Uma equipe europeia usou o espectrógrafo SOPHIE para detetar a presença do Kepler-88 c. A existência deste exoplaneta, que até agora não tinha sido detectado, foi prevista pela perturbação gravitacional, provocada no seu irmão que transita a estrela, Kepler-88 b.
© CAUP/Alexandre Santerne (ilustração do sistema Kepler-88)
O SOPHIE, um espectrógrafo de alta resolução para a observação de fenômenos no interior de estrelas e de exoplanetas, com precisão para medir velocidades radiais da ordem de 2 metros por segundo. Está instalado no telescópio de 1,93 metros do observatório de Haute-Provence na França. Com o SOPHIE também foi medida a massa do Kepler-88 c. O método das velocidades radiais detecta exoplanetas medindo pequenas variações na velocidade (radial) da estrela, devidas ao movimento que a órbita desses planetas imprime na estrela. A título de exemplo, a variação de velocidade que o movimento da Terra imprime ao Sol é de apenas 10 cm/s (cerca de 0,36 km/h). Com este método é possível determinar o valor mínimo da massa do planeta.
O principal objetivo do telescópio espacial Kepler da NASA era a procura de trânsitos periódicos em centenas de milhares de estrelas, e durante os 4 anos que durou a missão, detectou mais de 3.500. O método dos trânsitos consiste na medição da diminuição da luz de uma estrela, provocada pela passagem de um exoplaneta à frente dessa estrela. No entanto, nem todos os planetas no campo do Kepler são detectáveis por este telescópio, pois se o plano orbital estiver ligeiramente desalinhado com a linha de visão para a Terra, os planetas já não transitam e por isso são “invisíveis” para o Kepler.
Mas os planetas que orbitam a mesma estrela interagem gravitacionalmente uns com os outros. Esta interação provoca perturbações nos períodos de trânsitos previstos dos planetas, denominado Variações no Tempo de Trânsito (Time Transit Variations – TTV).
Uma análise dinâmica detalhada à interação entre planetas, efetuada anteriormente pela equipe liderada por David Nesvorný, previu que o sistema Kepler-88 tivesse dois planetas, um que transita (Kepler-88 b), e cujo período orbital é fortemente perturbado por um planeta que não transita (Kepler-88 c). Estes estarão numa ressonância 2 para 1, isto é, um planeta completa duas órbitas no mesmo período que o outro completa apenas uma. Esta configuração é semelhante à da Terra e de Marte, com o planeta vermelho orbitando o Sol em cerca de 2 anos.
A técnica TTV é sensível a planetas até à massa da Terra, em sistemas múltiplos, e pode por isso ser usada para detectar a existência de planetas que não transitam, mas que provocam perturbações na órbita dos planetas que transitam. Esta é a primeira vez que a massa de um exoplaneta “invisível”, calculada com base em Variações no Tempo de Trânsito, é confirmada de forma independente por outra técnica.
Este resultado confirma que a TTV é uma técnica válida para a detecção destes planetas “invisíveis” em sistemas com múltiplos planetas. Neste momento a técnica foi já usada para determinar a massa de mais de 120 exoplanetas, até à massa da Terra, em 47 sistemas estelares.
Netuno foi o primeiro planeta a ser detectado pela influência gravitacional que exercia sobre outro planeta (Urano). O matemático francês Urbain Le Verrier calculou que as anomalias na órbita de Urano eram devidas a uma ressonância 2 para 1 de um planeta que ainda não tinha sido observado. Os seus cálculos levaram Johann Gottfried Galle a encontrar Netuno a 23 de setembro de 1846.
Esta confirmação independente da técnica TTV permite antecipar o futuro da exploração de sistemas de exoplanetas a partir do espaço com a missão PLATO, candidata ao programa “Cosmic Vision” da ESA.
Fonte: Centro de Astrofísica da Universidade do Porto
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