O professor Mayor ganhou, juntamente com o professor Didier Queloz, o Prêmio Nobel de Física em 2019 pela descoberta de um exoplaneta em órbita ao redor de uma estrela semelhante ao Sol, bem como por suas contribuições para nosso entendimento da evolução do universo e do lugar da Terra no cosmos. 

Você pode imaginar outras formas de vida em outro lugar no universo? A princípio, pensar sobre isso pode parecer algo um pouco forçado ou difícil de aceitar. Mas, como astrofísico, posso dizer que é uma possibilidade bastante real. Por quê? Porque existem muitos planetas no universo – um número inimaginável – e alguns podem ser bons candidatos a apoiar o surgimento de vida. Antes de nos aprofundarmos na possibilidade de vida em outras partes do universo, vejamos como ocorre a descoberta de planetas que estão fora do nosso sistema solar. 

Como descobrimos os planetas distantes

Quando procuramos planetas habitáveis que possam abrigar a vida tal como a conhecemos, temos em mira planetas semelhantes à Terra. Uma das condições necessárias é que eles orbitem em torno de uma estrela, da qual recebam calor e luz. A estrela proporcionaria então condições adequadas de temperatura e geração de energia necessárias para o desenvolvimento da vida, como as que a Terra recebe do Sol. Mas a presença de uma estrela brilhante (como o Sol) perto de um planeta escuro (como a Terra) não permite que os cientistas o detectem diretamente porque a luz refletida do planeta é ofuscada pela luz brilhante da estrela. Por exemplo, o Sol é um bilhão de vezes mais brilhante do que a luz refletida de qualquer um dos planetas que o orbitam. Por isso, temos de desenvolver métodos indiretos para detectar a presença de um planeta.

Um desses métodos consiste em registrar as mudanças que o planeta causa na velocidade da estrela próxima. Para entender esse método, devemos nos familiarizar com dois conceitos: linhas espectrais e efeito Doppler. 

Linhas espectrais

Como você deve saber, cada átomo tem níveis de energia que correspondem ao movimento dos elétrons em torno do seu núcleo. Quando a luz passa por um átomo, alguns dos comprimentos de onda luminosa, correspondentes aos níveis do átomo, são absorvidos por este. Ou seja, se pudermos detectar a luz emitida depois que ela interage com um átomo, obteremos uma “impressão digital” única desse átomo a partir dos comprimentos de onda específicos observados. O espectro de luz detectado, que antes era contínuo, agora é composto por linhas de luz reduzida (escura) ou intensificada (brilhante) em comprimentos de ondas específicos. Essas linhas são chamadas de linhas espectrais¹. 

Linhas espectrais de estrelas distantes

Cada estrela apresenta uma combinação própria de átomos na atmosfera que a circunda. Então, quando detectamos a luz da estrela depois que ela passa por sua atmosfera, obtemos uma impressão digital única de linhas espectrais, resultante de todos os tipos de átomos existentes em sua atmosfera. Podemos usar pequenas mudanças nessas linhas espectrais para inferir a presença de um planeta orbitando em torno da estrela. Essas pequenas mudanças são devidas a um fenômeno chamado efeito Doppler. 

O efeito Doppler

Você já notou que, quando uma ambulância com a sirene ligada se move em sua direção, o som da sirene muda – ficando muito mais alto e mais estridente à medida que se aproxima e depois abaixando e tornando-se mais grave ao afastar-se? Na verdade, o som que sai da sirene não muda. O que acontece é que, quando a ambulância se aproxima de você, cada onda sonora leva menos tempo para alcançá-lo do que a onda anterior, o que causa um aumento na frequência das ondas. Isso torna o som da sirene mais rápido quando se aproxima de você e mais lento quando se distancia² (Figura 1). A mudança na frequência observada é chamada de efeito Doppler. 

O mesmo vale para qualquer tipo de onda, incluindo a luz. Assim, quando um objeto brilhante como uma estrela se move em nossa direção, sua imagem de linha espectral muda para comprimentos de onda mais curtos e frequência mais alta (o chamado desvio para o azul); e, quando se afasta de nós, o espectro muda para comprimentos de onda mais longos e de frequência mais baixa (o chamado desvio para o vermelho).

Ora, quando orbita em torno de uma estrela, um planeta influencia o movimento dessa estrela devido à sua própria gravidade – a estrela percorre um percurso elíptico moldado pela órbita do planeta e, em certos momentos, se aproxima da Terra e em outros se afasta. Essa mudança na velocidade da estrela em relação à Terra provoca uma mudança nas linhas espectrais da estrela³. De um modo geral, isso significa que podemos inferir indiretamente a presença de um planeta em órbita ao redor de uma estrela medindo o desvio Doppler nas linhas espectrais da estrela (Figura 2). 

A técnica de correlação cruzada

Usar o efeito Doppler para detectar a presença de um planeta invisível pressupõe um grande desafio. As mudanças na velocidade da estrela causadas pelo exoplaneta estão na faixa de apenas alguns metros por segundo ou até menos. Em termos de desvio Doppler das linhas espectrais de uma estrela, essa pequena alteração em sua velocidade equivale a <1 bilionésimo (1/1.000.000.000) de seu comprimento de onda emitido [1]. Trata-se de uma fração tão pequena que é impossível medi-la com precisão usando-se mudanças em uma única linha espectral, devido ao efeito Doppler. 

O que fazemos então para aumentar a precisão dessa medida? Usamos outro truque inteligente, chamado técnica de correlação cruzada, que foi otimizado nas décadas de 1980 e 1990 e desempenhou um papel importante no trabalho de detecção de planetas fora do sistema solar. 

A ideia principal aqui é esta: ao invés de medir o desvio em só uma linha espectral emitida pela estrela em apreço, medimos o desvio coletivo devido ao efeito Doppler em todas as linhas espectrais emitidas por ela. Fizemos isso usando um dispositivo chamado espectrômetro CORAVEL (Figura 3A) [1, 2]. O espectrômetro CORAVEL contém uma placa com um conjunto de orifícios (Figura 3B) localizados exatamente nas posições onde esperamos observar linhas espectrais escuras na luz proveniente de uma determinada estrela. Toda luz emitida que passa por esses orifícios é enviada para um único detector. Quando as linhas espectrais escuras da estrela estão exatamente na frente dos orifícios da placa, detectamos um mínimo da luz transmitida (Figura 3C, à esquerda).

No entanto, se tivermos um desvio Doppler devido à influência do exoplaneta no movimento da estrela, a posição de muitos milhares de linhas espectrais mudará simultaneamente em relação à posição dos orifícios na placa e a quantidade de luz transmitida através dos orifícios aumentará (Figura 3C, à direita). Após esse desvio Doppler, movemos a placa para que os orifícios fiquem novamente alinhados com as linhas espectrais escuras, de modo a obtermos outra vez o mínimo de luz em nosso detector.

Assim, quando medimos as linhas espectrais de absorção da estrela em duas posições de sua trajetória e movemos a placa para que a luz mínima seja detectada a cada vez, sabemos quanto a placa foi movida entre o primeiro mínimo (primeira posição da estrela) e o segundo mínimo (segunda posição da estrela). Essa mudança na posição da placa entre dois mínimos é o resultado direto da mudança Doppler das linhas espectrais da estrela, devida à presença do exoplaneta. Calculando o desvio Doppler nas linhas espectrais da estrela, em combinação com outras medições, podemos descobrir as características do exoplaneta detectado. 

A técnica de correlação cruzada nos permitiu concentrar as informações Doppler de todas as linhas espectrais individuais em uma única quantidade. Chamamos essa quantidade de velocidade Doppler, pois ela nos revela a mudança na velocidade da estrela devido à presença e proximidade do planeta em órbita.

Usando a velocidade Doppler, combinada com algumas outras medidas, podemos não apenas inferir a presença do planeta como obter dados sobre sua massa e o tempo que leva para completar uma órbita ao redor da estrela. Esse método nos permitiu detectar o 51 Pegasi b – o primeiro exoplaneta que meu colega Didier Queloz e eu descobrimos em 1995 [3]. Com espectrógrafos recentes, os espectros estelares são obtidos de modo um pouco diferente. Ao invés de escaneado em uma placa física, o espectro é gravado em sensores especiais chamados detectores CCD (como os das câmeras digitais). Depois, é analisado pelo computador, com base no mesmo princípio da correlação cruzada que vimos acima. 

51 Pegasi b: a descoberta do primeiro planeta medido, em órbita ao redor de uma estrela parecida com o Sol 

O 51 Pegasi b (Figura 4A) é um planeta localizado a cerca de 50 anos-luz (9,5 trilhões de km x 50!) da Terra, na constelação de Pégaso, na Via Láctea⁴. Sua temperatura é quente, mais ou menos de 1.000 graus Celsius. Ele gira em torno de uma estrela como o Sol, chamada 51 Pegasi, e completa sua órbita a cada 4,2 dias. O 51 Pegasi b, composto principalmente de gases, é considerado um gigante como Júpiter. Por orbitar tão perto de sua estrela, às vezes é chamado de “Júpiter quente”. O 51 Pegasi b é cerca de 47% mais leve em massa e 50% maior em tamanho do que Júpiter. A estrela do 51 Pegasi b é cerca de 11% mais pesada e 23% maior do que o nosso Sol. 

Como mencionamos acima, o 51 Pegasi b foi o primeiro exoplaneta descoberto orbitando em torno de uma estrela. Embora essa estrela e o exoplaneta sejam, em si mesmos, fascinantes de se estudar, sua descoberta também propiciou um avanço no campo da detecção de planetas, de duas maneiras significativas. Em primeiro lugar, a descoberta do 51 Pegasi b provou que existem planetas orbitando estrelas em outros lugares do universo além do nosso sistema solar – algo que até então não se sabia ao certo – e que esses planetas podem ser detectados mediante a técnica de correlação cruzada. Em segundo lugar, comprovou uma hipótese chamada migração planetária, a ideia segundo a qual, com o tempo, os planetas migram, ou se movem, para mais perto das estrelas que orbitam⁵.

Planetas gigantes que estão muito perto das estrelas que orbitam são muito interessantes para os astrofísicos porque podem ser descobertos mais rapidamente graças à técnica de correlação cruzada. Antes da descoberta do 51 Pegasi b, os cientistas acreditavam que o período orbital de uma estrela gigante não poderia ser menor que dez anos, ou seja, seriam necessários dez anos para detectar um planeta usando-se o efeito Doppler! Mas nossa descoberta mostrou que o período de órbita pode ter até alguns dias – mil vezes mais curto do que se esperava! Portanto, alguns exoplanetas podem ser detectados em apenas alguns dias. 

Esses dois avanços contribuíram significativamente para a detecção de exoplanetas adicionais em órbita estelar. Hoje, mais de cinco mil deles foram descobertos! Esse é um passo importante para encontrarmos vida no universo, caso ela exista.  

Vida no universo

Nossa definição atual da vida como a conhecemos inclui três características principais: um sistema vivo deve ser capaz de se proteger do meio ambiente, interagir com o meio ambiente e transmitir suas informações para a próxima geração. Essa transmissão de informações é realizada por meio de longas cadeias de átomos e moléculas (chamadas de material genético ou DNA), que são muito frágeis. As moléculas de DNA exigem temperaturas específicas e a presença de água. Portanto, se existe um exoplaneta com vida, ele deve atender a esses requisitos⁶. E qual é a probabilidade de encontrarmos tal planeta? Bem, como existem tantos no universo, temos certeza absoluta de que muitos deles podem desenvolver a vida. Todavia, como cientistas, não estamos satisfeitos em simplesmente dizer “sim, é provável” – queremos prová-lo diretamente. 

Pode parecer que a maneira mais simples de buscar vida em outros planetas seja enviar naves para dar uma olhada e tirar fotos. Mas isso é impossível com nossa tecnologia e nosso conhecimento atuais da física. Levaria muito tempo para que uma nave chegasse tão distante e exigiria uma quantidade absurda de energia⁷. Ou seja, precisamos usar métodos de detecção à distância, que são medidas e observações indiretas capazes de detectar a existência provável de vida em um certo planeta.

Por exemplo, poderíamos analisar os componentes químicos da atmosfera dos exoplanetas usando linhas espectrais. Como estamos bem familiarizados com as linhas espectrais dos componentes químicos da atmosfera da Terra, tais como oxigênio (ozônio), nitrogênio, metano e dióxido de carbono, tentaríamos encontrar padrões similares na atmosfera de outros planetas⁸. Essa e outras orientações de pesquisa, embora promissoras, são muito complicadas e requerem mais desenvolvimento antes de se tornarem úteis. Portanto, as grandes perguntas sobre se, e como, podemos detectar vida em exoplanetas continuam sendo um desafio maravilhoso para a próxima geração de jovens cientistas – como você!                                                                      

Recomendações para as mentes jovens

Em minha opinião, para ser um cientista, você precisa ter muita curiosidade. Ciência não é um emprego “normal”, não é praticada só para ganhar dinheiro. Mas, se você é curioso sobre qualquer tópico da ciência, acredito que será feliz como cientista – simples assim. Nunca me arrependi de ter escolhido a profissão de cientista. Um dos prazeres de ser cientista é que gozamos do privilégio de trabalhar com pessoas do mundo inteiro. É bom sentir que temos amigos em muitos lugares ao redor do globo. 

Acho também que é muito importante, para os cientistas, serem capazes de trabalhar bem em equipe. Lidero vários grupos de pesquisa há muitos anos e percebi que, mesmo que uma pessoa única pessoa não se dê bem com a equipe, toda a equipe ser afetada negativamente. Como integrante de uma equipe, você deve se sentir confortável com seus colegas e gostar de trabalhar com eles. Portanto, certifique-se de encontrar as pessoas certas e aproveite seu convívio diário. 

Materiais adicionais

• Michael Mayor, Prêmio Nobel em Física de 2019: Entrevista oficial (Prêmio Nobel). 
• Prêmio Nobel em Física de 2019 – A descoberta do primeiro exoplaneta (Prêmio Nobel). 

Glossário

Planeta habitável: Planeta que tem condições necessárias para sustentar a vida.

Linha espectral: Linha de luz com comprimento de onda específico, absorvida ou emitida por átomos. 

Efeito Doppler: Efeito físico no qual o comprimento de onda medido (frequência) de uma onda muda quando sua fonte se aproxima ou se afasta do observador. 

Técnica de correlação cruzada: Método que usa o efeito Doppler em linhas espectrais da luz de uma estrela distante para detectar planetas fora de nosso sistema solar. 

Espectrômetro: Dispositivo usado para detectar e analisar o espectro de luz, no nosso caso a luz das estrelas e dos planetas. 

Velocidade Doppler: Mudança na velocidade de uma estrela resultante da presença de um planeta em sua órbita. 

Exoplaneta: Planeta localizado fora de nosso sistema solar. 

Agradecimentos

Agradeço a Noa Segev por conduzir a entrevista que serviu de base a este artigo e por colaborar nele como coautor. Agradeço também a Sharon Amlani por fornecer as Figuras1, 2 e 3C. 

Notas de rodapé

1. Para saber mais sobre linhas espectrais, ver aqui.
2. Ver a demonstração aqui e explicação na Figura 1.
3. Ver uma demonstração de vídeo aqui.
4. Ver aqui.
5. Para mais informação sobre a migração planetária, ver aqui.
6. Se um planeta satisfaz a essas exigências, isso não significa necessariamente que haja vida nele, apenas o potencial para a vida. Poderíamos também sonhar com formas de vida completamente diferentes que se desenvolvam sob condições diferentes daquelas que conhecemos, mas começamos com opções mais simples, baseadas na ciência atual. 
7. Isso significa também que, mesmo se encontrássemos um planeta habitável fora de nosso sistema solar, ele não seria adequado para a imigração humana segundo nosso conhecimento de física atual. Por isso, devemos fazer o máximo de esforços a fim de proteger a Terra, de modo que ela continue habitável para os humanos de muitas gerações futuras. 
8. Para mais informações sobre esse método, ver este artigo [4]. 

Referências

[1] Mayor, M. 2020. “Nobel lecture: plurality of worlds in the cosmos: a dream of antiquity, a modern reality of astrophysics.” Rev. Mod. Phys. 92:030502. Disponível online em: https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.92.030502.

[2] Baranne, A., Mayor, M. e Poncet, J. L. 1979. “Coravel – a new tool for radial velocity measurement.” Vist. Astron. 23:279–316. DOI: 10.1016/0083-6656(79)90016-3.

[3] Mayor, M. e Queloz, D. 1995. “A Jupiter-mass companion to a solar-type star.” Nature 378:355–9. 

[4] Schwieterman, E. W., Kiang, N. Y., Parenteau, M. N., Harman, C. E., DasSarma, S., Fisher, T. M. et al. 2018. “Exoplanet biosignatures: a review of remotely detectable signs of life.” Astrobiology. 18:663–708. DOI: 10.1089/ast.2017.1729.

Citação

Mayor, M. (2022). “Distant planets and big promises: how to detect exoplanets and whether they have life.” Front. Young Minds. 10:857995. DOI: 10.3389/frym.2022.857995. 

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