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velocista de classe mundial. Quando Júpiter percorre sua órbita de 12 anos<br />
ao redor do Sol, um observador localizado ao longo do plano dessa órbita<br />
mediria efeitos Doppler na luz do Sol. Esses efeitos Doppler demonstrariam<br />
que num determinado tempo a velocidade do Sol com respeito ao observador<br />
aumentaria 40 pés (12,19 metros) por segundo acima de seu valor médio.<br />
Seis anos mais tarde, o mesmo observador constataria que a velocidade do Sol<br />
é 40 pés (12,19 metros) por segundo menor que a média. Durante o ínterim,<br />
essa velocidade relativa mudaria suavemente entre seus dois valores<br />
extremos. Depois de algumas décadas de observação desse ciclo repetitivo, o<br />
observador concluiria justificadamente que o Sol tem um planeta movendose<br />
numa órbita de 12 anos que faz com que o Sol execute sua própria órbita,<br />
produzindo as mudanças de velocidade que se originam naturalmente desse<br />
movimento. O tamanho da órbita do Sol, em comparação com o tamanho da<br />
percorrida por Júpiter, é exatamente igual ao inverso da razão das massas dos<br />
dois objetos. Como o Sol tem mil vezes a massa de Júpiter, a órbita de Júpiter<br />
ao redor do mútuo centro de gravidade é mil vezes maior que a do Sol –<br />
testemunho do fato de que o Sol é mil vezes mais difícil de se mover que<br />
Júpiter.<br />
Claro, o Sol tem muitos planetas, cada um dos quais atrai<br />
simultaneamente o Sol com sua própria força gravitacional. O movimento<br />
real do Sol equivale, portanto, a uma superposição de danças orbitais, cada<br />
uma com um diferente período cíclico de repetição. Como Júpiter, o maior e<br />
mais massivo planeta do Sol, exerce a maior quantidade de força<br />
gravitacional sobre o Sol, a dança imposta por Júpiter domina esse padrão<br />
complexo.<br />
Quando procuraram detectar planetas extrassolares observando a dança<br />
dos astros, os astrofísicos sabiam que, para encontrar um planeta mais ou<br />
menos semelhante a Júpiter, orbitando sua estrela a uma distância<br />
comparável à distância entre Júpiter e o Sol, eles teriam de medir efeitos<br />
Doppler com precisão suficiente para revelar mudanças de velocidade de<br />
aproximadamente 40 pés (12,19 metros) por segundo. Sobre a Terra, isso<br />
parece uma velocidade significativa (cerca de 27 milhas [43 quilômetros]<br />
por hora), mas em termos astronômicos, estamos falando de menos de um<br />
milionésimo da velocidade da luz, e de cerca de um milésimo da velocidade<br />
típica com que as estrelas estão se aproximando ou afastando de nós. Assim,<br />
para detectar o efeito Doppler produzido por uma mudança na velocidade<br />
igual a um milionésimo da velocidade da luz, os astrofísicos devem medir<br />
mudanças no comprimento de onda – isto é, nas cores da estrela – de uma<br />
parte em um milhão.<br />
Essas medições precisas produziram mais que a detecção de planetas. Em<br />
primeiro lugar, como o plano de detecção consiste em descobrir uma<br />
repetição cíclica nas mudanças de velocidade de uma estrela, a extensão de<br />
cada um desses ciclos mede diretamente o período orbital do planeta por ele<br />
responsável. Se a estrela dança com um determinado ciclo de repetição, o