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Planetas Extra-solares
Esta é a primeira parte duma série de artigos sobre a descoberta de
planetas extra-solares.
O texto integral será publicado na Enciclopédia Portuguesa Brasileira.
Desde há muito tempo que o Homem se interrogou sobre a possibilidade de
existirem outros planetas
que apresentem condições para a existência de vida. Mas antes das
condições de vida põe-se ainda uma
questão mais fundamental que é a da sua existência. Se, pelo
lado teórico tudo aponta para a possível
existência de planetas que gravitem em torno de outras estrelas, ditos planetas extra-solares, já a
confirmação dessa existência por via observacional tem sido um grande desafio. Contudo, porquê esta
necessidade de os observar? Sendo a astrofísica uma ciência experimental não basta a conjectura teórica
ainda que correctamente fundamentada. A comprovação experimental (neste caso a observação) da sua
existência, garante que o fenómeno deveras existe e por isso alicerça o conhecimento. Neste campo a
conjectura teórica reveste-se de enorme dificuldade pois os processos físicos que contribuem para a
formação de planetas são bastante complexos envolvendo física do caos, gravitação, estabilidade de órbitas,
campos electromagnéticos, interacção radiação-matéria, etc., e por isso há muitos caminhos possíveis
(combinações dos vários processos em proporções e fases diferentes) para teoricamente criar planetas.
Deste modo, o importante é descobrir (observando) quais são os processos preferencialmente escolhidos
pela natureza de entre a multitude dos possíveis, e que tipo de planetas são gerados por eles. Fica-se assim
com um conhecimento muito concreto e exacto da física que descreve este fenómeno, que é não-linear.
A formação de planetas extra-solares está necessariamente ligado ao da formação de estrelas, que do
ponto de vista do conhecimento passa pelos problemas descritos. Sabe-se hoje que nem todas as estrelas
que se formam dão oportunidade à formação de planetas. Por exemplo as estrelas de grande massa (com
mais de 15 massas solares) produzidas em nuvens gigantes moleculares, colapsam tão rapidamente (10 anos) que a fortíssima radiação libertada em todos os estágios de contracção gravitacional, e mesmo depois
já como estrela com reacções nucleares, é suficiente para empurrar para longe as poeiras (por pressão de
radiação) que não foram absorvidas pela protoestrela. O aquecimento, pela radiação libertada, do gás que
resta impele-o a expandir-se. Impede-se assim a formação de núcleos protoplanetários. Vice-versa, em
estrelas de pequena massa (inferior a 0,1 massas solares) o tempo de contracção gravitacional é tão grande
que todo o processo de formação de protoplanetas fica comprometido: a força de contracção gravitacional
não é capaz de produzir protoplanetas em escalas de tempo inferiores à idade do universo. Temos assim
classes de estrelas que naturalmente favorecem a formação de planetas à sua volta, e outras que não. Por
isso os astrónomos buscam a presença de planetas em estrelas do tipo do Sol, pois estas com garantia
favorecem a formação de planetas, e em escalas de tempo inferiores à da idade do universo.
E porquê procurar planetas que gravitem em torno de estrelas? Será que não os há espalhados pelo
espaço interestelar? A resposta é afirmativa e a procura sistemática de objectos escuros no universo indica a
sua presença, contudo a eficiência de detecção é muito reduzida por um lado, e por outro, serão planetas
sem qualquer hipótese de albergar formas de vida.
Contrariamente ao que vulgarmente se julga, a descoberta de planetas
extra-solares não se faz por
visualização directa destes. A ausência de luz própria aliada ao seu tamanho diminuto, transformam-nos em
objectos de brilho extremamente fraco, pois limitam-se a reflectir uma percentagem (albedo) da luz
recebida da estrela a que pertencem. Apenas casos muitos particulares poderiam ser observados deste
modo, por exemplo: se Júpiter fosse planeta de uma das estrelas mais próximas do Sol, a Centauro, que
fica a 1,3 parsec (pc) de distância, Júpiter teria uma magnitude aparente de cerca de V=23,2
perfeitamente detectável com os telescópios de hoje. O grande problema seria o contraste com a própria
estrela mãe, Cen, que tem uma magnitude aparente de V=0,01: o brilho desta estrela ofuscaria Júpiter na
imagem. Para se ter uma ideia quantitativa da escala de magnitudes observadas (logarítmica), convém
pensar que uma diferença de 5 magnitudes (ex: V=1 e V=6, nas estrelas mais brilhante e mais fraca à vista
desarmada) corresponde na realidade a uma diferença de 100 vezes no brilho intrínseco dos dois objectos.
Mesmo que fosse possível contornar o problema da diferença de brilhos entre a estrela e o planeta,
surge ainda outro problema prático: a separação angular. Neste exemplo, e devido à grande proximidade da
estrela, a separação entre ambos seria de 3,8 segundos de arco (no caso mais favorável de projecção), o
que é facilmente conseguido numa imagem obtida numa noite boa. Contudo, considerando que a galáxia da
Via Láctea tem dimensões de cerca de 25 kpc de raio (distribuição de estrelas) vê-se de imediato que este
método é impraticável para encontrar planetas extrasolares de um modo sistemático, dentro da nossa
galáxia. A aplicabilidade deste método fica (eventualmente) reservado às regiões muito próximas de nós,
isto é, tipicamente distâncias inferiores a 10 pc. Por enquanto.
Devido às pequeníssimas dimensões e fraco brilho dos planetas a descoberta destes é muito limitada.
RJA