Os exoplanetas que efectuam trânsitos (eclipses primários) são importantíssimos para a astrofísica. A detecção e medição precisa dos trânsitos permite a determinação de propriedades como o raio e, eventualmente, a densidade média dos exoplanetas em causa. Menos falados, mas igualmente importantes, são os chamados eclipses secundários, em que a estrela oculta o exoplaneta. Estes eclipses têm sido observados para vários Júpiteres Quentes no infravermelho, pelo telescópio espacial Spitzer, um instrumento suberbo para este tipo de trabalho apesar de ter sido concebido antes de ter sido descoberto um único exoplaneta.
A elevada temperatura dos Júpiteres Quentes faz com que, nestes comprimentos de onda, sejam “apenas” mil vezes menos brilhantes que a sua estrela hospedeira. A medição do brilho conjunto da estrela e do exoplaneta, imediatamente antes do eclipse, e do brilho apenas da estrela, durante o eclipse, permite deduzir, por subtracção, um valor aproximado para a emissão devida ao exoplaneta e respectiva temperatura. Esta temperatura resulta da absorção de radiação da estrela por parte do exoplaneta, parte da qual é radiada de volta para o espaço mas em comprimentos de onda mais longos. O valor da temperatura assim obtido é apenas aproximado, no entanto. O valor real depende fortemente nas características da sua atmosfera e, em particular, do seu albedo.
O albedo de um planeta pode ser definido de forma simplificada como a fracção de luz que este recebe da estrela e reflecte de imediato para o espaço. Um albedo de 1 corresponde a um planeta que reflecte toda a luz que recebe. Por exemplo, a neve fresca tem um albedo de 0.9 ao passo que o carvão tem um albedo de 0.04. O albedo médio da Terra, devido especialmente à sua cobertura de nuvens e às calotas polares, é de 0.3. O albedo de Júpiter, devido em especial às suas nuvens de cristais de amoníaco, é de 0.50. O albedo de Vénus, com a sua atmosfera altamente reflectora de nuvens de ácido sulfúrico, é de 0.67.
Naturalmente, a radiação reflectida não contribui para o aquecimento do planeta. A reflexão da luz dá-se principalmente nos comprimentos de onda do visível pelo que, para estimar o albedo de um exoplaneta, temos de observá-lo nesses comprimentos de onda. Teoricamente, a observação dos eclipses secundários de um exoplaneta no visível permitiria, pelo método descrito acima, calcular a quantidade de luz por ele reflectida e portanto estimar o seu albedo. No entanto, nestes comprimentos de onda, um Júpiter Quente é cerca de 100 mil vezes menos brilhante que a estrela hospedeira. A profundidade dos eclipses secundários é de apenas algumas partes por milhão, sendo necessário um instrumento com uma performance extraordinária, e a operar no espaço, para observá-los.
(Um Júpiter Quente prestes a, ou depois de, ser ocultado pela sua estrela hospedeira. À esquerda, no visível, o planeta é muito menos brilhante que a estrela e a profundidade do eclipse é dependente do albedo do planeta. À direita, no infravermelho, a diferença de brilho é bastante menor e a profundidade do eclipse depende fortemente da temperatura do planeta. Crédito: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech).)
Actualmente existem poucos instrumentos capazes deste feito: o CoRoT, o MOST e, mais recentmente e com melhor performance, o Kepler. Uma equipa de astrofísicos do MIT (Massachusetts Institute of Technology) liderada por Brice-Olivier Demory e Sara Seager, utilizaram os dados obtidos para 6 Júpiteres Quentes no campo de visão do Kepler: Kepler-5b a -8b, TrES-2b e HAT-P-7b – para estudar os respectivos eclipses secundários e deduzir os seus albedos. A teoria diz-nos que os Júpiteres Quentes devem ter um albedo baixo, inferior a 0.3, devido à presença na sua atmosfera dos metais alcalinos, sódio e potássio, e provavelmente de TiO e VO (óxidos de titânio e de vanádio), tudo espécies que absorvem fortemente na zona do visível.
(O eclipse secundário do Kepler-7b observado pelo Kepler (linha azul). Note-se a pequeníssima profundidade do eclipse. O aumento de brilho até ao início do eclipse e a diminuição do brilho após o final do eclipse é um efeito real: deve-se à variação da fase do Kepler-7b à medida que percorre a sua órbita. Crédito: Brice-Olivier Demory, Sara Seager et al.)
Os resultados obtidos pela equipa de Demory e Seager estão em geral de acordo com as previsões teóricas, excepto num caso: o do Kepler-7b. Este exoplaneta apresenta eclipses secundários com uma profundidade de apenas 44(±5) ppm (partes por milhão). O albedo correspondente é de 0.32(±0.03), suficientemente elevado para não poder ser explicado por modelos simples de Jupiteres Quentes. Demory e Seager apontam duas explicações possíveis para a maior reflectividade da atmosfera do Kepler-7b. Uma primeira hipótese assume que as espécies químicas acima referidas, e responsáveis pela forte absorção no visível num Júpiter Quente normal, ocorrem na atmosfera deste exoplaneta em concentrações substancialmente inferiores ao normal, por algum motivo desconhecido. A segunda hipótese, talvez mais plausível, consiste em admitir a existência de nuvens nas camadas superiores da atmosfera do Kepler-7b, reflectindo a radiação da estrela. Estas nuvens são muito diferentes das nuvens de vapor de água existentes na Terra. Na gama de temperaturas em vigor na atmosfera de um Júpiter Quente, as nuvens são formadas por compostos de ferro, magnésio e silício !
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