A Descoberta de Planetas Fora do Sistema Solar

1 - O que motiva a busca de planetas fora do Sistema Solar?

• Compreensão da origem do nosso Sistema Solar.

• Resposta à pergunta: o nosso Sistema Solar é um capricho do Universo, ou é um entre muitos?

• Em caso positivo, existem planetas semelhantes à Terra?

• Há VIDA fora da Terra?

2 - Uma revisão do Sistema Solar 2.1 - Componentes do Sistema Solar:

– Sol– Planetas

• Interiores: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte

• Exteriores: Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão

– Asteróides• Ceres, Pallas, Vesta, Juno, e muitos outros

– Cinturão de Kuiper– Cometas– Nuvem de Oort

2.2 - Leis de Kepler

2.2.1 - Primeira Lei

Os planetas giram em torno do Sol descrevendo órbitas elípticas, das quais o Sol ocupa um dos focos.

Sol

Planeta

A excentricidade varia entre 0 e 1: quanto mais próxima de zero, mais a órbita se parece com uma circunferência, e quanto mais próxima de um, mais a órbita é uma elipse alongada.

2.2 - Leis de Kepler

2.2.2 - Segunda Lei

A reta que une um planeta ao Sol varre áreas iguais em tempos iguais.

Em outras palavras, se tAB = tCD, então A1 = A2.

Sol

A

BC

D

Área 1 Área 2

2.2 - Leis de Kepler

2.2.3 - Terceira Lei

Os quadrados dos períodos de revolução dos planetas são proporcionais aos cubos dos semi-eixos maiores de suas órbitas.

Ou seja, quanto mais distante está o planeta do Sol, mais tempo ele leva para completar uma órbita.

2a

T2/a3 = constante

2.3 - Alguns dados do Sistema Solar2.3.1 - Dados físicos dos planetas

Tabela 1Dados Físicos dos Planetas

Planeta Diâmetro equatorial

(Terra = 1) ( km)

Massa(Terra =1)

Densidademédia

(Água =1,00)

Inclinaçãodo eixo(graus)

Temperaturamédia(graus

Celsius)

Mercúrio 0,38 4.879 0,055 5,43 2 +120

Vênus 0,95 12.104 0,815 5,24 177,3 +460

Terra 1,00 12.756 1,000 5,52 23,45 +16

Marte 0,53 6.794 0,107 3,93 23,98 -55

Júpiter 11,21 142.984 317,83 1,33 3,1 -149

Saturno 9,45 120.536 95,16 0,69 26,73 -178

Urano 4,01 51.118 14,54 1,27 97,9 -214

Netuno 3,89 49.528 17,15 1,64 29,6 -214

Plutão 0,18 2.300 0,002 2,0 122,5 -240?

2.3.2 - Dados das órbitas dos planetas

Tabela 2Dados das Órbitas dos Planetas

Planeta Distância média ao Sol (semi-eixo maior)

UA 106 km tempo-luz

Duraçãodo ano

Excentrici-dade daórbita

Inclinaçãodo planoda órbita(graus)

Mercúrio 0,3871 57,9 3,22 min-luz

88 dias 0,206 7,0

Vênus 0,7233 108,2 6,02 min-luz

225 dias 0,007 3,4

Terra 1,0000 149,6 8,32 min-luz

365,256dias

0,017 0,0

Marte 1,5237 227,9 12,67 min-luz

687 dias 0,093 1,8

Júpiter 5,203 778,3 0,72 horas-luz

11,9 anos 0,048 1,3

Saturno 9,54 1427 1,32 horas-luz

29,5 anos 0,054 2,5

Urano 19,2 2871 2,66 horas-luz

84,0 0,047 0,8

Netuno 30,1 4497 4,17 horas-luz

165 anos 0,009 1,8

Plutão 39,5 5913 5,48 horas-luz

248 anos 0,25 17,1

2.3.3 - Características do nosso Sistema Solar

• Os planetas orbitam a estrela todos no mesmo sentido.

• Os planetas orbitam todos em um mesmo plano (com a exceção de Plutão).

• Os planetas têm órbitas quase circulares.

• Os planetas pequenos estão próximos da estrela, enquanto os grandes estão distantes.

2.4 - Origens do Sistema Solar2.4.1 - Teoria de Chamberlin-Moulton (1905)

De acordo com esta teoria, o Sistema Solar teria se originado a partir de perturbações gravitacionais provocadas pela passagem de uma estrela próxima do Sol. Como conseqüência, o SS seria uma exceção no Universo.

2.4 - Origens do Sistema Solar2.4.2 - Teoria de von Weizsäcker (1944)

De acordo com esta teoria, o Sistema Solar teria se originado a partir de um disco de gás e poeira que rodeava o Sol na época de sua formação, sendo uma conseqüência natural da evolução da estrela. Assim, sistemas planetários seriam comuns no Universo.

3 -Haveria vida no Sistema Solar, além da Terra?

• De todos os planetas, o único em que há alguma possibilidade real é Marte; mas ao que parece, seria muito primitiva, se existir.

• Daí, mais um impulso para se procurar planetas em torno de estrelas semelhantes ao Sol.

4- Como procurar planetas fora do SS?

A B

35 UA

1.

A

B2.

AB

3.

11 UA

A

B

2.

Pelos efeitos provocados no movimento da estrela pela órbita de um planeta.

Duas estrelas, ou um planeta e uma estrela, orbitam em torno de seu centro de massa. A figura mostra o exemplo de Alpha Centauri A e B.

radialV

transV

estrelaV

Para compreender melhor, vejamos o movimento de uma estrela no céu.

A velocidade da estrela tem duas componentes: uma ao longo da linha de visada e outra perpendicular a ela. A gravidade de um planeta causa oscilações nas duas direções. As transversais são procuradas pela astrometria. E as radiais?

Trajetória do centro de massa do sistema

Trajetória da estrela

Vendo ainda de outro modo:

O centro de massa do sistema não oscila; entretanto, tanto o planeta quanto a estrela oscilam em torno dele. Assim, os astrônomos podem descobrir o planeta observando a oscilação da estrela em torno de centro de massa.

Por este processo (astrométrico), Bessel, em 1844, descobriu que a estrela Sirius tem uma companheira de pouquíssimo brilho (hoje chamada Sirius B). O mesmo ocorre com Procyon.

Mas com planetas, é difícil. O Sol, visto de 10 anos-luz, oscilaria apenas 1,6 milésimos de segundo de grau, em virtude da presença de Júpiter.

Um milésimo de segundo de grau = espessura aparente de um fio de cabelo humano visto de cerca de quatro quilômetros de distância.

O efeito é tanto maior quanto:

a) maior a massa do planeta;

b) mais distante estiver o planeta;

c) menor a massa da estrela.

Naturalmente, tal método funciona melhor com estrelas mais próximas.

O Sol se moveria no espaço, em torno do centro de massa do SS, em virtude das órbitas de Júpiter e dos outros planetas. Como ele seria visto a partir de uma estrela situada a 33 anos-luz, sobre uma linha perpendicular ao plano das órbitas dos planetas em torno do Sol?

Astrometria “descobertas” de planetas em torno de 70 Ophiuchi e 61 Cygni (década de 40).

NÃO CONFIRMADOS!O caso mais famoso: a Estrela de Barnard.

Descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard; é a estrela de maior velocidade aparente no céu. Dista 6,0 anos-luz do Sol.

Entre 1966 e 1969, Peter van de Kamp (que a observava desde 1938) propôs que havia planetas em órbita dela.

DECEPÇÃO!

O método astrométrico mostra ser difícil, e precisa de aperfeiçoamentos telescópios espaciais.

5- A coisa começa a esquentar! O caso Vega

Em agosto de 1983, através do IRAS (Infrared Astronomical Satellite), descobre-se que Vega está emitindo uma radiação infravermelha muito maior do que o esperado anel de poeira em órbita, com partículas de tamanho razoável (na casa dos milímetros, e maiores).

Achados idênticos em Fomalhaut, Beta Pictoris, etc.

SISTEMAS PLANETÁRIOS EM FORMAÇÃO?

Isso foi possível de se ver em estrelas de grande luminosidade aquecem mais a poeira emissão de IV mais de 10 x acima do esperado.

Já em estrelas tipo-Sol seria difícil ver isso: o nosso sistema planetário produz uma emissão de IV apenas 1% maior do que a que o Sol emite por conta própria.

6- O método Doppler

Já ficou dito que outra técnica seria buscar variações na vradial da estrela. Recordando:

radialV

transV

estrelaV

A luz das estrelas, após passar por um prisma ou uma rede de difração, se espalha em seus vários comprimentos de onda, mostrando lacunas chamadas raias de absorção.

Cada raia tem um comprimento de onda bem definido:

Quando a fonte se afasta ou se aproxima do observador, esse é alterado, respectivamente, para valores maiores ou menores. É o efeito Doppler.

Vejamos uma figura que mostra isto.

O efeito DopplerEstrela estacionária Estrela em movimento

Uma estrela emite ondas de luz que ficam “empilhadas” ou “alargadas” se ela se move. Para o observador em relação ao qual ela se aproxima, elas ficam com o menor; para o outro observador em relação ao qual ela se afasta, percebe-se um maior. Com a diferença em relação ao valor em repouso, é possível saber-se a velocidade (radial) da estrela em relação ao observador!

Resumindo:

’

cv1

11'

A velocidade será dada pela expressão acima. A dificuldade é medir com precisão a diferença ’1 - 1.

Astrometria: melhor para detectar planetas longe de suas estrelas (órbitas mais amplas e mais lentas em torno do CM).

Doppler: melhor para descobrir planetas mais próximos (órbitas mais apertadas e mais curtas em torno do CM).

Vantagem do Doppler:Não há problema de a estrela estar mais distante ou mais próxima: o efeito

será o mesmo.

A busca começa

A precisão que existia para medições dessa velocidades: 1 km/s. Mas para descobrir Júpiter a partir de uma estrela, seria necessário medir variações de velocidade de 12,5 m/s!

Desde 1980 que se busca tal precisão. Vários grupos chegaram a precisão de 15 m/s.

Desvantagem do Doppler:Por não medir a amplitude da oscilação da estrela, não pode

determinar a massa do planeta. O que se vê é um valor mínimo.

7- Surpresa! Em 1991, os primeiros PE’s!Mas que achado! Em dezembro de 1991, Alex

Wolszczan e Dale Frail comunicam a descoberta de três planetas em torno do pulsar PSR B1257+12. Perplexidade!

O que é um pulsar? É o resultado do colapso gravitacional de uma estrela que inicia sua vida estelar com massa entre 11 e 50 Msol. Isso gera uma estrela de nêutrons.

Há grandes evidências de que elas têm uma rotação elevadíssima (várias vezes por segundo) e irradiam fortemente numa dada direção.

Quando o feixe de ondas de rádio passa pela Terra, ele é captado como se estivesse piscando. Daí veio o nome pulsar (oriundo de “pulsating radio source”). Hoje são conhecidos mais de 800 pulsares.

O período normal de um pulsar varia de aproximadamente 1 segundo a até 0,03 s. Mas há alguns que têm períodos muito menores, na faixa de milisegundos. É o caso do pulsar PSR B1257+12, na constelação de Virgem, a 1300 anos-luz da Terra. Seu período é 6,2 milisegundos.

Mas esse período mostrava variações no tempo. Wolszczan e Frail demonstraram que isso era explicado pela existência de três planetas.

Dados Físicos dos Planetas de PSR B1257+12Planeta Distância

(unidadesastronômicas)

Massa(mínima) do

planeta(Terra = 1)

Período orbital(dias)

Excentricidadeorbital

a 0,19 0,015 25,34 0,0

b 0,36 3,4 66,54 0,018

c 0,47 2,8 98,22 0,026

Esquema do Sistema

Planetário de PSR

B1257+12

8 - Efeito Doppler: o retorno

Outubro de 1995: SUCESSO! Didier Queloz e Michel Mayor, suíços, descobrem o primeiro planeta em torno de uma estrela semelhante ao Sol. Mas que planeta!

51 Pegasi (em escala)

Propriedades do primeiro planeta de Mayor e QuelozEstrela: 51 Pegasi, quase gêmea do Sol. Distância do Sol: 50 anos-luz

Massa do planeta: 0,6 MJ. Período da órbita: 4,2 dias.

Raio da órbita: 0,05 UA (1/8 do raio da órbita de Mercúrio).

Temperatura superficial estimada: 1000°C.

O planeta em torno de 51 Pegasi dista da estrela apenas cinco diâmetros estelares. Para comparação, Mercúrio dista do Sol um pouco mais de 40 diâmetros solares.

Entram em cena Geoffrey Marcy e Paul ButlerApós anos de trabalho, melhoraram a técnica para medir variações de velocidade de apenas 3 m/s!

Desvantagem: o cálculo de cada velocidade de uma estrela leva horas de computador!

Mas os dois rapidamente passam a também descobrir planetas. Até agora, sete!

Em resumo:A técnica Doppler tem sido um sucesso, e é a única forma viável, no momento, de descobrir planetas extra-solares.

9- Resultados1,0 Lsol1

4,0 Lsol1

1,3 Lsol1

5,5 Lsol1

1,6 Lsol1

3,0 Lsol1

1,4 Lsol1

1,7 Lsol1

10 - Análise de casos

Vejamos o caso de 47 Ursae Majoris, que tem um planeta de órbita quase circular. Sua curva de velocidade radial é:

10 - Análise de casos

Agora, o caso de 16 Cygni B, cujo planeta tem órbita acentuadamente elíptica. Eis sua curva de velocidade radial:

10 - Análise de casos

Vejamos uma representação de sua órbita, superposta ao Sistema Solar, com o Sol na posição da estrela:

11 - Alguns dados dos novos planetas

Dados Físicos dos novos Sistemas SolaresEstrela Distância

(anos-luz)Massa da

estrela(Sol = 1)

Períodoorbital(dias)

Excentrici-dade orbital

Massamínima

(Júpiter=1)

Semi-eixomaior da órbita

(UA)

47 UMa 46 1,1 1098 0,03 2,4 2,1

16 Cyg B 72 1,0 802 0,57 1,7 1,7

70 Vir 59 0,95 116,6 0,40 6,8 0,47

HD 114762 90 1,15 83,9 0,34 11,6 0,36

Rho CrB 57 1,0 39,6 0,04 1,1 0,23

Rho1Cnc 44 0,85 14,64 0,03 0,93 0,11

Ups And 57 1,25 4,61 0,1 0,65 0,056

51 Peg 50 1,0 4,23 0,01 0,45 0,051

Tau Boo 49 1,25 3,31 0,006 3,7 0,045

12 - Pesquisas futuras

• Concentração em estrelas G e K

• Aperfeiçoamento dos métodos astrométrico e Doppler

• Método fotométrico: ocultação da estrela por planeta (bom para detectar planetas de dimensões semelhantes às da Terra, mesmo com tecnologia atual)

• Extensão da busca a instrumentos localizados no espaço; vários separados atuariam muito bem

• Preocupação com a vida: perto de nós, Europa! E as luas em torno de outros planetas. Veja 16 Cygni B e 47 Ursae Majoris, se lá houver luas.