Até hoje a descoberta de planetas extra-solares tem resultado da detecção de oscilações na posição de uma estrela, reveladoras da presença de um corpo massivo, eventualmente um planeta, na sua proximidade. A identificação directa de um planeta em torno de uma estrela não foi até agora possível, devido à enorme diferença entre os brilhos de uma estrela e de um planeta que a orbite. Contudo, estão a ser planeadas missões que conseguirão não só obter imagens de sistemas planetários extra-solares como também estudar as eventuais atmosferas dos planetas descobertos.
Dois dos projectos mais ambiciosos são a Terrestrial Planet Finder (TPF), em estudo pela NASA, e a Darwin, da responsabilidade da ESA. As duas missões são bastante semelhantes, consistindo na colocação em órbita (por volta de 2012) de vários telescópios (possivelmente 4 a 8, com diâmetros de cerca de 3 metros), trabalhando em conjunto através de interferometria e optimizados para observações na região do infravermelho entre os 3 e os 30 micron. Algumas centenas de estrelas próximas (até 15 parsecs de distância) serão observadas, procurando detectar sistemas planetários e eventualmente planetas semelhantes à Terra. O facto de estes telescópios actuarem acima da atmosfera terrestre e fazerem uso da interferometria permitirá um avanço extraordinário na descoberta e posterior estudo de planetas extra-solares. Em geral, um interferómetro funciona através da combinação em fase (interferómetro de Michelson) da luz captada por pares de telescópios, o que permite simular (em termos de resolução) um telescópio com um tamanho igual à maior separação entre os vários elementos. Contudo, a radiação captada pode ser combinada em oposição de fase (interferómetro de Bracewell), donde resulta interferência destrutiva na direcção do eixo óptico do sistema e interferência construtiva para direcções vizinhas (fixadas pela distância entre os diferentes elementos). Tanto a missão americana como a europeia actuarão como interferómetros de Bracewell, usando esta técnica para atenuar a luz de estrelas na direcção do seu eixo óptico, o que permitirá a detecção directa dos seus sistemas planetários. Especial atenção será dada aos planetas na chamada "zona habitável", onde as condições físicas permitem a existência de água no estado liquído, algo considerado essencial para o aparecimento da Vida. Após a detecção, estas missões estudarão as eventuais atmosferas destes planetas, através de espectroscopia no infravermelho, identificando os elementos ali existentes. A comparação entre a espectroscopia de Vénus, Terra e Marte, nestes comprimentos de onda, exemplifica bem o que se espera obter com este estudo (ver figura). A detecção de bandas de absorção de dióxido de carbono (15 micron) permitirá identificar a presença de uma atmosfera. Bandas de absorção nos 7 e 20 micron são devidas à água e revelam a possível existência de oceanos. Nos 10 micron situa-se uma banda de absorção devida ao ozono que, caso esteja presente, indicará a existência de oxigénio em abundância, provavelmente produzido por formas de vida.
Fig.1 A presença de água e de Vida na Terra é revelada pela espectroscopia no infravermelho. Futuras missões como a TPF ou a Darwin procurarão identificar estes mesmos sinais em planetas extra-solares.É pois muito provável que dentro de vinte anos se conheçam novas "Terras", fruto da tecnologia criada pela vontade de conhecer. Podemos ainda não ser capazes de visitar estes outros mundos, mas o primeiro passo está já a ser dado: descobri-los...
JMA