Método do Pulsar – Um pulsar é uma estrela de nêutrons com um jato polar aproximadamente alinhado com a Terra. À medida que a estrela gira, um jato é emitido em direção à linha de visão da Terra e detectamos um pulso de luz extremamente regular. Na verdade, é tão regular que uma ligeira oscilação no movimento da estrela, devido a existência de planetas, é detectável. Os primeiros exoplanetas foram descobertos assim, na verdade três deles em torno do pulsar PSR B1257+12 em 1992. Obviamente essa técnica só é útil para encontrar planetas próximos a pulsares, e nenhum deles pode ser considerado habitável – pelo menos pelas definições atuais – até agora apenas quatro desses planetas foram realmente confirmados.
Para procurer por planetas próximos a estrelas da sequência principal, temos...
O Método da Velocidade Radial – Esse método é semelhante ao princípio anterior de detecção de anomalias através de sincronismo pulsar, onde um ou mais planetas transitam em frente e atrás de sua estrela à medida que a orbitam, provocando pequenas mudanças na velocidade da estrela em relação à Terra. Estas alterações são geralmente medidas como mudanças nas linhas espectrais da estrela, detectada através de espectrometria Doppler, embora a detecção através da astrometria também seja possível. Até o momento, o método de velocidade radial tem sido o método mais produtivo para a detecção de exoplanetas, entretanto a detecção por esse métdo é mais freqüente em planetas massivos (Hot Jupiters) com órbitas muito próximas à estrela - e, como conseqüência , esses planetas são os mais representados na população de exoplanetas atualmente confirmada. Além disso, isoladamente, o método só é eficaz até cerca de 160 anos-luz da Terra - e só lhe dá o mínimo de massa, não o tamanho do exoplaneta
Para determiner o tamanho do planeta, podemos usar…
O Método do Trânsito – O método de trânsito é eficaz tanto na detecção de exoplanetas quanto em determinar o seu diâmetro - embora tenha uma alta taxa de falsos positivos. Uma estrela com um planeta em trânsito, que bloqueia parcialmente a sua luz, é por definição uma estrela variável. No entanto, existem várias razões pelas quais uma estrela pode ser variável - muitos dos quais não envolvem um planeta em trânsito. Por esta razão, o método de velocidade radial é freqüentemente usado para confirmar uma conclusão do método do trânsito. Assim, mais de 130 planetas serem atribuídos ao método do trânsito – parte dos mais de 500 foram também contabilizados pelo método de velocidade radial. O método de velocidade radial dá a massa do planeta - e o método de trânsito dá o seu tamanho (diâmetro) - e com estas duas medida pode-se obter a densidade do planeta. O período orbital do planeta (por qualquer método) pode fornecer também a distância do exoplaneta de sua estrela, usando-se a terceira lei de Kepler. E é assim que nós podemos determinar se é um planeta que está na zona habitável de uma estrela. É possível também, ao levar em consideração pequenas variações na periodicidade de trânsito (ou seja, a regularidade) e da duração do trânsito, identificar outros planetas menores. Com o aumento da sensibilidade no futuro, poderá também ser possível identificar exoluas desta forma. O método de trânsito também pode permitir uma análise espectroscópica da atmosfera de um planeta. Assim, um objetivo-chave aqui é encontrar um análogo da Terra em uma zona habitável, em seguida, examinar a sua atmosfera e monitorar suas emissões eletromagnéticas - em outras palavras, procurar sinais de vida.
Para encontrar planetas em órbitas maiores podemos tentar…
Direct imaging (Imagemanto direto) - Este método é um desafio, uma vez que um planeta é uma fonte de luz fraca perto de uma fonte de luz muito brilhante (estrela). No entanto, mais de 20 foram encontrados desta forma até o momento. O anulamento de Interferometria, no qual o brilho da estrela em duas observações é efetivamente cancelada por meio de interferência destrutiva, é uma forma eficiente de detectar fontes de luz mais fracas que ficam normalmente mascaradas pela luz da estrela.
Lentes Gravitacionais - Uma estrela pode criar uma lente gravitacional estreitos e, consequentemente, ampliar uma fonte de luz distante - e se um planeta em torno dessa estrela está na posição certa para inclinar ligeiramente o efeito de lente gravitacional, pode fazer sua presença conhecida. Tal evento é relativamente raro - e então tem que ser confirmada através de observações repetidas. No entanto, este método detectou mais de 10 planetas até o momento, o que inclui planetas menores em órbitas de largura, como OGLE-2005-BLG-390Lb. Não se espera dessas técnicas atuais um censo completo de todos os planetas dentro dos limites atuais de observação, mas oferecem-nos uma noção de quantos podem estar por aí. Tem sido estimado especulativamente, a partir dos dados disponíveis até agora, que podem haver mais de 100 bilhões de planetas na nossa galáxia. No entanto, uma série de questões de definição ainda não foram totalmente pensadas, como de onde se traça a linha que distingue um planeta de uma anã marrom. A Enciclopédia de planetas extra-solares atualmente estabelece o limite de 20 massas de Júpiter. De qualquer forma, mais de 540 exoplanetas confirmados em apenas 19 anos de detecção de planetas não é nada mal. E a busca continua.
Créditos: Universe Today
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