Actualmente, conhecem-se mais de 100 planetas em órbita de outras estrelas que não o Sol. Estes exoplanetas abrangem toda uma variedade de tamanhos e órbitas. Alguns possuem 5 a 10 vezes a massa do maior planeta do Sistema Solar, Júpiter, enquanto que o de menor massa até agora descoberto tem aproximadamente metade da massa de Saturno, ou seja, cerca de 50 vezes a massa da Terra. Alguns orbitam muito próximo da estrela central, outros mais longe, e as próprias órbitas ora são quase circulares, ora bastante elípticas.

A procura de planetas extra-solares não é um fim em si mesmo. Pretende-se aprender mais sobre a aparente diversidade de sistemas planetários e, eventualmente, encontrar um exoplaneta semelhante à nossa Terra. Neste contexto, é essencial podermos caracterizar não só as órbitas dos planetas extra-solares, mas também determinar as suas verdadeiras massas. E isso é extremamente difícil.

Até agora, virtualmente todos os planetas extra-solares foram descobertos através dum método indirecto: a medição de variações na velocidade da estrela central, causadas pelo efeito gravitacional do planeta na estrela. Esta técnica continua a evoluir rapidamente, com um novo espectrógrafo de alta resolução dedicado a esse objectivo, o HARPS (acrónimo de High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher). Em fase de testes no telescópio de 3,6 metros do ESO (Observatório de La Silla, Chile), o HARPS mede movimentos estelares com uma precisão de 1 m/s e, em breve, possibilitará a detecção de planetas extra-solares de massa apenas ligeiramente superior à massa da Terra.

Contudo, a simples medição de variações de velocidade não permite determinar a verdadeira massa de um planeta. Sem o conhecimento da inclinação da órbita do planeta relativamente à linha de visão, apenas se pode calcular um limite inferior para a massa do planeta.

Sempre que a órbita de um planeta faz com que, quando observado da Terra, este passe em frente à estrela que ele orbita, diz-se que o planeta transita. No nosso Sistema Solar, observamos o trânsito dos planetas interiores - Mercúrio e Vénus - quando estes passam à frente do disco solar. Durante o trânsito de um planeta extra-solar, o brilho da estrela que ele orbita decresce ligeiramente, pois o planeta bloqueia parte da luz proveniente da estrela. O estudo da variação do brilho da estrela com o tempo, chamada curva de luz, combinado com medições de velocidades radiais, permite determinar completamente a órbita do planeta, incluindo a sua inclinação. Com esta informação, determina-se com precisão o tamanho do planeta e a sua verdadeira massa, donde se deduz a sua densidade.

O OGLE (acrónimo de Optical Gravitational Lensing Experiment) é um extenso programa de fotometria que procura objectos planetários ou de baixa luminosidade que transitam estrelas do disco da nossa Galáxia. No ano passado, a equipa do OGLE apresentou uma primeira lista de 59 estrelas candidatas a possuirem planetas que transitam. Estas estrelas foram seleccionadas de uma amostra de cerca de 5 milhões de estrelas observadas em 32 dias, por exibirem uma perda regular de brilho compatível com o trânsito de um exoplaneta. Pouco tempo depois, uma equipa de astrónomos norte-americanos observou uma das estrelas candidatas, OGLE-TR-56, e detectou pequenas variações de velocidade, ou seja, uma forte indicação da presença de um planeta à sua volta.

Agora, uma equipa de astrónomos do Observatório Europeu do Sul (ESO) e da Alemanha utilizou o espectrógrafo de alta resolução UVES, montado num dos telescópios de 8,2 m do VLT (Observatório do Paranal, Chile), para obter espectros detalhados de outra estrela da lista, a OGLE-TR-3. Durante um mês, obtiveram um total de 10 espectros, cada um resultante de uma hora de exposição. OGLE-TR-3 é uma estrela de magnitude visual 16,5 e do tipo semelhante ao Sol, com uma temperatura à superfície próxima de 5800°C. Os espectros revelaram ainda que a sua velocidade radial sofre variações da ordem dos 120 m/s.

O programa OGLE tinha determinado que o brilho desta estrela diminui de 2% em cada 28 horas e 33 minutos. As velocidades medidas nos espectros obtidos pelo UVES revelam que este período é um bom ajuste a estes novos dados e existe uma elevada probabilidade da presença de um exoplaneta orbitando OGLE-TR-3 em 28h33m. As observações excluem definitivamente a hipótese de que as variações de brilho possam dever-se a uma pequena estrela companheira: uma estrela anã vermelha e uma anã castanha causariam, respectivamente, variações de velocidade de 15 km/s e de 2,5 km/s; em ambos os casos, as variações seriam facilmente detectadas nos espectros obtidos pelo UVES.

Embora as observações disponíveis sejam ainda insuficientes para permitir uma determinação exacta das propriedades do exoplaneta, os astrónomos deduziram, provisoriamente, que a sua massa é aproximadamente 0,6 vezes a massa de Júpiter e o diâmetro é cerca de 200 000 km, ou seja, 1,4 vezes o de Júpiter. Assim, a sua densidade será cerca de 250 kg/m³ (um quarto da densidade da água, ou um quinto da densidade de Júpiter), de forma que se trata de um planeta gigante gasoso.

O período orbital de 28h33m é o menor até agora conhecido para um exoplaneta. Apenas a 3,5 milhões de quilómetros da estrela OGLE-TR-3, a temperatura do lado do planeta voltado para a estrela tem de ser muito elevada, da ordem dos 2000°C, e o planeta deve estar a perder a sua atmosfera por evaporação. Os astrónomos concluíram ainda que o exoplaneta poderá ser observável em comprimentos de onda dos infravermelhos, e tencionam tentar fazê-lo em breve.

OGLE-TR-3 é somente o terceiro planeta extra-solar ao qual é aplicado o método do trânsito, depois das estrelas HD209458 e OGLE-TR-56. Mas é, mais uma vez, um planeta gigante numa órbita muito próxima da estrela central. Acredita-se que estes planetas não se podem ter formado assim perto das estrelas que orbitam, mas ter-se-ão formado mais longe e, por algum efeito ainda desconhecido, terão migrado para estas órbitas tão próximas.

Espera-se que OGLE-TR-3 e OGLE-TR-56 sejam apenas os primeiros 2, de um número substancial de exoplanetas, a serem descobertos pelo método do trânsito. Dentro de alguns anos, um forte contributo também será dado pelas campanhas observacionais realizadas a partir de observatórios espaciais, como por exemplo, o Eddington e o Darwin, da ESA, e o Kepler, da NASA.

Fonte da notícia: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-09-03.html