CURIOSIDADES DA FÍSICA
José Maria Filardo Bassalo
www.bassalo.com.br

Exoplanetas ou Planetas Extra-Solares.

 

Parece ser do filósofo italiano Giordano Bruno (1548-1600) a primeira ideia da existência de planetas (habitáveis?!) fora de nosso sistema solar (exoplaneta), proposta em seu livro intitulado De l´Infinito Universo i Mondi (“Acerca do Universo Infinito e de seus Mundos”), publicado em 1584.  Um pouco mais de cem anos depois, em 1687, o físico e matemático inglês Sir Isaac Newton (1642-1727) afirmou, em seu famoso Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (“Princípios Matemáticos da Filosofia Natural”), que as “estrelas fixas” poderiam apresentar um sistema “planetário” semelhante ao sistema solar. Por sua vez, a possibilidade da detecção de um exoplaneta foi anunciada, em 1855 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 15, p. 228), pelo Capitão inglês W. S. Jacob (1813-1862), do Observatório de Madras da Companhia das Índias Orientais, ao observar uma anomalia na órbita do sistema estelar binário, 70 Ophiuchi, da Constelação Ophiuchus (“Serpentário”), anomalia essa que poderia ser devida a um “corpo planetário”. Essa anomalia foi confirmada, em 1896 (Astronomical Journal 16, p. 17), pelo astrônomo norte-americano Thomas Jefferson Jackson See (1866-1962), do Observatório Naval dos Estados Unidos, dizendo tratar-se de um “corpo escuro” que girava com um período de 36 anos em torno de uma das estrelas do binário. Contudo, essa conjectura de Jacob-See foi logo rejeitada pelo astrônomo norte-americano Forest Ray Moulton (1872-1962), por causa da instabilidade do problema de três corpos (vide verbete nesta série). (en.wikipedia.org/wiki/Extrasolar_planet;70_Ophiuchi).

                   A anomalia do sistema binário 70 Ophiuchi voltou a ser objeto de polêmica em virtude da possível existência de um outro objeto planetário girando em torno desse binário, conforme foi anunciado, em 1943 (Astrophysical Journal 97, p. 41), pelos astrônomos holandês-norte-americanos Dirk Reuyl (1906-1972) e Erik Holmberg. Tal objeto teria a massa de 10 vezes a massa do planeta Júpiter e um período de revolução de 17 anos. É interessante destacar que, em 1988 (Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 82, p. 140), o astrônomo alemão Wulff-Dieter Heintz (1930-2006) realizou uma análise dinâmica desse exoplaneta e concluiu pela sua não existência.

                   Um novo frisson sobre a existência de planetas extra-solares, ainda na Constelação Ophiuchus, porém girando em torno da estrela de Barnard (EB) [catalogada como HIP 87937 e BD+403561 e que foi descoberta pelo astrônomo norte-americano Edward Emerson Barnard (1857-1923), em 1916 (Astronomical Journal 29, p. 181)], decorreu da observação realizada pelo astrônomo holandês-norte-americano Peter van de Kamp (1901-1995), primo de Reuyl, sobre “bamboleios” (wobbles) na órbita da EB. Assim, em 1963 (Astronomical Journal 68, p. 515), van de Kamp anunciou a existência de um planeta barnardiano, com a massa em torno de 0,0015 da massa solar (ou 1,6 vezes a massa de Júpiter - MJ). Mais tarde, em 1969 (Astronomical Journal 74, p. 757), van de Kamp afirmou que os “bamboleios” eram devidos a presença de dois planetas (com massas, respectivas de 1,1 e 0,8 MJ) que giravam com períodos de 26 e 12 anos terrestres, respectivamente. Contudo, essa conjectura foi descartada pelo astrônomo norte-americano George David Gatewood (n.1940), em sua Tese de Doutoramento defendida, em 1972, na Universidade de Pittsburgh e, em 1973, em trabalho publicado por ele e por Heinrich Eichhorn (Astronomical Journal 78, p. 769). Esse descarte foi confirmado, ainda em 1973 (Astronomical Journal 78, p. 421), por John L. Hershey (Astronomical Journal 78, p. 421), apesar de Oliver G. Jensen e Tadeusz Ulrych, também em 1973 (Astronomical Journal 78, p. 1104), afirmarem que haviam encontrado vários planetas barnardianos, com massas menores do MJ e com períodos também menores. A descrença na existência de planetas barnardianos continuou a ser comentada por Heintz (que substituiu van de Kamp na direção do Observatório Sproul do Swarthmore College, em 1972), em trabalhos escritos a partir de 1976, que causaram a inimizade entre eles, muito embora van de Kamp, em 1982 (Vistas in Astronomy 26, pt. 2) continuasse a acreditar em sua descoberta, ao anunciar mais dois planetas barnardianos com massas iguais a 0,7 e 0,5 MJ, e com os respectivos períodos de translação de 12 e 29 anos terrestres. Mais uma vez, essa previsão foi descartada, em 1985 (Bulletin of the American Astronomical Society 17, p. 551), por L. W. Frederick e P. A. Ianna, e, em 1986 (Bulletin of the American Astronomical Society 18, p. 912), por R. S. Harrington. Registre-se que a principal objeção contra a conjectura de van Kamp era a de que os “bamboleios” se deviam às limpezas (e retornos) que ele efetuava na objetiva do telescópio do Observatório Sproul, em consequência da técnica de detecção conhecida como astrometria, que consiste na observação do movimento próprio de uma estrela causada por possíveis planetas girando em torno dela. (Mais detalhes sobre os planetas extra-solares, ver verbetes na Wikipedia e WikiLingue sobre: Gatewood, Heintz, Reyul e van de Kamp).

                   Ainda é oportuno destacar que, apesar de Gatewood provar a inexistência dos planetas barnardianos previstos por van de Kamp, ele também cometeu os mesmos erros de van de Kamp ao prever a existência de planetas girando em torno das estrelas Lalande 21185, na Constelação Cygni (“Cisne”), em 1974 (Astronomical Journal 79, p. 52), previsão essa que, aliás, já havia sido anunciada por de van de Kamp e S. L. Lippincott, em 1951 (Astronomical Journal 56, p. 49). Essa previsão foi finalmente descartada por Gatewood, em 1996 (Bulletin of the American Astronomical Society 28, p. 885).         

                   A confiança na existência real de exoplanetas girando em torno de estrelas começou somente no final da década de 1980. Com efeito, em 1988 (Astrophysical Journal, Part 1 331, p. 902), os astrônomos canadenses Bruce Campbell, Gordon A. H. Walker e Stephenson L. S. Yang observaram variações na velocidade radial (componente da velocidade estelar ao longo da linha de visada) da estrela Alrai, da Constelação Gamma (γ) Cephei e, então, concluíram que as mesmas decorriam da presença de um planeta de massa subsolar girando em torno daquela estrela, presença essa confirmada logo depois, em 1989 (Journal of the British Interplanetary Society 42, p. 335), pelos astrônomos David W. Latham e P. Wright. No entanto, em 1992 (Astrophysical Journal Letters 396, p. L91), G. A. H. Walker, D. A. Bohlender, A. R. Walker, A. W. Irwin, Yang e A. Larson fizeram uma análise mais detalhada sobre os dados das variações da velocidade radial de Alrai e descartaram a presença de qualquer planeta orbital. Por fim, em 2003 (Astrophysical Journal 599, p. 1383), Artie P. Hatzes, William D. Cochran, Michael Endl, Bárbara McArthur, Diane B. Paulson, G. A. H. Walker, Campbell e Yang usaram técnicas mais avançadas de medição da velocidade radial estelar e, por fim, confirmaram a existência desse planeta.    

                   Note que, ainda em 1989 (Nature 339, p. 38), os astrônomos David W. Latham, T. Mazeh, R. P. Stefanik, Michel Mayor e G. Burki anunciaram que haviam observado variações na velocidade radial de HD 114762b, um planeta gigante com massa em torno de 11 MJ e que levava cerca de 84 dias terrestres para orbitar em torno de uma estrela amarela da sequência principal, a HD 114762, localizada na Constelação Coma Berenices. A existência desse exoplaneta, contudo, ainda é motivo de discussão. Em vista disso, a existência de exoplanetas só foi finalmente aceita pela comunidade de astrônomos com a descoberta dos astrônomos, o polaco Aleksander Wolszczan (n.1946) e o canadense Dale Andrew Frail (n.1961), em 1992 (Nature 335, p. 145), ao observarem dois planetas orbitando em torno do pulsar (com período de milisegundos) PSR 1257+12, na Constelação Virgem, distando 978 anos-luz da Terra (1 al = 9,46 trilhões de km). Esses planetas receberam os nomes de: PSR 1257 b e PSR 1257 c, com massas respectivas de 0,013 e 0,012 MJ e 0,36 e 0,46 UA [1 UA (distância Terra-Sol) = 150 milhões de km] distantes de deu sol. Dois anos depois, em 06 de outubro de 1995 (Nature 378, p. 355), o considerado primeiro exoplaneta definitivo [massa: 0,468 MJ; raio orbital: 0,052 UA; período orbital: 4,2293 dias terrestres) pertencente a uma estrela da sequência principal (vide verbete nesta série), a 51 Pegasus [distante 14,7 parsecs (1 ps = 3,086  1016 m da Terra], teve sua descoberta anunciada pelos astrônomos Mayor e Didier Queloz, do Observatório de Haute-Provence, da Universidade de Genebra. Um ano depois, em 1996 (Astrophysical Journal Letters 464, p. L147; L153), os astrônomos norte-americanos Geoffrey W. Marcy e R. Paul Butler, do Observatório Lick, da Universidade da Califórnia, anunciaram a descoberta de mais dois exoplanetas: 70 VIR (na Constelação de Virgem) e 47 UMa (na Constelação da Ursa Maior). Em 1996, foi descoberto que outra estrela da sequência principal, a Upsilon (υ) Andromedae, apresentava uma estrela (υ And b), com massa de 0,687 MJ, período orbital de 4,62 dias terrestres, muito próximo do centro de seu sol, e que teve, pela primeira vez, suas temperaturas (diurna e noturna) medidas. Mais tarde, em 1999 (arXiv.org/abs/9910.534v1[astro-ph.]), A. G. Agnese e R. Festa e, em 2000 (arXiv.org/abs/0008.174v2 [astro-ph]), os astrônomos chineses Ing-Guey Jiang e Wing-Huen Ip, descobriram que havia um sistema planetário girando em torno υ And. Em 2003 (Science 301, p. 193), Steinn Sigurdsson, Harvey B. Richer, Brad M. Hansen, Ingrid H. Stairs e Stephen E. Thorsett anunciaram a descoberta de um planeta solitário, o Methuselah, girando em torno do pulsar binário PSR B1620-26, que parece ser, até agora (dezembro de 2010), o único planeta conhecido que orbita ao redor de duas estrelas. (pt.wikipedia.org/Extrasolar_planet e pt.wikilingue.com/gl/Planeta_extrasolar).

                   Concluindo este verbete, entre alguns dos mais de 501 exoplanetas já descobertos (The Extrasolar Planets Encyclopaedia) falaremos dos exoplanetas “potencialmente habitados” ou pertencentes à zona Goldilocks (Menina dos cachinhos de ouro), principalmente os planetas que giram em torno da estrela anã-vermelha Gliese 581 (GL 581), na Constelação de Libra. Segundo a Biologia, a vida terrestre tem como base o carbono (C) e, portanto, para mantê-la, é imprescindível a presença de água (H2O) líquida para possibilitar as reações químicas orgânicas durante bilhões de anos. Desse modo, um planeta “potencialmente habitável” depende de vários fatores, contudo, três deles são fundamentais: 1) água líquida em sua superfície; 2) atmosfera girante tipo terrestre; 3) distância à estrela-mãe variando entre 0,7 e 1,5 UA. [Adam T. Hadhazy, Novos Mundos se Revelam no Oceano Galáctico (Scientific American Brasil 80, p. 30, janeiro de 2009); Adriana Válio, Procuram-se Planetas (Ciência e Cultura 61, p. 28, outubro/novembro/dezembro de 2009); Dimitar D. Sasselov e Diana Valencia, Planetas que Chamaríamos de Lar (Scientific American Brasil 100, p. 38, setembro de 2010)].

                   Parece que o primeiro exoplaneta goldilcksiano foi descoberto (com a técnica da velocidade variável), em 24 abril de 2007 (Astronomy and Astrophysics 469, p. L43), por Stéphane Udry, Xavier Bonfils, X. Delfosse, T. Forveille, Mayor, C. Perrier, F. Bouchy, C. Lovis, F. Pepe, Queloz e J. L. Bertaux, astrônomos do Observatório de La Silla, pertencente ao European Southern Observatory (ESO) e localizado no Chile, por intermédio do espectrômetro HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher). Esse planeta gira em torno da G581 e recebeu o nome de GL 581 c, que tem massa de 0,016 MJ, distando 0,073 UA do centro de sua estrela, e se encontra há 20,5 al da Terra. Note que a GL 581 tem várias denominações, dependendo do Catálogo de Estrelas no qual ela se encontra descrita. Assim, ela tem a denominação de GL 581, por estar no Gliese Catalogue of Nearby Stars; BD-070 4003 [no Bonner (Catálogo) Durchmusterung, conforme a designação dada pelo astrônomo alemão Friedrich Wilhelm August Argelander (1799-1875), em 1863]; e HO-Librae, por ser uma estrela variável. É interessante registrar que, antes, em 30 de novembro de 2005 (Astronomy and Astrophysics 443, p. L15), Bonfils, Forveille, Delfosse, Udry, Mayor, Perrier, Bouchy, Pepe, Queloz e Bertaux haviam descoberto o GL 581 b. Mais tarde, em 21 de abril de 2009 (Astronomy and Astrophysics 507, p. 487), Major, Bonfils, Forveille, Delfosse, Udry, Bertaux, Lovis, Pepe, Perrier, Queloz e N. C. Santos descobriram os planetas GL 581 d e GL 581 e, ainda dentro da “zona de habitalidade” da estrela Gliese 581. Mais dois exoplanetas goldilcksianos da GL 581 - GL 581 f e GL 581 g - foram descobertos em 29 de setembro de 2010 (arXiv.org/abs/1009.5733v1 [astro-ph.]), pelos astrônomos Steven S. Vogt, Butler, Eugenio J. Rivera, Nader Haghighipour, Gregory W. Henry e Michael H. Williamson, do Observatório W. M. Keck, situado no Hawaii. Para maiores detalhes (p.e.: métodos de detecção, massas, períodos, distâncias ao centro da estrela-mãe e ao Sistema Solar) sobre os exoplanetas de GL 581, ver os sites da wikipedia, da wordlingo, do solstation, da inovacaotecnologica, do aanda, da suite101, e nas referências indicadas neste verbete.