Rádio

Capítulo 9 de 15

Os planetas magnetizados brilham em comprimentos de onda de rádio: os eletrões que descem em espiral ao longo das linhas de campo até às zonas aurorais emitem por maser de ciclotrão, num feixe em cone oco, até à frequência de ciclotrão local (Zarka 1998; Treumann 2006). Um planeta próximo pode também induzir essa emissão na sua estrela, tal como Io faz em Júpiter (Zarka 2007). Nenhuma emissão de rádio própria de um exoplaneta foi confirmada. Todas as alegações abaixo são provisórias ou contestadas, e indicam-no.

Ilustração

Velocidade CenaCampo na fonte

Dois cenários. Aurora planetária: as linhas de campo magnético de um planeta, com emissão emitida num cone oco a partir do seu polo; quando o cone passa pelo observador, surge uma rajada no espectro dinâmico abaixo, que chega até à frequência de ciclotrão definida pelo campo. Interação estrela–planeta: o planeta orbita dentro do campo magnético da sua estrela, um tubo de fluxo liga-o à estrela e a emissão provém do ponto de ancoragem na estrela. O cursor do campo define o corte de ciclotrão, calculado como 2,8 MHz por gauss.

A escala de frequências

O maser de ciclotrão emite em, e logo abaixo de, f_ce = eB/(2π m_e) ≈ 2,80 MHz por gauss de campo na fonte, pelo que a frequência mais alta observada dá o campo nesse local. Um campo planetário fraco emite abaixo de algumas dezenas de MHz, onde só redes de baixa frequência como o LOFAR (10–240 MHz; van Haarlem et al. 2013) conseguem escutar; o campo de quilogauss de uma anã M chega aos GHz.

Grandeza	Valor	Origem
Frequência de ciclotrão por gauss	2.799 MHz	eB/(2π m_e) com o valor SI 2019 de e e o valor CODATA 2018 de m_e [calc]
τ Boötis, surtos tentativos a 14–21 MHz	≥ 5.0–7.5 G	campo mínimo na fonte para essa banda, se for emissão de ciclotrão (banda de Turner et al. 2021) [calc]
Surtos de YZ Ceti a 2–4 GHz	≥ 0.71–1.43 kG	campo mínimo na fonte, na estrela (banda de Pineda & Villadsen 2023) [calc]
Banda LOFAR	10–240 MHz	van Haarlem et al. 2013
τ Boo Ab, massa e período armazenados	4.5 MJ · 3.31 d	exoplanet.eu
YZ Cet b, m sin i e período armazenados	0.0022 MJ · 2.02087 d	exoplanet.eu

As afirmações e o ponto em que se encontram

Provisório, não confirmado

τ Boötis b · LOFAR

Emissão em rajadas com polarização circular a 14–21 MHz, cerca de 3σ, sem nada nos feixes de controlo; foi também reportado um sinal de variação lenta a 21–30 MHz, com dúvidas dos próprios autores (Turner et al. 2021). Observações de seguimento com o LOFAR, cobrindo 70% da órbita, incluindo as fases orbitais anteriores, não mostraram emissão em rajadas nem lenta (Turner et al. 2024).

Turner et al. 2021 · Turner et al. 2024

Contestado: nenhum planeta o explica ainda

GJ 1151 · LOFAR

Emissão de baixa frequência de uma anã vermelha calma, com o caráter de uma aurora planetária, interpretada como a estrela a interagir com um planeta do tamanho da Terra numa órbita de 1–5 dias (Vedantham et al. 2020). Velocidades radiais encontraram depois um planeta numa órbita de 390 dias que muito provavelmente não é a fonte, e nenhum planeta de período curto (massa mínima abaixo de 1,2 massas terrestres) (Blanco-Pozo et al. 2023).

Vedantham et al. 2020 · Blanco-Pozo et al. 2023

Candidato

YZ Ceti · VLA

Rajadas coerentes a 2–4 GHz, duas delas em fases orbitais semelhantes de YZ Ceti b, que plausivelmente as poderia alimentar; a atividade estelar não está excluída, pelo que YZ Ceti é um sistema candidato a interação estrela–planeta (Pineda & Villadsen 2023).

Pineda & Villadsen 2023

A rádio encontrou os primeiros planetas, de outra forma

In 1992, Wolszczan and Frail found planets around the millisecond pulsar PSR B1257+12 from the regular wobble in its pulses' arrival times (Wolszczan & Frail 1992): the planets tug the pulsar, and the light-travel time changes by milliseconds. That is radio timing, not radio from a planet. Its card on the Galaxy tour ›

Grandeza	Valor	Origem
PSR B1257+12 b: amplitude de temporização	0.00453 ms	(Mp/M_psr)·a/c com a massa do exoplanet.eu de 7e-05 MJ, a = 0,19 AU, sin i = 1 e um pulsar assumido de 1,4 M☉ (a sua massa não está armazenada) [calc]
PSR B1257+12 c: amplitude de temporização	1.59 ms	(Mp/M_psr)·a/c com a massa do exoplanet.eu de 0,013 MJ, a = 0,36 AU, sin i = 1, e um pulsar assumido de 1,4 M☉ (a sua massa não está armazenada) [calc]
PSR B1257+12 d: amplitude de temporização	1.88 ms	(Mp/M_psr)·a/c com a massa do exoplanet.eu de 0,012 MJ, a = 0,46 AU, sin i = 1, e um pulsar assumido de 1,4 M☉ (a sua massa não está armazenada) [calc]

Não é um método de deteção de exoplanetas

Pesquisas de tecnoassinaturas (SETI)

Estas pesquisas procuram sinais artificiais, não planetas nem as suas auroras, e são mantidas à parte aqui. O Breakthrough Listen observou 1.327 estrelas próximas a 1,10–3,45 GHz com Green Bank e Parkes e, após excluir interferências terrestres, não encontrou nenhum candidato; os limites superiores da potência de um transmissor são 2×10¹² W e 9×10¹² W (Price et al. 2020; alvos de Isaacson et al. 2017).

O SetuHQ não observa em rádio. A cena é uma ilustração: as linhas de campo, o cone e a órbita não estão à escala, e os tempos das explosões são ilustrativos; apenas a frequência de corte é calculada.

Planetas deste capítulotau Boo Ab ›GJ 1151 c ›YZ Cet b ›PSR B1257+12 b ›PSR B1257+12 c ›PSR B1257+12 d ›

Fontes