Como detectar um novo mundo

Este é um post bilíngue. Para a versão em inglês, clique aqui.

Um. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Zero. Isto é 100.000.000.000 ou 100 bilhões. Este é o número de estrelas que estimamos orbitar nossa galáxia, e mesmo assim, nós conhecemos 2609 que são orbitadas por exoplanetas. Isto é comparável a entrar uma sala gigantesca contendo pouco mais de duas vezes a população do estado de São Paulo, e mesmo assim ser capaz de ver apenas duas pessoas e meia. Vou explicar por que.

 

Exoplanetas ou planetas extra solares são os nomes dados aos corpos celestes orbitando estrelas fora do nosso Sistema Solar, mas detectá-los não é tarefa fácil, e frequentemente precisamos contar com métodos indiretos para saber que eles estão lá.

Em 1990, usando cálculos para medição da emissão de rádio de pulsares, cientistas detectaram uma variação em PSR B1257+12, um pulsar a 2,3 mil anos-luz da Terra. Um pulsar é um corpo celeste bastante único: seus sinais deveriam ser absolutamente estáveis, e qualquer variação precisa de uma explicação. Uma vez que dados suficientes foram acumulados, usando o rádio-telescópio de Arecibo no Novo México, os cientistas responsáveis foram capazes de deduzir que a única explicação para a variação no sinal do pulsar era se houvessem pelo menos duas grandes massas em sua órbita. Esse foi o primeiro método capaz de confirmar um planeta orbitando outro corpo celeste, ainda que não fosse uma estrela. Mas pulsares são algo raro em nossa vizinhança galáctica, e em pouco tempo procurar por variações no sinal de pulsares não seria a única maneira de detectar exoplanetas. Novos métodos eram necessários para continuar e melhorar a detecção de exoplanetas. O método de velocidade radial foi um deles.

Embora já houvessem outros métodos de detecção no início dos anos 2000 – pudemos confirmar três exoplanetas através de fotos diretas ainda em 2004 – a velocidade radial foi o nosso método preferido para encontrar planetas ao redor de outras estrelas desde 1995, por que era o método conhecido mais confiável na época, e ainda é o método mais confiável na busca a partir de observatórios na Terra.

A velocidade radial mede a oscilação da estrela analisando o espectro da emissão de sua luz. Um desvio para o vermelho indica que a estrela está se afastando de nós, enquanto um desvio para o azul indica que a estrela está se movendo em nossa direção. O quanto a estrela oscila para o vermelho e o azul determina o tamanho da massa ou massas que a orbita. De acordo com o arquivo de exoplanetas da NASA, até 2008, a velocidade radial era sozinha responsável pela detecção de quase 80% dos 326 exoplanetas confirmados na época.

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Número de exoplanetas detectados, por método, a cada ano

Outro método que ganhou popularidade depois de 2004 foi a fotometria de trânsito, que mesmo que não fosse tão popular era responsável por cerca de 40 confirmações por ano. Então, em 2009, o observatório espacial Kepler entra em órbita e muda a história da detecção de exoplanetas.

O Kepler usa fotometria de trânsito para detectar exoplanetas, mas como ele está em órbita, não sofre dos mesmos problemas com poluição luminosa que os observatórios do solo sofrem. No trânsito, a luminosidade de uma estrela é observada. Se a luminosidade dela passar por uma certa queda, ela entra em uma lista de sistemas solares em potencial, para ser confirmado mais tarde. Quanto maior a queda na luminosidade, maior o exoplaneta. Podemos pensar no trânsito como uma espécie de micro-eclipse, mas de tão longe e tão fraco que só um observatório espacial com olhos eletrônicos consegue ver. Depois da primeira detecção, a estrela é analisada até que pelo menos três destes trânsitos sejam medidos, e então ela é confirmada como um sistema solar.

Mas estas confirmações podem demorar. Um exoplaneta com órbita parecida a de nosso Saturno leva 29 anos para completar uma órbita, o que significa que, baseado no nossos métodos e tecnologias atuais, levaríamos 87 anos para confirmar sua existência! Com a ajuda do Kepler, hoje 80% das observações é feita via trânsito. Enquanto este post é escrito, podemos contar 3499 exoplanetas confirmados desde 1992 através de métodos diferentes, orbitando 2609 estrelas.

Se este número parece muito baixo quando comparado às aproximadamente 100 bilhões de estrelas na Via Láctea, é por que realmente é. Por que não conseguimos detectar mais?

 

Pura e simplesmente por que os métodos de detecção são limitados pelas mesmas regras físicas que nós, não importa aonde no Universo estejamos observando.

Tanto o método de fotometria de trânsito quanto o de velocidade radial são limitados pelo ângulo do plano orbital das estrelas que estão sendo observadas. Plano orbital é um disco imaginário ao redor da estrela, aonde se espera que todos ou a maior parte dos planetas orbitem, assim:

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Plano orbital do nosso Sistema Solar. Imagem não em escala

Para observar o desvio do espectro da luz, a estrela deve estar se movendo em nossa direção ou se afastando de nós, quando é ‘puxada’ pela massa do exoplaneta. Se estamos olhando ‘de cima’ do plano orbital, a estrela não está se movendo em nossa direção ou se afastando de nós, ela está se movendo em um círculo, da nossa perspectiva:

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Já que a velocidade radial depende de detectar o desvio no espectro da luz da estrela, todas as detecções feitas via velocidade radial são de estrelas com um plano orbital de pelo um pequeno ângulo em relação a nós, nunca ‘de cima’.

Isso é ainda mais evidente no método de trânsito. Como mencionamos, ele é comparável a um micro-eclipse visto de muito longe, e sendo assim só pode ser percebido quando o exoplaneta está cruzando a frente da estrela, da nossa perspectiva. Um ponto de luz muito, MUITO pequeno:

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A órbita do exoplaneta dev ser quase que exatamente perpendicular para que possamos detectá-lo! 

Como se pode imaginar, não há um motivo para planos de órbita estarem virados em nossa direção. Os métodos por trás de 96% das nossas detecções de exoplanetas só conseguem detectar órbitas que estejam em uma certa posição em relação com a Terra. É como entrar em um salão de festas lotado, mas só conseguir enxergar quem está de lado pra você. Some a isso o tamanho do leitor do Kepler:

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Campo de vista do Kepler

E não estamos só vendo as pessoas de lado, mas estamos olhando para a sala com uma máscara cobrindo nossos olhos, com um buraquinho para os olhos. E adicionamos a distância que o Kepler consegue enxergar estrelas:

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Aqui temos a comparação final: olhando para uma sala do tamanho de um campo de futebol, mas só conseguimos enxergar o canto do escanteio, usando uma máscara com um buraco para os olhos, e para ser justo, só tivemos dois segundos pra olhar. A sala está cheia com 100 milhões de pessoas (aproximadamente duas vezes a população do estado de São Paulo), e só enxergaríamos duas pessoas e meia.

 

E este é o motivo para o número tão pequeno de sistemas extra-solares conhecidos. Além disso, só temos feito isto por aproximadamente 20 anos, e relativamente bem por 10. Se fôssemos alfa-centaurinos, a 4.6 anos-luz da Terra, ainda não teríamos conseguido confirmar Júpiter, por que ele tem uma órbita de 12 anos.

Mas a história não termina aqui: a NASA espera colocar em órbita em 2018 o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, Satélite de Pesquisa de Exoplanetas em Trânsito), que tem por objetivo pesquisar todo o céu por estrelas, procurando por exoplanetas em trânsito para fornecer uma lista preliminar para o Kepler e outros observatórios. O TESS vai varrer o céu (tiramos a máscara quando olhamos a sala) procurando por candidatos. Além disso temos o próprio James Webb Space Telescope, de lançamento também previsto para 2018. O JWST é o maior telescópio já colocado no espaço, com um espelho de 22 metros de diâmetro, versus os 2,4 metros do Hubble.

De certa forma estamos cegos para a maioria da nossa vizinhança galáctica. Mas nossa tecnologia não para de melhorar, talvez um novo método revolucionário seja descoberto ou melhorado e mude novamente a corrida por exoplanetas.

 

Por hora, continuamos observando.

Per ardua ad astra (Com sacrifício, às estrelas)


Sources:

https://exoplanets.nasa.gov/

http://lasp.colorado.edu/education/outerplanets/exoplanets.php#detection

http://www.planetary.org/explore/space-topics/exoplanets/transit-photometry.html

http://www.planetary.org/explore/space-topics/exoplanets/how-to-search-for-exoplanets.html

http://qdelmine.blogspot.com/2015/04/exoplanet-orbits-in-3d-part-1-gliese.html

https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_(spacecraft)

https://www.cs.mcgill.ca/~rwest/link-suggestion/wpcd_2008-09_augmented/wp/e/Extrasolar_planet.htm

https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/exoplanetplots/

https://jwst.nasa.gov/comparison_about.html

https://tess.gsfc.nasa.gov/

https://www.jwst.nasa.gov/

https://www.nationalgeographic.org/media/orbital-plane/

https://www.nasa.gov/vision/universe/newworlds/SIM-young-star-study.html

https://phys.org/news/2014-09-exoplanet-host-stars-binaries.html

https://www.nasa.gov/feature/ames/nasas-k2-mission-the-kepler-space-telescopes-second-chance-to-shine

Wolszczan, A.; Frail, D. (1992). “A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12”. Nature. 355 (6356): 145–147. Bibcode:1992Natur.355..145W. doi:10.1038/355145a0.

edX course: Arizona State University: AST111 Introduction to Solar Systems Astronomy

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