Embora os astrónomos tenham encontrado indícios de efeitos gravitacionais produzidos por exoplanetas, em torno das estrelas que orbitam, em mais de 100 casos, ainda nenhum destes planetas extra-solares foi observado de forma directa. No entanto, os cientistas estão convencidos que planetas comparáveis a Júpiter, em termos de massa, devem ser, tal como Júpiter, planetas gigantes gasosos. Por exemplo, o único exoplaneta observado, de forma clara, a orbitar a sua estrela, possui uma silhueta 1,35 vezes maior que a de Júpiter, implicando uma densidade equivalente a cerca de 30% a densidade média de Júpiter. Por outro lado, os "Júpiteres quentes", conhecidos por ficarem inesperadamente perto da sua estrela, são provavelmente diferentes de qualquer planeta do nosso sistema solar, com atmosferas enegrecidas por nuvens de poeira rochosa, ou talvez por obscurecimentos produzidos por ferro no estado líquido.

Agora, uma nova observação publicada em Julho na revista Nature, proporciona-nos uma nova pista sobre as atmosferas de exoplanetas, ao revelar indícios de que se trata de um planeta gasoso gigante em formação. Utilizando o telescópio Infrared Telescope Facility (IRTF), da NASA, no Havai, os cientistas estudaram a estrela HD 141569, de grandeza 7 e que se situa a cerca de 320 anos-luz de distância, na constelação da Balança. Esta estrela jovem possui ainda um disco circunstelar que se estende até cerca de 400 unidades astronómicas (UA) (1 UA = distância média da Terra ao Sol). Os investigadores concentraram-se numa região do disco mais perto da estrela, na parte mais dissipada devido ao vento estelar. Deste modo, descobriram assinaturas diferentes, no infravermelho, do monóxido de carbono (CO) e do ião H₃⁺ (essencialmente uma molécula de hidrogénio com um protão extra).

Esperava-se a presença de monóxido de carbono, uma vez que esta é a forma dominante do carbono na nebulosa circunstelar. Os investigadores calcularam que a emissão de CO provinha de um largo anel, cujo bordo interior, a cerca de 17 UA da estrela, delimitava a referida zona interna do disco que se encontra mais dissipada. A risca de emissão de CO não é particularmente forte, sugerindo que a maior parte do disco já foi de facto dissipada.

Embora o ião H₃⁺ já tenha sido identificado em diversos contextos astrofísicos, a sua detecção em emissão foi detectada apenas em fenómenos aurorais de Júpiter, Saturno e Úrano. Será então que a estrela HD 141569 alberga um planeta gigante gasoso? Os cientistas sugerem cautelosamente que a zona interna dissipada e delimitada pelo anel poderá ter sido criada pela acção conjunta do vento estelar e de uma nebulosa protoplanetária, situada dentro do anel (ver figura), a cerca de 7 UA de HD 141569, que terá agregado material a partir do disco. Talvez com cerca de 300 milhões de quilómetros de diâmetro, a nebulosa protoplanetária pode ter perto de 5 vezes a massa de Júpiter. O H₃⁺ pode estar concentrado no bordo interior do disco, onde o hidrogénio molecular (H₂) pode ser ionizado por radiação ultravioleta da estrela jovem.

A equipa de investigação apoiou-se no cenário da nebulosa protoplanetária porque o CO no disco poderia rapidamente destruir qualquer H₃⁺. Dentro de cerca de dois anos saber-se-á se é ou não verdade, quando os desvios Doppler começarem a mostrar o suposto movimento orbital da nebulosa.

Mas até lá, a equipa e outros investigadores permanecerão com um enigma: os dados do IRTF apenas revelam duas das três linhas de emissão do ião H₃⁺. Em Júpiter, a emissão é essencialmente despoletada por uma cascata de electrões magnetosféricos, mas é provável que um processo de excitação desconhecido esteja a ocorrer à volta de HD 141569.
Observações posteriores poderão solucionar o mistério da linha desaparecida. A descoberta destes investigadores estimulará o interesse de planetas gigantes e a espectroscopia de H₃⁺.

Fonte original:
http://skyandtelescope.com/news/current/article_658_1.asp