A descoberta de nuvens de poeira e gás em torno de estrelas tem sido conseguida. Não é indiferente o facto destas nuvens serem muito extensas (dimensões da ordem dos milhares de Unidades Astronómicas, 1 UA = 1,496 x 10 km) e emitirem bastante no infravermelho, o que altera completamente as condições físicas para a sua visualização, quando comparadas com o caso dos planetas.
A melhor imagem da possível existência de material que eventualmente evoluirá para planetas, foi obtida em 1984, onde se vê claramente (no infravermelho) a nuvem de poeira já achatada em disco, em torno da estrela Beta Pictoris. Muitas descobertas semelhantes se seguiram e hoje sabe-se que as estrelas jovens costumam ter discos à sua volta, muito em particular aquelas que nascem em enxames densos. Nestes enxames, entre 70 % a 80 % das estrelas apresentam efectivamente discos de poeira à sua volta. A maior concentração de massa nos discos costuma ficar até às 10 UA, mas em casos mais estendidos como é o da Beta Pictoris o disco pode alongar-se até às 2000 UA.
Em Abril de 1998 os astrónomos descobriram discos protoplanetários com ausência de material na zona central, indicativo dos processos de condensação (por atracção gravitacional inicialmente) que geram os primeiros planetesimais, que posteriormente se juntam em planetas. Como estes discos não emitem luz visível a sua observação é feita no infravermelho, pois estando eles a temperaturas entre os 100 e os 300 kelvin emitem essencialmente na banda dos 30 a 10 microns, respectivamente.
Outro dos métodos largamente usado na busca de planetas extra-solares
utiliza o facto de uma estrela se mover em torno do centro de massa do
sistema formado por ela e pelos planetas que possui. Deste modo
a estrela muda periodicamente a sua posição no céu. Por exemplo:
se pensarmos num sistema solar simplificado, só constituído pelo Sol e
por Júpiter, o centro de massa do sistema está na posição CM
marcada na figura.
O centro de massa é designado por baricentro do sistema.
A figura mostra a posição do baricentro num sistema Sol-Júpiter
Sabendo que Júpiter tem 0,000955 da massa do Sol e que estão ambos separados por uma distância de 5,203 UA, determina-se que o centro de massa (CM), que é o verdadeiro centro de translação no sistema Sol-Júpiter, está a uma distância d = 7,4 x 10 km do centro do Sol, ou seja, dentro da fotoesfera solar. Neste sistema Júpiter descreve uma órbita elíptica em torno do ponto CM, demorando 11,86 anos a percorrê-la. De igual modo o Sol, para manter o equilíbrio do sistema, descreve uma órbita semelhante mas de muito menor raio (d), em torno do mesmo ponto (CM) e em igual prazo de tempo. Um observador exterior ao sistema solar veria o Sol descrever um pequeno movimento de vai-vem, que pode ser mais ou menos acentuado consoante a perspectiva do observador em relação ao plano da órbita descrita pelo Sol. Por exemplo, para uma posição perpendicular ao plano da órbita do Sol, o observador veria o Sol descrever um círculo (ou elipse), mas sem qualquer movimento de vai-vem. No caso extremo do observador estar no plano da órbita (de perfil) veria o Sol mover-se para a esquerda e para a direita, para a frente e para trás (vai-vem), centrado no CM.
No próximo número continuarei a descrição deste método e de como pode ser aplicado à procura de planetas extrasolares.
RJA