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.
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