Exoplanetas: como se caça um planeta de outra estrela

Até o fim do século 20, o único sistema planetário que a humanidade conhecia de fato era o próprio: o Sol e seus oito planetas. Fazia sentido supor que outras estrelas também tivessem planetas — afinal, a maioria delas nasce da mesma nuvem de gás e poeira que faz nascer estrelas, e sobra material em volta —, mas "supor" não é "detectar". Um planeta não emite luz própria; ele é, na melhor das hipóteses, um pontinho apagado perdido no brilho ofuscante de uma estrela a dezenas ou centenas de anos-luz de distância. Ver um exoplaneta diretamente, durante muito tempo, foi como tentar enxergar um vaga-lume ao lado de um farol, a quilômetros de distância.

Texto em revisão. Este é um artigo de teste, escrito a partir de fontes de referência; as fontes estão listadas no final.

A virada veio nos anos 1990: em vez de tentar ver o planeta, os astrônomos aprenderam a notar os efeitos que ele causa na própria estrela e na luz que ela emite. Hoje, esse trabalho de detetive já revelou milhares de mundos ao redor de outras estrelas — a contagem exata muda a cada poucas semanas, à medida que novos candidatos são confirmados, mas está bem na casa dos milhares, não mais nas dezenas ou centenas como há duas décadas. Este texto conta como se caça um planeta que ninguém vê e como essa história evoluiu desde os primeiros suspeitos até a lista de hoje.

Os primeiros suspeitos: discos, anãs marrons e um "quase-parente" do Sol

Antes mesmo de confirmar um planeta de verdade em outra estrela, os astrônomos já tinham fortes indícios de que planetas deviam existir por aí. O satélite infravermelho IRAS, nos anos 1980, notou um excesso de radiação infravermelha vindo de algumas estrelas próximas e brilhantes — sinal de poeira aquecida em volta delas. Foi o caso de Vega, com poeira estendendo-se a dezenas de unidades astronômicas, e também de Épsilon Eridani (a cerca de 10,5 anos-luz) e Fomalhaut (Data Book, p. 321-322).

O caso mais estudado foi Beta Pictoris, uma estrela parecida com o Sol a cerca de 50 anos-luz, de magnitude 3,9 e apenas 8 a 20 milhões de anos — uma "bebê" em termos estelares. Imagens mostraram um disco de material visto quase de perfil, com uma "clareira" central do tamanho do Sistema Solar interior, exatamente o tipo de vazio que um planeta em formação abriria ao "varrer" a poeira da sua órbita (Ridpath, p. 79; Data Book, p. 322). Beta Pictoris se tornou, para uma geração de astrônomos, o retrato mais próximo de como deve ter sido o próprio Sistema Solar recém-nascido.

Nesse período também apareceram as primeiras "anãs marrons" confirmadas — corpos maiores que planetas, mas pequenos demais para acender a fusão nuclear e brilhar como estrelas de verdade. Gliese 229B, descoberta em 1995 orbitando uma anã vermelha a cerca de 19 anos-luz, foi um dos primeiros exemplos bem estabelecidos: um objeto "frustrado", nem planeta nem estrela (Ridpath, p. 79). Anãs marrons não são exoplanetas, mas ajudaram a mostrar que existe todo um espectro de corpos entre planetas gigantes e estrelas pequenas — e que era hora de ir atrás dos planetas de verdade.

Como se pega um planeta pelo rastro: os métodos de detecção

Como um planeta não brilha por conta própria e fica perdido no clarão da estrela, quase toda a caçada usa métodos indiretos: em vez de ver o planeta, mede-se o efeito que ele causa.

Velocidade radial (o método da "bamboleada"). Um planeta não orbita parado ao redor de uma estrela imóvel: os dois giram em torno do centro de massa comum, o baricentro. Se o planeta é grande o bastante, esse baricentro fica um pouco afastado do centro da estrela, e a estrela também descreve uma pequena volta — imperceptível a olho nu, mas visível no espectro da luz que ela emite. Quando a estrela se afasta um pouco de nós nesse bamboleio, sua luz se desloca ligeiramente para o vermelho; quando se aproxima, para o azul — o efeito Doppler, o mesmo que muda o som de uma sirene ao passar. Medindo esses desvios periódicos no espectro, dá para inferir a presença do planeta, sua massa mínima e o período orbital, mesmo sem nunca vê-lo (Ridpath, p. 79; Data Book, p. 321). Foi esse o método usado para confirmar o primeiro exoplaneta em torno de uma estrela do tipo do Sol, 51 Pegasi b, em 1995 — um "Júpiter quente" que dá a volta completa na sua estrela em pouco mais de quatro dias, colado a uma distância muito menor que a de Mercúrio ao Sol.

Trânsito. Se a órbita do planeta estiver alinhada de tal forma que ele passa exatamente na frente do disco da estrela, visto da Terra, seu brilho cai um pouquinho — de forma regular, a cada volta do planeta. É o mesmo princípio de um eclipse solar em miniatura, repetido periodicamente e medido com precisão fotométrica (Data Book, p. 321). O trânsito não serve para toda estrela — só funciona quando a geometria da órbita coopera —, mas, em compensação, permite descobrir muitos planetas de uma vez só ao monitorar milhares de estrelas ao mesmo tempo, e ainda dá pistas sobre o tamanho do planeta (pela profundidade da queda de brilho) e, em alguns casos, sobre sua atmosfera.

Astrometria. É a técnica mais antiga em conceito: medir diretamente o pequeno deslocamento de posição da estrela no céu, causado pelo mesmo bamboleio orbital que a velocidade radial detecta pelo espectro (Data Book, p. 321). Exige uma precisão de medição extraordinária e, por décadas, rendeu poucos resultados confiáveis — mas telescópios espaciais dedicados a medir posições estelares com altíssima precisão, como o Gaia da ESA, vêm tornando esse método cada vez mais produtivo.

Imagem direta. É o método mais intuitivo — de fato "ver" o planeta — e também o mais difícil, porque a estrela costuma ser milhões de vezes mais brilhante do que qualquer planeta ao seu redor. Funciona melhor para planetas grandes, jovens (ainda quentes pelo calor da formação, e por isso mais brilhantes no infravermelho) e bem afastados da estrela. Em 2005, o Very Large Telescope (VLT), no Chile, obteve uma das primeiras imagens diretas de um objeto de massa planetária fora do Sistema Solar: um corpo com cerca de cinco vezes a massa de Júpiter, orbitando uma anã marrom fraca (Ridpath, p. 79).

Microlentes gravitacionais. Quando uma estrela com um planeta passa exatamente na frente de outra estrela mais distante, vista da Terra, a gravidade da estrela em primeiro plano curva e amplia a luz da estrela de fundo — um efeito previsto pela relatividade geral. Se houver um planeta junto, ele produz uma segunda distorção, menor, na curva de luz. É um método raro (depende de um alinhamento cósmico que não se repete) mas sensível a planetas distantes, inclusive "errantes", que não orbitam estrela nenhuma.

O que os livros-fonte registraram: as primeiras listas

Nos primeiros anos de caçada, os astrônomos ainda contavam os exoplanetas confirmados um a um. O livro de Ridpath usado como fonte deste artigo, publicado quando pouco mais de 100 planetas extrassolares eram conhecidos, já notava um padrão curioso: a maioria tinha massa igual ou maior que a de Júpiter — não porque planetas menores, do tamanho da Terra, sejam raros, mas porque os instrumentos da época simplesmente não conseguiam detectá-los (Ridpath, p. 79). E poucos sistemas pareciam com o Solar: muitos exoplanetas descobertos ficavam em órbitas bem mais elípticas que as dos planetas do Sistema Solar, e vários eram "Júpiteres quentes" — gigantes gasosos colados à estrela, a distâncias menores que a de Mercúrio ao Sol, algo que a teoria de formação planetária da época não previa (Ridpath, p. 79).

Já o Data Book de Moore e Rees, também usado como fonte, trazia uma pequena tabela de sistemas multiplanetários conhecidos até então (tabela 20.1): 55 Cancri, com cinco planetas; Gliese 581 e Gliese 876, cada uma com quatro; e ni Andromedae, com três. Gliese 581 e, o menor planeta da lista, tinha só 0,006 vez a massa de Júpiter — próximo da massa de uma super-Terra. A tabela também trazia Fomalhaut b, anunciado em 2008 como o primeiro exoplaneta fotografado diretamente na luz visível, orbitando a brilhante Fomalhaut, no Peixe Austral (Data Book, p. 322).

Correção necessária: informação mais recente sobre Fomalhaut b mudou o quadro. Reanálises de imagens do telescópio espacial Hubble feitas a partir de 2020 sugerem que o que parecia um planeta era, na verdade, uma nuvem de poeira em expansão — provavelmente os destroços de uma colisão entre dois corpos grandes no sistema, e não um planeta de verdade. O "primeiro exoplaneta fotografado em luz visível" segue sendo, hoje, tema de discussão científica, não um fato tão fechado quanto os livros da época sugeriam.

O texto também registrava os primeiros instrumentos dedicados à caça de planetas por trânsito: o SuperWASP, com dois observatórios robóticos (um em La Palma, nas Canárias, outro em Sutherland, na África do Sul) usando lentes de câmera fotográfica comuns — oito lentes Canon de 200 mm por observatório —, que descobriu o WASP-1b em 2006; o satélite francês COROT, lançado em dezembro de 2006, pioneiro em caça de exoplanetas por trânsito a partir do espaço; e o satélite infravermelho WISE, lançado em 15 de dezembro de 2009, de 40 cm de abertura, em órbita polar a 525 km de altitude (Data Book, p. 321). Todos esses foram importantes, mas nenhum se compara, em escala, ao que veio a seguir.

O que veio depois: da dezena para os milhares

Os livros-fonte deste artigo vão só até o fim dos anos 2000 — e é justamente aí que a história dá uma guinada. Nos anos seguintes, a missão Kepler da NASA, lançada em 2009 e dedicada inteiramente a monitorar o brilho de mais de 150 mil estrelas simultaneamente em busca de trânsitos, transformou a caça de exoplanetas de um empreendimento artesanal — um planeta de cada vez — em um processo quase industrial. O Kepler, sozinho, é responsável pela confirmação de mais de 2.500 exoplanetas (e milhares de outros candidatos ainda em análise) antes de ser desativado em 2018 por falta de combustível.

Sua sucessora, a TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), lançada em 2018, adotou uma estratégia diferente: em vez de fixar o olhar num único campo de estrelas distantes, ela varre quase todo o céu, priorizando estrelas mais próximas e brilhantes — mais fáceis de estudar depois com outros telescópios. A TESS já adicionou centenas de novas descobertas à lista.

Com o acúmulo de resultados do Kepler, da TESS, de levantamentos terrestres de velocidade radial e de outros métodos, a contagem de exoplanetas confirmados hoje está na casa dos milhares — uma ordem de grandeza inteira acima do que os livros-fonte deste artigo registravam. O número exato muda semana a semana, à medida que novas confirmações entram no catálogo; é seguro dizer "milhares" (e crescendo), mas o valor preciso deve ser conferido em uma fonte atualizada, como o NASA Exoplanet Archive, antes de qualquer publicação que exija exatidão.

Entre os marcos mais notáveis dessa fase posterior aos livros:

• TRAPPIST-1 (2017): um sistema de sete planetas do tamanho aproximado da Terra, orbitando uma anã vermelha fria a cerca de 40 anos-luz, com vários deles na chamada zona habitável — a faixa de distância onde a temperatura permitiria água líquida na superfície.
• Proxima Centauri b (2016): um planeta de massa próxima à da Terra na zona habitável da estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri, a pouco mais de quatro anos-luz — a curta distância que o torna um alvo prioritário para futuras missões de imageamento direto.
• HR 8799 e Beta Pictoris: sistemas com múltiplos planetas gigantes fotografados diretamente, entre os melhores exemplos de imagem direta bem-sucedida — incluindo, finalmente, planetas confirmados em torno da própria Beta Pictoris que os livros-fonte já citavam pelo disco de poeira.
• James Webb Space Telescope (a partir de 2022): não descobre tantos planetas novos quanto Kepler ou TESS, mas revolucionou o estudo das atmosferas de exoplanetas já conhecidos, detectando gases como vapor d'água, dióxido de carbono e até possíveis assinaturas de compostos associados a processos biológicos em alguns mundos — resultados ainda debatidos e sujeitos a confirmação, não provas definitivas de vida.

Números e recordes

As contagens exatas mudam com frequência; os valores desta tabela são aproximações da ordem de grandeza atual, não um número fechado.

Curiosidades

• O primeiro método a funcionar, historicamente, não foi nenhum dos "clássicos": foi a variação no tempo de chegada de pulsos de rádio de um pulsar (uma estrela de nêutrons giratória), delatando planetas cuja gravidade adiantava ou atrasava ligeiramente os pulsos.
• A maior parte dos "Júpiteres quentes" encontrados nos anos 1990 provavelmente não se formou onde está: a teoria hoje aceita é que eles nascem mais longe da estrela, como Júpiter, e migram para dentro ao longo de milhões de anos, empurrados pelo disco de gás em que se formaram.
• Um planeta pode, em teoria, ser detectado por mais de um método ao mesmo tempo — e quando isso acontece, os cientistas conseguem calcular não só a massa (pela velocidade radial) como também o raio (pelo trânsito), e daí chegar à densidade do planeta, uma pista poderosa sobre se ele é rochoso, gasoso ou algo intermediário.
• Nem todo "exoplaneta" tem estrela: levantamentos de microlentes gravitacionais já sugerem a existência de planetas "errantes", ejetados de seus sistemas de origem e vagando sozinhos pela Galáxia.

Considerações finais

A ideia de que o Sol e seus planetas seriam algo único no cosmos durou até bem pouco tempo atrás — e caiu por terra rapidamente assim que a tecnologia alcançou a ambição. De um punhado de "Júpiteres quentes" estranhos nos anos 1990 aos milhares de mundos catalogados hoje, incluindo vários do tamanho da Terra em zonas habitáveis, a caça aos exoplanetas é uma das histórias de sucesso mais rápidas da astronomia moderna — e ainda está só começando: o próximo passo é caracterizar essas atmosferas em detalhe e procurar, com cautela científica, sinais de vida.

Quem quiser localizar no céu algumas das estrelas-hospedeiras citadas aqui pode conferir os guias de Peixe Austral (Fomalhaut) e de Centauro (Proxima Centauri, ainda que invisível a olho nu). Para saber mais sobre a busca por sinais de vida inteligente fora do Sistema Solar, veja o artigo sobre SETI e as mensagens que a humanidade já enviou ao cosmos.

Referências

• MOORE, Patrick; REES, Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. Exoplanetas: métodos de detecção e tabela de estrelas com planetas, p. 321-322.
• RIDPATH, Ian. Astronomia (Guia Ilustrado Zahar). 4. ed. Tradução de Maria Luiza X. de A. Borges; revisão técnica de Alexandre Cherman. Rio de Janeiro: Zahar. Planetas de outras estrelas, p. 79.
• NASA Exoplanet Archive (Caltech/IPAC-NASA Exoplanet Science Institute). Consulta de referência para a contagem atual de exoplanetas confirmados (conferir antes de publicar).