Por Michelle Starr
Publicado na ScienceAlert
A maioria dos exoplanetas que confirmamos até agora nunca foi vista diretamente. Confirmamos sua presença por meios indiretos, como o efeito que eles têm em sua estrela hospedeira. Agora, no entanto, os astrônomos revelaram imagens de um exoplaneta encontrado indiretamente.
Não é apenas um feito impressionante de capacidade técnica dos cientistas e tecnologia. A combinação de métodos nos deu um excelente kit de ferramentas para examinar um exoplaneta. Pela primeira vez, os astrônomos mediram o brilho e a massa de um exoplaneta – o que nos permitiu um novo meio de investigação sobre como os planetas se formam.
O exoplaneta é Beta Pictoris c (β Pic c), um gigante gasoso orbitando a estrela – advinha o nome dela – Beta Pictoris, a apenas 63 anos-luz de distância. É uma estrela muito jovem e muito brilhante, com cerca de 23 milhões de anos; dessa forma, ainda está cercada por muitos detritos empoeirados e seus exoplanetas – confirmamos dois até agora – são apenas bebês, com cerca de 18,5 milhões de anos.
β Pic c é o segundo desses planetas, e foi descoberto usando o método da velocidade radial. As estrela não ficam paradas enquanto os planetas giram em torno delas; os dois corpos exercem uma atração gravitacional um sobre o outro e a órbita gira em torno de um centro de gravidade mútuo.
Então, se você olhar para uma estrela e puder vê-la balançando um pouco no lugar – sua luz se alongando em comprimentos de onda mais vermelhos, ou se deslocando para o vermelho, conforme ela se afasta, e encurtando para comprimentos de onda mais azuis, ou mudando para o azul, conforme se aproxima, que muitas vezes significa que está sofrendo atração de um exoplaneta. Quanto maior o exoplaneta, maior o puxão gravitacional que exerce sobre a estrela.
Beta Pictoris b (β Pic b), um gigante gasoso com até 13 vezes a massa de Júpiter, foi descoberto em 2008 por meio de imagens diretas. Então, esperava-se a oscilação da estrela.
Mas, enquanto estudava os dados observacionais obtidos nos 16 anos anteriores, uma oscilação observada pela astrônoma Anne-Marie Lagrange do Observatório de Grenoble na França e seus colegas era inconsistente com o β Pic b. Em vez disso, parecia ser um segundo exoplaneta não detectado anteriormente.
Eles revelaram seu exoplaneta recém-descoberto – β Pic c – no ano passado.
Aí que entra a colaboração ExoGRAVITY, um projeto que usa o instrumento GRAVITY no Very Large Telescope Interferometer para obter imagens de exoplanetas diretamente. A equipe do ExoGRAVITY achou que o β Pic c seria um excelente candidato para imagem direta.
Eles estavam procurando por um exoplaneta com um bom conjunto de dados de velocidade radial e, como o irmão de β Pic c já havia sido fotografado diretamente, parecia uma boa aposta.
Muito poucos exoplanetas podem ser visualizados diretamente com nossa tecnologia atual. Eles precisam estar suficientemente distantes de sua estrela; caso contrário, eles desapareceriam no brilho. Nossos métodos de detecção de exoplanetas mais confiáveis funcionam melhor em estrelas muito próximas. E funciona ainda melhor se o exoplaneta for muito jovem, uma vez que tais planetas ainda são quentes o suficiente para emitir radiação térmica.
No final das contas, o β Pic c era perfeito. Tantos anos de dados da oscilação estelar forneceram um excelente perfil do movimento do exoplaneta; a equipe ExoGRAVITY, liderada pelo astrônomo Mathias Nowak, da Universidade de Cambridge, no Reino Unido, foi capaz de localizar o local e obter imagens diretas. Esse trabalho agora levou a um conjunto de dados de exoplanetas como nunca tivemos antes.
Os dados de velocidade radial foram usados para calcular a massa e a órbita do exoplaneta; ele tem uma frequência de cerca de 8,2 vezes a massa de Júpiter e orbita a estrela em 2,7 unidades astronômicas, com um período orbital de 3,4 anos. Até agora, tudo normal.
Mas as imagens diretas revelaram uma surpresa – β Pic c é surpreendentemente desbotado, seis vezes mais desbotado que seu irmão, embora os dois exoplanetas sejam de tamanho semelhante, sugerindo que ele é muito mais frio. O brilho do β Pic c sugere que sua temperatura está em torno de 1.250 Kelvin, em comparação com 1.724 Kelvin do β Pic b.
Esta pode ser uma pista de como o exoplaneta se formou: nos modelos que usamos, a temperatura de um exoplaneta bebê está relacionada ao seu método de formação.
No modelo de formação de instabilidade de disco, parte do disco protoplanetário de poeira e gás girando em torno da estrela recém-nascida colapsa diretamente em um gigante gasoso. Nesse modelo, o exoplaneta não tem núcleo sólido e se forma mais quente e brilhante do que planetas com núcleo sólidos.
No modelo de acreção do núcleo, pedaços de rocha no disco protoplanetário se unem, primeiro por meio de forças eletrostáticas, depois por meio da gravidade, formando um corpo cada vez maior, construindo um planeta de baixo para cima. O exoplaneta resultante tem um núcleo sólido e se forma mais frio e mais escuro do que os que não tem núcleo sólido.
Como o β Pic c é menor e mais escuro do que o esperado e porque o modelo de instabilidade de disco requer que o exoplaneta se forme muito mais longe de sua estrela hospedeira do que o β Pic c está hoje, a equipe acredita que o exoplaneta se formou por meio do acreção do núcleo.
É um resultado fascinante, mas ainda há trabalho a ser feito. Não temos uma estimativa de massa concreta para o β Pic b – pode ser algo entre 9 e 13 vezes a massa de Júpiter. Ele está orbitando a estrela a uma distância maior do que o β Pic c, o que significa que não temos dados de oscilação suficientes para medir sua massa. Como ele se formou será mais difícil de avaliar até que possamos avançar mais nos métodos.
E há mais trabalho a ser feito no β Pic c. A próxima etapa será obter espectros detalhados da luz emitida pelo exoplaneta. A partir disso, os cientistas podem descobrir a composição atmosférica do planeta – uma técnica chave na busca por sinais de vida em outras partes da galáxia.
A pesquisa foi publicada em dois artigos na Astronomy & Astrophysics, aqui e aqui.
