O planeta Beta Pictoris b é visível em órbita da sua estrela-mãe nesta composição obtida pelo telescópio de 3,6 metros do ESO e pelo instrumento NACO acoplado ao VLT de 8,2 metros do ESO. O sistema Beta Pictoris só tem 20 milhões de anos, é aproximadamente 225 vezes mais jovem do que o Sistema Solar. A observação deste sistema dinâmico e em rápida evolução pode ajudar os astrônomos a lançar luz sobre os processos de formação planetária e sobre os estágios iniciais da sua evolução.
Crédito: ESO/A-M. Lagrange et al.
A massa de um exoplaneta muito jovem foi revelada pela primeira vez usando dados da missão Gaia da ESA e do seu satélite predecessor, o aposentado Hipparcos com um quarto de século.
Os astrônomos Ignas Snellen e Anthony Brown da Universidade de Leiden, na Holanda, deduziram a massa do planeta Beta Pictoris b a partir do movimento da sua estrela hospedeira durante um longo período de tempo, tanto com a ajuda do Gaia como com a do Hipparcos.
O planeta é um gigante gasoso parecido com Júpiter, mas, de acordo com a nova estimativa, é 9 a 13 vezes mais massivo. Orbita a estrela Beta Pictoris, a segunda estrela mais brilhante da constelação de Pintor.
O planeta só foi descoberto em 2008 em imagens captadas pelo VLT (Very Large Telescope) do ESO do Chile. Tanto o planeta como a estrela só têm aproximadamente 20 milhões de anos - cerca de 225 vezes mais jovens do que o Sistema Solar. A sua tenra idade torna o sistema intrigante, mas também difícil de estudar usando métodos convencionais.
"No sistema Beta Pictoris, o planeta acaba de se formar," comenta Ignas. "Portanto, podemos obter uma imagem de como os planetas se formam e de como se comportam nos estágios iniciais da sua evolução. Por outro lado, a estrela é muito quente, gira depressa e pulsa."
Este comportamento dificulta a tarefa dos astrônomos em medir com precisão a velocidade radial da estrela - a velocidade à qual parece mover-se periodicamente na direção da Terra e na direção oposta. Pequenas mudanças na velocidade radial de uma estrela, provocadas pela atração gravitacional de planetas na sua vizinhança, são regularmente usadas para estimar as massas de exoplanetas. Mas este método funciona principalmente para sistemas que já passaram pelos estágios iniciais da sua evolução.
No caso de Beta Pictoris b, os limites superiores da gama de massas do planeta foram obtidos antes de usar o método de velocidade radial. Para obter uma estimativa melhor, os astrônomos usaram um método diferente, tirando proveito das medições do Hipparcos e do Gaia que revelam a posição precisa e o movimento da estrela hospedeira do planeta no céu ao longo do tempo.
"A estrela move-se por diferentes razões," afirma Ignas. "Primeiro, a estrela orbita em torno do centro da Via Láctea, tal como o Sol. Da Terra, esse movimento parece linear quando projetado no céu. Chamamos a este movimento, 'movimento próprio'. Também existe o efeito de paralaxe, que é provocado pela Terra em órbita do Sol. Por causa disso, ao do longo do ano, vemos a estrela de ângulos ligeiramente diferentes."
E há ainda algo que os astrônomos descrevem como "pequenas oscilações" na trajetória da estrela no céu - desvios minúsculos da trajetória esperada provocados pela atração gravitacional do planeta em órbita da estrela. Esta é a mesma oscilação que pode ser medida através de mudanças na velocidade radial, mas ao longo de uma direção diferente - no plano do céu e não ao longo da linha de visão.
"Estamos a observar o desvio do esperado caso não houvesse um planeta e depois medimos a massa do planeta partir da significância deste desvio," explica Anthony. "Quanto mais massivo o planeta, mais significativo é o desvio."
Para poder fazer tal avaliação, os astrônomos precisam de observar a trajetória da estrela durante um período de tempo longo a fim de entender adequadamente o movimento próprio e o efeito de paralaxe.
A missão Gaia, desenhada para observar mais de mil milhões de estrelas na nossa Galáxia, será eventualmente capaz de fornecer informações sobre uma grande quantidade de exoplanetas. Nos 22 meses de observações incluídas no segundo lançamento de dados do Gaia, publicado em abril, o satélite registou a estrela Beta Pictoris cerca de 30 vezes. No entanto, isso não é suficiente.
"O Gaia vai encontrar milhares de exoplanetas, isso ainda está na nossa lista de tarefas por fazer," salienta Timo Prusti, cientista do projeto Gaia da ESA. "A razão pela qual os exoplanetas podem ser esperados apenas no final da missão é o facto de que, para medir a pequena oscilação que os exoplanetas provocam, precisamos de traçar a posição das estrelas durante vários anos."
A combinação das medições do Gaia com as da missão Hipparcos da ESA, que observou Beta Pictoris 111 vezes entre 1990 e 1993, levou a que Ignas e Anthony obtivessem o seu resultado muito mais depressa. Isto levou à primeira estimativa bem-sucedida da massa de um planeta jovem usando medições astrométricas.
"Combinando dados do Hipparcos e do Gaia, que têm uma diferença de tempo de mais ou menos 25 anos, obtemos um movimento próprio de longo prazo," realça Anthony.
"Este movimento próprio também contém o componente provocado pelo planeta em órbita. O Hipparcos, por si só, não teria sido capaz de encontrar este planeta porque a estrela pareceria solitária e perfeitamente normal a não ser que a tivéssemos observado por muito mais tempo.
"Agora, combinando o Gaia e o Hipparcos, e observando a diferença a curto e a longo prazo no movimento próprio, podemos ver o efeito do planeta sobre a estrela."
O resultado representa um passo importante para uma melhor compreensão dos processos envolvidos na formação planetária e antecipa as empolgantes descobertas de exoplanetas que serão alcançadas pelos futuros lançamentos de dados do Gaia.
Os astrônomos podem medir a massa dos exoplanetas observando pequenos desvios nas trajetórias esperadas das suas estrelas hospedeiras provocados pela atração gravitacional de planetas em órbita. Estes podem ser observados ou ao longo da linha de visão, registando pequenas mudanças na velocidade radial de uma estrela, ou no plano do céu, usando medições astrométricas. Para alcançar determinações mais precisas, as observações astrométricas requerem um período de muitos anos. Nesta imagem, a espiral tracejada mostra a evolução da trajetória de uma estrela observada a partir da Terra, provocada pela combinação da paralaxe e do movimento próprio. A banda castanha mostra a gama de desvios da trajetória da estrela provocada por um possível planeta em órbita.
Crédito: ESA
FONTE: ASTRONOMIA ONLINE
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