Planetas Extrasolares
São vários os métodos usados pelos astrónomos para detectar planetas extrasolares. Segue-se uma breve explicação sobre os mais usados.

Velocidade Radial
A grande maioria das detecções de planetas extrasolares foi conseguida através do método da velocidade radial, que é levado a cabo com a ajuda de observatórios terrestres. Este método baseia-se no estudo do espectro das estrelas e das variações que o espectro pode sofrer.

Ao amplificar o espectro de uma estrela são visíveis colunas escuras. Estas são riscas espectrais e correspondem a comprimentos de onda de luz que foi absorvida pelos elementos químicos que existem na superfície da estrela que observámos.

O estudo das riscas espectrais pode mostrar se a estrela tem, ou não, planetas ao seu redor: à medida que um planeta orbita uma estrela, ele afecta o seu campo gravitacional, levando a que a estrela também se mova um pouco. A estrela rodará em torno de um ponto no espaço - que será o centro de massa do sistema estrela-planeta. Este movimento será visível no e spectro emitido pela estrela.

Quando a estrela parece vir ao encontro da Terra, os comprimentos de onda das linhas espectrais emitidas são comprimidas; quando a estrela parece estar a afastar-se acontece o oposto, ou seja, os comprimentos de onda são esticados. Deste modo, os astrónomos procuram estrelas oscilantes, pois elas poderão albergar sistemas planetários.

É claro que esta técnica é limitada e não será através dela que serão detectados planetas do tipo da Terra. Os melhores espectroscópios usados pelos astrónomos conseguem detectar movimentos da ordem dos 15 metros por segundo. No entanto, a Terra força o Sol a uma deslocação de apenas 0.1 metros por segundo. Mesmo que esta ordem de movimentos fosse capaz de ser detectada pelos instrumentos actuais, a deslocação da superfície gasosa da estrela camuflaria o efeito do planeta.

Astrometria
Esta técnica está relacionada com a detecção através da velocidade radial e o objectivo é a determinação precisa da posição de uma estrela para que assim seja possível detectar alguma oscilação.

As observações astrométricas são complicadas de levar a cabo a partir da superfície da Terra por causa da atmosfera.

Trânsitos
A diminuição da luminosidade de uma estrela, devido à passagem de um planeta pela sua frente, é a base deste método. Este tipo de alinhamento celeste é conhecido por trânsito.

A partir da Terra conseguimos ver Mercúrio e Vénus passar em frente ao Sol. Quando isto acontece os planetas parecem pequenos pontos escuros a passar à frente do brilhante disco solar. Os trânsitos apenas reduzem uma pequena fracção do brilho da estrela. Se uma estrela distante sofresse um trânsito de um planeta com uma dimensão semelhante a Júpiter apenas 1% da luz seria perdida.

Detecção directa e imagem
O objectivo final de todos estes diferentes métodos de investigação é obter imagens de planetas extrasolares, para assim analisar a sua composição e características físicas.

No óptico uma estrela como o Sol é cerca de 1.000 milhões de vezes mais brilhante do que a Terra. Isto acontece porque os planetas não emitem luz visível, simplesmente reflectem alguma da luz que recebem da sua estrela. No entanto, se passarmos a comprimentos de onda maiores, como é o caso do infravermelho médio, o contraste entre estrela e planeta baixa para cerca de 1 milhão.

A razão para esta diferença ser menor está relacionada com dois factores: por um lado a estrela emite menos radiação nesta gama de comprimentos de onda, por outro, o planeta embora não emita radiação no óptico, emite radiação no infravermelho.

Esta gama de radiação infravermelha é mais fácil de detectar a partir do espaço do que na superfície da Terra. Na superfície do nosso planeta o sinal vindo do espaço pode perder-se por causa da radiação infravermelha emitida pela própria Terra.

Os astrónomos terão de desenvolver técnicas que e alguma forma ultrapassem este problema. Assim, será possível fazer observações directas usando para tal radiação electromagnética da banda do óptico e do infravermelho.

Efeito Doppler
Ao orbitar a sua estrela, o movimento de um planeta extrasolar vai alterar o comprimento de onda da luz que ele reflecte. Quando o planeta se move na direcção da Terra, os comprimentos de onda são comprimidos. Do outro lado da sua órbita, quando o planeta parece afastar-se da Terra, a radiação é esticada para comprimentos de onda mais longos. Este comportamento é conhecido como efeito Doppler.

As estrelas também são arrastadas pelos seus planetas (ver Velocidade Radial), o que provoca um pequeno desvio na luz da própria estrela, que será no sentido contrário dos desvios observados na luz do planeta.

Se a intensidade da luz proveniente de ambos os corpos for representada num gráfico vemos um perfil denominado Distribuição de Energia Espectral. À medida que o planeta orbita em torno da estrela, e a própria estrela se movimenta, a forma do gráfico também sofre alterações.

Por princípio, uma análise sistemática seria capaz de separar as partes do sinal correspondentes a cada um dos objectos envolvidos. No entanto, para que tal aconteça é necessário usar telescópios com diâmetros superiores a 8 metros, algo que só agora começa a ser feito.

Polarimetria
Quando luz é reflectida por um planeta, não é apenas o comprimento de onda que sofre uma mudança. Como a luz é uma onda, cada raio vibra numa dada direcção.

A radiação emitida por uma estrela não é polarizada, pois a direcção de oscilação de cada raio de luz é aleatória. Quando a luz é reflectida por um planeta, as oscilações são obrigadas a escolher uma direcção preferencial, porque a radiação interage com os átomos e moléculas existentes na atmosfera do planeta. Este alinhamento da radiação é conhecido como polarização.

Os polarímetros usados pelos astrónomos são capazes de detectar esta luz polarizada, rejeitando a radiação não-polarizada. Estão em desenvolvimento novos polarímetros que, em breve, serão capazes de detectar radiação polarizada emitida por planetas extrasolares.

Interferometria de Nulling
A luz que chega a telescópios individuais pode ser combinada simulando assim a existência de um telescópio único de grande dimensão.

Esta técnica, denominada por interferometria há muito que é levada a cabo por radio-telescópios, começando agora a ser implementada em telecópios ópticos e de infravermelhos.

A interferometria baseia-se na natureza ondulatória da luz. Uma onda tem picos e depressões. Quando combinamos luz num interferómetro, os picos podem ser ajustados uns com os outros, consequentemente aumentando o sinal. O que a interferometria de Nulling faz é alinhar picos e depressões para que a estrela desapareça, deixando apenas visíveis os planetas que em torno dela orbitam. Isto é possível porque como os planetas estão desalinhados em relação à estrela, a sua radiação atravessa o sistema de telescópios de uma forma diferente.

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