ECOS DE LUZ DÃO PISTAS SOBRE DISCO PROTOPLANETÁRIO
29 de abril de 2016
Esta ilustração mostra uma estrela rodeada por um disco protoplanetário. O material do disco espesso percorre as linhas do campo magnético da estrela e é depositado à superfície. Quando o material atinge a estrela, aumenta de brilho.
Crédito: NASA/JPL-Caltech
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Imagine que quer medir o tamanho de um quarto, mas está completamente escuro. Se gritar, consegue discernir se o espaço é relativamente grande ou pequeno, dependendo de quanto tempo leva para ouvir o eco depois de ressaltar da parede.
Os astrónomos usam este princípio para estudar objetos tão distantes que não podem ser vistos como mais do que pontos. Em particular, os investigadores estão interessados em calcular quão longe as estrelas jovens estão dos limites internos dos discos protoplanetários em seu redor. Estes discos de gás e poeira são locais onde os planetas se formam ao longo de milhões de anos.
"A compreensão dos discos protoplanetários ajuda-nos a perceber alguns dos mistérios dos exoplanetas, planetas em sistemas para lá do nosso," afirma Huan Meng, associado de pesquisa de pós-doutorado na Universidade do Arizona, em Tucson, EUA. "Nós queremos saber como é que os planetas se formam e porque é que encontramos planetas grandes a que chamamos 'Júpiteres quentes' tão perto das suas estrelas."
Meng é o primeiro autor de um novo estudo publicado na revista The Astrophyical Journal usando dados do Telescópio Espacial Spitzer da NASA e dados de quatro telescópios terrestres para determinar a distância entre uma estrela e a orla interior do seu disco protoplanetário circundante.
A medição não foi tão simples quanto colocar uma régua por cima de uma fotografia. Seria tão impossível quanto usar uma foto de satélite do ecrã de um computador para medir a largura do ponto final desta frase.
Em vez disso, os investigadores usaram um método chamado "foto-reverberação", também conhecido como "ecos de luz". Quando a estrela central aumenta de brilho, alguma desta luz atinge o disco em redor, provocando um "eco" atrasado. Os cientistas mediram o tempo que demorou para a luz da estrela chegar à Terra e, em seguida, esperaram que o seu eco chegasse.
Graças à teoria da relatividade especial de Albert Einstein, sabemos que a luz viaja a uma velocidade constante. Para determinar uma certa distância, os astrónomos podem multiplicar a velocidade da luz pelo tempo que esta demora a percorrer de um ponto para outro.
Para tirar partido desta fórmula, os cientistas precisavam encontrar uma estrela com uma emissão variável - isto é, uma estrela que emite radiação de forma imprevisível ou irregular. O nosso Sol tem uma emissão relativamente estável, mas uma estrela variável tem mudanças detetáveis e únicas na radiação que podem ser usadas para obter os correspondentes ecos de luz. As estrelas jovens, com emissão variável, são as melhores candidatas.
A estrela usada neste estudo tem o nome YLW 16B e está situada a cerca de 400 anos-luz da Terra. YLW 16B tem aproximadamente a mesma massa que o nosso Sol mas, com apenas um milhão de anos, é um bebé em comparação com os 4,6 mil milhões de anos da nossa estrela-mãe.
Os astrónomos combinaram dados do Spitzer com observações de telescópios terrestres: o telescópio Mayall do Observatório Nacional Kitt Peak no Arizona; os telescópios SOAR e SMARTS no Chile; e o telescópio Harold L. Johnson no México. Durante duas noites de observação, os investigadores viram desfasamentos consistentes entre as emissões estelares e os seus ecos no disco em redor. As observações terrestres detetaram a radiação infravermelha de comprimento de onda curto emitida diretamente pela estrela, e o Spitzer observou a radiação infravermelha de maior comprimento de onda do eco no disco. Devido às espessas nuvens interestelares que bloqueiam a vista da Terra, os astrónomos não puderam usar luz visível para estudar a estrela.
Os cientistas calcularam então a distância que esta luz deve ter percorrido durante o desfasamento de tempo: cerca de 0,08 unidades astronómicas, aproximadamente 8% da distância entre a Terra e o Sol, ou um-quarto do diâmetro da órbita de Mercúrio. Este valor é ligeiramente inferior às estimativas anteriores com técnicas indiretas, mas consistente com as expectativas teóricas.
Embora este método não consiga medir diretamente a altura do disco, os investigadores foram capazes de determinar que a orla interior é relativamente espessa.
Anteriormente, os astrónomos usaram a técnica de eco de luz para medir o tamanho de discos de acreção de material em torno de buracos negros supermassivos. Dado que nem a luz escapa a um buraco negro, os investigadores comparam luz da margem interior do disco de acreção com luz da orla exterior para determinar o tamanho do disco. Esta técnica é também usada para medir a distância até outras características perto do disco de acreção, tal como poeira e gás veloz envolvente.
Enquanto os ecos de luz dos buracos negros supermassivos representam desfasamentos de dias a semanas, os cientistas detetaram que o eco de luz no disco protoplanetário deste estudo foi de uns meros 74 segundos.
O estudo do Spitzer marca a primeira vez que o método de eco de luz foi usado no contexto de discos protoplanetários.
"Esta nova abordagem pode ser usada para outras estrelas jovens com planetas no processo de formação no disco em redor," comenta Peter Plavchan, coautor do estudo e professor assistente da Universidade Estatal do Missouri em Springfield, EUA.
Os astrónomos podem usar os ecos de luz para medir a distância entre uma estrela e o disco protoplanetário em redor. Este diagrama ilustra como o desfasamento de tempo do eco de luz é proporcional à distância entre a estrela e a orla interior do disco.
Crédito: NASA/JPL-Caltech
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