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Planetas Extra Solares
(Palestra do Mês)

Rui Agostinho ruiag@milkyway.cii.fc.ul.pt

Juntando o conhecimento existente sobre o Cosmos (a física da formação e evolução de estrelas, as condições de agregação de material para a formação de planetesimais, a composiçãoquímica predominante nesta parte da galáxia e a forma como isso influencia as taxas de arrefecimento das nebulosas protoestelares), chegamos à conclusão que a probabilidade de se formar um sistema planetário em torno de uma estrela é bastante elevada. Porém nem todas as estrelas formam sistemas planetários. Sabemos que, por exemplo, estrelas de grande massa têm vidas muito curtas e explodem em poucos milhões de anos, não dando sequer tempo à formação (mais lenta) de planetesimais e posteriormente planetas. Nem mesmo dão tempo a que a poeira remanescente da nebulosa inicial, evolua de uma distribuição (pressupostamente) esférica para uma em disco (o disco proto-planetário). Efectivamente, a pressão da sua forte radiação ejecta a poeira para longe, diminuindo as probabilidades de choques entre partículas de poeira, fenómeno que normalmente as faz colapsar para um disco. Assim, ao procurar planetas extra-solares, seleccionam-se apenas estrelas que deram condições à formação de planetas. Entre estas, existe um exemplo concreto: a classe das estrelas amarelas como o Sol!

A visualização ao telescópio de um planeta tem constrangimentos muito grandes. A falta de luz própria faz com que os planetas brilhem apenas por reflexão da luz da estrela a que pertencem, e mesmo este brilho é condicionado pela sua superfície: planetas do estilo de Mercúrio (essencialmente vulcânicos) têm reflectividades (albedos) muito baixas (7-10%), enquanto planetas gasosos ou cobertos por núvens (Júpiter e Vénus) têm albedos elevados (50-80%). Além disso temos ainda o tamanho do planeta: um planeta gigante é mais brilhante que um pequeno.

Tomemos um exemplo: se Júpiter estivesse em torno da estrela mais próxima que temos (a ) que tem magnitude V=0,01, a sua magnitude seria de $V$_J=23,2. Observar esta magnitude é possivel com um telescópio de 4 metros mas com grandes dificuldades de contraste entre a estrela e o planeta: a diferença de brilhos faz com que a imagem fique saturada pela luz da estrela, a menos que se usem processos de tapar a luz desta (designado por coronografia estelar). A separação angular entre estrela e planeta seria de $3,82"$ (segundos-de-arco). Um poder de resolução de imagem desta qualidade é conseguido numa noite de boas condições atmosféricas. Contudo, o exemplo dado é o caso mais favorável de todos: um grande planeta gigante e gasoso em torno de uma estrela muito próxima de nós. Na maioria dos casos, e devido à distância a que as estrelas estão, a separação estrela-planeta é inferior à resolução angular dos telescópios modernos. Ficamos assim restritos a uma pequena amostra de estrelas, em que observação directa será eventualmente possível.

Que métodos se usam então para inferir a existência de planetas extra solares? Um dos processos é observar na banda do infra-vermelho (I.V.), onde a diferença de brilho entre estrela e planeta é muito menor. Aliás, a existência de discos proto-planetários tem sido detectada tanto por imagem directa (ver figura: estrela Beta-Pictoris, imagem obtida no ESO com detector de I.V. no NTT, com coronógrafo) como, indirectamente, pelo excesso de radiação I.V. emitido pela estrela, assinatura inequívoca da existência de um corpo mais frio perto da mesma.

Um outro método que se tem mostrado muito eficiente recorre ao facto de um planeta massivo em torno de uma estrela, criar um centro de massa (CM) comum que fica longe do centro estelar. Por isso, a estrela roda visivelmente em torno do CM. Para um observador exterior e muito longe, a estrela parece fazer um movimento de vai-vem contínuo, mas com o período igual ao da órbita do planeta. Por exemplo, Júpiter provoca no Sol um pequeno movimento destes, que atinge valores máximos de $\pm$5 m/s, na linha de visão. Este movimento afecta por efeito de Doppler a posição das riscas espectrais da estrela e pode ser medido por espectrógrafos de muito alta resolução, especialmente construídos para estes estudos. Foram já detectados por este processo vários candidatos a estrelas com planetas.

Um último método que começa agora a ser explorado, utiliza o efeito de microlente gravitacional para detectar a presença de um planeta, quando este passa em frente da estrela. Este princípio baseia-se no facto de a luz estelar atraída pelo planeta (e que se iria perder), produzir um pequeno aumento de brilho na imagem da estrela.

Estamos numa época de ouro para este tipo de trabalho, pois acercamo-nos da entrada em funcionamento dos grandes telescópios com detectores muito mais sensíveis. Este constitui um tema preferencial de investigação para a astronomia futura.

Prof. Dr. Rui Agostinho