51 Pegasi b foi o primeiro exoplaneta já descoberto orbitando uma estrela de sequência principal, a estrela (51 Pegasi), em 1995. Este planeta do tamanho de Júpiter, que possui uma órbita de quatro dias, revolucionou a astronomia e abalou nossa compreensão da formação dos planetas. Ele foi descoberto pela medição do espectro da estrela e pela observação de mudanças periódicas na velocidade radial da estrela. Esta mudança de velocidade radial foi causada pelo puxão gravitacional da estrela, o que prova indiretamente a existência do planeta. No entanto, mesmo no início, percebeu-se que os astrônomos deveria ser capazes de ver uma mudança na velocidade radial semelhante na luz refletida pelo planeta. Este método pode ser usado para determinar a inclinação do planeta, massa e composição atmosférica, propriedades nas quais, de outra forma seria quase impossível de medir. Utilizado pela primeira vez em 2010, o método está sendo agora usado em várias Jupiteres quentes.
Os dados
Os autores utilizaram dados de 2010 CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph (CRICES) no Very Large Telescope (VLT) no Chile para observar as estrelas 51 Peg no infravermelho próximo. As observações foram tomadas continuamente durante 4 horas, para medir a variação da velocidade radial a medida que o planeta orbitasse a estrela. O maior desafio na redução dos dados para uma forma utilizável foi a correção/remoção das linhas telúricas (contaminação causada pela atmosfera da Terra). Várias rodadas de redução de dados foram necessárias para remover as linhas telúricas, que são muito mais fortes no espectro da estrela.
Após a obtenção de um espectro limpo, os autores, em seguida, procuraram sinais de espectro de 51 Pegasi b, uma tarefa difícil, pois espectro da estrela poderia ser cerca de 1.000-10.000 vezes mais forte do que o espectro do planeta. Felizmente, atmosferas planetárias no comprimento de onda observada podem ser espessas com gases que têm densas assinaturas de linhas espectrais, tornando-os mais fáceis de ver. No entanto, uma vez que o espectro do planeta não era conhecido de antemão, uma grade de modelos atmosféricos com espectros calculados foi criada. Muitos modelos atmosféricos diferentes foram gerados utilizando os espectros de água, dióxido de carbono e metano em várias abundâncias diferentes, temperaturas e pressões, e fazendo algumas suposições adicionais sobre a estrutura da atmosfera (por exemplo, ausência de nuvens).
No entanto, como mencionado anteriormente, o sinal do espectro do planeta é muito fraco, e só usando todas as linhas simultaneamente pode-se encontrar o modelo certo. Uma técnica chamada correlação cruzada é capaz de trazer à tona um sinal fraco de muitas linhas. Efetivamente, esta técnica “desliza” cada um dos espectros modelados do planeta do outro lado da estrela + o espectro do planeta. O modelo específico que tem o melhor ajuste global, em algum lugar durante o “deslize” é provavelmente o espectro do planeta, e a localização na estrela + espectro do planeta nas quais o “deslizes” deu o melhor ajuste usando a velocidade radial do planeta. Isso é mostrado em duas dimensões na Figura 1 (isto foi feito por também mudando todo o espectro da estrela + planeta e também para obter uma velocidade sistêmica precisas para a estrela + planeta). Estes resultados podem então ser refinados para ganhar mais precisão e exatidão.
Figura 1: Significado da correlação cruzada em duas dimensões. O eixo x é a velocidade do sistema da estrela + do planeta, enquanto que o eixo y é a velocidade relativa da velocidade do planeta em relação a estrela. Regiões mais brancas têm maior significância (melhor se ajusta), enquanto as regiões mais escuras têm uma significância mais baixa (piore ajustes). A linha vertical tracejada representa a velocidade de todo o sistema estrela-planeta. A linha tracejada horizontal superior é o melhor ajuste da velocidade do planeta. Se este fosse um sinal falso positivo, pode-se esperar uma região branca semelhante no mesmo local, mas, ao negativo da velocidade planeta, devido ao potencial de ruído correlacionado interagindo com o espectro modelo de uma maneira semelhante. No entanto, nenhum sinal é visto. O preto “+” representa a solução que melhor se ajusta a velocidade tanto do sistema quanto de um todo e a velocidade do planeta, em particular.
Os resultados
Embora a rede de atmosferas foi bem sucedida em encontrar a velocidade do planeta, ela não teve êxito dizer muito sobre a atmosfera do planeta. No entanto, duas importantes conclusões podem ser adquiridas a partir do estudo. Em primeiro lugar, 51 Peg b tem uma atmosfera com uma quantidade apreciável de água (cerca de 1 parte em 10.000). Modelos que incluíram dióxido de carbono e metano não resultaram em bons ajustes; apenas os modelos de água o fizeram. Isto implica que a abundância de dióxido de carbono e metano estão abaixo do limiar de detecção. Em segundo lugar, a massa de 51 Peg b é finalmente conclusivamente calculada em 0,476 vezes a massa de Júpiter (com 7% de margem de erro).
O método de velocidade radial já percorreu um longo caminho. Em 1995, mal eramos capazes de medir as mudanças de velocidade radial de estrelas brilhantes. Agora ela já está sendo usada para medir as velocidades radiais de seus planetas extremamente fracos. Esta técnica é difícil, mas poderosa. Ela permite medir a massa, a inclinação e a composição da atmosfera do planeta a ser medido. A velocidade radial poderá ser uma ferramenta importante no futuro para extrair informações de mundos potencialmente mundos habitáveis que orbitam as mais importantes estrelas na galáxia.
Traduzido e adaptado de Astrobites
Artigo original: Discovery of water at high spectral resolution in the atmosphere of 51 Peg b