A Busca de Vida Extraterrestre (IV)

e) Imagem directa do planeta Este método enfrenta duas dificuldades, a saber: (1) os planetas não possuem brilho intrínseco na região visível do espectro electromagnético, o que significa que só podem ser detectados por reflexão da luz da estrela em torno da qual orbitam, e (2) devido à natureza ondulatória da luz, a imagem de uma estrela vem sempre afectada de um halo de difracção cujo tamanho angular é dado por $lambda/B$, onde $lambda$ é o comprimento de onda da luz proveniente da estrela e $B$ é a abertura do telescópio utilizado para obter a imagem. Importa referir que não se trata aqui de observar detalhes nas superfícies dos planetas extrasolares, mas tão somente da sua detecção na imagem de uma estrela, como fonte de luz pontual devido à luz da estrela ser reflectida. O brilho de um planeta depende do seu tamanho, da sua proximidade à estrela, e da forma como a sua atmosfera dispersa a luz. Em qualquer caso, são objectos muito pouco brilhantes (ver comparação feita na figura 2).

Para conseguir separar um eventual planeta em torno de uma determinada estrela, devemos usar um telescópio (ou uma combinação de telescópios) cuja abertura (ou linha de base) $B$ verifique a condição

(1)

onde $a$ é a distância do planeta à estrela, $D$ é a distância do sistema estrela+planeta à Terra, e $lambda$ o comprimento de onda utilizado na observação. Em unidades mais convenientes, esta condição em $B$ pode escrever-se na seguinte forma:

$B\; >\; (D/a)=20(lambda/10 microns\; m)(D/10 \; pc)(a/1 AU)-1m$ (2)

Para nos convencermos de que o problema do halo de difracção é bem real, consideremos um planeta do tipo Júpiter a uma distância angular de apenas 1 segundo de arco da sua estrela (se estivessemos a 5 parsec do sistema solar era esta a distância angular que mediríamos entre o Sol e Júpiter). Nestas condições, o brilho do planeta não só estaria ao nível do ruído fotónico do perfil de difracção (lambda/D) de aproximadamente 0.02 segundos de arco para um telescópio de 5 m de abertura a operar no comprimento de onda de 500 nm) como estaria também dentro do perfil do "seeing" (refracção devida à turbulência atmosférica), que é da ordem de 1 segundo de arco. Nestas condições, é impossível obter uma imagem directa de um planeta extrasolar: suponha o leitor que pretendemos detectar um planeta como a Terra, a 1 unidade astronómica da sua estrela, sendo 10 pc a distância entre nós e esta estrela. Se efectuarmos esta observação a um comprimento de onda de 10 $microns$m (no infravermelho) a condição acima mostra que tal só será possível com um telescópio com pelo menos 20 metros de diâmetro, isto é, o dobro do actual maior telescópio óptico do mundo. Este exemplo atesta bem a dificuldade deste método.

A extraordinária definição das imagens exigida neste tipo de observação é tal que será necessário colocar os telescópios em órbita, para evitar complicações devidas à turbulência atmosférica. Contudo, novas técnicas de obtenção de imagens astronómicas permitem não só minimizar o efeito da turbulência atmosférica como também reduzir o tamanho angular dos halos de difracção nas imagens das estrelas. Apesar de não terem sido ainda aplicadas com sucesso à detecção de planetas extrasolares, estas inovações representam um esforço notável que dará os seus frutos a médio/longo prazo. Discutiremos estes e outros avanços numa próxima oportunidade.

Fig. Imagens da anâ castanha Gliese 229B (pequeno ponto brilhante) obtidas com o telescópio do monte Palomar (esquerda) e com o telescópio espacial Hubble (direita). A estrela anã castanha está apenas a 7 segundos de arco da sua estrela companheira, Gliese 229. O brilho da estrela Gliese 229 é 5000 vezes maior que o brilho da anã castanha, e a distância entre elas corresponde sensivelmente à distância Sol-Plutão. Um planeta com a massa de Júpiter, a uma distância de 10 parsec estaria cerca de 14 vezes mais próximo da sua estrela, e seria 200 000 vezes menos brilhante que a anâ castanha Gliese 229B.