orbitando outras estrelas além da nossa, para a identificação de mais de três mil deles, e ainda, para a verificação de que alguns podem ser similares aos nossos. As técnicas para detecção têm se tornado cada vez mais aprimoradas e com a combinação de aparatos tecnológicos melhores, se tornam cada vez mais eficientes, fato observável na tabela I, que mostra que a técnica mais recentemente utilizada foi capaz de realizar o maior número de descobertas exoplanetárias. Esperamos o desenvolvimento de telescópios, espectrógrafos e outros aparatos tecnlógicos ainda mais eficientes para que a busca por planetas fora do sistema solar seja mais produtiva e possivelmente possa encontrar outras Terras perdidas no espaço. Agradecimentos Agradecemos a todos os professores que contribuíram e contribuem para nossa formação acadêmica, nos incentivando a sempre nos esforçar e fazer o melhor possível. [1] R. P. Butler, J. T. Wright, G. W. Marcy, D. A. Fischer, S. S. Vogt, et al., The Astrophysical Journal 646 (2006). [2] The extrasolar planets encyclopaedia, data de acesso: 25/07/2017. [3] How many exoplanets has kepler discovered? data de acesso: 22/07/2017. [4] M. Gillon, A. H. M. J. Triaud, B.-O. Demory, E. Jehin, et al., Nature 542 (2017). [5] J. C., Exoplanets explained,

5 5 data de acesso: 26/07/2017. [6] P. K. S. Jean Kovalevsky, Fundamentals of Astrometry, 1st ed. (Cambridge University Press, 2004). [7] M. d. F. O. S. Kepler de Souza Oliveira Filho, Astronomia e Astrofísica, 2nd ed. (Editora livraria da Física, 2004). [8] G. Anglada-Escudé, P. J. Amado, J. Barnes, Z. M. Berdiñas, et al., Nature 536 (2016). [9] R. G. G. Amorim and W. C. Santos, Revista Brasileira de Ensino de Física 39 (2016). [10] W. C. Santos and R. Amorim, Revista Brasileira de Ensino de Física 39 (2017). [11] A. Válio, Ciência e Cultura 61 (2009).