Dia 6/3/2009 será lançado o telescópio espacial Kepler, com a finalidade de investigar a existência de planetas telúricos com base na queda de brilho causada pelo trânsito destes planetas sobre o disco de suas respectivas estrelas.

http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/imagem.php?artigo=telescopio-espacial-kepler-vai-comecar-busca-por-outras-terras&id=010105090302&ebol=sim

Há detalhes não muito bem explicados na matéria, como a afirmação de que “O telescópio consegue detectar essas alterações de brilho com uma precisão de apenas 20 partes por milhão.”, dando a entender que o instrumento tem igual sensibilidade para estrelas de qualquer magnitude, mas não é o que acontece. Na realidade é muito mais fácil notar diferenças de brilho numa estrela de maior luminosidade. Basta pensar em termos digitais: digamos que uma estrela de mv 30 deixe impresso 1 pixel no sensor. Não há como medir 20/1.000.000 numa imagem com apenas 1 pixel. Este caso extremo é só para exemplificar o problema, pois as estrelas a serem analisadas são muito mais brilhantes do que mv 30. mas o exemplo deixa claro que quanto menor a quantidade de pixels registrados, mais difícil é detectar alguma variação. Então seria mais correto afirmar que o sensor pode detectar variações de até 20 partes por milhão.

Outro trecho impróprio da matéria diz que seria equivalente a notar a passagem de uma pessoa em frente a uma lâmpada acesa numa pequena cidade, mas isso não procede. As diferenças que o Kepler medirá não serão eventuais, mas sim cíclicas, e a detecção se dará por comparações estatísticas (contrastes entre médias, por exemplo, ou contrastes robustos de tendências centrais, ou análises de variâncias, entre outras). O planeta não passará apenas 1 vez em frente a estrela, nem passará aleatoriamente algumas vezes, como seria o caso da pessoa na cidade. O planeta passará periodicamente e permanecerá um determinado tempo, também aproximadamente uniforme, em frente à estrela (se a estrela não tiver tamanho oscilante), e graças a milhões de fotos da mesma estrela, tiradas em diferentes momentos, se poderá encontrar padrões muito sutis de variação na curva de luminosidade que se repetem sazonalmente, e que se conservam durante certo tempo. Por meio destas curvas, será possível não apenas saber da existência do planeta, mas também determinar o raio aproximado da estrela e, em alguns casos, até o raio do próprio planeta por dois métodos distintos: um deles considerando o tempo que leva entre o início e o término da entrada e saída do planeta na frente de cada borda da estrela, e o outro com base no tamanho da redução do brilho causada quando ele está inteiramente em frente à estrela. O cálculo do raio da estrela dependerá também da região em que ocorrer o trânsito, sujeito a uma incerteza consideravelmente grande se o trânsito não for próximo ao equador.

Para determinadas inclinações orbitais em relação ao nosso eixo de observação, a detecção não será possível porque o planeta não passará em frente à estrela. Aliás, na grande maioria dos casos não será possível detectar planetas por este motivo, ou seja, o número real de planetas é muito maior do que a quantidade que será detectada.

Aliás, se não fosse por estes procedimentos, não seria possível detectar nada, porque a flutuação natural no brilho de uma estrela típica é muito maior do que 20 partes por milhão, e não seria possível distinguir entre uma variação deste gênero de uma causada por um planeta. A distinção só é possível justamente devido à repetição em períodos aproximadamente regulares das reduções de brilho quando a causa é o planeta. Se forem usadas wavelets e outras ferramentas estatísticas, é possível inclusive reconhecer dois ou mais planetas com diferentes períodos e diferentes tamanhos passando em frente à mesma estrela.

A antiga classificação de “estrelas variáveis”, que se adota até hoje, não é muito apropriada, porque na verdade todas as estrelas são variáveis. Aquelas classificadas como “variáveis” o são apenas porque apresentam maior amplitude de variação, a tal ponto de serem claramente notadas. Variações muito menores que 0,01 mv ocorrem com freqüência em todas as estrelas, inclusive no Sol. A presença de muitas manchas solares com superfície dezenas de vezes maiores que a Terra, por exemplo, ou uma protuberância gigante, causam variações significativas. Que dizer, então, de um instrumento que propõe detectar mudanças de 0,00002 mv? Estaria sujeito a milhões de flutuações no brilho que nada teriam a ver com a passagem de algo em frente à estrela, mas apenas propriedades inerentes a ela. Inclusive estas flutuações criam um sério obstáculo, porque as grandezas que se pretende medir são muito menores do que os ruídos que perturbam a medida, e estas flutuações variam também de uma estrela para outra. Portanto só em casos muito especiais, de estrelas muito estáveis, cujas superfícies não estejam sendo freqüentemente povoadas por manchas (em período de baixa atividade eletromagnética), é que seria realmente possível detectar os tais planetas com razoável segurança. Provavelmente surgirão numerosos “falsos positivos” de planetas que não existem, porque manchas duradouras na superfície de uma estrela causariam exatamente o mesmo efeito das quedas de brilho provocadas por um planeta eclipsante. E não seria possível perceber isso até que a macha desaparecesse, o que pode levar meses ou anos. No caso do Sol dura poucos dias, mas não temos como saber a duração de manchas em outras estrelas, além disso não precisaria ser a mesma mancha, bastaria que houvesse uma persistente predominância de manchas num dos hemisférios da estrela, para que esta assimetria fosse encarada como a existência de um planeta, e um falso positivo como este pode levar anos para ser corrigido. Isso exigirá que o Kepler volte a fotografar as mesmas estrelas depois de um certo tempo. Para estrelas mais estáveis e cujos planetas não estejam próximos a elas, pode ser possível distinguir planetas de manchas com base na proporção entre o tempo que o brilho fica reduzido e o tempo que fica com brilho total, pois nos casos das manchas as durações seriam de 50% e 50%, mas as passagens de planetas teriam maior duração com luminosidade total e menor com luminosidade reduzida, produzindo curvas características diferentes. Seria relativamente fácil perceber as diferenças entre estas curvas de luminosidade se o brilho das estrelas fosse estável no nível de precisão que se deseja operar. É interessante notar que se trata de uma limitação na precisão que não depende da potência, eficiência ou acurácia do instrumento, mas sim de uma característica intrínseca do objeto de estudo, algo análogo ao princípio da incerteza, mas em escala diferente. A analogia não é perfeita, porque o princípio da incerteza diz respeito à interferência causada pela interação entre o instrumento usado na medição e a grandeza a ser aferida, enquanto nesse caso a impossibilidade de se fazer medidas com precisão acima de determinado nível decorre da proporção entre as diferenças causadas pelos ruídos aleatórios e as diferenças que se deseja medir. Seria como tentar saber se uma pessoa dentro de uma redoma está com a boca aberta ou fechada com base no peso dela, já que o empuxo seria diferente nos dois casos, conforme podemos ver no "Desafio da Esfera". O simples fato de a pessoa estar respirando, se movendo, a pressão externa estar oscilando etc. já causariam mudanças suficientemente grandes em comparação à minúscula variação que se pretende medir, que mesmo se a balança utilizada fosse suficientemente acurada, seria muito difícil detecatar a tal diferença, pois a detecção dependeria da regularidade no comportamento estatístico dos ruídos e no tamanho dos ruídos em comparação à grandeza a ser medida.

Estes são apenas alguns dos problemas com o projeto Kepler, que pude deduzir numa análise relativamente breve, enquanto lia a notícia. Creio que os pesquisadores da NASA estejam cientes de pelo menos grande parte destas limitações (inclusive por isso as medidas serão acima da atmosfera), e só não anunciam estes fatos porque talvez isso dificultaria que obtivessem a verba necessária ao financiamento dos tais projetos, já que seria um pouco mais difícil convencer o governo a aplicar dinheiro num projeto em que cerca de 80% ou mais dos supostos planetas descobertos simplesmente não existem.

Não há dúvidas de que se trata de um projeto muito interessante, e também não há dúvidas de que os resultados serão de baixa confiabilidade. Ponderando pontos positivos e negativos, é um projeto fantástico e ainda que 99% dos planetas existentes não sejam detectáveis por estarem num plano orbital inadequado para serem notados pelo método adotado pelo Kepler, e 90% dos identificados não existam, os poucos que forem descobertos e realmente existirem podem revolucionar muitos conceitos da Exobiologia e refinar ou refutar as estimativas sobre a quantidade de possíveis planetas habitados. Não importa que as informações estejam impregnadas de erros, causados pelos ruídos nos dados ou nas limitações metodológicas e tecnológicas. O mais importante é que estas novas informações abrirão caminhos até então inacessíveis para conhecimentos que de outro modo não se poderia obter. É melhor uma informação imprecisa do que a ausência de informação.