Exoplaneta: diferenças entre revisões
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[[Imagem:Hr8799 orbit hd.gif|alt=Time-lapse of exoplanets orbit motion|thumb|Quatro exoplanetas orbitando no sentido anti-horário com sua estrela hospedeira [[HR 8799]]]] |
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[[Ficheiro:Confirmed exoplanets EPE.svg|thumb|376x376px|Número de descobertas de planetas extrassolares por ano.]] |
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Um '''exoplaneta''' ou '''planeta extrasolar''' é um [[planeta]] fora do [[Sistema Solar]]. A primeira evidência possível de um exoplaneta foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal.<ref name="NASA-20171101" /> A primeira confirmação da detecção ocorreu em 1992. Um planeta diferente, detectado inicialmente em 1988, foi confirmado em 2003. {{Contagem de exoplanetas|full}}<ref name="NASA-20220321">{{citar jornal|último=Brennan |primeiro=Pat |título=Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets |url=https://exoplanets.nasa.gov/news/1702/cosmic-milestone-nasa-confirms-5000-exoplanets/ |data=21-03-2022 |obra=[[NASA]] |acessodata=2-04-2022 }}</ref> |
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Um '''exoplaneta''' (ou {{AO-pAO|planeta extrassolar|extra-solar}}) é um [[planeta]] que [[órbita|orbita]] uma [[estrela]] que não seja o [[Sol]] e, desta forma, pertence a um [[sistema planetário]] distinto do nosso. Até {{Contagem de exoplanetas|asof}}, eram conhecidos {{Contagem de exoplanetas|planet_count}} exoplanetas em {{Contagem de exoplanetas|system_count}} [[Sistemas planetários|sistemas]],<ref name="Encyclopaedia"/><ref>{{Citar web |url=http://exoplanet.eu/ |titulo=Enciclopédia dos Planetas Extra-solares |acessodata=2021-01-02 |website=exoplanet.eu}}</ref> com {{Contagem de exoplanetas|multiplanetsystem_count}} [[Lista de sistemas multiplanetários|sistemas]] tendo mais de um [[planeta]]. Em 2020, havia {{Fmtn|4920}} candidatos à espera de confirmação.<ref>{{Citar web|titulo=Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System|url=https://exoplanets.nasa.gov/|obra=Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System|acessodata=2020-01-27}}</ref> |
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Existem muitos [[métodos de detecção de exoplanetas]]. A [[Trânsito astronômico|fotometria de trânsito]] e a [[espectroscopia Doppler]] foram as que mais encontraram, mas esses métodos sofrem de um claro viés observacional que favorece a detecção de planetas próximos à [[estrela]]; assim, 85% dos exoplanetas detectados estão dentro da zona de [[bloqueio de maré]].<ref>{{citar periódico|autor=F. J. Ballesteros|autor2=A. Fernandez-Soto|autor3=V. J. Martinez|título=Title: Diving into Exoplanets: Are Water Seas the Most Common?|data=2019 |doi=10.1089/ast.2017.1720 |pmid=30789285|periódico=[[Astrobiology]]|volume=19|número=5||página=642–654|hdl=10261/213115 |s2cid=73498809|hdl-access=free}}</ref> Em vários casos, vários planetas foram observados em torno de uma estrela.<ref name="Nature-20120111">{{citar periódico|último1= Cassan |primeiro1= A. |último2= Kubas |primeiro2= D. |último3= Beaulieu |primeiro3= J. -P. |último4= Dominik |primeiro4= M. |último5= Horne |primeiro5= K. |último6= Greenhill |primeiro6= J. |último7= Wambsganss |primeiro7= J. |último8= Menzies |primeiro8= J. |último9= Williams |primeiro9= A. |último10= Jørgensen | doi = 10.1038/nature10684 |primeiro10= U. G. |último11= Udalski |primeiro11= A. |último12= Bennett |primeiro12= D. P. |último13= Albrow |primeiro13= M. D. |último14= Batista |primeiro14= V. |último15= Brillant |primeiro15= S. |último16= Caldwell |primeiro16= J. A. R. |último17= Cole |primeiro17= A. |último18= Coutures |primeiro18= C. |último19= Cook |primeiro19= K. H. |último20= Dieters |primeiro20= S. |último21= Prester |primeiro21= D. D. |último22= Donatowicz |primeiro22= J. |último23= Fouqué |primeiro23= P. |último24= Hill |primeiro24= K. |último25= Kains |primeiro25= N. |último26= Kane |primeiro26= S. |último27= Marquette |primeiro27= J. -B. |último28= Martin |primeiro28= R. |último29= Pollard |primeiro29= K. R. |último30= Sahu |primeiro30= K. C.|título= One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations |periódico= Nature | volume = 481 |número= 7380 | |página = 167–169 |data=11-01-2012| pmid = 22237108| bibcode=2012Natur.481..167C |arxiv = 1202.0903 | s2cid = 2614136 }}</ref> Cerca de 1 em cada 5 [[Análogo solar|estrelas semelhantes ao Sol]]<ref group=lower-alpha name=footnoteA>Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "[[Análogo solar|semelhante ao sol]]" significa [[Classificação estelar#Classe G|estrela de classe G]]. Os dados para estrelas semelhantes ao [[Sol]] não estavam disponíveis, então esta estatística é uma extrapolação de dados sobre [[Classificação estelar#Classe K|estrelas de classe K]].</ref> tem um planeta do "tamanho da [[Terra]]"<ref group=lower-alpha name=footnoteB>Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "tamanho da [[Terra]]" significa 1 a 2 [[raios terrestres]].</ref> na [[zona habitável]].<ref group=lower-alpha name=footnoteC>Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "[[zona habitável]]" significa a região com 0.25 a 4 vezes o fluxo estelar da Terra (correspondendo a 0.5 a 2 [[Unidade astronômica|UA]] para o Sol).</ref><ref name="ucb1in5">{{citar web|último=Sanders |primeiro=R.|data=4-11-2013|título=Astronomers answer key question: How common are habitable planets?|url=http://newscenter.berkeley.edu/2013/11/04/astronomers-answer-key-question-how-common-are-habitable-planets/|obra=newscenter.berkeley.edu}}</ref><ref name="earthsunhz">{{citar periódico|último1=Petigura |primeiro1=E. A.|último2=Howard |primeiro2=A. W.|último3=Marcy |primeiro3=G. W.|data=2013|título=Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars|periódico=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]|volume= 110|número= 48||página=19273–19278|arxiv= 1311.6806 |bibcode= 2013PNAS..11019273P |doi=10.1073/pnas.1319909110|pmid=24191033|pmc=3845182|doi-access=free}}</ref> Supondo que existam 200 bilhões de estrelas na [[Via Láctea]], pode-se supor que existam 11 bilhões de planetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra na Via Láctea, subindo para 40 bilhões se os planetas orbitando as numerosas [[anãs vermelhas]] se forem incluídos.<ref name="LATimes-20131104">{{citar jornal|último=Khan |primeiro=Amina |título=Milky Way may host billions of Earth-size planets |url=http://www.latimes.com/science/la-sci-earth-like-planets-20131105,0,2673237.story |data=4-11-2013 |obra=[[Los Angeles Times]] |acessodata=5-11-2013 }}</ref> |
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Embora a existência de sistemas planetários há muito tenha sido aventada, até meados da década de 1990 nenhum planeta ao redor de estrelas da [[sequência principal]] havia sido descoberto. Todavia, desde então, algumas perturbações em torno da estrela atribuídas a exoplanetas gigantes vêm sendo descobertas com telescópios melhores, e a existência de cerca de 4 mil deles já foi confirmada.<ref>{{citar periódico |titulo=Alô, Alô, Tem Alguém Aí? |data=3-2019 |acessodata=24-9-2021 |jornal=National Geographic Brasil |publicado=ContentStuff |número=228 |ultimo=Shreeve |primeiro=Jamie |editor-sobrenome=Ribeiro |editor-nome=Ronaldo |pagina=32 |issn=15177-21-1}}</ref> Mesmo por estimativas, as observações cada vez mais frequentes de exoplanetas gigantes reforçam a possibilidade de que alguns desses sistemas planetários possam conter planetas menores e consequentemente abrigar [[vida extraterrestre]]. A maioria dos exoplanetas possui condições inóspitas à existência de vida tal como é concebida em nosso planeta. Os planetas detectados até agora são, em sua maioria, do tamanho ou maior do que [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e giram, na maioria das vezes, em órbitas muito próximas da estrela-mãe. Entretanto, os cientistas acreditam que isso se deve a limitações nas técnicas de detecção de planetas e não porque essas condições sejam mais comuns. Como, por exemplo, sete exoplanetas do tamanho da Terra que foram descobertos orbitando uma [[estrela anã vermelha]] conhecida como [[TRAPPIST-1]].<ref>{{citar web | url=http://www.nbcnews.com/mach/space/watch-live-nasa-announces-major-exoplanet-discovery-n724111 | título=NASA Announces Major Exoplanet Discovery|autor=Matthew Kitchen| obra=[[NBC]] News|ano=2017}}</ref> |
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O [[Lista de exoplanetas extremos#Características planetárias|planeta menos massivo]] conhecido é [[PSR B1257+12 A|Draugr]] (também conhecido como PSR B1257+12 A ou PSR B1257+12 b), que tem cerca de duas vezes a massa da [[Lua]]. O [[Lista de exoplanetas extremos#Características planetárias|planeta mais massivo]] listado no [[NASA Exoplanet Archive]] é [[HR 2562 b]],<ref name="CT-Exo-2018">{{citar web |título=HR 2562 b |url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/DisplayOverview/nph-DisplayOverview?objname=HR+2562+b&type=CONFIRMED_PLANET |obra=[[Caltech]] |acessodata=15-02-2018 }}</ref><ref name="HR-2562">{{citar periódico|autor=Konopacky, Quinn M. |autor2=Rameau, Julien |autor3=Duchêne, Gaspard |autor4=Filippazzo, Joseph C. |autor5=Giorla Godfrey, Paige A. |autor6=Marois, Christian |autor7=Nielsen, Eric L. |título=Discovery of a Substellar Companion to the Nearby Debris Disk Host HR 2562 |bibcode=2016ApJ...829L...4K |data=20-09-2016 |arxiv=1608.06660 |periódico=The Astrophysical Journal Letters |doi=10.3847/2041-8205/829/1/L4 |volume=829 |número=1 |página=10|url=http://dro.dur.ac.uk/20763/1/20763.pdf |hdl=10150/621980 |s2cid=44216698}}</ref> cerca de 30 vezes a [[massa de Júpiter]]. No entanto, de acordo com algumas definições de planeta (com base na [[fusão nuclear]] de [[deutério]]),<ref name="bodenheimer2013" /> é muito massivo para ser um planeta e pode ser uma [[anã marrom]]. Os [[períodos orbitais]] conhecidos para exoplanetas variam de algumas horas (para aqueles mais próximos de sua estrela) a milhares de anos. Alguns exoplanetas estão tão longe da estrela que é difícil dizer se estão gravitacionalmente ligados a ela. Quase todos os planetas detectados até agora estão dentro da Via Láctea. No entanto, há evidências de que [[planetas extragalácticos]], exoplanetas mais distantes em galáxias além da galáxia local da Via Láctea.<ref name="NG-20180205">{{citar web |último=Zachos |primeiro=Elaine |título=More Than a Trillion Planets Could Exist Beyond Our Galaxy – A new study gives the first evidence that exoplanets exist beyond the Milky Way. |url=https://www.nationalgeographic.com/science/article/exoplanets-discovery-milky-way-galaxy-spd|data=5-02-2018 |obra=[[National Geographic Society]] |acessodata=5-02-2018 }}</ref><ref name="GZM-20180205">{{citar web |último=Mandelbaum |primeiro=Ryan F. |título=Scientists Find Evidence of Thousands of Planets in Distant Galaxy |url=https://gizmodo.com/scientists-find-evidence-of-thousands-of-planets-in-dis-1822727151 |data=5-02-2018 |obra=[[Gizmodo]] |acessodata=5-02-2018 }}</ref> Os [[Lista de exoplanetas mais próximos|exoplanetas mais próximos]] estão localizados a 4.2 [[anos-luz]] (1.3 [[parsec]]s) da [[Terra]] e orbitam [[Proxima Centauri]], a estrela mais próxima do [[Sol]].<ref name="proxima b discovery paper">{{citar periódico| bibcode = 2016Natur.536..437A|título= A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri|periódico= Nature| volume = 536|número= 7617| |página = 437–440|último1= Anglada-Escudé|primeiro1= Guillem|último2= Amado|primeiro2= Pedro J.|último3= Barnes|primeiro3= John|último4= Berdiñas|primeiro4= Zaira M.|último5= Butler|primeiro5= R. Paul|último6= Coleman|primeiro6= Gavin A. L.|último7= de la Cueva|primeiro7= Ignacio|último8= Dreizler|primeiro8= Stefan|último9= Endl|primeiro9= Michael|último10= Giesers|primeiro10= Benjamin|último11= Jeffers|primeiro11= Sandra V.|último12= Jenkins|primeiro12= James S.|último13= Jones|primeiro13= Hugh R. A.|último14= Kiraga|primeiro14= Marcin|último15= Kürster|primeiro15= Martin|último16= López-González|primeiro16= María J.|último17= Marvin|primeiro17= Christopher J.|último18= Morales|primeiro18= Nicolás|último19= Morin|primeiro19= Julien|último20= Nelson|primeiro20= Richard P.|último21= Ortiz|primeiro21= José L.|último22= Ofir|primeiro22= Aviv|último23= Paardekooper|primeiro23= Sijme-Jan|último24= Reiners|primeiro24= Ansgar|último25= Rodríguez|primeiro25= Eloy|último26= Rodríguez-López|primeiro26= Cristina|último27= Sarmiento|primeiro27= Luis F.|último28= Strachan|primeiro28= John P.|último29= Tsapras|primeiro29= Yiannis|último30= Tuomi|primeiro30= Mikko|primeiro31= Mathias|último31= Zechmeister|numero-autores= 3|ano= 2016| arxiv = 1609.03449| doi = 10.1038/nature19106| pmid = 27558064| s2cid = 4451513| url=https://www.nature.com/articles/nature19106}}</ref> |
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Michel Mayor e Didier Queloz compartilharam o [[Nobel de Física|Prêmio Nobel de Física]] de 2019 por encontrar [[51 Pegasi b]], o primeiro [[exoplaneta]] orbitando uma estrela parecida com o sol.<ref>{{Citar web|titulo=Cosmology and Exoplanets Win 2019 Nobel Prize in Physics|url=https://www.scientificamerican.com/article/cosmology-and-exoplanets-win-2019-nobel-prize-in-physics1/|obra=Scientific American|acessodata=2019-10-08|lingua=en|primeiro=Clara|ultimo=Moskowitz}}</ref> |
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A descoberta de exoplanetas intensificou o interesse na busca por [[vida extraterrestre]]. Há um interesse especial em planetas que orbitam na zona habitável de uma estrela, onde é possível que a [[água]] líquida, um pré-requisito para a [[vida]] na Terra, exista na superfície. No entanto, o estudo da [[habitabilidade planetária]] também considera uma ampla gama de outros fatores na determinação da adequação de um planeta para abrigar vida.<ref name="NYT-20150106-DB">{{citar jornal|último=Overbye |primeiro=Dennis |autorlink=Dennis Overbye |título=As Ranks of Goldilocks Planets Grow, Astronomers Consider What's Next |url=https://www.nytimes.com/2015/01/07/science/space/as-ranks-of-goldilocks-planets-grow-astronomers-consider-whats-next.html |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2015/01/07/science/space/as-ranks-of-goldilocks-planets-grow-astronomers-consider-whats-next.html |arquivodata=2022-01-01 |url-access=limited |data=6-01-2015 |obra=[[The New York Times]]}}</ref> |
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== História de detecções == |
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[[Ficheiro:Extrasolar planet NASA2.jpg|thumb|right|240px|Nosso sistema solar comparado com o sistema [[55 Cancri]]]] |
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A mais antiga evidência da existência de um exoplaneta é o [[espectro (física)|espectro]] da [[estrela de van Maanen]] registrado no [[Observatório Monte Wilson]] em 1917. Todavia, naquela ocasião, esse espectro foi interpretado como sendo de uma estrela [[Classificação estelar#Tipos espectrais|tipo F]].<ref>{{citar web|url=https://www.nasa.gov/feature/jpl/overlooked-treasure-the-first-evidence-of-exoplanets|title=eOverlooked Treasure: The First Evidence of Exoplanets|publisher=}}</ref> As primeiras detecções científicas que visavam localizar exoplanetas ocorreram em 1988 e a descoberta dos primeiros exoplanetas foi anunciada em 1989,<ref>{{Citar periódico |titulo=The unseen companion of HD114762 - A probable brown dwarf |primeiro2=Tsevi |primeiro5=Gilbert |ultimo4=Mayor |primeiro4=Michel |ultimo3=Stefanik |primeiro3=Robert P. |ultimo2=Mazeh |ultimo=Latham |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.339...38L |primeiro=David W. |doi=10.1038/339038a0 |acessodata=2021-01-02 |paginas=38–40 |issn=0028-0836 |data=1989-05-01 |jornal=Nature |ultimo5=Burki}}</ref><ref>{{Citar periódico |titulo=A planetary system for Gamma Cephei? |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989JBIS...42..335L |jornal=Journal of the British Interplanetary Society |data=1989-07-01 |issn=0007-084X |paginas=335 |acessodata=2021-01-02 |primeiro=A. T. |ultimo=Lawton |primeiro2=P. |ultimo2=Wright}}</ref> quando variações nas [[Efeito Doppler#Astronomia|velocidades radiais]] de [[HD 114762]] e [[Alrai]] (γ Cephei) foram explicadas como efeitos gravitacionais causados por corpos de massa [[anã marrom|subestelar]], possivelmente [[planeta joviano|gigantes gasosos]] (11 [[Massa de Júpiter|M<sub>J</sub>]] & 2-3 M<sub>J</sub> respectivamente). Alrai foi analisada em um artigo no ano anterior, mas a questão de um companheiro planetário como causa das variações de velocidade foi deixada em aberto. Todavia, uma pesquisa subsequente em [[1992]] concluiu que os dados não eram robustos o bastante para confirmar a presença de um planeta, mas, dois anos depois, técnicas aperfeiçoadas confirmaram sua existência. O caso de HD 114762 ainda não foi refutado, mas considera-se que seu companheiro possa ser uma [[estrela]] de baixa massa em órbita vista de topo. |
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[[Planetas órfãos]] são aqueles que não orbitam nenhuma estrela. Esses objetos são considerados uma categoria separada de planetas, especialmente se forem [[gigantes gasosos]], muitas vezes contados como [[subanãs marrons]].<ref>{{citar periódico|primeiro1=C. |último1=Beichman |primeiro2=Christopher R. |último2=Gelino|primeiro3=J. Davy|último3=Kirkpatrick|primeiro4=Michael C. |último4=Cushing|primeiro5=Sally |último5=Dodson-Robinson|primeiro6=Mark S.|último6=Marley|primeiro7=Caroline V. |último7=Morley|primeiro8=E. L. |último8=Wright|ano=2014|título=WISE Y Dwarfs As Probes of the Brown Dwarf-Exoplanet Connection|periódico=[[The Astrophysical Journal]]|volume=783 |número=2 |página=68 |arxiv=1401.1194 |bibcode=2014ApJ...783...68B|doi=10.1088/0004-637X/783/2/68 |s2cid=119302072}}</ref> Os planetas órfãos na Via Láctea possivelmente chegam a bilhões ou mais.<ref>{{citar web|data=2014-03-13|título=A Guide to Lonely Planets in the Galaxy |url=https://www.nationalgeographic.com/science/article/a-guide-to-lonely-planets-in-the-galaxy|acessodata=2022-01-17|website=Science|língua=en}}</ref><ref>{{citar periódico|último1=Strigari |primeiro1=L. E.|último2=Barnabè |primeiro2=M.|último3=Marshall |primeiro3=P. J. |último4=Blandford|primeiro4=R. D.|título=Nomads of the Galaxy|data=2012|volume=423 |número=2 ||página=1856–1865|periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |arxiv=1201.2687 |bibcode=2012MNRAS.423.1856S|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21009.x |s2cid=119185094}} estimates 700 objects >10<sup>−6</sup> solar masses (roughly the mass of Mars) per main-sequence star between 0.08 and 1 Solar mass, of which there are billions in the Milky Way.</ref> |
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Em 1992, os astrônomos [[Aleksander Wolszczan]] e Dale Frail fizeram primeira detecção de um exoplaneta, dois planetas que orbitavam um [[Pulsar]] [[PSR B1257+12]].<ref>{{citar web|url=http://www.bbc.com/earth/story/20161019-the-first-planet-around-another-star|title=The first planet ever discovered around another star|publisher=}}</ref> Acredita-se que eles tenham sido formados dos remanescentes da [[supernova]] que produziu o pulsar, numa segunda rodada de formação planetária, ou de caroços sólidos dos restos de gigantes gasosos que sobreviveram à supernova e espiralaram as suas órbitas atuais.<ref name="Amarante">{{Citar periódico | autor = AMARANTE, João Antônio |
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| data = |
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| ano = 2008 |
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| mes = Dezembro |
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| titulo = Notícias de outros mundos |
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| jornal = Ciência Hoje das Crianças |
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| volume = 21 |
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| numero = 197 |
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| paginas = 3-6 }}</ref> |
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== Definição == |
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Vários exoplanetas em redor de [[estrela de tipo solar|estrelas solares]] começaram a ser descobertos em grande número no fim da década de 1990 como resultado do aperfeiçoamento da [[tecnologia]] dos [[telescópio]]s, tais como o advento dos [[CCD]]s e de [[processamento de imagens]] por [[computador]].<ref name="Amarante"/> Tais avanços permitiram medições mais precisas do [[dinâmica estelar|movimento estelar]], possibilitando que os [[astrônomo]]s detectassem planetas, não visualmente (porque a [[luminosidade]] de um planeta é geralmente muito baixa para ser detectada desta forma), mas através dos efeitos [[gravidade|gravitacionais]] que exercem sobre as estrelas ao redor das quais orbitam (veja [[astrometria]] e [[velocidade radial]]). Exoplanetas também podem ser detectados através da variação da luminosidade aparente da estrela à medida que o planeta passa defronte dela (ver [[eclipse]]). |
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=== União Astronômica Internacional === |
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A [[Definição de planeta|definição oficial do termo ''planeta'']] usada pela [[União Astronômica Internacional]] (IAU) abrange apenas o [[Sistema Solar]] e, portanto, não se aplica a exoplanetas.<ref>{{citar web|título=IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes|data=2006 |url=http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0603/|acessodata=25-04-2010}}</ref><ref>{{citar web|autor=Brit, R. R.|data=2006|título=Why Planets Will Never Be Defined |url=http://www.space.com/3142-planets-defined.html|obra=[[Space.com]]|acessodata=13-02-2008}}</ref> O Grupo de Trabalho da IAU sobre Planetas Extra-solares emitiu uma declaração de posição contendo uma definição de trabalho de "planeta" em 2001 e que foi modificada em 2003.<ref>{{citar web |data=28-02-2003|título=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/defineplanet/IAU-WGExSP.htm|obra=IAU position statement |acessodata=23-11-2014}}</ref> Um exoplaneta foi definido pelos seguintes critérios: |
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[[Ficheiro:HD179949.jpg|thumb|right|241x241px|Parte de nosso sistema solar superposto às órbitas dos planetas [[HD 179949]] b, [[HD 164427]] b, [[Epsilon Reticuli]] ab, e [[Mu Arae]] b (estrelas-mãe no centro)]] |
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* Objetos com [[massas verdadeiras]] abaixo da massa limite para a fusão termonuclear de [[deutério]] (atualmente calculada em 13 [[massas de Júpiter]] para objetos de [[metalicidade]] solar) que orbitam estrelas ou remanescentes estelares são "planetas" (não importa como eles se formaram). A massa/tamanho mínimo necessário para que um objeto extra-solar seja considerado um planeta deve ser o mesmo usado no Sistema Solar. |
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* Objetos subestelares com massas verdadeiras acima da massa limite para a fusão termonuclear de deutério são "[[anãs marrons]]", não importa como elas se formaram ou onde estejam localizadas. |
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* Objetos flutuantes em aglomerados de estrelas jovens com massas abaixo da massa limite para a fusão termonuclear de deutério não são "planetas", mas são "[[subanãs marrons]]" (ou qualquer nome que seja mais apropriado). |
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Esta definição de trabalho foi alterada pela Comissão F2 da IAU: Exoplanetas e o Sistema Solar em agosto de 2018.<ref>{{citar web|título=Official Working Definition of an Exoplanet |url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/commissions/F2/info/documents/|obra=IAU position statement|acessodata=29-11-2020}}</ref> A definição oficial de trabalho de um ''exoplaneta'' é agora a seguinte: |
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O primeiro planeta extra-solar definitivo descoberto ao redor de uma estrela da sequência principal ([[51 Pegasi]]) foi anunciado em [[6 de Outubro]] de [[1995]] por [[Michel Mayor]] e [[Didier Queloz]] da Universidade de [[Genebra]]. Desde então, dezenas de planetas foram descobertos e algumas suspeitas datadas do fim dos anos 1980 foram confirmadas, muitas pelo grupo liderado por [[Geoffrey Marcy]], da Universidade da Califórnia, com dados obtidos nos [[observatório]]s [[Lick Observatory|Lick]] e [[Keck Observatory|Keck]]. O primeiro sistema a ter mais de um planeta detectado foi [[Upsilon Andromedae|υ Andromedae]]. A maioria dos planetas detectados possui órbitas muito [[elipse|elípticas]].<ref name="Amarante"/> Todos os planetas até hoje descobertos possuem grande massa e a maioria tem massa superior à de Júpiter.<ref name="Amarante"/> Em Julho de [[2004]], anunciou-se que o [[telescópio espacial Hubble|Hubble]] possibilitou a descoberta de cem exoplanetas adicionais, mas a presença deles ainda não pôde ser confirmada. Ademais, muitas observações apontam para a existência de milhões de [[cometa]]s nesses sistemas extra-solares. |
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Em 13 de Novembro de 2008 foi anunciado por [[Paul Kalas]], astrónomo da [[Universidade de Berkeley]], que conseguiu pela primeira vez, através de um telescópio ótico, registar imagens de um exoplaneta. Para tal foi utilizada a técnica de eclipsamento artificial,{{carece de fontes|data=Dezembro de 2008}} isto é, obstruindo a luz das estrelas mais próximas e possibilitando a visualização de seus planetas, muito menos luminosos. A referida imagem mostra o exoplaneta [[Fomalhaut b]], provavelmente com uma massa aproximada à de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]].<ref>{{Citar web |url=https://www.berkeley.edu/news/media/releases/2008/11/13_exoplanet.shtml |titulo=11.13.2008 - Hubble snaps first optical photo of exoplanet |acessodata=2021-01-02 |website=www.berkeley.edu}}</ref> |
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* Objetos com massas verdadeiras abaixo da massa limite para fusão termonuclear de deutério (atualmente calculada em 13 massas de Júpiter para objetos de metalicidade solar) que orbitam estrelas, anãs marrons ou remanescentes estelares e que têm uma razão de massa com o objeto central abaixo da [[Pontos de Lagrange#Estabilidade|instabilidade L4/L5]] (M/M<sub>central</sub> < 2/(25+{{math|{{Radic|621}}}}) são "planetas" (não importa como eles se formam). |
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[[Ficheiro:Fomalhaut with Disk Ring and extrasolar planet b.jpg|thumb|A primeira fotografia, através de um telescópio óptico, de um exoplaneta|243x243px]] |
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* A massa/tamanho mínimo necessário para que um objeto extra-solar seja considerado um planeta deve ser o mesmo usado em nosso Sistema Solar. |
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Na mesma ocasião, foi anunciada a descoberta, por astrônomos do Instituto de Astrofísica de Victoria, em [[British Columbia]], de três planetas orbitando a estrela [[HR 8799]].<ref>{{citar web | url=http://cienciaesaude.uol.com.br/ultnot/2008/11/13/ult4477u1130.jhtm | obra=UOL Ciência e Saúde |título= Astrônomos conseguem "fotografar" planetas fora do Sistema Solar pela 1ª vez}}</ref> |
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A IAU observou que esta definição pode evoluir à medida que o conhecimento melhora. |
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Em Dezembro de 2008, três estudantes da [[Universidade de Leiden]], nos [[Países Baixos]], descobrem o primeiro exoplaneta a orbitar uma estrela quente e de rotação rápida. Meta de Hoon, Remco van der Burg e Francis Vuijsje estavam a testar um método de investigação da flutuação da luz por acção da gravidade, inserido na ''Optical Gravitational Lensing Experiment'' ([[OGLE]]),quando verificaram que a cada dois dias e meio a luminosidade de uma estrela decrescia na ordem dos 1% a 2%. Ao planeta foi atribuído o nome de [[OGLE2-TR-L9b]] possuindo uma massa cinco vezes superior à de Júpiter. A estrela à volta da qual orbita o planeta é {{Fmtn|1000}} °C a {{Fmtn|7000}} °C mais quente que o nosso [[Sol]].<ref>{{Citar web |url=https://astronomy.com/not-found.aspx?item=%2fasy%2fdefault&user=extranet%5cAnonymous&site=website |titulo=HOUSTON, WE'VE HAD A PROBLEM |acessodata=2021-01-02 |website=Astronomy.com |lingua=en}}</ref> Em 2014, 1 779 exoplanetas haviam sido detectados.<ref name="Encyclopaedia">{{citar web|último =Schneider |primeiro =Jean |data= 27 de março de 2014|título=Interactive Extra-solar Planets Catalog |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |obra=[[The Extrasolar Planets Encyclopaedia]] |acessodata=27 de março de 2014}}</ref> e em {{Contagem de exoplanetas|asof}} existem {{Contagem de exoplanetas|planet_count}} exoplanetas em {{Contagem de exoplanetas|system_count}} [[Sistemas planetários|sistemas]], com {{Contagem de exoplanetas|multiplanetsystem_count}} [[Lista de sistemas multiplanetários|sistemas]] tendo mais de um [[planeta]]. |
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=== Alternativas === |
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Em 2018, pesquisadores analisaram, usando ferramentas desenvolvidas no MIT, as curvas de luz de 50 mil estrelas de varreduras recentes do Kepler em apenas algumas semanas, detectando quase 80 exoplanetas potenciais.<ref>{{Citar periódico|data=2018-06-22|titulo=Astronomers Spot Nearly 80 Exoplanets in Record Time - ExtremeTech|url=https://www.extremetech.com/extreme/272079-astronomers-spot-nearly-80-exoplanets-in-record-time|jornal=ExtremeTech|lingua=en-US}}</ref> |
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A definição de trabalho da [[União Astronómica Internacional]] (IAU) nem sempre é usada. Uma sugestão alternativa é que os [[planeta]]s devem ser distinguidos das [[anãs marrons]] com base na formação. Pensa-se amplamente que os [[planetas gigantes]] se formam através da [[Acreção (astrofísica)|acreção]] do núcleo, que às vezes pode produzir planetas com massas acima do limiar de fusão de [[deutério]];<ref>{{citar periódico|arxiv=0710.5667 |título=Giant Planet Formation by Core Accretion |periódico=Extreme Solar Systems |volume=398 |página=235 |bibcode=2008ASPC..398..235M |último1=Mordasini|primeiro1=C. |último2=Alibert |primeiro2=Yann |último3=Benz |primeiro3=Willy |último4=Naef |primeiro4=Dominique |ano=2008 }}</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=0802.1810 |título=Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior |último1=Baraffe |primeiro1=I. |data=2008 |periódico=Astronomy and Astrophysics |volume=482 |número=1 ||página=315–332 |doi=10.1051/0004-6361:20079321 |bibcode=2008A&A...482..315B |último2=Chabrier |primeiro2=G. |último3=Barman |primeiro3=T. |s2cid=16746688 }}</ref><ref name="bodenheimer2013">{{citar periódico|título=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion |periódico=The Astrophysical Journal |data=2013 |volume=770 |número=2 |página=120 |doi=10.1088/0004-637X/770/2/120 |arxiv=1305.0980 |bibcode=2013ApJ...770..120B |último1=Bodenheimer |primeiro1=Peter |último2=D'Angelo |primeiro2=Gennaro |último3=Lissauer |primeiro3=Jack J. |último4=Fortney |primeiro4=Jonathan J. |último5=Saumon |primeiro5=Didier |s2cid=118553341 }}</ref> planetas massivos desse tipo já podem ter sido observados.<ref>{{citar periódico|doi=10.1051/0004-6361/200912427 |título=The SOPHIE northern extrasolar planets. I. A companion close to the planet/brown-dwarf transition around HD16760 |último1=Bouchy |primeiro1=François |último2=Hébrard |primeiro2=Guillaume |último3=Udry |primeiro3=Stéphane |último4=Delfosse |primeiro4=Xavier |último5=Boisse |primeiro5=Isabelle |último6=Desort |primeiro6=Morgan |último7=Bonfils |primeiro7=Xavier |último8=Eggenberger |primeiro8=Anne |último9=Ehrenreich |primeiro9=David |último10=Forveille |primeiro10=Thierry |último11=Le Coroller |primeiro11=Hervé |último12=Lagrange |primeiro12=Anne-Marie |último13=Lovis |primeiro13=Christophe |último14=Moutou |primeiro14=Claire |último15=Pepe |primeiro15=Francesco |último16=Perrier |primeiro16=Christian |último17=Pont |primeiro17=Frédéric |último18=Queloz |primeiro18=Didier |último19=Santos |primeiro19=Nuno C. |último20=Ségransan |primeiro20=Damien |último21=Vidal-Madjar |primeiro21=Alfred |data=2009 |periódico=Astronomy and Astrophysics |volume=505 |número=2 ||página=853–858 |bibcode=2009A&A...505..853B |doi-access=free }}</ref> As anãs marrons se formam como [[estrela]]s a partir do colapso gravitacional direto de nuvens de gás e esse mecanismo de formação também produz objetos que estão abaixo do limite de {{Massa de Júpiter|13|jup=y|link=y}} e podem ser tão baixos quanto {{Massa de Júpiter|1|jup=y}}.<ref name=ShivKumar>{{citar periódico| bibcode=2003IAUS..211..529B|título=Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?|último1=Kumar|primeiro1=Shiv S.|volume=211|data=2003|página=532|periódico=Brown Dwarfs }}</ref> Objetos nesta faixa de massa que orbitam suas estrelas com amplas separações de centenas ou milhares de [[Unidade astronômica|UA]] e têm grandes proporções de massa estrela/objeto provavelmente formadas como anãs marrons; suas [[atmosfera]]s provavelmente teriam uma composição mais semelhante à sua estrela hospedeira do que planetas formados por acreção, que conteriam uma maior abundância de elementos mais pesados. A maioria dos planetas fotografados diretamente em abril de 2014 são massivos e têm órbitas amplas, então provavelmente representam o final de baixa massa da formação de anãs marrons.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/0004-637X/794/2/159|título= A Statistical Analysis of Seeds and Other High-Contrast Exoplanet Surveys: Massive Planets or Low-Mass Brown Dwarfs?|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 794|número= 2|página= 159|ano= 2014|último1= Brandt |primeiro1= T. D. |último2= McElwain |primeiro2= M. W. |último3= Turner |primeiro3= E. L. |último4= Mede |primeiro4= K. |último5= Spiegel |primeiro5= D. S. |último6= Kuzuhara |primeiro6= M. |último7= Schlieder |primeiro7= J. E. |último8= Wisniewski |primeiro8= J. P. |último9= Abe |primeiro9= L.|último10= Biller |primeiro10= B.|último11= Brandner |primeiro11= W.|último12= Carson |primeiro12= J.|último13= Currie |primeiro13= T.|último14= Egner |primeiro14= S.|último15= Feldt |primeiro15= M.|último16= Golota |primeiro16= T.|último17= Goto |primeiro17= M.|último18= Grady |primeiro18= C. A.|último19= Guyon |primeiro19= O.|último20= Hashimoto |primeiro20= J.|último21= Hayano |primeiro21= Y.|último22= Hayashi |primeiro22= M.|último23= Hayashi |primeiro23= S.|último24= Henning |primeiro24= T.|último25= Hodapp |primeiro25= K. W.|último26= Inutsuka |primeiro26= S.|último27= Ishii |primeiro27= M.|último28= Iye |primeiro28= M.|último29= Janson |primeiro29= M.|último30= Kandori |primeiro30= R.|numero-autores= etal| bibcode = 2014ApJ...794..159B|arxiv = 1404.5335 | s2cid = 119304898}}</ref> Um estudo sugere que objetos acima de {{Massa de Júpiter|10|jup=y}} se formaram por instabilidade gravitacional e não devem ser considerados planetas.<ref>{{citar periódico|último=Schlaufman|primeiro=Kevin C.|data=2018-01-22|título=Evidence of an Upper Bound on the Masses of Planets and its Implications for Giant Planet Formation|periódico=The Astrophysical Journal|volume=853|número=1||página=37|doi=10.3847/1538-4357/aa961c |arxiv=1801.06185|bibcode=2018ApJ...853...37S|s2cid=55995400|issn=1538-4357}}</ref> |
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Além disso, o ponto de corte de {{Massa de Júpiter|13|jup=y}} não tem um significado físico preciso. A fusão de deutério pode ocorrer em alguns objetos com massa abaixo desse ponto de corte.<ref name="bodenheimer2013" /> A quantidade de deutério fundido depende até certo ponto da composição do objeto.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/0004-637X/727/1/57|título= The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 727|número= 1|página= 57|ano= 2011|último1= Spiegel |primeiro1= D. S. |último2=Burrows |primeiro2=Adam |último3= Milsom |primeiro3= J. A. | bibcode = 2011ApJ...727...57S|arxiv = 1008.5150 | s2cid = 118513110}}</ref> A partir de 2011, a [[Extrasolar Planets Encyclopaedia]] incluiu objetos de até {{Massa de Júpiter|25|jup=y}}, dizendo: "O fato de não haver nenhuma característica especial em torno de {{Massa de Júpiter|13|jup=y}} no espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa".<ref>{{citar periódico|último1=Schneider |primeiro1=J. |último2=Dedieu |primeiro2=C. |último3=Le Sidaner |primeiro3=P. |último4=Savalle |primeiro4=R. |último5=Zolotukhin |primeiro5=I. |título=Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database|data=2011| volume=532|número=79|periódico=[[Astronomy & Astrophysics]] |arxiv=1106.0586| doi=10.1051/0004-6361/201116713||página=A79 |bibcode=2011A&A...532A..79S|s2cid=55994657 }}</ref> A partir de 2016, esse limite foi aumentado para {{Massa de Júpiter|60|jup=y}}<ref>{{citar livro|último=Schneider|primeiro=Jean|título=Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future|capítulo=III.8 Exoplanets versus brown dwarfs: The CoRoT view and the future|ano=2016||página=157|doi=10.1051/978-2-7598-1876-1.c038|arxiv=1604.00917|isbn=978-2-7598-1876-1|s2cid=118434022}}</ref> com base em um estudo das relações massa-densidade.<ref>{{citar periódico|arxiv=1506.05097|último1= Hatzes Heike Rauer|primeiro1= Artie P.|título= A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship|ano= 2015|doi=10.1088/2041-8205/810/2/L25|volume=810|número= 2|periódico=The Astrophysical Journal|página=L25|bibcode = 2015ApJ...810L..25H |s2cid= 119111221}}</ref> O [[Exoplanet Data Explorer]] inclui objetos de até {{Massa de Júpiter|24|jup=y}} com o aviso: "A distinção de {{Massa de Júpiter|13|jup=y}} pelo Grupo de Trabalho da IAU é fisicamente desmotivada para planetas com núcleos rochosos e observacionalmente problemática devido à ambiguidade do pecado".<ref name="eod">{{citar periódico| arxiv=1012.5676 |título=The Exoplanet Orbit Database|data=2010| bibcode = 2011PASP..123..412W |doi = 10.1086/659427| volume=123|número=902|periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific| |página=412–422|último1=Wright|primeiro1=J. T.|último2=Fakhouri|primeiro2=O.|último3=Marcy|primeiro3=G. W.|último4=Han|primeiro4=E.|último5=Feng|primeiro5=Y.|último6=Johnson|primeiro6=John Asher|último7=Howard|primeiro7=A. W.|último8=Fischer|primeiro8=D. A.|último9=Valenti |primeiro9=J. A.|último10=Anderson|primeiro10=J.|último11=Piskunov|primeiro11=N.|s2cid=51769219}}</ref> O [[NASA Exoplanet Archive]] inclui objetos com massa (ou [[massa mínima]]) igual ou inferior a {{Massa de Júpiter|30|jup=y}}.<ref>{{citar web|título=Exoplanet Criteria for Inclusion in the Exoplanet Archive |url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html|acessodata=2022-01-17 |website=exoplanetarchive.ipac.caltech.edu}}</ref> Outro critério para separar planetas e anãs marrons, em vez de fusão de deutério, processo de formação ou localização, é se a [[pressão]] do núcleo é dominada pela pressão de coulomb ou [[pressão de degenerescência eletrônica]] com a linha divisória em cerca de {{Massa de Júpiter|5|jup=y}}.<ref name="whatbasribrown">{{citar periódico|doi=10.1146/annurev.earth.34.031405.125058 |periódico=Annu. Rev. Earth Planet. Sci. |volume=34 |título=Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet? ||página=193–216 |data=2006 |arxiv=astro-ph/0608417 |bibcode=2006AREPS..34..193B|último1=Basri |primeiro1=Gibor |último2=Brown |primeiro2=Michael E. |s2cid=119338327 |url=https://authors.library.caltech.edu/5028/1/BASareps06.pdf |tipo=Submitted manuscript }}</ref><ref name=JamesLiebert>{{citar periódico|bibcode=2003IAUS..211..529B|título=Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?|último1=Liebert|primeiro1=James|volume=211|data=2003|página=533|periódico=Brown Dwarfs }}</ref> |
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=== {{Fmtn|4000}}º exoplaneta === |
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[[File:Chart of exoplanet because 5000th discovery.png|thumb|right|março de 2022 (''[[NASA]] - [[Laboratório de Propulsão a Jato]]-[[Instituto de Tecnologia da Califórnia]] - M. Russo e A. Santaguida)'']] |
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Em 2019, a NASA confirmou o {{Fmtn|4000}}º exoplaneta e celebrou a descoberta com um mapa de todos os exoplanetas encontrados até aquele momento. O mapa mostra os exoplanetas detectados por pequenas perturbações das cores de sua estrela-mãe (velocidade radial) aparecem em rosa, enquanto aqueles identificados por pequenas quedas no brilho da estrela-mãe (trânsito) são mostrados em roxo. Além disso, os exoplanetas que foram visualizados aparecem diretamente na cor laranja, enquanto aqueles detectados pela ampliação gravitacional da luz de uma estrela de fundo (microlente) são mostrados em verde.<ref>{{Citar web|titulo=NASA just released stunning video map of all 4,000 exoplanets|url=https://www.techexplorist.com/nasa-just-released-stunning-video-map-of-all-4000-exoplanets/24803/|obra=Tech Explorist|data=2019-07-13|acessodata=2019-07-15|lingua=en-US|primeiro=Amit|ultimo=Malewar}}</ref> O curta-metragem foi publicado no YouTube e descrito pelo site Astronom Picture of the Day (APOD) da NASA.<ref>{{Citar web|titulo=APOD: 2019 July 10 - 4000 Exoplanets|url=https://apod.nasa.gov/apod/ap190710.html|obra=apod.nasa.gov|acessodata=2019-07-15}}</ref> |
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== Nomenclatura == |
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=== {{Fmtn|5000}}º exoplaneta === |
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[[Imagem:The unusual exoplanet HIP 65426b — SPHERE's firs.jpg|thumb|O exoplaneta [[HIP 65426 b]] é o primeiro [[planeta]] descoberto em torno da estrela [[HIP 65426]]<ref>{{citar web|título=ESO's SPHERE Unveils its First Exoplanet|url=https://www.eso.org/public/announcements/ann17041/|website=www.eso.org|acessodata=7-07-2017}}</ref>]] |
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Em 21 de março de 2022, o Arquivo de Exoplanetas da NASA atingiu a marca de 5.000.<ref>{{Citar web|ultimo=Laboratory|primeiro=Jet Propulsion|url=https://scitechdaily.com/cosmic-milestone-nasa-confirms-5000-exoplanets-it-is-inevitable-that-well-find-some-kind-of-life-somewhere/|titulo=Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets – “It Is Inevitable That We’ll Find Some Kind of Life Somewhere”|data=2022-03-22|acessodata=2022-03-22|website=SciTechDaily|lingua=en-US}}</ref> |
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{{artigo principal|Convenção de nomenclatura de exoplaneta}} |
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A convenção para designar exoplanetas é uma extensão do sistema usado para designar sistemas de múltiplas [[estrela]]s, conforme adotado pela [[União Astronômica Internacional]] (IAU). Para exoplanetas orbitando uma única estrela, a designação IAU é formada tomando o nome designado ou próprio de sua estrela hospedeira e adicionando uma letra minúscula.<ref>{{citar web|url=http://www.iau.org/public/themes/naming_exoplanets/|título=International Astronomical Union {{!}} IAU|website=www.iau.org|acessodata=29-01-2017}}</ref> As letras são dadas em ordem de descoberta de cada planeta em torno da estrela hospedeira, de modo que o primeiro planeta descoberto em um sistema é designado "b" (a estrela hospedeira é considerada "a") e os planetas posteriores recebem letras subsequentes. Se vários planetas no mesmo sistema são descobertos ao mesmo tempo, o mais próximo da estrela recebe a próxima letra, seguido pelos outros planetas em ordem de tamanho orbital. Existe um padrão provisório sancionado pela IAU para acomodar a designação de [[planetas circumbinários]]. Um número limitado de exoplanetas tem [[Lista de nomes próprios de exoplanetas|nomes próprios sancionados pela IAU]]. Existem outros sistemas de nomenclatura. |
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== Histórico de detecção == |
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Durante séculos, cientistas, filósofos e escritores de ficção científica suspeitaram da existência de exoplanetas, mas não havia como saber se existiam, quão comuns eram ou quão semelhantes poderiam ser aos [[planeta]]s do [[Sistema Solar]]. Várias alegações de detecção feitas no século XIX foram rejeitadas pelos astrônomos. |
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{{mais notas|Esta seção|data=abril de 2017}} |
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Em 2008 havia seis métodos de deteção de planetas extrassolares que são muito débeis, com relação a sua estrelas hospedeiras, para serem detectados por métodos óticos convencionais. |
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A primeira evidência de um possível exoplaneta, orbitando [[Van Maanen 2]], foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. O astrônomo [[Walter Sydney Adams]], que mais tarde se tornou diretor do [[Observatório Monte Wilson]], produziu um espectro da [[estrela]] usando o [[Observatório Monte Wilson#Telescópio de 60 polegadas|telescópio de 60 polegadas de Monte Wilson]]. Ele interpretou o espectro como sendo de uma [[estrela de classe F da sequência principal]], mas agora pensa-se que tal espectro pode ser causado pelo resíduo de um exoplaneta próximo que foi pulverizado em poeira pela gravidade da estrela, o resultado poeira, em seguida, caindo sobre a estrela.<ref name="NASA-20171101">{{citar web |último=Landau |primeiro=Elizabeth |título=Overlooked Treasure: The First Evidence of Exoplanets |url=https://www.nasa.gov/feature/jpl/overlooked-treasure-the-first-evidence-of-exoplanets |data=12-11-2017 |obra=[[NASA]] |acessodata=1-11-2017 }}</ref> |
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As futuras missões espaciais [[Space Interferometry Mission]], [[Terrestrial Planet Finder]] e [[Darwin (ESA)|Darwin]] planejam detectar exoplanetas de um modo mais direto. |
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A [[Descobertas de exoplanetas#1988-1994|primeira suspeita de detecção científica]] de um exoplaneta ocorreu em 1988. Pouco depois, a primeira confirmação da detecção veio em 1992, com a descoberta de vários planetas de massa terrestre orbitando o [[pulsar]] [[Lich (estrela)|PSR B1257+12]].<ref name="Wolszczan" /> A primeira confirmação de um exoplaneta orbitando uma estrela da [[sequência principal]] foi feita em 1995, quando um [[planeta gigante]] foi encontrado em uma [[órbita]] de quatro dias em torno da estrela próxima [[51 Pegasi]]. Alguns exoplanetas foram [[Métodos de detecção de exoplanetas#Imagem direta|fotografados diretamente]] por telescópios, mas a grande maioria foi detectada por métodos indiretos, como o [[método de trânsito]] e o [[Espectroscopia Doppler|método de velocidade radial]]. Em fevereiro de 2018, pesquisadores usando o [[Observatório de raios-X Chandra]], combinado com uma técnica de detecção de planetas chamada [[microlente]], encontraram evidências de planetas em uma [[galáxia]] distante, afirmando que "alguns desses exoplanetas são tão (relativamente) pequenos quanto a [[Lua]], enquanto outros são tão massivos quanto [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Ao contrário da [[Terra]], a maioria dos exoplanetas não está fortemente ligada às estrelas, então eles estão realmente vagando pelo espaço ou orbitando vagamente entre as estrelas. Podemos estimar que o número de planetas nesta galáxia [distante] é superior a um trilhão.<ref>{{citar revista|url=https://news.nationalgeographic.com/2018/02/exoplanets-discovery-milky-way-galaxy-spd/|título=These May Be the First Planets Found Outside Our Galaxy|revista=National Geographic|data=5-02-2018|acessodata=8-02-2018}}</ref> Em 21 de março de 2022, mais de 5.000 exoplanetas além do nosso [[Sistema Solar]] foram confirmados.<ref>{{citar web |url= https://www.jpl.nasa.gov/news/cosmic-milestone-nasa-confirms-5000-exoplanets|título= Cosmic Milestone: NASA Confirms 5,000 Exoplanets|autor= |data=21-03-2022|publicado= NASA|acessodata=05-04-2022}}</ref> |
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=== Cronometria de Pulsares === |
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[[Ficheiro:Artist's concept of PSR B1257+12 system.jpg|thumb|right|198x198px|Visão artística do sistema planetário do pulsar [[PSR B1257+12]]]] |
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O primeiro método usado para descobrir exoplanetas consistiu na observação de anomalias na regularidade dos pulsos de um [[pulsar]]. Isto levou à "descoberta" do primeiro planeta, que tinha período orbital de exatamente um ano. Essa descoberta foi, posteriormente, desmentida, uma vez que resultou da falha em considerar a Terra ao longo de sua órbita. Entretanto, este método de fato levou à descoberta dos primeiros planetas, bem como do primeiro sistema planetário além do nosso, por [[Aleksander Wolszczan]]. Também levou à descoberta do exoplaneta mais antigo que se conhece, pelo grupo de [[Steinn Sigurdsson]], ao redor do pulsar binário [[PSR B1620-26]]. Este planeta é o único planeta conhecido que orbita ao redor de duas estrelas. |
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=== Especulações iniciais === |
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O método de cronometria de pulsares envolve medições precisas do sinal do pulsar de modo a determinar se há qualquer anomalia no período dos pulsos. Cálculos subsequentes são usados para determinar o que poderia causar essas anomalias. O método é comumente usado para detectar companheiros de pulsares, mas não é usado especificamente para encontrar planetas. |
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{{Rquote |right |Este espaço que declaramos ser infinito... Nele há uma infinidade de mundos do mesmo tipo que o nosso.|Giordano Bruno (1584)<ref>{{citar livro|título=To Infinity and Beyond: A Cultural History of the Infinite |autor=Eli Maor |capítulo=Chapter 24: The New Cosmology |data=1987 |isbn=978-1-4612-5396-9 |publicado=Birkhäuser |local=Boston, MA |página=[https://archive.org/details/toinfinitybeyond0000maor/page/198 198] |capítulourl=https://books.google.com/books?id=v0btBwAAQBAJ&pg=PA198 |others=Originally in ''De l'infinito universo et mondi'' [''On the Infinite Universe and Worlds''] by Giordano Bruno (1584). |url=https://archive.org/details/toinfinitybeyond0000maor/page/198 }}</ref>}} |
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No século XVI, o filósofo italiano [[Giordano Bruno]], um dos primeiros defensores da teoria [[Nicolau Copérnico|copernicana]] de que a [[Terra]] e outros [[planeta]]s orbitam o [[Sol]] ([[heliocentrismo]]), apresentou a visão de que as estrelas fixas são semelhantes ao Sol e também são acompanhadas por planetas. |
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No século XVIII, a mesma possibilidade foi mencionada por [[Isaac Newton]] no "''[[Scholium Generale]]''" que conclui seus [[Princípios Matemáticos da Filosofia Natural|''Principia'']]. Fazendo uma comparação com os planetas do Sol, ele escreveu: "E se as estrelas fixas são os centros de sistemas semelhantes, todas elas serão construídas de acordo com um projeto semelhante e sujeitas ao domínio de ''Um''".<ref>{{citar livro|último= Newton|primeiro= Isaac|autor2= I. Bernard Cohen |autor3= Anne Whitman|título= The Principia: A New Translation and Guide|publicado= University of California Press|data=1999|anooriginal=1713|página= 940|isbn = 978-0-520-08816-0}}</ref> |
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=== Astrometria === |
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[[Ficheiro:orbit3.gif|thumb|right|200px|Diagrama mostrando como um objeto menor orbitando um maior poderia produzir alterações na posição e velocidade deste último, à medida que orbitam um centro comum.]] |
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{{Artigo principal|Astrometria}} |
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A [[astrometria]] consiste no método mais antigo para a busca de exoplanetas, usado pela primeira vez em [[1943]]. Uma certa quantidade de estrelas candidatas foram encontradas desde então, mas não houve confirmação em nenhum desses casos, e muitos astrônomos desistiram desse método diante de outros mais bem-sucedidos. O método envolve a medição do [[movimento próprio]] da estrela em busca dos efeitos causados por seus planetas; todavia, variações no movimento próprio são tão pequenas que mesmo os melhores instrumentos de 2008 não fornecem medições confiáveis. O método requer que as órbitas dos planetas sejam aproximadamente perpendiculares a nossa linha de visada; desta forma, planetas detectados por esse método não puderam ser confirmados por outros métodos. |
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Em 1952, mais de 40 anos antes da descoberta do primeiro [[Júpiter quente]], [[Otto Struve]] escreveu que não há razão convincente para que os planetas não possam estar muito mais próximos de sua estrela hospedeira do que no [[Sistema Solar]], e propôs que a [[espectroscopia Doppler]] e o [[método de trânsito]] poderia detectar [[super-Júpiter]] em [[órbita]]s curtas.<ref>{{citar periódico|título= Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work|último=Struve|primeiro= Otto |periódico= The Observatory|volume=72||página=199–200 |ano=1952|bibcode = 1952Obs....72..199S }}</ref> |
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=== Velocidade radial === |
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{{AP|Espectroscopia Doppler}} |
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O método de [[velocidade radial]] mede variações na [[velocidade]] com a qual a estrela se afasta ou se aproxima de nós, i.e., mede a componente da velocidade estelar ao longo da linha de visada. A velocidade radial pode ser deduzida do deslocamento nas [[linha espectral|linhas espectrais]] da estrela hospedeira, devido ao [[efeito Doppler]]. Tais deslocamentos são induzidos pelo planeta que orbita a estrela, uma vez que ambos orbitam em torno do mesmo [[baricentro]]. A velocidade da estrela ao redor do baricentro é muito menor do que aquela do planeta (os raios das órbitas e, portanto, as velocidades dos corpos são inversamente proporcionais à massa desses). Mesmo assim, variações de velocidades tão baixas quanto poucos metros por segundo podem ser detectadas. |
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=== Reivindicações desacreditadas === |
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Esta é a principal e, até 2008, mais bem-sucedida técnica usada por caçadores de planetas. Também é conhecida como "método Doppler". Mas ela funciona bem apenas para estrelas relativamente próximas, até 160 [[ano-luz|anos-luz]]. Ela encontra com facilidade planetas que estejam próximo à estrela, mas tem dificuldade em encontrar aqueles que orbitam a distâncias maiores. O método Doppler pode ser usado para confirmar as descobertas empreendidas através do [[#Método de Trânsito|método de trânsito]]. |
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Reivindicações de detecções de exoplanetas foram feitas desde o século XIX. Alguns dos primeiros envolvem a [[estrela binária]] [[70 Ophiuchi]]. Em 1855, [[William Stephen Jacob]], do [[Observatório Madras]] da [[Companhia Britânica das Índias Orientais]], relatou que as anomalias orbitais tornavam "altamente provável" que houvesse um "corpo planetário" neste sistema.<ref>{{citar periódico|autor=Jacob, W. S.|data=1855|título=On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi |url=https://books.google.com/books?id=pQsAAAAAMAAJ&pg=PA228|periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=15 |número=9||página=228–230|bibcode=1855MNRAS..15..228J |doi=10.1093/mnras/15.9.228|doi-access=free}}</ref> Na década de 1890, [[Thomas Jefferson Jackson See|Thomas J. J. See]], da [[Universidade de Chicago]] e do [[Observatório Naval dos Estados Unidos]], afirmou que as anomalias orbitais provavam a existência de um corpo escuro no sistema 70 Ophiuchi com um [[Período orbital|período]] de 36 anos em torno de uma das estrelas.<ref>{{citar periódico|último=See |primeiro=T. J. J. |autorlink=Thomas Jefferson Jackson See |ano=1896 |título=Researches on the orbit of 70 Ophiuchi, and on a periodic perturbation in the motion of the system arising from the action of an unseen body |periódico=The Astronomical Journal |volume=16 ||página=17–23 |doi=10.1086/102368 |bibcode=1896AJ.....16...17S}}</ref> No entanto, [[Forest Ray Moulton]] publicou um artigo provando que um sistema de três corpos com esses parâmetros orbitais seria altamente instável.<ref>{{citar periódico|autor=Sherrill, T. J.|data=1999|periódico=[[Journal for the History of Astronomy]]|título=A Career of Controversy: The Anomaly of T. J. J. See|url=http://www.shpltd.co.uk/jha.pdf|volume=30 |número=98 ||página=25–50|bibcode=1999JHA....30...25S |doi=10.1177/002182869903000102|s2cid=117727302}}</ref> Durante as décadas de 1950 e 1960, [[Peter van de Kamp]], do [[Swarthmore College]], fez outra série proeminente de alegações de detecção, desta vez para planetas que orbitam a [[Estrela de Barnard]].<ref>{{citar periódico|autor=van de Kamp, P. |data=1969|título=Alternate dynamical analysis of Barnard's star|periódico=[[Astronomical Journal]]|volume=74 ||página=757–759|doi=10.1086/110852 |bibcode=1969AJ.....74..757V}}</ref> Os astrônomos agora geralmente consideram todos os primeiros relatos de detecção como errôneos.<ref name="boss_book p31">{{citar livro|último= Boss|primeiro= Alan|título= The Crowded Universe: The Search for Living Planets|publicado= Basic Books|data= 2009||página = 31–32|isbn = 978-0-465-00936-7}}</ref> |
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Em 1991, [[Andrew Lyne]], [[Matthew Bailes]] e S. L. Shemar afirmaram ter descoberto um [[planeta de pulsar]] em [[órbita]] ao redor de [[PSR 1829-10]], usando variações de [[Métodos de detecção de exoplanetas#Tempo de pulsar|tempo de pulsar]].<ref name="LyneBailes">{{citar periódico|último1= Bailes |primeiro1= M. |último2= Lyne |primeiro2= A. G. | author-link2 = Andrew Lyne|último3= Shemar |primeiro3= S. L. | doi = 10.1038/352311a0 |bibcode=1991Natur.352..311B|título= A planet orbiting the neutron star PSR1829–10 |periódico= Nature | volume = 352 |número= 6333 | |página = 311–313 |ano= 1991 | s2cid = 4339517 }}</ref> A alegação recebeu intensa atenção brevemente, mas Lyne e sua equipe logo a retiraram.<ref name="LyneRetraction">{{citar periódico| doi = 10.1038/355213b0|título= No planet orbiting PS R1829–10|periódico= Nature| volume = 355|número= 6357|página= 213|ano= 1992|último1= Lyne |primeiro1= A. G.|último2= Bailes |primeiro2= M. | bibcode = 1992Natur.355..213L| s2cid = 40526307| doi-access = free}}</ref> |
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=== Microlente gravitacional === |
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{{AP|microlente gravitacional}} |
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[[Ficheiro:Gravitational micro rev.jpg|thumb|300px|Microlente gravitacional|esquerda]] |
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O efeito de [[microlente gravitacional]] acontece quando os campos gravitacionais de um planeta e o da estrela hospedeira agem de modo a magnificar a luz de uma estrela distante que esteja no fundo do céu. Para que o efeito ocorra, o planeta e a estrela devem passar quase diretamente entre a estrela distante e o observador. Uma vez que esses eventos são raros, um número muito grande de estrelas distantes deve ser continuamente monitorado de modo a permitir a deteção de planetas a uma taxa razoável. Além disso, também não é possível repetir os experimentos que utilizam esse método, devido à raridade com que ocorrem. Este é o método mais promissor para planetas localizados entre a Terra e o centro da [[galáxia]], já que as partes centrais da galáxia fornecem um grande número de estrelas distantes de fundo. |
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=== Descobertas confirmadas === |
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Em 1991, os astrônomos Shude Mao e Bohdan Paczyński propuseram o uso de microlentes gravitacionais para procurar companheiros binários para estrelas, suas propostas foram refinadas por Andy Gould e Abraham Loeb, em 1992, como um método para detectar exoplanetas. Os sucessos com o método aconteceram em 2002, quando um grupo de astrônomos poloneses (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak e Michał Szymański de Varsóvia e Bohdan Paczyński) durante o projeto OGLE (o Experimento de lentes gravitacionais ópticas) desenvolveu uma técnica viável. Durante um mês, eles encontraram vários planetas possíveis, embora as limitações nas observações impedissem uma confirmação clara. Desde então, vários planetas extra-solares confirmados foram detectados usando microlentes. Este foi o primeiro método capaz de detectar planetas de massa semelhante à Terra, em torno de estrelas comuns. |
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{{multiple image |
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| align = right |
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| direction = vertical |
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| width = 200 |
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| image1 = 444226main exoplanet20100414-a-full.jpg |
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| alt1 = False-color, star-subtracted, direct image using a vortex coronagraph of 3 exoplanets around star HR8799 |
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| caption1 = Os três planetas conhecidos da [[estrela]] [[HR 8799]], fotografados pelo [[Telescópio Hale]]. A luz da estrela central foi apagada por um [[Coronógrafo#Coronógrafo de vórtice óptico|coronógrafo de vórtice vetorial]] |
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| image2 = Brown dwarf 2M J044144 and planet.jpg |
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| alt2 = Hubble image of brown dwarf 2MASS J044144 and its 5–10 Jupiter-mass companion, before and after star-subtraction |
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| caption2 = [[2MASS J04414489+2301513|2MASS J044144]] é uma [[anã marrom]] com uma companheira de cerca de 5 a 10 vezes a [[massa de Júpiter]]. Não está claro se este objeto companheiro é uma [[subanã marrom]] ou um [[planeta]] |
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{{artigo principal|Descobertas de exoplanetas}} |
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{{VT|Lista dos primeiros exoplanetas}} |
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Em {{Contagem de exoplanetas|asof}}, um total de {{Contagem de exoplanetas|planet_count}} exoplanetas confirmados estão listados na [[Extrasolar Planets Encyclopaedia]], incluindo alguns que foram confirmações de alegações controversas do final dos anos 80.{{Contagem de exoplanetas|ref}} A primeira descoberta publicada a receber confirmação subsequente foi feita em 1988 pelos astrônomos canadenses Bruce Campbell, G. A. H. Walker e Stephenson Yang da [[Universidade de Vitória]] e da [[Universidade da Colúmbia Britânica]].<ref name="Campbell">{{citar periódico|último1= Campbell |primeiro1= B. |último2= Walker |primeiro2= G. A. H. |último3= Yang |primeiro3= S. |título= A search for substellar companions to solar-type stars | doi = 10.1086/166608 |periódico= The Astrophysical Journal | volume = 331 |página= 902 |ano= 1988 | bibcode=1988ApJ...331..902C}}</ref> Embora eles tenham sido cautelosos em reivindicar uma detecção planetária, suas observações de [[velocidade radial]] sugeriram que um [[planeta]] orbita a [[estrela]] [[Gamma Cephei]]. Em parte porque as observações estavam no limite das capacidades instrumentais na época, os astrônomos permaneceram céticos por vários anos sobre essa e outras observações semelhantes. Pensava-se que alguns dos planetas aparentes poderiam ter sido [[anãs marrons]], objetos intermediários em massa entre planetas e estrelas. Em 1990, foram publicadas observações adicionais que apoiaram a existência do planeta orbitando Gamma Cephei,<ref>{{citar periódico|último1=Lawton |primeiro1=A. T.|último2=Wright |primeiro2=P.|data=1989|título=A planetary system for Gamma Cephei?|periódico=[[Journal of the British Interplanetary Society]]|volume=42||página=335–336|bibcode=1989JBIS...42..335L}}</ref> mas trabalhos subsequentes em 1992 novamente levantaram sérias dúvidas.<ref name="Walker">{{citar periódico|último1=Walker |primeiro1=G. A. H|data=1992|título=Gamma Cephei – Rotation or planetary companion?|periódico=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=396|número=2||página=L91–L94|doi=10.1086/186524 |bibcode=1992ApJ...396L..91W|último2=Bohlender |primeiro2=D. A.|último3=Walker |primeiro3=A. R.|último4=Irwin |primeiro4=A. W.|último5=Yang |primeiro5=S. L. S.|último6=Larson |primeiro6=A.}}</ref> Finalmente, em 2003, técnicas aprimoradas permitiram confirmar a existência do planeta.<ref>{{citar periódico|último1=Hatzes |primeiro1=A. P.|último2=Cochran |primeiro2=William D.|título=A Planetary Companion to Gamma Cephei A|periódico=[[Astrophysical Journal]]|data=2003|volume=599|número=2||página=1383–1394|doi =10.1086/379281 |bibcode=2003ApJ...599.1383H|arxiv = astro-ph/0305110|último3=Endl|primeiro3=Michael|último4=McArthur|primeiro4=Barbara |último5=Paulson |primeiro5=Diane B.|último6=Walker|primeiro6=Gordon A. H.|último7=Campbell|primeiro7=Bruce|último8=Yang|primeiro8=Stephenson|s2cid=11506537}}</ref> |
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[[Imagem:The Star AB Pictoris and its Companion - Phot-14d-05-normal.jpg|thumb|150px|left|Imagem [[Coronógrafo|coronagráfica]] de [[AB Pictoris]] mostrando um companheiro (canto inferior esquerdo), que é uma [[anã marrom]] ou um [[planeta]] massivo. Os dados foram obtidos em 16 de março de 2003 com [[Very Large Telescope#Instrumentos|NACO]] no [[Very Large Telescope|VLT]], usando uma máscara de ocultação de 1.4 [[Minuto e segundo de arco|segundos de arco]] em cima de AB Pictoris]] |
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Ao contrário da maioria dos outros métodos, que têm viés de detecção em direção a planetas com órbitas pequenas, o método da microlente é mais sensível à detecção de planetas a cerca de 1 a 10 unidades astronômicas de distância para estrelas semelhantes ao Sol. |
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Em 9 de janeiro de 1992, os radioastrônomos [[Aleksander Wolszczan]] e [[Dale Frail]] anunciaram a descoberta de dois planetas orbitando o [[pulsar]] [[PSR B1257+12]].<ref name="Wolszczan">{{citar periódico|último1= Wolszczan |primeiro1= A. |bibcode=1992Natur.355..145W|último2= Frail |primeiro2= D. A. | doi = 10.1038/355145a0 |título= A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12 |periódico= Nature | volume = 355 |número= 6356 | |página = 145–147 |ano= 1992 | s2cid = 4260368 }}</ref> Esta descoberta foi confirmada e é geralmente considerada a primeira detecção definitiva de exoplanetas. Observações de acompanhamento solidificaram esses resultados, e a confirmação de um terceiro exoplaneta em 1994 reviveu o tópico na imprensa popular.<ref>{{citar jornal| url=http://tech.mit.edu/V114/N22/psr.22w.html |título=Scientists Uncover Evidence of New Planets Orbiting Star |jornal=[[Los Angeles Times]] via [[The Tech (newspaper)|The Tech Online]] |primeiro=Robert |último=Holtz |data=22-04-1994}}</ref> Acredita-se que esses [[planetas de pulsar]] tenham se formado a partir de remanescentes incomuns da [[supernova]] que produziu o pulsar, em uma segunda rodada de formação de planetas, ou então os [[Planeta ctónico|núcleos rochosos remanescentes]] de [[gigantes gasosos]] que de alguma forma sobreviveram à supernova e depois decaíram em sua atual [[órbita]]s. Como os pulsares são estrelas agressivas, foi considerado improvável na época que um planeta pudesse ser formado em sua órbita.<ref>{{citar livro|último= Rodriguez Baquero|primeiro= Oscar Augusto|data= 2017|título= La presencia humana más allá del sistema solar|títulotrad= Human presence beyond the solar system|url= |língua= es|página=29|local= |publicado= RBA|isbn=978-84-473-9090-8}}</ref> |
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As principais vantagens do método da microlente gravitacional são: que ele pode detectar planetas de baixa massa (em princípio até a massa de Marte com futuros projetos espaciais como o WFIRST). Esse método pode detectar planetas em órbitas largas comparáveis a Saturno e Urano, que têm períodos orbitais muito longos para sua velocidade radial ou métodos de trânsito; e pode detectar planetas em torno de estrelas muito distantes. Quando estrelas de fundos suficientes podem ser observadas com precisão razoável, o método deve finalmente revelar como os planetas parecidos com a terra são na galáxia, mostrando suas características.<ref>{{Citar web|titulo=New method of finding planets scores its first discovery|url=https://phys.org/news/2013-05-method-planets-scores-discovery.html|obra=phys.org|acessodata=2019-11-25|lingua=en-us}}</ref> |
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No início da década de 1990, um grupo de astrônomos liderados por [[Donald C. Backer]], que estudavam o que pensavam ser um pulsar binário ([[PSR B1620-26 b]]), determinou que um terceiro objeto era necessário para explicar os desvios Doppler observados. Em poucos anos, os efeitos gravitacionais do planeta na órbita do pulsar e da [[anã branca]] foram medidos, dando uma estimativa da massa do terceiro objeto que era pequeno demais para ser uma estrela. A conclusão de que o terceiro objeto era um planeta foi anunciada por [[Stephen E. Thorsett]] e seus colaboradores em 1993.<ref name="STScI">{{citar web |título=Oldest Known Planet Identified |obra=HubbleSite | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2003/19/ |acessodata=2006-05-07}}</ref> |
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=== Método de trânsito === |
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[[Ficheiro:Planetary transit pt.svg|thumb|300px|Método de trânsito para detectar planetas extrassolares. O gráfico abaixo da figura demonstra os níveis luminosos recebidos na Terra ao longo do tempo.]] |
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Em 6 de outubro de 1995, [[Michel Mayor]] e [[Didier P. Queloz]], da [[Universidade de Genebra]], anunciaram a primeira detecção definitiva de um exoplaneta orbitando uma estrela da [[sequência principal]], a estrela próxima de [[Anã amarela|classe G]] [[51 Pegasi]].<ref name="Wenz"/><ref name="Mayor">{{citar periódico| doi = 10.1038/378355a0|título= A Jupiter-mass companion to a solar-type star|periódico= Nature| volume = 378|número= 6555| |página = 355–359|ano= 1995|último1= Mayor |primeiro1= M. |último2= Queloz |primeiro2= D. | bibcode = 1995Natur.378..355M| s2cid = 4339201}}</ref><ref name=gibn>{{citar periódico|último1=Gibney |primeiro1=Elizabeth |título=In search of sister earths|periódico=Nature|data=18-12-2013|volume=504|número=7480||página=357–65|doi=10.1038/504357a |pmid=24352276|bibcode = 2013Natur.504..357. |doi-access=free}}</ref> Esta descoberta, feita no [[Observatório de Haute-Provence]], inaugurou a era moderna da descoberta exoplanetária e foi reconhecida por uma parte do [[Nobel de Física|Prêmio Nobel de Física]] de 2019. Os avanços tecnológicos, principalmente na [[espectroscopia]] de alta resolução, levaram à rápida detecção de muitos novos exoplanetas: os astrônomos podiam detectar exoplanetas indiretamente medindo sua influência [[Gravidade|gravitacional]] no movimento de suas estrelas hospedeiras. Mais exoplanetas foram detectados mais tarde, observando a variação na luminosidade aparente de uma estrela à medida que um planeta em órbita transitava na frente dela.<ref name="Wenz"/> |
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Detecta a sombra do planeta quando este [[trânsito planetário|transita]] diante da estrela hospedeira. Este "método de trânsito" funciona apenas com uma pequena porcentagem de planetas cujos planos orbitais estejam perfeitamente alinhados com nossa linha de visada, mas pode ser aplicado mesmo a estrelas muito distantes. Aproximadamente, 78% dos exoplanetas descobertos até então, foram detectados utilizando esse método.<ref>{{citar web|url=https://exoplanets.nasa.gov/newworldsatlas/|titulo=New Worlds Atlas - NASA.|data=|acessodata=17 de maio de 2018|publicado=|ultimo=|primeiro=}}</ref> |
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Inicialmente, os exoplanetas mais conhecidos eram planetas massivos que orbitavam muito perto de suas estrelas hospedeiras. Os astrônomos ficaram surpresos com esses "[[Júpiteres quentes]]", porque as teorias de [[Hipótese nebular#Formação de planetas|formação planetária]] indicavam que [[planetas gigantes]] só deveriam se formar a grandes distâncias das estrelas. Mas, eventualmente, mais planetas de outros tipos foram encontrados, e agora está claro que os Júpiteres quentes constituem a minoria dos exoplanetas.<ref name="Wenz">{{citar periódico|último1=Wenz |primeiro1=John |título=Lessons from scorching hot weirdo-planets |periódico=Knowable Magazine |publicado= Annual Reviews |data=10-10-2019 |doi=10.1146/knowable-101019-2|doi-access=free |url=https://knowablemagazine.org/article/physical-world/2019/hot-jupiter-formation-theories |acessodata=4-04-2022 |língua=en}}</ref> Em 1999, [[Upsilon Andromedae]] tornou-se a primeira estrela da sequência principal conhecida por ter vários planetas.<ref name="Lissauer_multiple99">{{citar periódico| doi = 10.1038/19409|ano= 1999|último1= Lissauer |primeiro1= J. J. |título= Three planets for Upsilon Andromedae|periódico= Nature| volume = 398|número= 6729|página= 659| bibcode = 1999Natur.398..659L| s2cid = 204992574| doi-access = free}}</ref> [[Kepler-16]] contém o primeiro planeta descoberto que orbita em torno de um sistema estelar binário de sequência principal.<ref name=Doyle>{{citar periódico| doi = 10.1126/science.1210923| pmid = 21921192|título= Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet|periódico= Science| volume = 333|número= 6049| |página = 1602–6|ano= 2011|último1= Doyle |primeiro1= L. R.|último2= Carter |primeiro2= J. A.|último3= Fabrycky |primeiro3= D. C.|último4= Slawson |primeiro4= R. W.|último5= Howell |primeiro5= S. B.|último6= Winn |primeiro6= J. N.|último7= Orosz |primeiro7= J. A.|último8= Prša |primeiro8= A.|último9= Welsh |primeiro9= W. F.|último10= Quinn |primeiro10= S. N.|último11= Latham |primeiro11= D.|último12= Torres |primeiro12= G.|último13= Buchhave |primeiro13= L. A.|último14= Marcy |primeiro14= G. W.|último15= Fortney |primeiro15= J. J.|último16= Shporer |primeiro16= A.|último17= Ford |primeiro17= E. B.|último18= Lissauer |primeiro18= J. J.|último19= Ragozzine |primeiro19= D.|último20= Rucker |primeiro20= M.|último21= Batalha |primeiro21= N.|último22= Jenkins |primeiro22= J. M.|último23= Borucki |primeiro23= W. J.|último24= Koch |primeiro24= D.|último25= Middour |primeiro25= C. K.|último26= Hall |primeiro26= J. R.|último27= McCauliff |primeiro27= S.|último28= Fanelli |primeiro28= M. N.|último29= Quintana |primeiro29= E. V.|último30= Holman |primeiro30= M. J.|numero-autores= etal| bibcode = 2011Sci...333.1602D|arxiv = 1109.3432 | s2cid = 206536332}}</ref> |
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=== Disco circunstelar === |
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{{AP|Disco circunstelar}} |
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Discos de poeira estelar circundam muitas estrelas, e estas podem ser detectadas, pois absorvem a luz visível da estrela e reemitem como radiação infravermelha. Condensações em determinados pontos do disco sugerem a presença de planetas.<ref name="Amarante"/> |
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Em 26 de fevereiro de 2014, a [[NASA]] anunciou a descoberta de 715 exoplanetas recém-verificados em torno de 305 estrelas pelo [[Telescópio Espacial Kepler]]. Esses exoplanetas foram verificados usando uma técnica estatística chamada "verificação por multiplicidade".<ref name="kepler1700">{{citar web |último1=Johnson |primeiro1=Michele |último2=Harrington |primeiro2=J.D. |título=NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds |url=http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasas-kepler-mission-announces-a-planet-bonanza/ |data=26-02-2014 |obra=[[NASA]] |acessodata=26-02-2014 }}</ref><ref name="space.com">{{citar web|último=Wall|primeiro=Mike|título=Population of Known Alien Planets Nearly Doubles as NASA Discovers 715 New Worlds|url=http://www.space.com/24824-alien-planets-population-doubles-nasa-kepler.html|data=26-02-2014|acessodata=27-02-2014|publicado=space.com}}</ref><ref name="bbcnews">{{citar jornal|título=Kepler telescope bags huge haul of planets|url=https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-26362433|acessodata=27-02-2014|data=26-02-2014|autor=Jonathan Amos |obra=BBC News}}</ref> Antes desses resultados, a maioria dos planetas confirmados eram gigantes gasosos comparáveis em tamanho a Júpiter ou maiores porque são mais facilmente detectados, mas os planetas ''Kepler'' estão principalmente entre o tamanho de [[Netuno (planeta)|Netuno]] e o tamanho da [[Terra]].<ref name="kepler1700" /> |
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== Novas descobertas da Sonda Kepler == |
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Recentemente a sonda espacial Kepler localizou, pelo método de trânsito, mais de 1 230 candidatos a exoplanetas. Destes, mais de 80 são iguais à Terra, sendo 5 deles situados na [[zona habitável]], ou seja, a região ao redor de uma estrela onde é possível a existência de água em estado líquido.<ref name="Amarante"/> Planetas orbitando estrelas são mais comuns do que se imaginava. No início de [[2011]], um estudo baseado em informações da Kepler concluiu que a [[Via Láctea]] pode ter cerca de {{Fmtn|2000}} milhões de planetas com tamanho semelhante ao da Terra, havendo ainda, possivelmente, cerca de {{Fmtn|50000}} milhões de galáxias no universo observável.<ref>[http://www.sidneyrezende.com/noticia/125641+via+lactea+pode+ter+ate+2+bilhoes+de+planetas+terras+diz+pesquisa] Via Láctea pode ter até 2 bilhões de 'planetas Terras', diz pesquisa</ref> |
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Em 23 de julho de 2015, a NASA anunciou [[Kepler-452b]], um planeta quase do tamanho da Terra orbitando a [[zona habitável]] de uma estrela doe classe G2.<ref name="NASA-20150723">{{citar web |último1=Johnson |primeiro1=Michelle |último2=Chou |primeiro2=Felicia |título=NASA's Kepler Mission Discovers Bigger, Older Cousin to Earth |url=http://www.nasa.gov/press-release/nasa-kepler-mission-discovers-bigger-older-cousin-to-earth |data=23-07-2015 |obra=[[NASA]]}}</ref> |
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==Similares à Terra== |
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[[Astronomia|Astrônomos]] identificaram os dois menores exoplanetas mais similares à [[Terra]] localizados fora do [[Sistema Solar]].<ref>{{citar web | url=http://www.guardian.co.uk/science/2011/dec/20/planets-earth-like-exoplanet-solar-system | titulo=The Guardian}}</ref> Esses orbitam em torno da estrela [[Kepler-20]] situada cerca de mil [[ano-luz|anos-luz]] de nosso planeta na [[constelação]] da [[Lyra]]. |
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Tais planetas, Kepler-20 e Kepler-20 f, têm, respetivamente diâmetros 1,03 e 0,87 vezes o da terra. Até então o menor exoplaneta localizado fora do sistema solar era [[Kepler-10b]], com diâmetro 1,42 vezes o da terra. Cientistas avaliam que planetas próximos à Terra em tamanho, de três quartos a uma vez e meia o tamanho da Terra, com períodos orbitais que se estendem de 237 a 500 dias, ocorrem em torno de uma em cada quatro estrelas e que futuras missões para o descoberta de planetas, eles calcularam uma taxa genuína que vai de cerca de um planeta para cada 33 estrelas, até um planeta para cada duas estrelas.<ref>{{Citar web|titulo=How many Earth-like planets are around sun-like stars?|url=https://www.techexplorist.com/how-many-earth-like-planets-are-around-sun-like-stars/25680/|obra=Tech Explorist|data=2019-08-14|acessodata=2019-08-20|lingua=en-US}}</ref> |
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Em 6 de setembro de 2018, a NASA descobriu um exoplaneta a cerca de 145 [[anos-luz]] da Terra na [[constelação]] de [[Virgo]].<ref name=Oddball/> Este exoplaneta, Wolf 503b, tem o dobro do tamanho da Terra e foi descoberto orbitando um tipo de estrela conhecido como "[[anã laranja]]". Wolf 503b completa uma órbita em apenas seis dias porque está muito próximo da estrela. Wolf 503b é o único exoplaneta tão grande que pode ser encontrado perto da chamada [[lacuna de Fulton]]. A lacuna de Fulton, notada pela primeira vez em 2017, é a observação de que é incomum encontrar planetas dentro de uma certa faixa de massa.<ref name=Oddball>{{citar jornal|url=https://exoplanets.nasa.gov/news/1521/discovery-alert-oddball-planet-could-surrender-its-secrets/|título=Discovery alert! Oddball planet could surrender its secrets|último=NASA|obra=Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System|acessodata=28-11-2018}}</ref> Sob os estudos da lacuna de Fulton, isso abre um novo campo para os astrônomos, que ainda estão estudando se os planetas encontrados na lacuna de Fulton são gasosos ou rochosos.<ref name=Oddball/> |
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O Dr. François Fressin, do [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] de [[Cambridge (Massachusetts)]] que lidera a equipe de pesquisadores que localizou os planetas, declarou: |
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Em janeiro de 2020, os cientistas anunciaram a descoberta do [[TOI-700 d]], o primeiro planeta do tamanho da Terra na zona habitável detectado pelo [[Transiting Exoplanet Survey Satellite|TESS]].<ref>{{citar web |url=https://www.midilibre.fr/2020/01/07/toi-700d-une-planete-de-la-taille-de-la-terre-decouverte-dans-une-zone-habitable,8645004.php|título=[VIDEO] TOI 700d : une planète de la taille de la Terre découverte dans une "zone habitable" |website=midilibre.fr|língua=fr|acessodata=2020-04-17}}</ref> |
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"O primeiro desses planetas tem um diâmetro somente 3% maior que o da Terra, o que o faz o objeto mais similar à Terra em todo o [[Universo]]. O segundo tem seu diâmetro 13% menor que o da Terra, cerca de {{Fmtn|7000}} [[milha]]s (~ 11 300 km), sendo também menor que [[Vênus (planeta)|Vênus]], sendo de fato o menor corpo planetário já localizado em órbita de qualquer outra estrela similar ao [[Sol]]." |
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=== Descobertas de candidatos === |
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Os maiores descobridores de exoplanetas, os [[astrofísica|astrofísicos]] William Borucki, Stéphane Udry e Geoffrey Marcy, localizaram mais da metade dos 767 desses corpos celestes já localizados. Essas buscas se iniciaram na década de 1970, cresceu na seguinte e deslanchou definitivamente em 1995, quando o astrofísico [[Suíça|suíço]] Michel Mayor encontrou o primeiro desses distantes corpos celestes, [[51 Pegasi b]], a 50 anos-luz da Terra, constelação de [[Pegasus]]. |
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Em janeiro de 2020, as missões [[Telescópio Espacial Kepler|Kepler]] e [[Transiting Exoplanet Survey Satellite|TESS]] da [[NASA]] identificaram 4.374 candidatos planetários ainda a serem confirmados,<ref>{{citar web |url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/counts_detail.html|título=Exoplanet and Candidate Statistics|publicado=NASA Exoplanet Archive, California Institute of Technology|acessodata=2020-01-17}}</ref> vários deles sendo quase do tamanho da [[Terra]] e localizados na [[zona habitável]], alguns em torno de [[Análogo solar|estrelas semelhantes ao Sol]].<ref name=keplersite>{{citar web |título=Kepler |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/main/index.html |arquivourl=https://web.archive.org/web/20131105082102/http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/main/index.html |arquivodata=5-11-2013 |publicado=NASA |website=nasa.gov |autor=Jerry Colen |acessodata=4-11-2013 |data=4-11-2013}}</ref><ref name="usher">{{citar web |último1=Harrington |primeiro1=J. D. |último2=Johnson |primeiro2=M. |data=4-11-2013 |título=NASA Kepler Results Usher in a New Era of Astronomy |url=http://www.nasa.gov/press/2013/november/nasa-kepler-results-usher-in-a-new-era-of-astronomy/}}</ref><ref name="NASA-ExoplanetArch">{{citar web|título=NASA's Exoplanet Archive KOI table|url=http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=cumulative|publicado=NASA|acessodata=28-02-2014|arquivourl=https://archive.today/20140226203336/http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=cumulative|arquivodata=26-02-2014|urlmorta= sim}}</ref> |
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{{multiple image |
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| header = Populações de exoplanetas – junho de 2017<!-- |
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--><ref name="SP-20170619">{{citar web |último=Lewin |primeiro=Sarah |título=NASA's Kepler Space Telescope Finds Hundreds of New Exoplanets, Boosts Total to 4,034 |url=https://www.space.com/37242-nasa-kepler-alien-planets-habitable-worlds-catalog.html |data=19-06-2017 |obra=[[NASA]] |acessodata=19-06-2017}}</ref><!-- |
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--><ref name="NYT-20170619">{{citar jornal|último=Overbye |primeiro=Dennis |autorlink=Dennis Overbye |título=Earth-Size Planets Among Final Tally of NASA's Kepler Telescope |url=https://www.nytimes.com/2017/06/19/science/kepler-planets-earth-like-census.html |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2017/06/19/science/kepler-planets-earth-like-census.html |arquivodata=2022-01-01 |url-access=limited |data=19-06-2017 |obra=[[The New York Times]]}}</ref> |
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| caption1 = Populações de exoplanetas |
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| alt2 = |
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| caption2 = Pequenos planetas vêm em dois tamanhos |
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| image3 = KeplerHabitableZonePlanets-20170616.png |
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| alt3 = |
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| caption3 = Planetas da zona habitável Kepler |
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}} |
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Em setembro de 2020, os astrônomos relataram evidências, pela primeira vez, de um [[planeta extragaláctico]], [[M51-ULS-1b]], detectado ao eclipsar uma [[Fonte de raios X|fonte brilhante de raios-X]], na [[Galáxia do Redemoinho]] (M51a).<ref name="NS-20200923">{{citar jornal|último=Crane |primeiro=Leah |título=Astronomers may have found the first planet in another galaxy |url=https://www.newscientist.com/article/2255431-astronomers-may-have-found-the-first-planet-in-another-galaxy/ |data=23-09-2020 |obra=[[New Scientist]] |acessodata=25-09-2020 }}</ref><ref name="ARX-20200918">{{citar arXiv|autor=Di Stafano, R. |numero-autores=et al. |título=M51-ULS-1b: The First Candidate for a Planet in an External Galaxy |data=18-09-2020 |class=astro-ph.HE |eprint=2009.08987 }}</ref> |
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Dos 767 exoplanetas localizados até [[2012]], somente quatro têm possibilidade de serem habitados, pois orbitam a tais distâncias das estrelas que permitiriam a presença de água líquida na sua superfície. Três deles foram descobertos pelo astrofísico suíço Stéphane Udry, diretor do Observatório da [[Universidade de Genebra]]:<ref>Revista “Veja” 2272 – 6 de junho 2012.</ref> |
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Também em setembro de 2020, astrônomos usando técnicas de [[microlente]] relataram a [[Microlensing Observations in Astrophysics|detecção]], pela primeira vez, de um [[planeta órfão]] de [[Planeta telúrico|massa terrestre]] não ligado a qualquer [[estrela]] e flutuando livremente na [[Via Láctea]].<ref name="UT-20201001">{{citar jornal|último=Gough |primeiro=Evan |título=A Rogue Earth-Mass Planet Has Been Discovered Freely Floating in the Milky Way Without a Star |url=https://www.universetoday.com/148097/a-rogue-earth-mass-planet-has-been-discovered-freely-floating-in-the-milky-way-without-a-star/ |data=1-10-2020 |obra=[[Universe Today]] |acessodata=2-10-2020 }}</ref><ref name="AR-20200929">{{citar periódico|autor=Mroz, Przemek|numero-autores=et al.|título=A terrestrial-mass rogue planet candidate detected in the shortest-timescale microlensing event |periódico=The Astrophysical Journal|data=29-09-2020 |volume=903|número=1||página=L11|doi=10.3847/2041-8213/abbfad|arxiv=2009.12377 |bibcode=2020ApJ...903L..11M|s2cid=221971000}}</ref> |
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*[[Gliese 667 Cc]] – em [[Scorpius]] a 22 anos-luz da Terra, 85% de similaridade; |
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*[[Kepler-22b]] – em [[Cygnus]] a 600 anos-luz da Terra, similaridade 81%; |
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*[[HD 85512 b]] – em [[Vela (constelação)|Vela]] a 36 anos-luz da Terra, similaridade 77%; |
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*[[Gliese 581 d]] em [[Libra (constelação)|Libra]] a 20 anos-luz da Terra, similaridade 71%. |
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== Métodos de detecção == |
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Até [[2015]], cerca de 12 planetas que tinham semelhanças à Terra haviam sido descobertos anteriormente nas zonas habitáveis, mas, "Kepler 452b" é diferente porque ele é o mais semelhante sistema Terra-Sol encontrado. Um comunicado da [[NASA]] disse: "''Um planeta na temperatura certa dentro da zona habitável, e apenas cerca de uma e meia vezes o diâmetro da [[Terra]], circulando uma estrela muito parecida com o nosso Sol.''" Junto com "Kepler 452b", a missão também encontrou outros 11 pequenos planetas na zona habitável.<ref>{{citar web | url=http://time.com/3969886/nasa-discovers-earth-planet/ | título=NASA Discovers New Earth-Like Planet|autor=Tessa Berenson|data=23 de julho de 2015| obra=[[Time (revista)|revista Time]]}}</ref> Próxima B, esse exoplaneta fica em Proxima Centauri que é a estrela mais próxima da terra, e ele também é potencialmente habitável.<ref>{{Citar web |ultimo=Presse |primeiro=Da France |url=http://g1.globo.com/ciencia-e-saude/noticia/2016/10/proxima-b-planeta-parecido-com-terra-pode-ter-oceano-diz-estudo.html |titulo=Proxima b, planeta parecido com a Terra, pode ter oceano, diz estudo |data=2016-10-06 |acessodata=2021-01-02 |website=Ciência e Saúde |lingua=pt-br}}</ref> |
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{{artigo principal|Métodos de detecção de exoplanetas}} |
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=== Imagem direta === |
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[[Imagem:Beta Pictoris.jpg|thumb|Planeta [[Beta Pictoris b]] fotografado diretamente]] |
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Os [[planeta]]s são extremamente fracos em comparação com suas [[estrela]]s hospedeiras. Por exemplo, uma estrela [[Análogo solar|parecida com o Sol]] é cerca de um bilhão de vezes mais brilhante do que a luz refletida de qualquer exoplaneta que a orbita. É difícil detectar uma fonte de luz tão fraca e, além disso, a estrela hospedeira causa um brilho que tende a eliminá-la. É necessário bloquear a luz da estrela hospedeira para reduzir o brilho deixando a luz do planeta detectável; fazer isso é um grande desafio técnico que requer extrema [[estabilidade optotérmica]].<ref name="Perryman_book11">{{citar livro|último= Perryman|primeiro= Michael|título= The Exoplanet Handbook|url = https://archive.org/details/exoplanethandboo00perr|url-access = limited|publicado= Cambridge University Press|data= 2011|página= [https://archive.org/details/exoplanethandboo00perr/page/n162 149]|isbn = 978-0-521-76559-6}}</ref> Todos os exoplanetas que foram fotografados diretamente são grandes (mais massivos que [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]) e amplamente separados de sua estrela hospedeira. |
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Instrumentos de imagem direta especialmente projetados, como o [[Gemini Planet Imager]], [[VLT-SPHERE]] e o [[Telescópio Subaru#Instrumentos|SCExAO]], farão imagens de dezenas de [[gigantes gasosos]], mas a grande maioria dos exoplanetas conhecidos só foi detectada por métodos indiretos. A seguir estão os métodos indiretos que provaram ser úteis: |
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===Gravidade=== |
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Estudo estatístico revelou que a massa de exoplanetas entre 1 e 100 vezes a massa da Terra possui uma gravidade superficial semelhante à gravidade terrestre. Os resultados são confirmados em nosso próprio sistema planetário: embora [[Urano (planeta)|Urano]], [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] e [[Saturno (planeta)|Saturno]] sejam, respectivamente, 14, 17 e 95 vezes mais maciços do que a Terra, suas gravidades superficiais variam entre 0,9g e 1,1g.<ref>{{citar web | url=https://www.sciencedaily.com/releases/2017/06/170601095521.htm | título="Gravity on exoplanets"|obra= Universidad Politécnica de Madrid| publicado=Science Daily|ano=2017}}</ref> |
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=== Métodos indiretos === |
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[[Imagem:Dopspec-inline.gif|thumb|Quando a estrela está atrás de um planeta, seu brilho parece diminuir]] |
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* [[Método de trânsito]] |
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:Se um planeta cruza (ou [[Trânsito astronômico|transita]]) na frente do disco de sua [[estrela]] hospedeira, o brilho observado da estrela diminui um pouco. A quantidade pela qual a estrela escurece depende de seu tamanho e do tamanho do [[planeta]], entre outros fatores. Como o método de trânsito requer que a [[órbita]] do planeta cruze uma linha de visão entre a estrela hospedeira e a [[Terra]], a probabilidade de um [[exoplaneta]] em uma órbita orientada aleatoriamente ser observado transitando pela estrela é um pouco pequena. O [[Telescópio Espacial Kepler]] usou esse método. |
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[[Imagem:Confirmed exoplanets by methods EPE.svg|thumb|300px|Número de descobertas de [[exoplaneta]]s por ano, com cores indicando o método de detecção: |
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{{div col}} |
{{div col}} |
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{{legenda|#1f77b4|[[#Imagem direta|Imagem direta]]}} |
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* [[Telescópio Espacial CoRoT]] |
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{{legenda|#ff7f0e|[[Microlente gravitacional|Microlente]]}} |
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* [[Systemic]] |
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{{legenda|#2ca02c|[[#Fotometria de trânsito|Trânsito]]}} |
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* [[Exoplanetologia]] |
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{{legenda|#d62728|[[Espectroscopia Doppler|Velocidade radial]]}} |
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* [[Lista de estrelas com exoplaneta]] |
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{{legenda|#9467bd|[[Variação de tempo de trânsito|Tempo]]}} |
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* [[Procura de Exoplanetas na Janela de Sagitário]] |
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{{div col end}}]] |
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* [[Planeta E]] |
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* [[Planeta extragaláctico]] |
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* [[Exolua]] |
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* [[Exocometa]] |
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* [[Kepler (sonda espacial)]]{{div col end}} |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Velocidade radial|Velocidade radial ou método Doppler]] |
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{{Referências|col=2}} |
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:À medida que um planeta orbita uma estrela, a estrela também se move em sua própria pequena órbita ao redor do [[centro de massa]] do sistema. Variações na [[Métodos de detecção de exoplanetas#Velocidade radial|velocidade radial]] da estrela, ou seja, a velocidade com que ela se aproxima ou se afasta da Terra, podem ser detectadas a partir de deslocamentos nas [[Raia espectral|linhas espectrais]] da estrela devido ao [[efeito Doppler]]. Variações de velocidade radial extremamente pequenas podem ser observadas, de 1 m/s ou até um pouco menos.<ref name="Pepe_HarpsEarthlike11">{{citar periódico| doi = 10.1051/0004-6361/201117055|título= The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone|periódico= Astronomy & Astrophysics| volume = 534| |página = A58|ano= 2011|último1= Pepe |primeiro1= F.|último2= Lovis |primeiro2= C.|último3= Ségransan |primeiro3= D.|último4= Benz |primeiro4= W.|último5= Bouchy |primeiro5= F.|último6= Dumusque |primeiro6= X.|último7= Mayor |primeiro7= M.|último8= Queloz |primeiro8= D.|último9= Santos |primeiro9= N. C.|último10= Udry |primeiro10= S.| bibcode = 2011A&A...534A..58P|arxiv = 1108.3447 | s2cid = 15088852}}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Tempo de trânsito|Variação de tempo de trânsito]] (TTV) |
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:Quando vários planetas estão presentes, cada um perturba ligeiramente as órbitas dos outros. Pequenas variações nos tempos de trânsito de um planeta podem, assim, indicar a presença de outro planeta, que pode ou não transitar. Por exemplo, variações nos trânsitos do planeta [[Kepler-19b]] sugerem a existência de um segundo planeta no sistema, o [[Kepler-19c]] não transitório.<ref name=ttv1>[http://www.scientificcomputing.com/news-DS-Planet-Hunting-Finding-Earth-like-Planets-071910.aspx Planet Hunting: Finding Earth-like Planets] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100728093120/http://www.scientificcomputing.com/news-DS-Planet-Hunting-Finding-Earth-like-Planets-071910.aspx |data=2010-07-28 }}. Scientific Computing. 19 July 2010</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/0004-637X/743/2/200|arxiv=1109.1561|bibcode=2011ApJ...743..200B|título= The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R<sub>⊕</sub> Planet and a Second Planet Detected Via Transit Timing Variations|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 743|número= 2|página= 200|ano= 2011|último1= Ballard |primeiro1= S. |último2= Fabrycky |primeiro2= D. |último3= Fressin |primeiro3= F. |último4= Charbonneau |primeiro4= D. |último5= Desert |primeiro5= J. M. |último6= Torres |primeiro6= G. |último7= Marcy |primeiro7= G. |último8= Burke |primeiro8= C. J. |último9= Isaacson |primeiro9= H. |último10= Henze |primeiro10= C. |último11= Steffen |primeiro11= J. H. |último12= Ciardi |primeiro12= D. R. |último13= Howell |primeiro13= S. B. |último14= Cochran |primeiro14= W. D. |último15= Endl |primeiro15= M. |último16= Bryson |primeiro16= S. T. |último17= Rowe |primeiro17= J. F. |último18= Holman |primeiro18= M. J. |último19= Lissauer |primeiro19= J. J. |último20= Jenkins |primeiro20= J. M. |último21= Still |primeiro21= M. |último22= Ford |primeiro22= E. B. |último23= Christiansen |primeiro23= J. L. |último24= Middour |primeiro24= C. K. |último25= Haas |primeiro25= M. R. |último26= Li |primeiro26= J. |último27= Hall |primeiro27= J. R. |último28= McCauliff |primeiro28= S. |último29= Batalha |primeiro29= N. M. |último30= Koch |primeiro30= D. G. |s2cid=42698813|numero-autores= etal}}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Variação da duração do trânsito|Variação da duração do trânsito]] (TDV) |
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[[Imagem:201008-2a PlanetOrbits 16x9- Transit timing of 1-planet vs 2-planet systems.ogv|thumb|300px|Animação mostrando a diferença entre o tempo de trânsito do planeta de sistemas de um planeta e dois planetas]] |
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:Quando um planeta orbita várias estrelas ou se o planeta tiver luas, seu tempo de trânsito pode variar significativamente por trânsito. Embora nenhum novo planeta ou lua tenha sido descoberto com este método, ele é usado para confirmar com sucesso muitos [[planetas circumbinários]] em trânsito.<ref>{{citar periódico|último1=Pál |primeiro1=A. |último2=Kocsis |primeiro2=B. |título=Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity |data=2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=389 |número=1 ||página=191–198 |arxiv=0806.0629|bibcode = 2008MNRAS.389..191P |s2cid=15282437 }}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Microlente gravitacional|Microlente gravitacional]] |
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:A microlente ocorre quando o campo gravitacional de uma estrela age como uma lente, ampliando a luz de uma estrela distante de fundo. Os planetas que orbitam a estrela de lente podem causar anomalias detectáveis na ampliação à medida que varia ao longo do tempo. Ao contrário da maioria dos outros métodos que têm viés de detecção para planetas com órbitas pequenas (ou para imagens resolvidas, grandes), o método de microlente é mais sensível para detectar planetas em torno de 1 a 10 [[Unidade astronômica|UA]] de distância de estrelas [[Análogo solar|semelhantes ao Sol]]. |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Astrometria|Astrometria]] |
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:A [[astrometria]] consiste em medir com precisão a posição de uma estrela no céu e observar as mudanças nessa posição ao longo do tempo. O movimento de uma estrela devido à influência gravitacional de um planeta pode ser observável. Como o movimento é tão pequeno, no entanto, esse método ainda não foi muito produtivo. Ele produziu apenas algumas detecções contestadas, embora tenha sido usado com sucesso para investigar as propriedades dos planetas encontrados de outras maneiras. |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Tempo de pulsar|Tempo de pulsar]] |
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:Um [[pulsar]] (o pequeno e ultradenso remanescente de uma estrela que explodiu como uma [[supernova]]) emite [[ondas de rádio]] com extrema regularidade enquanto gira. Se os planetas orbitarem o pulsar, eles causarão pequenas anomalias no tempo de seus pulsos de rádio observados. [[Lich (estrela)#Planetas|A primeira descoberta confirmada de um exoplaneta]] foi feita usando este método. Mas a partir de 2011, não foi muito produtivo; cinco planetas foram detectados desta forma, em torno de três pulsares diferentes. |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Tempo de estrela variável|Tempo de estrela variável (frequência de pulsação)]] |
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:Como os pulsares, existem alguns outros tipos de estrelas que exibem atividade periódica. Desvios da periodicidade às vezes podem ser causados por um planeta que a orbita. A partir de 2013, alguns planetas foram descobertos com este método.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1038/nature06143|pmid=17851517|bibcode = 2007Natur.449..189S |url=http://www.physics.udel.edu/gp/darc/wet/pubs/silvotti.pdf|título= A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V 391 Pegasi|periódico= Nature| volume = 449|número= 7159| |página = 189–91|ano= 2007|último1= Silvotti |primeiro1= R.|último2= Schuh |primeiro2= S.|último3= Janulis |primeiro3= R.|último4= Solheim |primeiro4= J. -E. |último5= Bernabei |primeiro5= S.|último6= Østensen |primeiro6= R.|último7= Oswalt |primeiro7= T. D.|último8= Bruni |primeiro8= I.|último9= Gualandi |primeiro9= R.|último10= Bonanno |primeiro10= A.|último11= Vauclair |primeiro11= G.|último12= Reed |primeiro12= M.|último13= Chen |primeiro13= C. -W. |último14= Leibowitz |primeiro14= E.|último15= Paparo |primeiro15= M.|último16= Baran |primeiro16= A.|último17= Charpinet |primeiro17= S.|último18= Dolez |primeiro18= N.|último19= Kawaler |primeiro19= S.|último20= Kurtz |primeiro20= D.|último21= Moskalik |primeiro21= P.|último22= Riddle |primeiro22= R.|último23= Zola |primeiro23= S.|s2cid=4342338}}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Modulações de reflexão e emissão|Modulações de reflexão/emissão]] |
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:Quando um planeta orbita muito perto da estrela, ele capta uma quantidade considerável de luz estelar. À medida que o planeta orbita em torno da estrela, a quantidade de luz muda devido a planetas com fases do ponto de vista da Terra ou planeta brilhando mais de um lado do que do outro devido às diferenças de temperatura.<ref>{{citar periódico|último=Jenkins|primeiro=J.M.|autor2=Laurance R. Doyle|data=20-09-2003|título=Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers|periódico=Astrophysical Journal|volume=1|número=595||página=429–445|doi=10.1086/377165|bibcode=2003ApJ...595..429J|arxiv = astro-ph/0305473 |s2cid=17773111}}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Radiação relativística|Radiação relativística]] |
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:A [[radiação relativística]] mede o fluxo observado da estrela devido ao seu movimento. O brilho da estrela muda à medida que o planeta se aproxima ou se afasta de sua estrela hospedeira.<ref>{{citar periódico|arxiv=astro-ph/0303212|bibcode=2003ApJ...588L.117L|doi=10.1086/375551|título=Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions|data=2003|último1=Loeb |primeiro1=A.|último2=Gaudi |primeiro2=B. S.|periódico=The Astrophysical Journal Letters|volume=588 |número=2 ||página=L117|s2cid=10066891}}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Variações elipsoidais|Variações elipsoidais]] |
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:Planetas massivos próximos de suas estrelas hospedeiras podem deformar ligeiramente a forma da estrela. Isso faz com que o brilho da estrela se desvie ligeiramente, dependendo de como ela é girada em relação à Terra.<ref>Atkinson, Nancy (13 May 2013) [http://www.universetoday.com/102112/using-the-theory-of-relativity-and-beer-to-find-exoplanets/ Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets]. ''Universe Today''.</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Polarimetria|Polarimetria]] |
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:Com o método de [[polarimetria]], uma luz polarizada refletida do planeta é separada da luz não polarizada emitida pela estrela. Nenhum novo planeta foi descoberto com este método, embora alguns planetas já descobertos tenham sido detectados com este método.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1017/S1743921306009252|título= Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry|periódico= Proceedings of the International Astronomical Union| volume = 1|página= 165|ano= 2006|último1= Schmid |primeiro1= H. M.|último2= Beuzit |primeiro2= J. -L. |último3= Feldt |primeiro3= M.|último4= Gisler |primeiro4= D.|último5= Gratton |primeiro5= R.|último6= Henning |primeiro6= T. |último7= Joos |primeiro7= F.|último8= Kasper |primeiro8= M.|último9= Lenzen |primeiro9= R.|último10= Mouillet |primeiro10= D.|último11= Moutou |primeiro11= C.|último12= Quirrenbach |primeiro12= A.|último13= Stam |primeiro13= D. M.|último14= Thalmann |primeiro14= C.|último15= Tinbergen |primeiro15= J.|último16= Verinaud |primeiro16= C.|último17= Waters |primeiro17= R.|último18= Wolstencroft |primeiro18= R.| bibcode = 2006dies.conf..165S| doi-access = free}}</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1086/527320|título= First Detection of Polarized Scattered Light from an Exoplanetary Atmosphere|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 673|número= 1| |página = L83|ano= 2008|último1= Berdyugina |primeiro1= S. V.|último2= Berdyugin |primeiro2= A. V.|último3= Fluri |primeiro3= D. M.|último4= Piirola |primeiro4= V. | bibcode=2008ApJ...673L..83B|arxiv = 0712.0193 | s2cid = 14366978}}</ref> |
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* [[Métodos de detecção de exoplanetas#Discos circunstelares|Discos circunstelares]] |
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:Discos de [[poeira espacial]] cercam muitas estrelas, que se acredita serem originárias de colisões entre [[asteroide]]s e [[cometa]]s. A poeira pode ser detectada porque absorve a luz das estrelas e a reemite como [[radiação infravermelha]]. Características nos discos podem sugerir a presença de planetas, embora isso não seja considerado um método de detecção definitivo. |
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== Formação e evolução == |
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{{VT|Acreção (astrofísica)|Hipótese nebular|Migração planetária}} |
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Os [[planeta]]s podem se formar dentro de algumas dezenas (ou mais) de milhões de anos de sua formação estelar.<ref>{{citar livro|arxiv=0906.5011|bibcode = 2009AIPC.1158....3M |doi = 10.1063/1.3215910 |capítulo= Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks |título= AIP Conference Proceedings |volume = 1158 |página= 3 |ano= 2009 |último1= Mamajek |primeiro1= Eric E. |último2= Usuda |primeiro2= Tomonori |último3= Tamura |primeiro3= Motohide |último4= Ishii |primeiro4= Miki |periódico= Exoplanets and Disks: Their Formation and Diversity |s2cid = 16660243 }} Exoplanets and Disks: Their Formation and Diversity: Proceedings of the International Conference</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1086/380390|arxiv=astro-ph/0310191|título= On the Formation Timescale and Core Masses of Gas Giant Planets|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 598|número=1| |página = L55–L58|ano= 2003|último1= Rice |primeiro1= W. K. M.|último2= Armitage |primeiro2= P. J. |bibcode=2003ApJ...598L..55R|s2cid=14250767}}</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1038/nature00995|título= A short timescale for terrestrial planet formation from Hf–W chronometry of meteorites|periódico= Nature| volume = 418|número= 6901| |página = 949–952|ano= 2002|último1= Yin |primeiro1= Q. |último2= Jacobsen |primeiro2= S. B.|último3= Yamashita |primeiro3= K.|último4= Blichert-Toft |primeiro4= J.|último5= Télouk |primeiro5= P.|último6= Albarède |primeiro6= F.|bibcode = 2002Natur.418..949Y | pmid=12198540| s2cid = 4391342}}</ref><ref name=ddl2011>{{citar livro|último=D'Angelo|primeiro=G.|autor2=Durisen, R. H. |autor3=Lissauer, J. J.|capítulo=Giant Planet Formation |bibcode=2010exop.book..319D|título=Exoplanets |publicado=University of Arizona Press, Tucson, AZ| editor=S. Seager. ||página=319–346|data=2011|capítulourl=http://www.uapress.arizona.edu/Books/bid2263.htm|arxiv=1006.5486 }}</ref><ref name=dl2018>{{citar livro|último=D'Angelo|primeiro=G.|autor2=Lissauer, J. J.|capítulo=Formation of Giant Planets |bibcode=2018haex.bookE.140D|título=Handbook of Exoplanets |publicado=Springer International Publishing AG, part of Springer Nature| editor=Deeg H., Belmonte J. ||página= 2319–2343|data=2018|arxiv=1806.05649|doi=10.1007/978-3-319-55333-7_140|isbn=978-3-319-55332-0|s2cid=116913980}}</ref> Os planetas do [[Sistema Solar]] só podem ser observados em seu estado atual, mas observações de diferentes [[sistemas planetários]] de idades variadas nos permitem observar planetas em diferentes estágios de evolução. As observações disponíveis variam de [[discos protoplanetários]] jovens onde os planetas ainda estão se formando<ref>{{citar periódico|último1=Calvet|primeiro1=Nuria|último2=D'Alessio|primeiro2=Paola|último3=Hartmann|primeiro3=Lee|último4=Wilner|primeiro4=David|último5=Walsh|primeiro5=Andrew|último6=Sitko|primeiro6=Michael|título=Evidence for a developing gap in a 10 Myr old protoplanetary disk|periódico=The Astrophysical Journal|data=2001|volume=568|número=2||página=1008–1016|doi=10.1086/339061|bibcode=2002ApJ...568.1008C|arxiv=astro-ph/0201425|s2cid=8706944}}</ref> a sistemas planetários com mais de 10 bilhões de anos.<ref>{{citar periódico|último1=Fridlund |primeiro1=Malcolm|último2=Gaidos|primeiro2=Eric|último3=Barragán|primeiro3=Oscar|último4=Persson|primeiro4=Carina|último5=Gandolfi|primeiro5=Davide|último6=Cabrera|primeiro6=Juan|último7=Hirano|primeiro7=Teruyuki|último8=Kuzuhara|primeiro8=Masayuki|último9=Csizmadia|primeiro9=Sz|último10=Nowak|primeiro10=Grzegorz|último11=Endl|primeiro11=Michael|último12=Grziwa|primeiro12=Sascha|último13=Korth|primeiro13=Judith|último14=Pfaff|primeiro14=Jeremias|último15=Bitsch|primeiro15=Bertram|último16=Johansen|primeiro16=Anders|último17=Mustill|primeiro17=Alexander|último18=Davies|primeiro18=Melvyn|último19=Deeg|primeiro19=Hans|último20=Palle|primeiro20=Enric|último21=Cochran|primeiro21=William|último22=Eigmüller|primeiro22=Philipp|último23=Erikson|primeiro23=Anders|último24=Guenther|primeiro24=Eike|último25=Hatzes|primeiro25=Artie|último26=Kiilerich|primeiro26=Amanda|último27=Kudo|primeiro27=Tomoyuki|último28=MacQueen|primeiro28=Philipp|último29=Narita|primeiro29=Norio|último30=Nespral|primeiro30=David|último31=Pätzold|primeiro31=Martin|último32=Prieto-Arranz|primeiro32=Jorge|último33=Rauer|primeiro33=Heike|último34=van Eylen|primeiro34=Vincent|título=EPIC210894022b −A short period super-Earth transiting a metal poor, evolved old star|periódico=Astronomy & Astrophysics|volume=604||página=A16|data=28-04-2017 |arxiv=1704.08284|doi=10.1051/0004-6361/201730822|s2cid=39412906}}</ref> Quando os planetas se formam em um disco protoplanetário gasoso,<ref name=dangelo_bodenheimer_2016>{{citar periódico|último=D'Angelo|primeiro=G.|autor2= Bodenheimer, P. |título=In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets|periódico=The Astrophysical Journal|ano=2016|volume=828|número=1||página=id. 33 (32 pp.)|doi=10.3847/0004-637X/828/1/33|arxiv = 1606.08088 |bibcode = 2016ApJ...828...33D |s2cid=119203398}}</ref> eles acumulam envelopes de [[hidrogênio]]/[[hélio]].<ref name=dangelo_bodenheimer_2013>{{citar periódico|último=D'Angelo|primeiro=G.|autor2= Bodenheimer, P. |título=Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks|periódico=[[The Astrophysical Journal]]|ano=2013|volume=778|número=1||página=77 (29 pp.)|doi=10.1088/0004-637X/778/1/77|arxiv = 1310.2211 |bibcode = 2013ApJ...778...77D |s2cid=118522228}}</ref><ref name=dangelo2014>{{citar periódico|último=D'Angelo|primeiro=G.|autor2=Weidenschilling, S. J. |autor3=Lissauer, J. J. |autor4=Bodenheimer, P. |título=Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope|periódico=Icarus|data=2014|volume=241||página=298–312 |arxiv=1405.7305|doi=10.1016/j.icarus.2014.06.029|bibcode=2014Icar..241..298D|s2cid=118572605}}</ref> Esses envelopes esfriam e se contraem com o tempo e, dependendo da massa do planeta, parte ou todo o hidrogênio/hélio acaba sendo perdido no espaço.<ref name=dangelo_bodenheimer_2016 /> Isso significa que mesmo [[planetas terrestres]] podem começar com grandes raios se eles se formarem cedo o suficiente.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1093/mnras/stu085 |arxiv=1401.2765 |título=Origin and loss of nebula-captured hydrogen envelopes from 'sub'- to 'super-Earths' in the habitable zone of Sun-like stars |url=https://www.researchgate.net/publication/260647400 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=439 |número=4 ||página=3225–3238 |ano=2014 |último1=Lammer |primeiro1=H. |último2=Stokl |primeiro2=A. |último3=Erkaev |primeiro3=N. V. |último4=Dorfi |primeiro4=E. A. |último5=Odert |primeiro5=P. |último6=Gudel |primeiro6=M. |último7=Kulikov |primeiro7=Y. N. |último8=Kislyakova |primeiro8=K. G. |último9=Leitzinger |primeiro9=M. |bibcode=2014MNRAS.439.3225L|s2cid=118620603}}</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=1001.0917 |último1=Johnson |primeiro1=R. E. |título=Thermally-Diven Atmospheric Escape |periódico=The Astrophysical Journal |volume= 716 |número= 2 ||página=1573–1578 |ano=2010 |doi=10.1088/0004-637X/716/2/1573 |bibcode=2010ApJ...716.1573J |s2cid= 36285464}}</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=1006.0021|bibcode = 2010Icar..210..539Z |doi = 10.1016/j.icarus.2010.07.013 |volume=210 |número=2 |título=Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars |periódico=Icarus ||página=539–544 |ano=2010 |último1=Zendejas |primeiro1=J. |último2=Segura |primeiro2=A. |último3=Raga |primeiro3=A.C. |s2cid=119243879}}</ref> Um exemplo é [[Kepler-51b]], que tem apenas cerca de duas vezes a [[massa da Terra]], mas é quase do tamanho de [[Saturno (planeta)|Saturno]], que é cem vezes a massa da [[Terra]]. Kepler-51b é bastante jovem com algumas centenas de milhões de anos.<ref name="kepler-51">{{citar periódico|doi=10.1088/0004-637X/783/1/53|título= Very Low Density Planets Around Kepler-51 Revealed with Transit Timing Variations and an Anomaly Similar to a Planet-Planet Eclipse Event |periódico=The Astrophysical Journal |volume=783 |número=1 |página=53 |ano=2014 |último1=Masuda |primeiro1=K. |bibcode=2014ApJ...783...53M |arxiv=1401.2885 |s2cid=119106865}}</ref> |
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== Estrelas hospedeiras de planetas == |
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[[Imagem:Morgan-Keenan spectral classification.svg|right|thumb|A [[classificação espectral de Morgan-Keenan]]]] |
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[[Imagem:Artist’s impression of exoplanet orbiting two stars.jpg|thumb|Impressão artística de um exoplaneta orbitando duas estrelas<ref>{{citar web|título=Artist's impression of exoplanet orbiting two stars |url=http://www.spacetelescope.org/images/heic1619a/|website=www.spacetelescope.org|acessodata=24-09-2016}}</ref>]] |
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{{artigo principal|Estrela hospedeira de planeta}} |
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Há pelo menos um [[planeta]] em média por [[estrela]].<ref name="Nature-20120111" /> Cerca de 1 em cada 5 estrelas [[Análogo solar|semelhantes ao Sol]]<ref group=lower-alpha name=footnoteA /> tem um planeta do "[[Raio terrestre|tamanho da Terra]]"<ref group=lower-alpha name=footnoteB /> na [[zona habitável]].<ref name="earthsunhzprev">{{citar periódico|último1=Petigura |primeiro1=E. A.|último2=Howard |primeiro2=A. W.|último3=Marcy |primeiro3=G. W.|data=2013|título=Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars|periódico=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]| volume= 110|número= 48| |página=19273–19278|arxiv= 1311.6806| bibcode= 2013PNAS..11019273P| doi=10.1073/pnas.1319909110 | pmid=24191033 | pmc=3845182|doi-access=free}}</ref> |
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A maioria dos exoplanetas conhecidos orbitam estrelas aproximadamente semelhantes ao [[Sol]], ou seja, estrelas da [[sequência principal]] das [[Classificação estelar|categorias espectrais]] [[Estrela de classe F da sequência principal|F]], [[Anã amarela|G]] ou [[Anã laranja|K]]. Estrelas de massa mais baixa ([[anãs vermelhas]], da categoria espectral M) são menos propensas a ter planetas massivos o suficiente para serem detectados pelo [[método de velocidade radial]].<ref name="cumming08">{{citar periódico|ano=2008|título=The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets|periódico=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=120|número=867||página=531–554| arxiv=0803.3357|doi=10.1086/588487| bibcode=2008PASP..120..531C|author-link3=Geoffrey Marcy|author-link4=Steven S. Vogt|author-link6=Debra Fischer |último1=Cumming|primeiro1=Andrew|último2=Butler|primeiro2=R. Paul|último3=Marcy|primeiro3=Geoffrey W.|último4=Vogt|primeiro4=Steven S.|último5=Wright|primeiro5=Jason T.|último6=Fischer|primeiro6=Debra A.|s2cid=10979195}}</ref><ref name="bonfils05">{{citar periódico|doi=10.1051/0004-6361:200500193 |título=The HARPS search for southern extra-solar planets VI: A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581 |periódico=Astronomy and Astrophysics |volume=443 |número=3 ||página=L15–L18 |ano=2005 |último1=Bonfils |primeiro1=Xavier |último2=Forveille |primeiro2=Thierry |último3=Delfosse |primeiro3=Xavier |último4=Udry |primeiro4=Stéphane |último5=Mayor |primeiro5=Michel |último6=Perrier |primeiro6=Christian |último7=Bouchy |primeiro7=François |último8=Pepe |primeiro8=Francesco |último9=Queloz |primeiro9=Didier |último10=Bertaux |primeiro10=Jean-Loup |bibcode=2005A&A...443L..15B |arxiv=astro-ph/0509211 |s2cid=59569803 }}</ref> Apesar disso, várias dezenas de planetas em torno de anãs vermelhas foram descobertos pelo [[Telescópio Espacial Kepler]], que usa o [[método de trânsito]] para detectar planetas menores. |
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Usando dados do Kepler, foi encontrada uma correlação entre a [[metalicidade]] de uma estrela e a probabilidade de que a estrela hospede um [[planeta gigante]], semelhante ao tamanho de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Estrelas com maior metalicidade são mais propensas a ter planetas, especialmente planetas gigantes, do que estrelas com menor metalicidade.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/0004-6256/149/1/14|título= Revealing a Universal Planet–Metallicity Correlation for Planets of Different Solar-Type Stars|periódico= The Astronomical Journal| volume = 149|número= 1|página= 14|ano= 2014|último1= Wang |primeiro1= J. |último2= Fischer |primeiro2= D. A. | bibcode = 2015AJ....149...14W|arxiv = 1310.7830 | s2cid = 118415186}}</ref> |
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Alguns planetas orbitam um membro de um sistema estelar binário,<ref>{{citar web|título=Science work|url=https://www.univie.ac.at/adg/schwarz/multiple.html|acessodata=2022-01-17|website=www.univie.ac.at}}</ref> e vários [[planetas circumbinários]] foram descobertos que orbitam em torno de ambos os membros da [[estrela binária]]. Alguns planetas em [[Sistema estelar#Sistemas de estrelas triplas|sistemas estelares triplos]] são conhecidos<ref>{{citar web|título=STAR-DATA|url=https://www.univie.ac.at/adg/schwarz/multi.html|acessodata=2022-01-17|website=www.univie.ac.at}}</ref> e um no sistema quádruplo [[Kepler-64]]. |
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== Parâmetros orbitais e físicos == |
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{{artigo principal|Parâmetros orbitais e físicos de exoplaneta}} |
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== Características gerais == |
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[[Imagem:Color HD 189733b vs solar system.jpg|thumb|400px|Este [[diagrama cor-cor]] compara as cores dos [[planeta]]s do [[Sistema Solar]] com o exoplaneta [[HD 189733 b]]. A cor azul profunda do exoplaneta é produzida por gotículas de [[silicato]], que espalham luz azul em sua [[atmosfera]]]] |
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=== Cor e brilho === |
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{{VT|Classificação de gigante gasoso de Sudarsky}} |
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Em 2013, a cor de um exoplaneta foi determinada pela primeira vez. As medições de [[albedo]] de melhor ajuste de [[HD 189733 b]] sugerem que é azul escuro profundo.<ref>{{citar web|último=Garner |primeiro=Rob|data=2016-10-31|título=NASA Hubble Finds a True Blue Planet |url=http://www.nasa.gov/content/nasa-hubble-finds-a-true-blue-planet|acessodata=2022-01-17 |website=NASA}}</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/2041-8205/772/2/L16|arxiv=1307.3239|título= The Deep Blue Color of HD189733b: Albedo Measurements with Hubble Space Telescope/Space Telescope Imaging Spectrograph at Visible Wavelengths|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 772|número= 2| |página = L16|ano= 2013|último1= Evans |primeiro1= T. M. |último2= Pont |primeiro2= F. D. R. |último3= Sing |primeiro3= D. K. |último4= Aigrain |primeiro4= S.|author-link4=Suzanne Aigrain |último5= Barstow |primeiro5= J. K. |último6= Désert |primeiro6= J. M. |último7= Gibson |primeiro7= N. |último8= Heng |primeiro8= K. |último9= Knutson |primeiro9= H. A. |último10= Lecavelier Des Etangs |primeiro10= A. |bibcode=2013ApJ...772L..16E |s2cid=38344760}}</ref> Mais tarde naquele mesmo ano, as cores de vários outros exoplanetas foram determinadas, incluindo [[Gliese 504 b]] que visualmente tem uma cor magenta,<ref name="Kuzuhara2013">{{citar periódico|arxiv=1307.2886|título=Direct Imaging of a Cold Jovian Exoplanet in Orbit around the Sun-like Star GJ 504|periódico=The Astrophysical Journal|volume=774|número=11|página=11|data=2013|numero-autores=etal|doi=10.1088/0004-637X/774/1/11|bibcode = 2013ApJ...774...11K |último1=Kuzuhara|primeiro1=M.|último2=Tamura|primeiro2=M.|último3=Kudo|primeiro3=T.|último4=Janson|primeiro4=M.|último5=Kandori|primeiro5=R.|último6=Brandt|primeiro6=T. D.|último7=Thalmann|primeiro7=C.|último8=Spiegel|primeiro8=D.|último9=Biller|primeiro9=B.|último10=Carson|primeiro10=J.|último11=Hori|primeiro11=Y.|último12=Suzuki|primeiro12=R. |último13=Burrows |primeiro13=Adam |último14=Henning|primeiro14=T.|último15=Turner|primeiro15=E. L.|último16=McElwain|primeiro16=M. W.|último17=Moro-Martín|primeiro17=A.|último18=Suenaga|primeiro18=T.|último19=Takahashi|primeiro19=Y. H.|último20=Kwon|primeiro20=J.|último21=Lucas|primeiro21=P.|último22=Abe|primeiro22=L.|último23=Brandner|primeiro23=W.|último24=Egner|primeiro24=S.|último25=Feldt|primeiro25=M.|último26=Fujiwara|primeiro26=H.|último27=Goto|primeiro27=M.|último28=Grady|primeiro28=C. A.|último29=Guyon|primeiro29=O.|último30=Hashimoto|primeiro30=J.<!-- the rest: Y. Hayano, M. Hayashi, S. S. Hayashi, K. W. Hodapp, M. Ishii, M. Iye, G. R. Knapp, T. Matsuo, S. Mayama, S. Miyama, J.-I. Morino, J. Nishikawa, T. Nishimura, T. Kotani, N. Kusakabe, T. -S. Pyo, E. Serabyn, H. Suto, M. Takami, N. Takato, H. Terada, D. Tomono, M. Watanabe, J. P. Wisniewski, T. Yamada, H. Takami, T. Usuda -->|s2cid=53343537 |url=https://pure.uva.nl/ws/files/2002826/150064_Direct_Imaging_of_a_Cold_Jovian_Exoplanet.pdf}}</ref> e [[Kappa Andromedae b]], que se visto de perto pareceria de cor avermelhada.<ref name="arXiv1211.3744">{{citar periódico|título=Direct Imaging Discovery of a 'Super-Jupiter' Around the late B-Type Star Kappa And|data=15-11-2012|arxiv=1211.3744 |autor1=Carson |autor2=Thalmann |autor3=Janson|autor4=Kozakis |autor5=Bonnefoy |autor6=Biller |autor7=Schlieder|autor8=Currie|autor9=McElwain|bibcode = 2013ApJ...763L..32C |doi = 10.1088/2041-8205/763/2/L32|volume=763|número=2|periódico=The Astrophysical Journal||página=L32 |s2cid=119253577}}</ref> Espera-se que os [[planetas de hélio]] tenham aparência branca ou cinza.<ref name=SpaceDaily-2015-06-16>{{citar jornal|url= http://www.spacedaily.com/reports/Helium_Shrouded_Planets_May_Be_Common_in_Our_Galaxy_999.html |título= Helium-Shrouded Planets May Be Common in Our Galaxy |publicado= SpaceDaily |data=16-06-2015 |acessodata=3-08-2015}}</ref> |
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O brilho aparente ([[magnitude aparente]]) de um [[planeta]] depende de quão longe o observador está, quão reflexivo o planeta é (albedo) e quanta luz o planeta recebe de sua [[estrela]], o que depende de quão longe o planeta está da estrela e quão brilhante é a estrela. Assim, um planeta com albedo baixo que está próximo de sua estrela pode parecer mais brilhante do que um planeta com albedo alto que está longe da estrela.<ref>[http://phl.upr.edu/library/notes/theapparentbrightnessandsizeofexoplanetsandtheirstars The Apparent Brightness and Size of Exoplanets and their Stars] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140812200814/http://phl.upr.edu/library/notes/theapparentbrightnessandsizeofexoplanetsandtheirstars |data=12-08-2014 }}, Abel Mendez, updated 30 June 2012, 12:10 pm</ref> |
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O planeta mais escuro conhecido em termos de [[albedo geométrico]] é [[TrES-2b]], um [[Júpiter quente]] que reflete menos de 1% da luz de sua estrela, tornando-o menos reflexivo do que [[carvão]] ou tinta acrílica preta. Espera-se que os Júpiteres quentes sejam bastante escuros devido ao [[sódio]] e [[potássio]] em suas [[atmosfera]]s, mas não se sabe por que o TrES-2b é tão escuro, pode ser devido a um [[composto químico]] desconhecido.<ref name=darkest_news>{{citar web |url=http://www.space.com/12612-alien-planet-darkest-coal-black-kepler.html |título=Coal-Black Alien Planet Is Darkest Ever Seen |data=11-08-2011 |publicado=Space.com |acessodata=12-08-2011}}</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=1108.2297 |bibcode=2011MNRAS.417L..88K |doi=10.1111/j.1745-3933.2011.01127.x |volume=417 |número=1 |título=Detection of visible light from the darkest world |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters ||página=L88–L92 |ano=2011 |último1=Kipping |primeiro1=David M. |último2=Spiegel |primeiro2=David S. |s2cid=119287494}}</ref><ref>{{citar periódico|doi=10.1088/0004-637X/761/1/53 |arxiv=1210.4592 |título=Photometrically derived masses and radii of the planet and star in the TrES-2 system |periódico=The Astrophysical Journal |volume=761 |número=1 |página=53 |ano=2012 |último1=Barclay |primeiro1=T. |último2=Huber |primeiro2=D. |último3=Rowe |primeiro3=J. F. |último4=Fortney |primeiro4=J. J. |último5=Morley |primeiro5=C. V. |último6=Quintana |primeiro6=E. V. |último7=Fabrycky |primeiro7=D. C. |último8=Barentsen |primeiro8=G. |último9=Bloemen |primeiro9=S. |último10=Christiansen |primeiro10=J. L. |último11=Demory |primeiro11=B. O. |último12=Fulton |primeiro12=B. J. |último13=Jenkins |primeiro13=J. M. |último14=Mullally |primeiro14=F. |último15=Ragozzine |primeiro15=D. |último16=Seader |primeiro16=S. E. |último17=Shporer |primeiro17=A. |último18=Tenenbaum |primeiro18=P. |último19=Thompson |primeiro19=S. E. |bibcode=2012ApJ...761...53B |s2cid=18216065}}</ref> |
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Para [[gigantes gasosos]], o albedo geométrico geralmente diminui com o aumento da [[metalicidade]] ou da temperatura atmosférica, a menos que haja nuvens para modificar esse efeito. O aumento da profundidade da coluna de nuvem aumenta o albedo em comprimentos de onda ópticos, mas o diminui em alguns comprimentos de onda infravermelhos. O albedo óptico aumenta com a idade, porque os planetas mais antigos têm profundidades de coluna de nuvens mais altas. O albedo óptico diminui com o aumento da massa, porque os [[planetas gigantes]] de massa mais alta têm [[gravidade]]s superficiais mais altas, o que produz profundidades de coluna de nuvens mais baixas. Além disso, as [[órbitas elípticas]] podem causar grandes flutuações na composição atmosférica, o que pode ter um efeito significativo.<ref name="wfirstreturn">{{citar arXiv|eprint=1412.6097 |último1=Burrows |primeiro1=Adam |título=Scientific Return of Coronagraphic Exoplanet Imaging and Spectroscopy Using WFIRST |class=astro-ph.EP |ano=2014 }}</ref> |
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Há mais emissão térmica do que reflexão em alguns comprimentos de onda do infravermelho próximo para gigantes gasosos massivos e/ou jovens. Portanto, embora o brilho óptico seja totalmente dependente da [[Fase planetária|fase]], isso nem sempre é o caso no infravermelho próximo.<ref name="wfirstreturn" /> |
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As temperaturas dos gigantes gasosos diminuem com o tempo e com a distância de sua estrela. Abaixar a temperatura aumenta o albedo óptico mesmo sem nuvens. A uma temperatura suficientemente baixa, formam-se nuvens de água, que aumentam ainda mais o albedo óptico. Em temperaturas ainda mais baixas, nuvens de [[amônia]] se formam, resultando em albedos mais altos na maioria dos comprimentos de onda ópticos e infravermelhos próximos.<ref name="wfirstreturn" /> |
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=== Campo magnético === |
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Em 2014, um [[campo magnético]] em torno de [[HD 209458 b]] foi inferido pela forma como o [[hidrogênio]] estava evaporando do [[planeta]]. É a primeira detecção (indireta) de um campo magnético em um exoplaneta. O campo magnético é estimado em cerca de um décimo da força do campo magnético de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]].<ref>{{citar web|autor1=Charles Q. Choi|data=2014-11-20|título=Unlocking the Secrets of an Alien World's Magnetic Field |url=https://www.space.com/27828-alien-planet-magnetic-field-strength.html|acessodata=2022-01-17|website=Space.com|língua=en}}</ref><ref>{{citar periódico|doi=10.1126/science.1257829 |pmid=25414310 |título=Magnetic moment and plasma environment of HD 209458b as determined from Ly observations |periódico=Science |volume=346 |número=6212 ||página=981–4 |ano=2014 |último1=Kislyakova |primeiro1=K. G.|último2=Holmstrom |primeiro2=M. |último3=Lammer |primeiro3=H. |último4=Odert |primeiro4=P. |último5=Khodachenko |primeiro5=M. L. |bibcode=2014Sci...346..981K |arxiv = 1411.6875 |s2cid=206560188}}</ref> |
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Os campos magnéticos de exoplanetas podem ser detectados por suas emissões de rádio [[Aurora polar|aurorais]] com [[radiotelescópios]] suficientemente sensíveis, como o [[Low-Frequency Array|LOFAR]].<ref>{{citar periódico| doi = 10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x|arxiv=1102.2737|título= Magnetosphere-ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: Implications for detectability of auroral radio emissions|periódico= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume = 414|número= 3| |página = 2125–2138|ano= 2011|último1= Nichols |primeiro1= J. D.|bibcode=2011MNRAS.414.2125N|s2cid=56567587}}</ref><ref>{{citar web|data=2011-04-18|título=Radio Telescopes Could Help Find Exoplanets |url=https://www.redorbit.com/news/space/2031221/radio_telescopes_could_help_find_exoplanets/|acessodata=2022-01-17|website=Redorbit|língua=en-US}}</ref> As emissões de rádio podem permitir a determinação da taxa de rotação do interior de um exoplaneta e podem produzir uma maneira mais precisa de medir a rotação do exoplaneta do que examinando o movimento das nuvens.<ref>{{citar web|url=http://www.ece.vt.edu/swe/lwa/memo/lwa0013.pdf|título=Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects|obra=NRL, NASA/GSFC, NRAO, Observatoìre de Paris|acessodata=15-10-2008|arquivodata=30-10-2008|arquivourl=https://web.archive.org/web/20081030022342/http://www.ece.vt.edu/swe/lwa/memo/lwa0013.pdf|urlmorta= sim}}</ref> |
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O [[campo magnético da Terra]] resulta de seu núcleo metálico líquido fluindo, mas em [[super-Terras]] massivas com alta pressão, podem se formar diferentes compostos que não correspondem aos criados sob condições terrestres. Os compostos podem se formar com maiores viscosidades e altas temperaturas de fusão, o que pode impedir que os interiores se separem em diferentes camadas e, assim, resultar em [[manto]]s sem núcleo indiferenciados. Formas de [[óxido de magnésio]], como MgSi<sub>3</sub>O<sub>12</sub>, podem ser um metal líquido nas pressões e temperaturas encontradas nas super-Terras e podem gerar um campo magnético nos mantos das super-Terras.<ref name="Kean">{{citar periódico|último1=Kean|primeiro1=Sam|título=Forbidden plants, forbidden chemistry|periódico=Distillations|data=2016|volume=2 |número=2|página=5 |url=https://www.sciencehistory.org/distillations/magazine/forbidden-planet-forbidden-chemistry |acessodata=22-03-2018}}</ref><ref>{{citar web|autor1=Charles Q. Choi|data=2012-11-22 |título=Super-Earths Get Magnetic 'Shield' from Liquid Metal |url=https://www.space.com/18604-super-earth-planets-liquid-metal.html|acessodata=2022-01-17|website=Space.com|língua=en}}</ref> |
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[[Júpiteres quentes]] foram observados com um raio maior do que o esperado. Isso pode ser causado pela interação entre o [[vento estelar]] e a [[magnetosfera]] do planeta, criando uma [[Lei de Joule|corrente elétrica através do planeta que o aquece]], fazendo com que ele se expanda. Quanto mais magneticamente ativa for uma [[estrela]], maior será o vento estelar e maior será a corrente elétrica, levando a mais aquecimento e expansão do planeta. Esta teoria coincide com a observação de que a atividade estelar está correlacionada com os raios planetários inflados.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/2041-8205/765/2/L25|título= Stellar Magnetic Fields As a Heating Source for Extrasolar Giant Planets|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 765|número= 2| |página = L25|ano= 2013|último1= Buzasi |primeiro1= D.|arxiv = 1302.1466 |bibcode = 2013ApJ...765L..25B | s2cid = 118978422}}</ref> |
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Em agosto de 2018, os cientistas anunciaram a transformação do [[deutério]] gasoso em uma forma metálica líquida. Isso pode ajudar os pesquisadores a entender melhor os [[gigantes gasosos]], como [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], [[Saturno (planeta)|Saturno]] e exoplanetas relacionados, uma vez que se acredita que esses planetas contenham muito [[hidrogênio metálico]] líquido, que pode ser responsável por seus poderosos campos magnéticos observados.<ref name="NYT-20180816">{{citar jornal|último=Chang |primeiro=Kenneth |título=Settling Arguments About Hydrogen With 168 Giant Lasers – Scientists at Lawrence Livermore National Laboratory said they were "converging on the truth" in an experiment to understand hydrogen in its liquid metallic state. |url=https://www.nytimes.com/2018/08/16/science/metallic-hydrogen-lasers.html |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2018/08/16/science/metallic-hydrogen-lasers.html |arquivodata=2022-01-01 |url-access=limited |data=16-08-2018 |obra=[[The New York Times]] |acessodata=18-08-2018}}</ref><ref name="SCI-20180816">{{citar periódico|autor=Staff |título=Under pressure, hydrogen offers a reflection of giant planet interiors – Hydrogen is the most-abundant element in the universe and the simplest, but that simplicity is deceptive |url=https://www.sciencedaily.com/releases/2018/08/180816143205.htm |data=16-08-2018 |periódico=[[Science Daily]] |acessodata=18-08-2018}}</ref> |
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Embora os cientistas tenham anunciado anteriormente que os campos magnéticos de exoplanetas próximos podem causar aumento de [[erupções estelares]] e [[manchas estelares]] em suas estrelas hospedeiras, em 2019 essa afirmação foi demonstrada como falsa no sistema [[HD 189733]]. A falha em detectar "interações estrela-planeta" no bem estudado sistema HD 189733 põe em questão outras alegações relacionadas ao efeito.<ref>{{citar periódico|último1=Route |primeiro1=Matthew|título=The Rise of ROME. I. A Multiwavelength Analysis of the Star-Planet Interaction in the HD 189733 System|periódico=The Astrophysical Journal|data=10-02-2019 |volume=872|número=1|página=79|doi=10.3847/1538-4357/aafc25|arxiv=1901.02048 |bibcode=2019ApJ...872...79R|s2cid=119350145}}</ref> |
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Em 2019, a força dos campos magnéticos de superfície de 4 Júpiteres quentes foi estimada e variou entre 20 e 120 [[Gauss (unidade)|gauss]] em comparação com o campo magnético de superfície de Júpiter de 4.3 gauss.<ref>{{citar web|autor1=Passant Rabie|data=2019-07-29|título=Magnetic Fields of 'Hot Jupiter' Exoplanets Are Much Stronger Than We Thought |url=https://www.space.com/hot-jupiter-magnetic-fields-measured-for-first-time.html |acessodata=2022-01-17|website=Space.com|língua=en}}</ref><ref>{{citar periódico|último1=Cauley |primeiro1=P. Wilson|último2=Shkolnik|primeiro2=Evgenya L.|último3=Llama |primeiro3=Joe|último4=Lanza|primeiro4=Antonino F. |data=dezembro de 2019|título=Magnetic field strengths of hot Jupiters from signals of star-planet interactions|periódico=Nature Astronomy |volume=3 |número=12||página=1128–1134|doi=10.1038/s41550-019-0840-x|arxiv=1907.09068 |bibcode=2019NatAs...3.1128C|s2cid=198147426|issn=2397-3366}}</ref> |
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=== Placas tectônicas === |
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Em 2007, duas equipes independentes de pesquisadores chegaram a conclusões opostas sobre a probabilidade de [[placas tectônicas]] em [[super-Terras]] maiores<ref>{{citar periódico|doi=10.1016/j.epsl.2009.07.015 |título=Convection scaling and subduction on Earth and super-Earths |data=2009 |último1=Valencia |primeiro1=Diana |último2=O'Connell |primeiro2=Richard J.|periódico=Earth and Planetary Science Letters |volume=286 |número=3–4 ||página=492–502 |bibcode=2009E&PSL.286..492V}}</ref><ref>{{citar periódico|doi=10.1016/j.epsl.2011.07.029|título=Plate tectonics on super-Earths: Equally or more likely than on Earth|data=2011 |último1=Van Heck |primeiro1=H.J. |último2=Tackley |primeiro2=P.J. |periódico=Earth and Planetary Science Letters |volume=310 |número=3–4 ||página=252–261 |bibcode=2011E&PSL.310..252V}}</ref> com uma equipe dizendo que as placas tectônicas seriam episódicas ou estagnadas<ref>{{citar periódico|doi=10.1029/2007GL030598 |título=Geological consequences of super-sized Earths|data=2007 |último1=O'Neill |primeiro1=C. |último2=Lenardic |primeiro2=A. |s2cid=41617531|periódico=Geophysical Research Letters |volume=34|número=19||página=L19204 |bibcode=2007GeoRL..3419204O|doi-access=free }}</ref> e a outra equipe dizendo que a tectônica de placas é muito provável em super-Terras, mesmo que o planeta esteja seco.<ref>{{citar periódico|primeiro1=Diana |último1=Valencia |primeiro2=Richard J.|último2=O'Connell |primeiro3=Dimitar D |último3=Sasselov |data=novembro de 2007|título=Inevitability of Plate Tectonics on Super-Earths|periódico=Astrophysical Journal Letters |volume=670 |número=1 ||página=L45–L48 |doi=10.1086/524012 |arxiv=0710.0699|bibcode=2007ApJ...670L..45V|s2cid=9432267}}</ref> |
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Se as super-Terras tiverem mais de 80 vezes mais água do que a [[Terra]], elas se tornarão [[planetas oceânicos]] com toda a terra completamente submersa. No entanto, se houver menos água do que esse limite, o ciclo das águas profundas moverá água suficiente entre os oceanos e o manto para permitir que os continentes existam.<ref>{{citar web|título=Super Earths Likely To Have Both Oceans and Continents - Astrobiology|url=http://astrobiology.com/2014/01/super-earths-likely-to-have-both-oceans-and-continents.html|acessodata=2022-01-17|website=astrobiology.com}}</ref><ref>{{citar periódico|doi=10.1088/0004-637X/781/1/27 |título=Water Cycling Between Ocean and Mantle: Super-Earths Need Not Be Waterworlds |periódico=The Astrophysical Journal |volume = 781|número=1 |página= 27 |ano=2014 |último1=Cowan |primeiro1=N. B. |último2=Abbot |primeiro2=D. S. |bibcode=2014ApJ...781...27C |arxiv=1401.0720 |s2cid=56272100}}</ref> |
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=== Vulcanismo === |
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Grandes variações de temperatura da superfície em [[55 Cancri]] e foram atribuídas à possível atividade vulcânica liberando grandes nuvens de poeira que cobrem o [[planeta]] e bloqueiam as emissões térmicas.<ref>{{citar revista|url=http://news.nationalgeographic.com/2015/05/150506-volcano-planet-space-cancri-astronomy/ |título=Astronomers May Have Found Volcanoes 40 Light-Years From Earth |autor=Michael D. Lemonick |data=6-05-2015 |acessodata=8-11-2015 |revista=National Geographic}}</ref><ref>{{citar periódico|arxiv=1505.00269 |bibcode=2016MNRAS.455.2018D |doi=10.1093/mnras/stv2239 |volume=455 |número=2 |título=Variability in the super-Earth 55 Cnc e |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ||página=2018–2027 |ano=2015 |último1=Demory |primeiro1=Brice-Olivier |último2=Gillon |primeiro2=Michael |último3=Madhusudhan |primeiro3=Nikku |último4=Queloz |primeiro4=Didier |s2cid=53662519}}</ref> |
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=== Anéis === |
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A [[estrela]] [[V1400 Centauri|1SWASP J140747.93-394542.6]] é orbitada por um objeto que é circundado por um [[sistema de anéis]] muito maior que os [[anéis de Saturno]]. No entanto, a massa do objeto não é conhecida; pode ser uma [[anã marrom]] ou uma estrela de baixa massa em vez de um planeta.<ref>{{citar web|título=Scientists Discover a Saturn-like Ring System Eclipsing a Sun-like Star |url=https://www.spacedaily.com/reports/Scientists_Discover_a_Saturn_like_Ring_System_Eclipsing_a_Sun_like_Star_999.html|acessodata=2022-01-17|website=www.spacedaily.com}}</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/0004-6256/143/3/72|título= Planetary Construction Zones in Occultation: Discovery of an Extrasolar Ring System Transiting a Young Sun-Like Star and Future Prospects for Detecting Eclipses by Circumsecondary and Circumplanetary Disks|periódico= The Astronomical Journal| volume = 143|número= 3|página= 72|ano= 2012|último1= Mamajek |primeiro1= E. E. |último2= Quillen |primeiro2= A. C. |último3= Pecaut |primeiro3= M. J. |último4= Moolekamp |primeiro4= F. |último5= Scott |primeiro5= E. L. |último6= Kenworthy |primeiro6= M. A. |último7= Cameron |primeiro7= A. C. |último8= Parley |primeiro8= N. R. | bibcode=2012AJ....143...72M|arxiv = 1108.4070 | s2cid = 55818711}}</ref> |
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O brilho das imagens ópticas de [[Fomalhaut b]] pode ser devido à luz estelar refletida em um sistema de anéis circumplanetários com um raio entre 20 e 40 vezes o [[raio de Júpiter]], aproximadamente o tamanho das [[órbita]]s das [[luas galileanas]].<ref name="Kalas2008">{{citar periódico| doi = 10.1126/science.1166609|título= Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth|periódico= Science| volume = 322|número= 5906| |página = 1345–8|ano= 2008|último1= Kalas |primeiro1= P.|último2= Graham |primeiro2= J. R.|último3= Chiang |primeiro3= E.|último4= Fitzgerald |primeiro4= M. P.|último5= Clampin |primeiro5= M.|último6= Kite |primeiro6= E. S.|último7= Stapelfeldt |primeiro7= K.|último8= Marois |primeiro8= C.|último9= Krist |primeiro9= J. |arxiv=0811.1994 | pmid = 19008414|bibcode = 2008Sci...322.1345K| s2cid = 10054103}}</ref> |
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Os anéis dos [[gigantes gasosos]] do [[Sistema Solar]] estão alinhados com o equador do seu planeta. No entanto, para exoplanetas que orbitam perto de sua estrela, as [[forças de maré]] da estrela levariam os anéis mais externos de um planeta a serem alinhados com o [[plano orbital]] do planeta ao redor da estrela. Os anéis mais internos de um planeta ainda estariam alinhados com o equador do planeta, de modo que, se o planeta tiver um [[Inclinação axial|eixo rotacional inclinado]], os diferentes alinhamentos entre os anéis interno e externo criariam um sistema de anéis deformados.<ref>{{citar periódico|arxiv=1104.3863|bibcode = 2011ApJ...734..117S |doi = 10.1088/0004-637X/734/2/117 | volume=734 |número= 2 |título=Warm Saturns: On the Nature of Rings around Extrasolar Planets That Reside inside the Ice Line |periódico=The Astrophysical Journal |página=117|ano= 2011 |último1= Schlichting |primeiro1= Hilke E. |último2= Chang |primeiro2=Philip |s2cid=42698264}}</ref> |
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=== Luas === |
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Em dezembro de 2013, uma [[exolua]] candidata de um [[planeta órfão]] foi anunciada.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/0004-637X/785/2/155|arxiv=1312.3951|título= MOA-2011-BLG-262Lb: A sub-Earth-mass moon orbiting a gas giant or a high-velocity planetary system in the galactic bulge|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 785|número= 2|página= 155|ano= 2014|último1= Bennett |primeiro1= D. P.|último2= Batista |primeiro2= V.|último3= Bond |primeiro3= I. A.|último4= Bennett |primeiro4= C. S.|último5= Suzuki |primeiro5= D.|último6= Beaulieu |primeiro6= J. -P. |último7= Udalski |primeiro7= A.|último8= Donatowicz |primeiro8= J.|último9= Bozza |primeiro9= V.|último10= Abe |primeiro10= F.|último11= Botzler |primeiro11= C. S.|último12= Freeman |primeiro12= M.|último13= Fukunaga |primeiro13= D.|último14= Fukui |primeiro14= A.|último15= Itow |primeiro15= Y.|último16= Koshimoto |primeiro16= N.|último17= Ling |primeiro17= C. H.|último18= Masuda |primeiro18= K.|último19= Matsubara |primeiro19= Y.|último20= Muraki |primeiro20= Y.|último21= Namba |primeiro21= S.|último22= Ohnishi |primeiro22= K.|último23= Rattenbury |primeiro23= N. J.|último24= Saito |primeiro24= T. |último25= Sullivan |primeiro25= D. J.|último26= Sumi |primeiro26= T.|último27= Sweatman |primeiro27= W. L.|último28= Tristram |primeiro28= P. J.|último29= Tsurumi |primeiro29= N.|último30= Wada |primeiro30= K.|numero-autores= etal|bibcode=2014ApJ...785..155B|s2cid=118327512}}</ref> Em 3 de outubro de 2018, foram relatadas evidências sugerindo uma grande exolua orbitando [[Kepler-1625b]].<ref>{{citar periódico|último1=Teachey|primeiro1=Alex|último2=Kipping|primeiro2=David M.|data=1-10-2018 |título=Evidence for a large exomoon orbiting Kepler-1625b|periódico=Science Advances|língua=en |volume=4|número=10 ||página=eaav1784 |doi=10.1126/sciadv.aav1784|pmid=30306135|pmc=6170104|issn=2375-2548|bibcode=2018SciA....4.1784T |arxiv=1810.02362}}</ref> |
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=== Atmosferas === |
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[[Imagem:Cloudy versus clear atmospheres on two exoplanets.jpg|thumb|Atmosferas claras versus nubladas em dois exoplanetas<ref>{{citar web|título=Cloudy versus clear atmospheres on two exoplanets|url=https://www.spacetelescope.org/images/opo1722a/|website=www.spacetelescope.org|acessodata=6-06-2017}}</ref>]] |
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[[Imagem:PIA18410-TitanSunsetStudies-CassiniSpacecraft-20140527.jpg|thumb|alt=Artist's concept of the ''Cassini'' spacecraft in front of a sunset on Saturn's moon Titan|Os estudos do pôr do sol em [[Titã (satélite)|Titã]] pela [[Cassini-Huygens|''Cassini'']] ajudam a entender as [[atmosfera]]s dos exoplanetas (conceito do artista)]] |
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{{artigo principal|Atmosfera de exoplaneta}} |
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[[Atmosfera]]s foram detectadas em torno de vários exoplanetas. O primeiro a ser observado foi o [[HD 209458 b]] em 2001.<ref>{{citar periódico|último=Charbonneau|primeiro=David|numero-autores=etal|ano=2002|título=Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere |periódico=The Astrophysical Journal|volume=568|número=1||página=377–384|arxiv=astro-ph/0111544 |bibcode=2002ApJ...568..377C |doi=10.1086/338770|s2cid=14487268}}</ref> |
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Em fevereiro de 2014, mais de 50 atmosferas de exoplanetas em [[Método de trânsito|trânsito]] e 5 [[Imagem direta|imagens diretas]] foram observadas,<ref>{{citar livro|último1=Madhusudhan|primeiro1=Nikku|periódico=Protostars and Planets Vi||página=739|último2=Knutson|primeiro2=Heather|último3=Fortney|primeiro3=Jonathan|último4=Barman|primeiro4=Travis|título=Protostars and Planets VI|ano=2014| doi=10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch032|capítulo=Exoplanetary Atmospheres|isbn=978-0-8165-3124-0|arxiv = 1402.1169 |bibcode = 2014prpl.conf..739M |s2cid=118337613}}</ref> resultando na detecção de características espectrais moleculares; observação de gradientes de temperatura dia-noite; e restrições na estrutura atmosférica vertical.<ref name="SeagerDeming2010">{{citar periódico|arxiv=1005.4037 |último1=Seager |primeiro1=S. |último2=Deming |primeiro2=D. |título=Exoplanet Atmospheres |data=2010|doi = 10.1146/annurev-astro-081309-130837 |bibcode = 2010ARA&A..48..631S |volume=48 |periódico=Annual Review of Astronomy and Astrophysics ||página=631–672|s2cid=119269678 }}</ref> Além disso, uma atmosfera foi detectada no não-transitório [[Júpiter quente]] [[Tau Boötis b]].<ref name="Rodler2012">{{citar periódico|título=Weighing the Non-transiting Hot Jupiter τ Boo b |último1=Rodler |primeiro1=F. |último2=Lopez-Morales |primeiro2=M. |último3=Ribas |primeiro3=I. |periódico=The Astrophysical Journal Letters | volume=753 |número=1 | |página=L25 | id=L25|data=julho de 2012| arxiv=1206.6197 | bibcode=2012ApJ...753L..25R | doi=10.1088/2041-8205/753/1/L25 | s2cid=119177983 }}</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1038/nature11161| pmid = 22739313|título= The signature of orbital motion from the dayside of the planet τ Boötis b|periódico= Nature| volume = 486|número= 7404| |página = 502–504|ano= 2012|último1= Brogi |primeiro1= M. |último2= Snellen |primeiro2= I. A. G. |último3= De Kok |primeiro3= R. J. |último4= Albrecht |primeiro4= S. |último5= Birkby |primeiro5= J. |último6= De Mooij |primeiro6= E. J. W. |arxiv = 1206.6109 |bibcode = 2012Natur.486..502B | s2cid = 4368217}}</ref> |
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Em maio de 2017, brilhos de luz da [[Terra]], vistos como cintilando de um satélite em [[órbita]] a um milhão de milhas de distância, foram encontrados como [[Reflexão (física)|luz refletida]] de [[cristais de gelo]] na [[Atmosfera da Terra|atmosfera]].<ref name="NYT-20170519">{{citar jornal|último=St. Fleur |primeiro=Nicholas |título=Spotting Mysterious Twinkles on Earth From a Million Miles Away |url=https://www.nytimes.com/2017/05/19/science/dscovr-satellite-ice-glints-earth-atmosphere.html |arquivourl=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2017/05/19/science/dscovr-satellite-ice-glints-earth-atmosphere.html |arquivodata=2022-01-01 |url-access=limited |data=19-05-2017 |obra=[[The New York Times]] |acessodata=20-05-2017}}</ref><ref name="GRL-201760515">{{citar periódico|último1=Marshak |primeiro1=Alexander |último2=Várnai |primeiro2=Tamás |último3=Kostinski |primeiro3=Alexander |título=Terrestrial glint seen from deep space: oriented ice crystals detected from the Lagrangian point|data=15-05-2017 |periódico=[[Geophysical Research Letters]] |doi=10.1002/2017GL073248 |volume=44 |número=10 ||página=5197–5202|bibcode = 2017GeoRL..44.5197M |url=https://zenodo.org/record/1229066}}</ref> A tecnologia usada para determinar isso pode ser útil no estudo das atmosferas de planetas distantes, incluindo os de exoplanetas. |
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==== Caudas de cometa ==== |
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[[Kepler-1520b|KIC 12557548 b]] é um pequeno planeta rochoso, muito próximo de sua estrela, que está evaporando e deixando um rastro de nuvens e poeira como um [[cometa]].<ref>{{citar web|último=University|primeiro=Leiden|título=Evaporating exoplanet stirs up dust|url=https://phys.org/news/2012-08-evaporating-exoplanet.html|acessodata=2022-01-17|website=phys.org|língua=en}}</ref> A poeira pode ser cinzas em erupção de vulcões e escapando devido à baixa gravidade superficial do pequeno planeta, ou pode ser de metais que são vaporizados pelas altas temperaturas de estar tão perto da estrela com o vapor de metal então se condensando em poeira.<ref>{{citar web|data=2012-05-18|título=New-found exoplanet is evaporating away|url=https://tgdaily.com/science/space/63469-new-found-exoplanet-is-evaporating-away/|acessodata=2022-01-17|website=TGDaily|língua=en-US}}</ref> |
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Em junho de 2015, os cientistas relataram que a [[atmosfera]] de [[Gliese 436 b]] estava evaporando, resultando em uma nuvem gigante ao redor do planeta e, devido à radiação da estrela hospedeira, uma longa cauda de 14 milhões de km de comprimento.<ref name="NYT-20150625">{{citar jornal|último=Bhanoo |primeiro=Sindya N. |título=A Planet with a Tail Nine Million Miles Long |url=https://www.nytimes.com/interactive/projects/cp/summer-of-science-2015/latest/exoplanet-tail |data=25-06-2015 |obra=[[The New York Times]] |acessodata=25-06-2015}}</ref> |
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=== Padrão de insolação === |
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Planetas [[bloqueados por maré]] em uma ressonância de rotação-órbita de 1:1 teriam sua estrela sempre brilhando diretamente sobre um ponto que seria quente com o hemisfério oposto recebendo nenhuma luz e sendo muito frio. Tal planeta poderia se assemelhar a um globo ocular com o ponto de acesso sendo a pupila.<ref>{{citar web|último=Raymond|primeiro=Sean|data=2015-02-20|título=Forget "Earth-Like"—We'll First Find Aliens on Eyeball Planets|url=http://nautil.us/blog/forget-earth_likewell-first-find-aliens-on-eyeball-planets|acessodata=2022-01-17|website=Nautilus|arquivodata=23-06-2017|arquivourl=https://web.archive.org/web/20170623082602/http://nautil.us/blog/forget-earth_likewell-first-find-aliens-on-eyeball-planets|urlmorta= sim}}</ref> Planetas com uma [[órbita excêntrica]] podem ser bloqueados em outras ressonâncias. Ressonâncias 3:2 e 5:2 resultariam em um padrão de globo ocular duplo com pontos quentes nos hemisférios oriental e ocidental.<ref>{{citar periódico|doi=10.1016/j.icarus.2014.12.017|bibcode = 2015Icar..250..395D | volume=250 |título=Insolation patterns on eccentric exoplanets |periódico=Icarus ||página=395–399|ano= 2015 |último1= Dobrovolskis |primeiro1= Anthony R.}}</ref> Planetas com uma órbita excêntrica e um eixo de rotação inclinado teriam padrões de insolação mais complicados.<ref>{{citar periódico|doi=10.1016/j.icarus.2013.06.026|bibcode = 2013Icar..226..760D | volume=226 |número= 1 |título=Insolation on exoplanets with eccentricity and obliquity|periódico=Icarus ||página=760–776|ano= 2013 |último1= Dobrovolskis |primeiro1= Anthony R.}}</ref> |
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== Superfície == |
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=== Composição da superfície === |
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As características da superfície podem ser distinguidas das características atmosféricas comparando a espectroscopia de emissão e reflexão com a [[espectroscopia de transmissão]]. A espectroscopia no infravermelho médio de exoplanetas pode detectar superfícies rochosas, e o infravermelho próximo pode identificar oceanos de magma ou lavas de alta temperatura, superfícies de silicato hidratado e gelo de água, fornecendo um método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rochosos e gasosos.<ref>{{citar periódico| arxiv=1204.1544|bibcode = 2012ApJ...752....7H |doi = 10.1088/0004-637X/752/1/7 | volume=752|número= 1 |título=Theoretical Spectra of Terrestrial Exoplanet Surfaces|periódico=The Astrophysical Journal|página=7|ano= 2012 |último1= Hu |primeiro1= Renyu |último2= Ehlmann |primeiro2= Bethany L. |último3= Seager |primeiro3= Sara |s2cid = 15219541 }}</ref> |
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=== Temperatura de superfície === |
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[[Imagem:Artist’s illustration of temperature inversion in exoplanet’s atmosphere.jpg|thumb|Ilustração artística da inversão de temperatura na atmosfera de um exoplaneta<ref>{{citar web |título=NASA, ESA, and K. Haynes and A. Mandell (Goddard Space Flight Center)|url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1525a/|acessodata=15-06-2015}}</ref>]] |
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A temperatura de um exoplaneta pode ser estimada medindo a intensidade da luz que recebe de sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planeta [[OGLE-2005-BLG-390Lb]] tenha uma temperatura de superfície de aproximadamente -220 [[°C]] (50 [[Kelvin|K]]). No entanto, essas estimativas podem estar substancialmente erradas porque dependem do [[albedo]] geralmente desconhecido do planeta e porque fatores como o [[efeito estufa]] podem introduzir complicações desconhecidas. Alguns planetas tiveram sua temperatura medida observando a variação na [[radiação infravermelha]] à medida que o planeta se move em sua [[órbita]] e é eclipsado por sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planeta [[HD 189733 b]] tenha uma temperatura média de 1.205 K (932 °C) em seu lado diurno e 973 K (700 °C) em seu lado noturno.<ref name="knutson_charbonneau07">{{citar periódico| doi = 10.1038/nature05782 | url=http://www.ucolick.org/~jfortney/papers/Knutson07.pdf|arxiv=0705.0993 | pmid=17495920 | bibcode = 2007Natur.447..183K |título= A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b |periódico= Nature | volume = 447 |número= 7141 | |página = 183–6 |ano= 2007 |último1= Knutson |primeiro1= H. A. |último2= Charbonneau |primeiro2= D. |último3= Allen |primeiro3= L. E. |último4= Fortney |primeiro4= J. J. |último5= Agol |primeiro5= E. |último6= Cowan |primeiro6= N. B. |último7= Showman |primeiro7= A. P. |último8= Cooper |primeiro8= C. S. |último9= Megeath |primeiro9= S. T. | s2cid=4402268}}</ref> |
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== Habitabilidade == |
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{{VT|Astrobiologia|Zona habitável|Habitabilidade planetária}} |
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À medida que mais [[planeta]]s são descobertos, o campo da [[exoplanetologia]] continua a crescer em um estudo mais profundo de exoplanetas e, finalmente, abordará a perspectiva de [[Astrobiologia|vida em planetas]] além do [[Sistema Solar]].<ref name="Ollivier2014">{{citar periódico|título=Planetary Environments and Origins of Life: How to reinvent the study of Origins of Life on the Earth and Life in the |periódico=BIO Web of Conferences 2 |data=2014|último1= Ollivier |primeiro1=Marc |último2=Maurel |primeiro2=Marie-Christine |doi=10.1051/bioconf/20140200001|volume=2 ||página=00001|doi-access=free }}</ref> A distâncias cósmicas, a [[vida]] só pode ser detectada se desenvolver em escala planetária e modificar fortemente o ambiente planetário, de tal forma que as modificações não possam ser explicadas por processos físico-químicos clássicos (processos fora de equilíbrio).<ref name="Ollivier2014"/> Por exemplo, o [[oxigênio]] molecular ({{chem|O|2}}) na [[atmosfera da Terra]] é resultado da [[fotossíntese]] por [[planta]]s vivas e muitos tipos de [[microorganismo]]s, de modo que pode ser usado como uma [[Biomarcador|indicação de vida]] em exoplanetas, embora pequenas quantidades de oxigênio também possam ser produzidas por meios não biológicos.<ref name='NAOJ2014'>{{citar jornal|url=http://astrobiology.com/2015/09/oxygen-is-not-definitive-evidence-of-life-on-extrasolar-planets.html |título=Oxygen Is Not Definitive Evidence of Life on Extrasolar Planets |obra=NAOJ|publicado=Astrobiology Web |data=10-09-2015 |acessodata=11-09-2015}}</ref> Além disso, um planeta potencialmente habitável deve orbitar uma [[estrela]] estável a uma distância dentro da qual [[objetos de massa planetária]] com [[pressão atmosférica]] suficiente possam suportar [[água líquida]] em suas superfícies.<ref name=kopparapu-2013>{{citar periódico|título=A revised estimate of the occurrence rate of terrestrial planets in the habitable zones around kepler m-dwarfs |autor=Kopparapu, Ravi Kumar |periódico=The Astrophysical Journal Letters |data=2013 |volume=767 |número=1 |doi=10.1088/2041-8205/767/1/L8 |arxiv=1303.2649 ||página=L8|bibcode = 2013ApJ...767L...8K |s2cid=119103101}}</ref><ref name="SCI-20130503">{{citar periódico|último1=Cruz |primeiro1=Maria |último2=Coontz |primeiro2=Robert |título=Exoplanets - Introduction to Special Issue |periódico=[[Science (journal)|Science]] |volume=340 |página=565|doi=10.1126/science.340.6132.565 |pmid=23641107 |número=6132 |data=2013 |doi-access=free}}</ref> |
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=== Zona habitável === |
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{{artigo principal|Zona habitável}} |
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A [[zona habitável]] em torno de uma [[estrela]] é a região onde a temperatura é adequada para permitir a existência de [[água líquida]] na superfície do [[planeta]]; isto é, não muito perto da estrela para que a água evapore e não muito longe da estrela para que a água congele. O calor produzido pelas estrelas varia de acordo com o tamanho e a idade da estrela, de modo que a zona habitável pode estar a distâncias diferentes para estrelas diferentes. Além disso, as condições atmosféricas do planeta influenciam a capacidade do planeta de reter calor, de modo que a localização da zona habitável também é específica para cada tipo de planeta: [[planetas desérticos]] (também conhecidos como planetas secos), com muito pouca água, terão menos [[vapor de água]] na [[atmosfera]] do que a [[Terra]] e, portanto, têm um [[efeito estufa]] reduzido, o que significa que um planeta desértico poderia manter oásis de água mais perto de sua estrela do que a Terra está do [[Sol]]. A falta de água também significa que há menos gelo para refletir o calor no espaço, de modo que a borda externa das zonas habitáveis do planeta desértico está mais distante.<ref>Choi, Charles Q. (1 September 2011) [http://www.astrobio.net/exclusive/4188/alien-life-more-likely-on-%E2%80%98dune%E2%80%99-planets Alien Life More Likely on 'Dune' Planets] {{webarchive |url=https://web.archive.org/web/20131202223111/http://www.astrobio.net/exclusive/4188/alien-life-more-likely-on-%E2%80%98dune%E2%80%99-planets |data=2-12-2013 }}. ''Astrobiology Magazine''</ref><ref>{{citar periódico|último1= Abe |primeiro1= Y. |último2= Abe-Ouchi |primeiro2= A. |último3= Sleep |primeiro3= N. H. |último4= Zahnle |primeiro4= K. J. |título= Habitable Zone Limits for Dry Planets | doi = 10.1089/ast.2010.0545 |periódico= Astrobiology | volume = 11 |número= 5 | |página = 443–460 |ano= 2011 | pmid = 21707386|bibcode = 2011AsBio..11..443A }}</ref> [[Planetas rochosos]] com uma espessa atmosfera de [[hidrogênio]] poderiam manter a água superficial muito mais longe do que a distância Terra-Sol.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1126/science.1232226|pmid=23641111 |título= Exoplanet Habitability|periódico= Science| volume = 340|número= 6132| |página = 577–81|ano= 2013|último1= Seager |primeiro1= S.|bibcode=2013Sci...340..577S|citeseerx=10.1.1.402.2983 |s2cid=206546351 }}</ref> Planetas com massa maior têm zonas habitáveis mais amplas porque a [[gravidade]] reduz a profundidade da coluna de nuvens de água, o que reduz o efeito estufa do vapor de água, aproximando a borda interna da zona habitável da estrela.<ref>{{citar periódico| arxiv=1404.5292| bibcode = 2014ApJ...787L..29K |doi = 10.1088/2041-8205/787/2/L29 | volume=787|número= 2 |título=Habitable Zones around Main-sequence Stars: Dependence on Planetary Mass|periódico=The Astrophysical Journal||página=L29|ano= 2014 |último1= Kopparapu |primeiro1= Ravi Kumar |último2= Ramirez |primeiro2= Ramses M. |último3= Schottelkotte |primeiro3= James |último4= Kasting |primeiro4= James F. |último5= Domagal-Goldman |primeiro5= Shawn |último6= Eymet |primeiro6= Vincent | s2cid = 118588898 }}</ref> |
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A taxa de rotação planetária é um dos principais fatores que determinam a circulação da atmosfera e, portanto, o padrão das nuvens: planetas em rotação lenta criam nuvens espessas que refletem mais e, portanto, podem ser habitáveis muito mais perto de sua estrela. A Terra com sua atmosfera atual seria habitável na [[órbita]] de [[Vênus (planeta)|Vênus]], se tivesse a rotação lenta de Vênus. Se Vênus perdeu seu oceano de água devido a um [[Efeito estufa descontrolado#Vênus|efeito estufa descontrolado]], é provável que tenha tido uma taxa de rotação mais alta no passado. Alternativamente, Vênus nunca teve um oceano porque o vapor de água foi perdido para o espaço durante sua formação<ref>{{citar periódico| doi = 10.1038/nature12163|pmid=23719462|título= Emergence of two types of terrestrial planet on solidification of magma ocean|periódico= Nature| volume = 497|número= 7451| |página = 607–10|ano= 2013|último1= Hamano |primeiro1= K. |último2= Abe |primeiro2= Y. |último3= Genda |primeiro3= H. |bibcode=2013Natur.497..607H|s2cid=4416458}}</ref> e poderia ter sua rotação lenta ao longo de sua história.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/2041-8205/787/1/L2 | arxiv = 1404.4992 | url = http://home.uchicago.edu/~junyang28/Papers/Yang-et-al-Rotation_Rate.pdf |título= Strong Dependence of the Inner Edge of the Habitable Zone on Planetary Rotation Rate |periódico= The Astrophysical Journal | volume = 787 |número= 1 | |página = L2 |ano= 2014 |último1= Yang |primeiro1= J. |último2= Boué |primeiro2= G. L. |último3= Fabrycky |primeiro3= D. C. |último4= Abbot |primeiro4= D. S. | bibcode = 2014ApJ...787L...2Y | s2cid = 56145598 |acessodata= 2016-07-28 |arquivourl= https://web.archive.org/web/20160412161026/http://home.uchicago.edu/~junyang28/Papers/Yang-et-al-Rotation_Rate.pdf |arquivodata= 2016-04-12 |urlmorta= sim}}</ref> |
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Planetas [[bloqueados por maré]] (também conhecidos como planetas "globo ocular")<ref>{{citar web| url=http://planetplanet.net/2014/10/07/real-life-sci-fi-world-2-the-hot-eyeball-planet/|título=Real-life Sci-Fi World #2: the Hot Eyeball planet|obra=planetplanet|data=2014-10-07}}</ref> podem ser habitáveis mais perto de sua estrela do que se pensava anteriormente devido ao efeito das nuvens: em alto fluxo estelar, a convecção forte produz nuvens de água espessas perto do ponto subestelar que aumentam muito a velocidade planetária [[albedo]] e reduzir as temperaturas da superfície.<ref>{{citar periódico| arxiv=1307.0515|bibcode = 2013ApJ...771L..45Y |doi = 10.1088/2041-8205/771/2/L45 | volume=771|número= 2 |periódico=The Astrophysical Journal| |página=L45|ano= 2013 |último1= Yang |primeiro1= Jun |título= Stabilizing Cloud Feedback Dramatically Expands the Habitable Zone of Tidally Locked Planets |último2= Cowan |primeiro2= Nicolas B. |último3= Abbot |primeiro3= Dorian S. |s2cid = 14119086 }}</ref> |
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As zonas habitáveis geralmente são definidas em termos de temperatura da superfície, no entanto, mais da metade da biomassa da Terra é de micróbios subsuperficiais,<ref>{{citar periódico| doi = 10.1016/j.palaeo.2004.10.018|título= Expanding frontiers in deep subsurface microbiology|periódico= Palaeogeography, Palaeoclimatology, Palaeoecology| volume = 219|número= 1–2| |página = 131–155|ano= 2005|último1= Amend |primeiro1= J. P. |último2= Teske |primeiro2= A. | bibcode = 2005PPP...219..131A}}</ref> e a temperatura aumenta com a profundidade, de modo que a subsuperfície pode ser propícia para a vida microbiana quando a superfície está congelada e se isso é considerado, a zona habitável se estende muito mais longe da estrela,<ref>[https://www.bbc.co.uk/news/uk-scotland-north-east-orkney-shetland-25639306 Further away planets 'can support life' say researchers], BBC, 7 January 2014.</ref> mesmo [[planetas órfãos]] poderiam ter água líquida em profundidades suficientes no subsolo.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/2041-8205/735/2/L27| arxiv=1102.1108| url=https://www.researchgate.net/publication/48202561|título= The Steppenwolf: A Proposal for a Habitable Planet in Interstellar Space|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 735|número= 2| |página = L27|ano= 2011|último1= Abbot |primeiro1= D. S.|último2= Switzer |primeiro2= E. R.|bibcode=2011ApJ...735L..27A| s2cid=73631942}}</ref> Em uma era anterior do [[Universo]], a temperatura do [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|fundo cósmico de micro-ondas]] teria permitido que quaisquer planetas rochosos que existissem tivessem água líquida em sua superfície, independentemente de sua distância de uma estrela.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1017/S1473550414000196|título= The habitable epoch of the early Universe|periódico= International Journal of Astrobiology| volume = 13|número= 4| |página = 337–339|ano= 2014|último1= Loeb |primeiro1= A. |arxiv = 1312.0613 |bibcode = 2014IJAsB..13..337L | citeseerx = 10.1.1.748.4820| s2cid = 2777386}}</ref> Planetas semelhantes a [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] podem não ser habitáveis, mas podem ter [[Habitabilidade de satélites naturais|luas habitáveis]].<ref>[https://www.newscientist.com/article/mg22730320-300-home-sweet-exomoon-the-new-frontier-in-the-search-for-et/ Home, sweet exomoon: The new frontier in the search for ET], New Scientist, 29 July 2015</ref> |
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=== Eras do gelo e estados bola de neve === |
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{{VT|Era do gelo|Terra bola de neve}} |
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A borda externa da [[zona habitável]] é onde os [[planeta]]s estão completamente congelados, mas planetas bem dentro da zona habitável podem ficar congelados periodicamente. Se as flutuações orbitais ou outras causas produzirem resfriamento, isso criará mais gelo, mas o gelo refletirá a luz solar causando ainda mais resfriamento, criando um ciclo de feedback até que o planeta esteja completamente ou quase completamente congelado. Quando a superfície está congelada, isso interrompe o intemperismo do [[dióxido de carbono]], resultando em um acúmulo de dióxido de carbono na [[atmosfera]] a partir de emissões vulcânicas. Isso cria um [[efeito estufa]] que descongela o planeta novamente. Planetas com uma grande [[inclinação axial]]<ref>{{citar periódico| arxiv=1401.5323|bibcode = 2015P&SS..105...43L|título= Habitability of Earth-like planets with high obliquity and eccentric orbits: Results from a general circulation model |periódico= Planetary and Space Science|último1= Linsenmeier |primeiro1= Manuel |último2= Pascale |primeiro2= Salvatore |último3= Lucarini |primeiro3= Valerio |ano= 2014 |doi=10.1016/j.pss.2014.11.003 |volume=105 ||página=43–59|s2cid = 119202437}}</ref> são menos propensos a entrar em estados bola de neve e podem reter [[água líquida]] mais longe de sua [[estrela]]. Grandes flutuações de inclinação axial podem ter um efeito de aquecimento ainda maior do que uma grande inclinação fixa.<ref>Kelley, Peter (15 April 2014) [http://www.washington.edu/news/2014/04/15/astronomers-tilt-a-worlds-could-harbor-life/ Astronomers: 'Tilt-a-worlds' could harbor life]. www.washington.edu</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1089/ast.2013.1129| pmid = 24611714|título= Effects of Extreme Obliquity Variations on the Habitability of Exoplanets|periódico= Astrobiology| volume = 14|número= 4| |página = 277–291|ano= 2014|último1= Armstrong |primeiro1= J. C. |último2= Barnes |primeiro2= R.|último3= Domagal-Goldman |primeiro3= S.|último4= Breiner |primeiro4= J.|último5= Quinn |primeiro5= T. R. |último6= Meadows |primeiro6= V. S. | bibcode=2014AsBio..14..277A|arxiv = 1404.3686 | pmc=3995117}}</ref> Paradoxalmente, planetas que orbitam estrelas mais frias, como [[anãs vermelhas]], são menos propensos a entrar em estados bola de neve porque a [[radiação infravermelha]] emitida por estrelas mais frias é principalmente em comprimentos de onda que são absorvidos pelo gelo que o aquece.<ref>Kelley, Peter (18 July 2013) [http://www.washington.edu/news/2013/07/18/a-warmer-planetary-haven-around-cool-stars-as-ice-warms-rather-than-cools/ A warmer planetary haven around cool stars, as ice warms rather than cools]. www.washington.edu</ref><ref>{{citar periódico| doi = 10.1088/2041-8205/785/1/L9|título= Spectrum-Driven Planetary Deglaciation Due to Increases in Stellar Luminosity|periódico= The Astrophysical Journal| volume = 785|número= 1| |página = L9|ano= 2014|último1= Shields |primeiro1= A. L. |último2= Bitz |primeiro2= C. M. |author-link2=Cecilia Bitz|último3= Meadows |primeiro3= V. S. |último4= Joshi |primeiro4= M. M. |último5= Robinson |primeiro5= T. D. |arxiv = 1403.3695 |bibcode = 2014ApJ...785L...9S | s2cid = 118544889}}</ref> |
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=== Aquecimento de maré === |
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{{VT|Aquecimento de maré}} |
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Se um planeta tem uma [[órbita excêntrica]], o [[aquecimento de maré]] pode fornecer outra fonte de energia além da radiação estelar. Isso significa que planetas excêntricos na [[zona habitável]] radiativa podem ser muito quentes para a [[água líquida]]. A maré também [[Circularização de maré|circularizam]] as [[órbita]]s ao longo do tempo para que possa haver planetas na zona habitável com [[órbitas circulares]] que não têm água porque costumavam ter órbitas excêntricas.<ref>{{citar periódico| doi = 10.1089/ast.2012.0851| pmid = 23537135|título= Tidal Venuses: Triggering a Climate Catastrophe via Tidal Heating|periódico= Astrobiology| volume = 13|número= 3| |página = 225–250|ano= 2013|último1= Barnes |primeiro1= R. |último2= Mullins |primeiro2= K. |último3= Goldblatt |primeiro3= C. |último4= Meadows |primeiro4= V. S. |último5= Kasting |primeiro5= J. F. |último6= Heller |primeiro6= R. | bibcode=2013AsBio..13..225B|arxiv = 1203.5104 | pmc=3612283}}</ref> Planetas excêntricos mais distantes do que a zona habitável ainda teriam superfícies congeladas, mas o aquecimento de maré poderia criar um [[oceano subterrâneo]] semelhante ao de [[Europa (satélite)|Europa]].<ref name="Superhabitable">{{citar periódico| doi = 10.1089/ast.2013.1088| pmid = 24380533|título= Superhabitable Worlds|periódico= Astrobiology| volume = 14|número= 1| |página = 50–66|ano= 2014|último1= Heller |primeiro1= R. |último2= Armstrong |primeiro2= J. | bibcode=2014AsBio..14...50H|arxiv = 1401.2392 | s2cid = 1824897}}</ref> Em alguns [[sistemas planetários]], como no sistema [[Upsilon Andromedae]], a excentricidade das órbitas é mantida ou mesmo variada periodicamente por perturbações de outros planetas no sistema. O aquecimento de maré pode causar a liberação de gases do [[manto]], contribuindo para a formação e reabastecimento de uma [[atmosfera]].<ref>{{citar periódico| doi = 10.1111/j.1365-2966.2008.13868.x|título= Tidal heating of terrestrial extrasolar planets and implications for their habitability|periódico= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume = 391|número= 1| |página = 237–245|ano= 2008|último1= Jackson |primeiro1= B. |último2= Barnes |primeiro2= R. |último3= Greenberg |primeiro3= R. | bibcode = 2008MNRAS.391..237J|arxiv = 0808.2770 | s2cid = 19930771}}</ref> |
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=== Planetas potencialmente habitáveis === |
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{{VT|Lista de exoplanetas potencialmente habitáveis|Lista de candidatos a exoplanetas terrestres mais próximos}} |
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Uma revisão em 2015 identificou os exoplanetas [[Kepler-62f]], [[Kepler-186f]] e [[Kepler-442b]] como os melhores candidatos a serem potencialmente habitáveis.<ref name=centauridreams>{{citar web| url=http://www.centauri-dreams.org/?p=32470|título=A Review of the Best Habitable Planet Candidates |autor=Paul Gilster, Andrew LePage|data=2015-01-30|publicado=Centauri Dreams, Tau Zero Foundation|acessodata=2015-07-24}}</ref> Estes estão a uma distância de 1.200, 490 e 1.120 [[anos-luz]] de distância, respectivamente. Destes, Kepler-186f é de tamanho semelhante ao da [[Terra]] com sua medida de [[raio terrestre]] de 1.2, e está localizado na borda externa da [[zona habitável]] em torno de sua [[estrela]] [[anã vermelha]]. |
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Ao olhar para os candidatos a exoplanetas terrestres mais próximos, [[Proxima Centauri b]] está a cerca de 4.2 anos-luz de distância. Sua temperatura de equilíbrio é estimada em -39 [[°C]] (234 [[Kelvin|K]]).<ref>{{citar livro|título=The Mystery of the Seven Spheres: How Homo sapiens will Conquer Space|autor=Giovanni F. Bignami|publicado=Springer|ano=2015| isbn=978-3-319-17004-6 | url = https://books.google.com/books?id=crvpCQAAQBAJ&pg=PA110|página= 110}}</ref> |
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==== Planetas do tamanho da Terra ==== |
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{{VT|Análogo à Terra}} |
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* Em novembro de 2013, estimou-se que 22±8% das [[estrela]]s são [[Análogo solar|semelhantes ao Sol]]<ref group="lower-alpha" name="footnoteA"/> na [[Via Láctea]] podem ter um [[planeta]] do tamanho da [[Terra]]<ref group="lower-alpha" name="footnoteB"/> na [[zona habitável]].<ref group=lower-alpha name=footnoteC/><ref name="ucb1in5" /><ref name="earthsunhzprev" /> Assumindo 200 bilhões de estrelas na Via Láctea,<ref group="lower-alpha" name="footnoteD"/> seriam 11 bilhões de planetas potencialmente habitáveis, subindo para 40 bilhões se as [[anãs vermelhas]] forem incluídas.<ref name="LATimes-20131104">{{citar jornal|último=Khan |primeiro=Amina |título=Milky Way may host billions of Earth-size planets |url=http://www.latimes.com/science/la-sci-earth-like-planets-20131105,0,2673237.story |data=4-11-2013 |obra=[[Los Angeles Times]] |acessodata=5-11-2013 }}</ref> |
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* [[Kepler-186f]], um planeta de 1.2 [[raio da Terra]] na zona habitável de uma anã vermelha, relatado em abril de 2014. |
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* [[Proxima Centauri b]], um planeta na zona habitável de [[Proxima Centauri]], a estrela conhecida mais próxima do [[Sistema Solar]] com uma [[massa mínima]] estimada de 1.27 vezes a [[massa da Terra]]. |
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* Em fevereiro de 2013, pesquisadores especularam que até 6% das pequenas anãs vermelhas podem ter planetas do tamanho da Terra. Isso sugere que o mais próximo do Sistema Solar pode estar a 13 [[anos-luz]] de distância. A distância estimada aumenta para 21 anos-luz quando é utilizado um [[intervalo de confiança]] de 95%.<ref name="howell-2013">{{citar jornal| url=http://www.space.com/19667-closest-alien-earth-exoplanets.html |título=Closest 'Alien Earth' May Be 13 Light-Years Away |obra=Space.com |data=6-02-2013 |agência=TechMediaNetwork |acessodata=7-02-2013 |autor=Howell, Elizabeth}}</ref> Em março de 2013, uma estimativa revisada deu uma taxa de ocorrência de 50% para planetas do tamanho da Terra na zona habitável de anãs vermelhas.<ref name="Habitable Exoplanet Re-estimate">{{citar periódico|último=Kopparapu |primeiro=Ravi Kumar |título=A revised estimate of the occurrence rate of terrestrial planets in the habitable zones around Kepler M-dwarfs |periódico=[[The Astrophysical Journal Letters]] |data=março de 2013|arxiv=1303.2649 |bibcode=2013ApJ...767L...8K|volume=767|número=1 ||página=L8| doi=10.1088/2041-8205/767/1/L8|s2cid=119103101 }}</ref> |
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* Com 1.63 vezes o raio da Terra, [[Kepler-452b]] é o primeiro planeta quase do tamanho da Terra descoberto na "zona habitável" em torno de uma estrela semelhante ao Sol de [[Classificação estelar#Classe G|classe G2]] (julho de 2015).<ref>{{citar web|título= NASA's Kepler Mission Discovers Bigger, Older Cousin to Earth| url = http://www.nasa.gov/press-release/nasa-kepler-mission-discovers-bigger-older-cousin-to-earth |acessodata= 2015-07-23|data= 2015-07-23 }}</ref> |
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== Notas == |
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{{reflist|group=lower-alpha}} |
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{{referências}} |
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== Leitura adicional == |
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* {{citar livro|último= Boss |primeiro= Alan |ano= 2009 |título= The Crowded Universe: The Search for Living Planets |publicado= Basic Books | bibcode = 2009cusl.book.....B}} {{ISBN|978-0-465-00936-7}} (Hardback); {{ISBN|978-0-465-02039-3}} (Paperback). |
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* {{citar livro|último= Dorminey |primeiro= Bruce |ano= 2001 |título= Distant Wanderers |publicado= Springer-Verlag |títulolink= Distant Wanderers (book)}} {{ISBN|978-0-387-95074-7}} (Hardback); {{ISBN|978-1-4419-2872-6}} (Paperback). |
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* {{citar livro|último= Jayawardhana |primeiro= Ray |ano= 2011 |título= Strange New Worlds: The Search for Alien Planets and Life beyond Our Solar System |local= Princeton, NJ |publicado= Princeton University Press}} {{ISBN|978-0-691-14254-8}} (Hardcover). |
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* {{citar livro|último= Perryman |primeiro= Michael |ano= 2011 |título=The Exoplanet Handbook |publicado= Cambridge University Press | isbn = 978-0-521-76559-6}} |
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* {{citar livro|editor-sobrenome= Seager |editor-nome= Sara |ano=2011 |título=Exoplanets |publicado= University of Arizona Press}} {{ISBN|978-0-8165-2945-2}}. |
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* {{citar livro|último1= Villard |primeiro1= Ray |último2=Cook |primeiro2=Lynette R. |ano= 2005 |título=Infinite Worlds: An Illustrated Voyage to Planets Beyond Our Sun |publicado= University of California Press |títulolink= Infinite Worlds: An Illustrated Voyage to Planets Beyond Our Sun}} {{ISBN|978-0-520-23710-0}}. |
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* {{citar livro|último= Yaqoob |primeiro= Tahir |ano= 2011 |título= Exoplanets and Alien Solar Systems |publicado=New Earth Labs (Education and Outreach)}} {{ISBN|978-0-9741689-2-0}} (Paperback). |
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* {{citar livro|último1= van Dishoeck |primeiro1= Ewine F. |periódico= Protostars and Planets Vi ||página= 835 |último2= Bergin |primeiro2=Edwin A. |último3= Lis |primeiro3=Dariusz C. |último4= Lunine |primeiro4= Jonathan I. |título= Protostars and Planets VI |ano= 2014 |doi= 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch036 |capítulo= Water: From Clouds to Planets |isbn= 978-0-8165-3124-0 |arxiv = 1401.8103 |bibcode = 2014prpl.conf..835V |s2cid= 55875067}} |
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== Ligações externas == |
== Ligações externas == |
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{{Commons category|Exoplanets}} |
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{{wikinotícias|Descobertos mais 32 exoplanetas}} |
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{{Wikiversity|Observational astronomy/Extrasolar planet}} |
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* {{link|en|http://exoplanet.eu/catalog.php|Lista de exoplanetas}} |
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{{Scholia|topic}} |
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* {{link|pt|http://www.astro.iag.usp.br/~sylvio/exoplanets/planetas.htm|manual sobre exoplanetas}} |
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* [https://www.seti.org/what-exoplanet What Is An Exoplanet? (SETI; 2020)] |
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* [https://exoplanetschannel.wixsite.com/home/habitable-exoplanets-catalog Earth Similarity Index Calculator] |
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* [http://www.exoplanet.eu/ The Extrasolar Planets Encyclopaedia] ([[Paris Observatory]]) |
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* [http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/ NASA Exoplanet Archive] |
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* [http://www.openexoplanetcatalogue.com/ Open Exoplanet Catalogue] |
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* [http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog The Habitable Exoplanets Catalog] (PHL/[[University of Puerto Rico at Arecibo|UPR Arecibo]]) |
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* [http://www.ucm.es/info/Astrof/recopilaciones/planetas_ext.html Extrasolar Planets] – D. Montes, UCM |
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* [https://web.archive.org/web/20081203091324/http://media4.obspm.fr/exoplanets/ Exoplanets] at Paris Observatory |
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* [http://exographs.net/ Graphical Comparison of Extrasolar Planets] |
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* {{youTube|Td_YeAdygJE|Video (1:00): Kepler Orrey V (October 2018)}} |
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* {{youtube|eaSaVanPysA|Video (1:35): "Cosmic Milestone" − 5000 Exoplanets Confirmed (NASA; March 2022)}} |
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Revisão das 12h43min de 7 de maio de 2022
Um exoplaneta ou planeta extrasolar é um planeta fora do Sistema Solar. A primeira evidência possível de um exoplaneta foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal.[1] A primeira confirmação da detecção ocorreu em 1992. Um planeta diferente, detectado inicialmente em 1988, foi confirmado em 2003. 26 de abril de 2024, existem 5660 exoplanetas confirmados em 4167 sistemas planetários, com 896 sistemas com mais de um exoplaneta.[2][3]
Existem muitos métodos de detecção de exoplanetas. A fotometria de trânsito e a espectroscopia Doppler foram as que mais encontraram, mas esses métodos sofrem de um claro viés observacional que favorece a detecção de planetas próximos à estrela; assim, 85% dos exoplanetas detectados estão dentro da zona de bloqueio de maré.[4] Em vários casos, vários planetas foram observados em torno de uma estrela.[5] Cerca de 1 em cada 5 estrelas semelhantes ao Sol[a] tem um planeta do "tamanho da Terra"[b] na zona habitável.[c][6][7] Supondo que existam 200 bilhões de estrelas na Via Láctea, pode-se supor que existam 11 bilhões de planetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra na Via Láctea, subindo para 40 bilhões se os planetas orbitando as numerosas anãs vermelhas se forem incluídos.[8]
O planeta menos massivo conhecido é Draugr (também conhecido como PSR B1257+12 A ou PSR B1257+12 b), que tem cerca de duas vezes a massa da Lua. O planeta mais massivo listado no NASA Exoplanet Archive é HR 2562 b,[9][10] cerca de 30 vezes a massa de Júpiter. No entanto, de acordo com algumas definições de planeta (com base na fusão nuclear de deutério),[11] é muito massivo para ser um planeta e pode ser uma anã marrom. Os períodos orbitais conhecidos para exoplanetas variam de algumas horas (para aqueles mais próximos de sua estrela) a milhares de anos. Alguns exoplanetas estão tão longe da estrela que é difícil dizer se estão gravitacionalmente ligados a ela. Quase todos os planetas detectados até agora estão dentro da Via Láctea. No entanto, há evidências de que planetas extragalácticos, exoplanetas mais distantes em galáxias além da galáxia local da Via Láctea.[12][13] Os exoplanetas mais próximos estão localizados a 4.2 anos-luz (1.3 parsecs) da Terra e orbitam Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol.[14]
A descoberta de exoplanetas intensificou o interesse na busca por vida extraterrestre. Há um interesse especial em planetas que orbitam na zona habitável de uma estrela, onde é possível que a água líquida, um pré-requisito para a vida na Terra, exista na superfície. No entanto, o estudo da habitabilidade planetária também considera uma ampla gama de outros fatores na determinação da adequação de um planeta para abrigar vida.[15]
Planetas órfãos são aqueles que não orbitam nenhuma estrela. Esses objetos são considerados uma categoria separada de planetas, especialmente se forem gigantes gasosos, muitas vezes contados como subanãs marrons.[16] Os planetas órfãos na Via Láctea possivelmente chegam a bilhões ou mais.[17][18]
Definição
União Astronômica Internacional
A definição oficial do termo planeta usada pela União Astronômica Internacional (IAU) abrange apenas o Sistema Solar e, portanto, não se aplica a exoplanetas.[19][20] O Grupo de Trabalho da IAU sobre Planetas Extra-solares emitiu uma declaração de posição contendo uma definição de trabalho de "planeta" em 2001 e que foi modificada em 2003.[21] Um exoplaneta foi definido pelos seguintes critérios:
- Objetos com massas verdadeiras abaixo da massa limite para a fusão termonuclear de deutério (atualmente calculada em 13 massas de Júpiter para objetos de metalicidade solar) que orbitam estrelas ou remanescentes estelares são "planetas" (não importa como eles se formaram). A massa/tamanho mínimo necessário para que um objeto extra-solar seja considerado um planeta deve ser o mesmo usado no Sistema Solar.
- Objetos subestelares com massas verdadeiras acima da massa limite para a fusão termonuclear de deutério são "anãs marrons", não importa como elas se formaram ou onde estejam localizadas.
- Objetos flutuantes em aglomerados de estrelas jovens com massas abaixo da massa limite para a fusão termonuclear de deutério não são "planetas", mas são "subanãs marrons" (ou qualquer nome que seja mais apropriado).
Esta definição de trabalho foi alterada pela Comissão F2 da IAU: Exoplanetas e o Sistema Solar em agosto de 2018.[22] A definição oficial de trabalho de um exoplaneta é agora a seguinte:
- Objetos com massas verdadeiras abaixo da massa limite para fusão termonuclear de deutério (atualmente calculada em 13 massas de Júpiter para objetos de metalicidade solar) que orbitam estrelas, anãs marrons ou remanescentes estelares e que têm uma razão de massa com o objeto central abaixo da instabilidade L4/L5 (M/Mcentral < 2/(25+√621) são "planetas" (não importa como eles se formam).
- A massa/tamanho mínimo necessário para que um objeto extra-solar seja considerado um planeta deve ser o mesmo usado em nosso Sistema Solar.
A IAU observou que esta definição pode evoluir à medida que o conhecimento melhora.
Alternativas
A definição de trabalho da União Astronómica Internacional (IAU) nem sempre é usada. Uma sugestão alternativa é que os planetas devem ser distinguidos das anãs marrons com base na formação. Pensa-se amplamente que os planetas gigantes se formam através da acreção do núcleo, que às vezes pode produzir planetas com massas acima do limiar de fusão de deutério;[23][24][11] planetas massivos desse tipo já podem ter sido observados.[25] As anãs marrons se formam como estrelas a partir do colapso gravitacional direto de nuvens de gás e esse mecanismo de formação também produz objetos que estão abaixo do limite de 13 MJup e podem ser tão baixos quanto 1 MJup.[26] Objetos nesta faixa de massa que orbitam suas estrelas com amplas separações de centenas ou milhares de UA e têm grandes proporções de massa estrela/objeto provavelmente formadas como anãs marrons; suas atmosferas provavelmente teriam uma composição mais semelhante à sua estrela hospedeira do que planetas formados por acreção, que conteriam uma maior abundância de elementos mais pesados. A maioria dos planetas fotografados diretamente em abril de 2014 são massivos e têm órbitas amplas, então provavelmente representam o final de baixa massa da formação de anãs marrons.[27] Um estudo sugere que objetos acima de 10 MJup se formaram por instabilidade gravitacional e não devem ser considerados planetas.[28]
Além disso, o ponto de corte de 13 MJup não tem um significado físico preciso. A fusão de deutério pode ocorrer em alguns objetos com massa abaixo desse ponto de corte.[11] A quantidade de deutério fundido depende até certo ponto da composição do objeto.[29] A partir de 2011, a Extrasolar Planets Encyclopaedia incluiu objetos de até 25 MJup, dizendo: "O fato de não haver nenhuma característica especial em torno de 13 MJup no espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa".[30] A partir de 2016, esse limite foi aumentado para 60 MJup[31] com base em um estudo das relações massa-densidade.[32] O Exoplanet Data Explorer inclui objetos de até 24 MJup com o aviso: "A distinção de 13 MJup pelo Grupo de Trabalho da IAU é fisicamente desmotivada para planetas com núcleos rochosos e observacionalmente problemática devido à ambiguidade do pecado".[33] O NASA Exoplanet Archive inclui objetos com massa (ou massa mínima) igual ou inferior a 30 MJup.[34] Outro critério para separar planetas e anãs marrons, em vez de fusão de deutério, processo de formação ou localização, é se a pressão do núcleo é dominada pela pressão de coulomb ou pressão de degenerescência eletrônica com a linha divisória em cerca de 5 MJup.[35][36]
Nomenclatura
Ver artigo principal: Convenção de nomenclatura de exoplanetaA convenção para designar exoplanetas é uma extensão do sistema usado para designar sistemas de múltiplas estrelas, conforme adotado pela União Astronômica Internacional (IAU). Para exoplanetas orbitando uma única estrela, a designação IAU é formada tomando o nome designado ou próprio de sua estrela hospedeira e adicionando uma letra minúscula.[38] As letras são dadas em ordem de descoberta de cada planeta em torno da estrela hospedeira, de modo que o primeiro planeta descoberto em um sistema é designado "b" (a estrela hospedeira é considerada "a") e os planetas posteriores recebem letras subsequentes. Se vários planetas no mesmo sistema são descobertos ao mesmo tempo, o mais próximo da estrela recebe a próxima letra, seguido pelos outros planetas em ordem de tamanho orbital. Existe um padrão provisório sancionado pela IAU para acomodar a designação de planetas circumbinários. Um número limitado de exoplanetas tem nomes próprios sancionados pela IAU. Existem outros sistemas de nomenclatura.
Histórico de detecção
Durante séculos, cientistas, filósofos e escritores de ficção científica suspeitaram da existência de exoplanetas, mas não havia como saber se existiam, quão comuns eram ou quão semelhantes poderiam ser aos planetas do Sistema Solar. Várias alegações de detecção feitas no século XIX foram rejeitadas pelos astrônomos.
A primeira evidência de um possível exoplaneta, orbitando Van Maanen 2, foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. O astrônomo Walter Sydney Adams, que mais tarde se tornou diretor do Observatório Monte Wilson, produziu um espectro da estrela usando o telescópio de 60 polegadas de Monte Wilson. Ele interpretou o espectro como sendo de uma estrela de classe F da sequência principal, mas agora pensa-se que tal espectro pode ser causado pelo resíduo de um exoplaneta próximo que foi pulverizado em poeira pela gravidade da estrela, o resultado poeira, em seguida, caindo sobre a estrela.[1]
A primeira suspeita de detecção científica de um exoplaneta ocorreu em 1988. Pouco depois, a primeira confirmação da detecção veio em 1992, com a descoberta de vários planetas de massa terrestre orbitando o pulsar PSR B1257+12.[39] A primeira confirmação de um exoplaneta orbitando uma estrela da sequência principal foi feita em 1995, quando um planeta gigante foi encontrado em uma órbita de quatro dias em torno da estrela próxima 51 Pegasi. Alguns exoplanetas foram fotografados diretamente por telescópios, mas a grande maioria foi detectada por métodos indiretos, como o método de trânsito e o método de velocidade radial. Em fevereiro de 2018, pesquisadores usando o Observatório de raios-X Chandra, combinado com uma técnica de detecção de planetas chamada microlente, encontraram evidências de planetas em uma galáxia distante, afirmando que "alguns desses exoplanetas são tão (relativamente) pequenos quanto a Lua, enquanto outros são tão massivos quanto Júpiter. Ao contrário da Terra, a maioria dos exoplanetas não está fortemente ligada às estrelas, então eles estão realmente vagando pelo espaço ou orbitando vagamente entre as estrelas. Podemos estimar que o número de planetas nesta galáxia [distante] é superior a um trilhão.[40] Em 21 de março de 2022, mais de 5.000 exoplanetas além do nosso Sistema Solar foram confirmados.[41]
Especulações iniciais
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Este espaço que declaramos ser infinito... Nele há uma infinidade de mundos do mesmo tipo que o nosso. | 
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— Giordano Bruno (1584)[42] | ||
No século XVI, o filósofo italiano Giordano Bruno, um dos primeiros defensores da teoria copernicana de que a Terra e outros planetas orbitam o Sol (heliocentrismo), apresentou a visão de que as estrelas fixas são semelhantes ao Sol e também são acompanhadas por planetas.
No século XVIII, a mesma possibilidade foi mencionada por Isaac Newton no "Scholium Generale" que conclui seus Principia. Fazendo uma comparação com os planetas do Sol, ele escreveu: "E se as estrelas fixas são os centros de sistemas semelhantes, todas elas serão construídas de acordo com um projeto semelhante e sujeitas ao domínio de Um".[43]
Em 1952, mais de 40 anos antes da descoberta do primeiro Júpiter quente, Otto Struve escreveu que não há razão convincente para que os planetas não possam estar muito mais próximos de sua estrela hospedeira do que no Sistema Solar, e propôs que a espectroscopia Doppler e o método de trânsito poderia detectar super-Júpiter em órbitas curtas.[44]
Reivindicações desacreditadas
Reivindicações de detecções de exoplanetas foram feitas desde o século XIX. Alguns dos primeiros envolvem a estrela binária 70 Ophiuchi. Em 1855, William Stephen Jacob, do Observatório Madras da Companhia Britânica das Índias Orientais, relatou que as anomalias orbitais tornavam "altamente provável" que houvesse um "corpo planetário" neste sistema.[45] Na década de 1890, Thomas J. J. See, da Universidade de Chicago e do Observatório Naval dos Estados Unidos, afirmou que as anomalias orbitais provavam a existência de um corpo escuro no sistema 70 Ophiuchi com um período de 36 anos em torno de uma das estrelas.[46] No entanto, Forest Ray Moulton publicou um artigo provando que um sistema de três corpos com esses parâmetros orbitais seria altamente instável.[47] Durante as décadas de 1950 e 1960, Peter van de Kamp, do Swarthmore College, fez outra série proeminente de alegações de detecção, desta vez para planetas que orbitam a Estrela de Barnard.[48] Os astrônomos agora geralmente consideram todos os primeiros relatos de detecção como errôneos.[49]
Em 1991, Andrew Lyne, Matthew Bailes e S. L. Shemar afirmaram ter descoberto um planeta de pulsar em órbita ao redor de PSR 1829-10, usando variações de tempo de pulsar.[50] A alegação recebeu intensa atenção brevemente, mas Lyne e sua equipe logo a retiraram.[51]
Descobertas confirmadas
Os três planetas conhecidos da estrela HR 8799, fotografados pelo Telescópio Hale. A luz da estrela central foi apagada por um coronógrafo de vórtice vetorial
2MASS J044144 é uma anã marrom com uma companheira de cerca de 5 a 10 vezes a massa de Júpiter. Não está claro se este objeto companheiro é uma subanã marrom ou um planeta
Ver artigo principal: Descobertas de exoplanetasEm 26 de abril de 2024, um total de 5660 exoplanetas confirmados estão listados na Extrasolar Planets Encyclopaedia, incluindo alguns que foram confirmações de alegações controversas do final dos anos 80.[2] A primeira descoberta publicada a receber confirmação subsequente foi feita em 1988 pelos astrônomos canadenses Bruce Campbell, G. A. H. Walker e Stephenson Yang da Universidade de Vitória e da Universidade da Colúmbia Britânica.[52] Embora eles tenham sido cautelosos em reivindicar uma detecção planetária, suas observações de velocidade radial sugeriram que um planeta orbita a estrela Gamma Cephei. Em parte porque as observações estavam no limite das capacidades instrumentais na época, os astrônomos permaneceram céticos por vários anos sobre essa e outras observações semelhantes. Pensava-se que alguns dos planetas aparentes poderiam ter sido anãs marrons, objetos intermediários em massa entre planetas e estrelas. Em 1990, foram publicadas observações adicionais que apoiaram a existência do planeta orbitando Gamma Cephei,[53] mas trabalhos subsequentes em 1992 novamente levantaram sérias dúvidas.[54] Finalmente, em 2003, técnicas aprimoradas permitiram confirmar a existência do planeta.[55]
Em 9 de janeiro de 1992, os radioastrônomos Aleksander Wolszczan e Dale Frail anunciaram a descoberta de dois planetas orbitando o pulsar PSR B1257+12.[39] Esta descoberta foi confirmada e é geralmente considerada a primeira detecção definitiva de exoplanetas. Observações de acompanhamento solidificaram esses resultados, e a confirmação de um terceiro exoplaneta em 1994 reviveu o tópico na imprensa popular.[56] Acredita-se que esses planetas de pulsar tenham se formado a partir de remanescentes incomuns da supernova que produziu o pulsar, em uma segunda rodada de formação de planetas, ou então os núcleos rochosos remanescentes de gigantes gasosos que de alguma forma sobreviveram à supernova e depois decaíram em sua atual órbitas. Como os pulsares são estrelas agressivas, foi considerado improvável na época que um planeta pudesse ser formado em sua órbita.[57]
No início da década de 1990, um grupo de astrônomos liderados por Donald C. Backer, que estudavam o que pensavam ser um pulsar binário (PSR B1620-26 b), determinou que um terceiro objeto era necessário para explicar os desvios Doppler observados. Em poucos anos, os efeitos gravitacionais do planeta na órbita do pulsar e da anã branca foram medidos, dando uma estimativa da massa do terceiro objeto que era pequeno demais para ser uma estrela. A conclusão de que o terceiro objeto era um planeta foi anunciada por Stephen E. Thorsett e seus colaboradores em 1993.[58]
Em 6 de outubro de 1995, Michel Mayor e Didier P. Queloz, da Universidade de Genebra, anunciaram a primeira detecção definitiva de um exoplaneta orbitando uma estrela da sequência principal, a estrela próxima de classe G 51 Pegasi.[59][60][61] Esta descoberta, feita no Observatório de Haute-Provence, inaugurou a era moderna da descoberta exoplanetária e foi reconhecida por uma parte do Prêmio Nobel de Física de 2019. Os avanços tecnológicos, principalmente na espectroscopia de alta resolução, levaram à rápida detecção de muitos novos exoplanetas: os astrônomos podiam detectar exoplanetas indiretamente medindo sua influência gravitacional no movimento de suas estrelas hospedeiras. Mais exoplanetas foram detectados mais tarde, observando a variação na luminosidade aparente de uma estrela à medida que um planeta em órbita transitava na frente dela.[59]
Inicialmente, os exoplanetas mais conhecidos eram planetas massivos que orbitavam muito perto de suas estrelas hospedeiras. Os astrônomos ficaram surpresos com esses "Júpiteres quentes", porque as teorias de formação planetária indicavam que planetas gigantes só deveriam se formar a grandes distâncias das estrelas. Mas, eventualmente, mais planetas de outros tipos foram encontrados, e agora está claro que os Júpiteres quentes constituem a minoria dos exoplanetas.[59] Em 1999, Upsilon Andromedae tornou-se a primeira estrela da sequência principal conhecida por ter vários planetas.[62] Kepler-16 contém o primeiro planeta descoberto que orbita em torno de um sistema estelar binário de sequência principal.[63]
Em 26 de fevereiro de 2014, a NASA anunciou a descoberta de 715 exoplanetas recém-verificados em torno de 305 estrelas pelo Telescópio Espacial Kepler. Esses exoplanetas foram verificados usando uma técnica estatística chamada "verificação por multiplicidade".[64][65][66] Antes desses resultados, a maioria dos planetas confirmados eram gigantes gasosos comparáveis em tamanho a Júpiter ou maiores porque são mais facilmente detectados, mas os planetas Kepler estão principalmente entre o tamanho de Netuno e o tamanho da Terra.[64]
Em 23 de julho de 2015, a NASA anunciou Kepler-452b, um planeta quase do tamanho da Terra orbitando a zona habitável de uma estrela doe classe G2.[67]
Em 6 de setembro de 2018, a NASA descobriu um exoplaneta a cerca de 145 anos-luz da Terra na constelação de Virgo.[68] Este exoplaneta, Wolf 503b, tem o dobro do tamanho da Terra e foi descoberto orbitando um tipo de estrela conhecido como "anã laranja". Wolf 503b completa uma órbita em apenas seis dias porque está muito próximo da estrela. Wolf 503b é o único exoplaneta tão grande que pode ser encontrado perto da chamada lacuna de Fulton. A lacuna de Fulton, notada pela primeira vez em 2017, é a observação de que é incomum encontrar planetas dentro de uma certa faixa de massa.[68] Sob os estudos da lacuna de Fulton, isso abre um novo campo para os astrônomos, que ainda estão estudando se os planetas encontrados na lacuna de Fulton são gasosos ou rochosos.[68]
Em janeiro de 2020, os cientistas anunciaram a descoberta do TOI-700 d, o primeiro planeta do tamanho da Terra na zona habitável detectado pelo TESS.[69]
Descobertas de candidatos
Em janeiro de 2020, as missões Kepler e TESS da NASA identificaram 4.374 candidatos planetários ainda a serem confirmados,[70] vários deles sendo quase do tamanho da Terra e localizados na zona habitável, alguns em torno de estrelas semelhantes ao Sol.[71][72][73]
Em setembro de 2020, os astrônomos relataram evidências, pela primeira vez, de um planeta extragaláctico, M51-ULS-1b, detectado ao eclipsar uma fonte brilhante de raios-X, na Galáxia do Redemoinho (M51a).[76][77]
Também em setembro de 2020, astrônomos usando técnicas de microlente relataram a detecção, pela primeira vez, de um planeta órfão de massa terrestre não ligado a qualquer estrela e flutuando livremente na Via Láctea.[78][79]
Métodos de detecção
Ver artigo principal: Métodos de detecção de exoplanetasImagem direta
Os planetas são extremamente fracos em comparação com suas estrelas hospedeiras. Por exemplo, uma estrela parecida com o Sol é cerca de um bilhão de vezes mais brilhante do que a luz refletida de qualquer exoplaneta que a orbita. É difícil detectar uma fonte de luz tão fraca e, além disso, a estrela hospedeira causa um brilho que tende a eliminá-la. É necessário bloquear a luz da estrela hospedeira para reduzir o brilho deixando a luz do planeta detectável; fazer isso é um grande desafio técnico que requer extrema estabilidade optotérmica.[80] Todos os exoplanetas que foram fotografados diretamente são grandes (mais massivos que Júpiter) e amplamente separados de sua estrela hospedeira.
Instrumentos de imagem direta especialmente projetados, como o Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE e o SCExAO, farão imagens de dezenas de gigantes gasosos, mas a grande maioria dos exoplanetas conhecidos só foi detectada por métodos indiretos. A seguir estão os métodos indiretos que provaram ser úteis:
Métodos indiretos
- Se um planeta cruza (ou transita) na frente do disco de sua estrela hospedeira, o brilho observado da estrela diminui um pouco. A quantidade pela qual a estrela escurece depende de seu tamanho e do tamanho do planeta, entre outros fatores. Como o método de trânsito requer que a órbita do planeta cruze uma linha de visão entre a estrela hospedeira e a Terra, a probabilidade de um exoplaneta em uma órbita orientada aleatoriamente ser observado transitando pela estrela é um pouco pequena. O Telescópio Espacial Kepler usou esse método.
- À medida que um planeta orbita uma estrela, a estrela também se move em sua própria pequena órbita ao redor do centro de massa do sistema. Variações na velocidade radial da estrela, ou seja, a velocidade com que ela se aproxima ou se afasta da Terra, podem ser detectadas a partir de deslocamentos nas linhas espectrais da estrela devido ao efeito Doppler. Variações de velocidade radial extremamente pequenas podem ser observadas, de 1 m/s ou até um pouco menos.[81]
- Quando vários planetas estão presentes, cada um perturba ligeiramente as órbitas dos outros. Pequenas variações nos tempos de trânsito de um planeta podem, assim, indicar a presença de outro planeta, que pode ou não transitar. Por exemplo, variações nos trânsitos do planeta Kepler-19b sugerem a existência de um segundo planeta no sistema, o Kepler-19c não transitório.[82][83]
- Quando um planeta orbita várias estrelas ou se o planeta tiver luas, seu tempo de trânsito pode variar significativamente por trânsito. Embora nenhum novo planeta ou lua tenha sido descoberto com este método, ele é usado para confirmar com sucesso muitos planetas circumbinários em trânsito.[84]
- A microlente ocorre quando o campo gravitacional de uma estrela age como uma lente, ampliando a luz de uma estrela distante de fundo. Os planetas que orbitam a estrela de lente podem causar anomalias detectáveis na ampliação à medida que varia ao longo do tempo. Ao contrário da maioria dos outros métodos que têm viés de detecção para planetas com órbitas pequenas (ou para imagens resolvidas, grandes), o método de microlente é mais sensível para detectar planetas em torno de 1 a 10 UA de distância de estrelas semelhantes ao Sol.
- A astrometria consiste em medir com precisão a posição de uma estrela no céu e observar as mudanças nessa posição ao longo do tempo. O movimento de uma estrela devido à influência gravitacional de um planeta pode ser observável. Como o movimento é tão pequeno, no entanto, esse método ainda não foi muito produtivo. Ele produziu apenas algumas detecções contestadas, embora tenha sido usado com sucesso para investigar as propriedades dos planetas encontrados de outras maneiras.
- Um pulsar (o pequeno e ultradenso remanescente de uma estrela que explodiu como uma supernova) emite ondas de rádio com extrema regularidade enquanto gira. Se os planetas orbitarem o pulsar, eles causarão pequenas anomalias no tempo de seus pulsos de rádio observados. A primeira descoberta confirmada de um exoplaneta foi feita usando este método. Mas a partir de 2011, não foi muito produtivo; cinco planetas foram detectados desta forma, em torno de três pulsares diferentes.
- Como os pulsares, existem alguns outros tipos de estrelas que exibem atividade periódica. Desvios da periodicidade às vezes podem ser causados por um planeta que a orbita. A partir de 2013, alguns planetas foram descobertos com este método.[85]
- Quando um planeta orbita muito perto da estrela, ele capta uma quantidade considerável de luz estelar. À medida que o planeta orbita em torno da estrela, a quantidade de luz muda devido a planetas com fases do ponto de vista da Terra ou planeta brilhando mais de um lado do que do outro devido às diferenças de temperatura.[86]
- A radiação relativística mede o fluxo observado da estrela devido ao seu movimento. O brilho da estrela muda à medida que o planeta se aproxima ou se afasta de sua estrela hospedeira.[87]
- Planetas massivos próximos de suas estrelas hospedeiras podem deformar ligeiramente a forma da estrela. Isso faz com que o brilho da estrela se desvie ligeiramente, dependendo de como ela é girada em relação à Terra.[88]
- Com o método de polarimetria, uma luz polarizada refletida do planeta é separada da luz não polarizada emitida pela estrela. Nenhum novo planeta foi descoberto com este método, embora alguns planetas já descobertos tenham sido detectados com este método.[89][90]
- Discos de poeira espacial cercam muitas estrelas, que se acredita serem originárias de colisões entre asteroides e cometas. A poeira pode ser detectada porque absorve a luz das estrelas e a reemite como radiação infravermelha. Características nos discos podem sugerir a presença de planetas, embora isso não seja considerado um método de detecção definitivo.
Formação e evolução
Os planetas podem se formar dentro de algumas dezenas (ou mais) de milhões de anos de sua formação estelar.[91][92][93][94][95] Os planetas do Sistema Solar só podem ser observados em seu estado atual, mas observações de diferentes sistemas planetários de idades variadas nos permitem observar planetas em diferentes estágios de evolução. As observações disponíveis variam de discos protoplanetários jovens onde os planetas ainda estão se formando[96] a sistemas planetários com mais de 10 bilhões de anos.[97] Quando os planetas se formam em um disco protoplanetário gasoso,[98] eles acumulam envelopes de hidrogênio/hélio.[99][100] Esses envelopes esfriam e se contraem com o tempo e, dependendo da massa do planeta, parte ou todo o hidrogênio/hélio acaba sendo perdido no espaço.[98] Isso significa que mesmo planetas terrestres podem começar com grandes raios se eles se formarem cedo o suficiente.[101][102][103] Um exemplo é Kepler-51b, que tem apenas cerca de duas vezes a massa da Terra, mas é quase do tamanho de Saturno, que é cem vezes a massa da Terra. Kepler-51b é bastante jovem com algumas centenas de milhões de anos.[104]
Estrelas hospedeiras de planetas
Ver artigo principal: Estrela hospedeira de planetaHá pelo menos um planeta em média por estrela.[5] Cerca de 1 em cada 5 estrelas semelhantes ao Sol[a] tem um planeta do "tamanho da Terra"[b] na zona habitável.[106]
A maioria dos exoplanetas conhecidos orbitam estrelas aproximadamente semelhantes ao Sol, ou seja, estrelas da sequência principal das categorias espectrais F, G ou K. Estrelas de massa mais baixa (anãs vermelhas, da categoria espectral M) são menos propensas a ter planetas massivos o suficiente para serem detectados pelo método de velocidade radial.[107][108] Apesar disso, várias dezenas de planetas em torno de anãs vermelhas foram descobertos pelo Telescópio Espacial Kepler, que usa o método de trânsito para detectar planetas menores.
Usando dados do Kepler, foi encontrada uma correlação entre a metalicidade de uma estrela e a probabilidade de que a estrela hospede um planeta gigante, semelhante ao tamanho de Júpiter. Estrelas com maior metalicidade são mais propensas a ter planetas, especialmente planetas gigantes, do que estrelas com menor metalicidade.[109]
Alguns planetas orbitam um membro de um sistema estelar binário,[110] e vários planetas circumbinários foram descobertos que orbitam em torno de ambos os membros da estrela binária. Alguns planetas em sistemas estelares triplos são conhecidos[111] e um no sistema quádruplo Kepler-64.
Parâmetros orbitais e físicos
Ver artigo principal: Parâmetros orbitais e físicos de exoplanetaCaracterísticas gerais
Cor e brilho
Em 2013, a cor de um exoplaneta foi determinada pela primeira vez. As medições de albedo de melhor ajuste de HD 189733 b sugerem que é azul escuro profundo.[112][113] Mais tarde naquele mesmo ano, as cores de vários outros exoplanetas foram determinadas, incluindo Gliese 504 b que visualmente tem uma cor magenta,[114] e Kappa Andromedae b, que se visto de perto pareceria de cor avermelhada.[115] Espera-se que os planetas de hélio tenham aparência branca ou cinza.[116]
O brilho aparente (magnitude aparente) de um planeta depende de quão longe o observador está, quão reflexivo o planeta é (albedo) e quanta luz o planeta recebe de sua estrela, o que depende de quão longe o planeta está da estrela e quão brilhante é a estrela. Assim, um planeta com albedo baixo que está próximo de sua estrela pode parecer mais brilhante do que um planeta com albedo alto que está longe da estrela.[117]
O planeta mais escuro conhecido em termos de albedo geométrico é TrES-2b, um Júpiter quente que reflete menos de 1% da luz de sua estrela, tornando-o menos reflexivo do que carvão ou tinta acrílica preta. Espera-se que os Júpiteres quentes sejam bastante escuros devido ao sódio e potássio em suas atmosferas, mas não se sabe por que o TrES-2b é tão escuro, pode ser devido a um composto químico desconhecido.[118][119][120]
Para gigantes gasosos, o albedo geométrico geralmente diminui com o aumento da metalicidade ou da temperatura atmosférica, a menos que haja nuvens para modificar esse efeito. O aumento da profundidade da coluna de nuvem aumenta o albedo em comprimentos de onda ópticos, mas o diminui em alguns comprimentos de onda infravermelhos. O albedo óptico aumenta com a idade, porque os planetas mais antigos têm profundidades de coluna de nuvens mais altas. O albedo óptico diminui com o aumento da massa, porque os planetas gigantes de massa mais alta têm gravidades superficiais mais altas, o que produz profundidades de coluna de nuvens mais baixas. Além disso, as órbitas elípticas podem causar grandes flutuações na composição atmosférica, o que pode ter um efeito significativo.[121]
Há mais emissão térmica do que reflexão em alguns comprimentos de onda do infravermelho próximo para gigantes gasosos massivos e/ou jovens. Portanto, embora o brilho óptico seja totalmente dependente da fase, isso nem sempre é o caso no infravermelho próximo.[121]
As temperaturas dos gigantes gasosos diminuem com o tempo e com a distância de sua estrela. Abaixar a temperatura aumenta o albedo óptico mesmo sem nuvens. A uma temperatura suficientemente baixa, formam-se nuvens de água, que aumentam ainda mais o albedo óptico. Em temperaturas ainda mais baixas, nuvens de amônia se formam, resultando em albedos mais altos na maioria dos comprimentos de onda ópticos e infravermelhos próximos.[121]
Campo magnético
Em 2014, um campo magnético em torno de HD 209458 b foi inferido pela forma como o hidrogênio estava evaporando do planeta. É a primeira detecção (indireta) de um campo magnético em um exoplaneta. O campo magnético é estimado em cerca de um décimo da força do campo magnético de Júpiter.[122][123]
Os campos magnéticos de exoplanetas podem ser detectados por suas emissões de rádio aurorais com radiotelescópios suficientemente sensíveis, como o LOFAR.[124][125] As emissões de rádio podem permitir a determinação da taxa de rotação do interior de um exoplaneta e podem produzir uma maneira mais precisa de medir a rotação do exoplaneta do que examinando o movimento das nuvens.[126]
O campo magnético da Terra resulta de seu núcleo metálico líquido fluindo, mas em super-Terras massivas com alta pressão, podem se formar diferentes compostos que não correspondem aos criados sob condições terrestres. Os compostos podem se formar com maiores viscosidades e altas temperaturas de fusão, o que pode impedir que os interiores se separem em diferentes camadas e, assim, resultar em mantos sem núcleo indiferenciados. Formas de óxido de magnésio, como MgSi3O12, podem ser um metal líquido nas pressões e temperaturas encontradas nas super-Terras e podem gerar um campo magnético nos mantos das super-Terras.[127][128]
Júpiteres quentes foram observados com um raio maior do que o esperado. Isso pode ser causado pela interação entre o vento estelar e a magnetosfera do planeta, criando uma corrente elétrica através do planeta que o aquece, fazendo com que ele se expanda. Quanto mais magneticamente ativa for uma estrela, maior será o vento estelar e maior será a corrente elétrica, levando a mais aquecimento e expansão do planeta. Esta teoria coincide com a observação de que a atividade estelar está correlacionada com os raios planetários inflados.[129]
Em agosto de 2018, os cientistas anunciaram a transformação do deutério gasoso em uma forma metálica líquida. Isso pode ajudar os pesquisadores a entender melhor os gigantes gasosos, como Júpiter, Saturno e exoplanetas relacionados, uma vez que se acredita que esses planetas contenham muito hidrogênio metálico líquido, que pode ser responsável por seus poderosos campos magnéticos observados.[130][131]
Embora os cientistas tenham anunciado anteriormente que os campos magnéticos de exoplanetas próximos podem causar aumento de erupções estelares e manchas estelares em suas estrelas hospedeiras, em 2019 essa afirmação foi demonstrada como falsa no sistema HD 189733. A falha em detectar "interações estrela-planeta" no bem estudado sistema HD 189733 põe em questão outras alegações relacionadas ao efeito.[132]
Em 2019, a força dos campos magnéticos de superfície de 4 Júpiteres quentes foi estimada e variou entre 20 e 120 gauss em comparação com o campo magnético de superfície de Júpiter de 4.3 gauss.[133][134]
Placas tectônicas
Em 2007, duas equipes independentes de pesquisadores chegaram a conclusões opostas sobre a probabilidade de placas tectônicas em super-Terras maiores[135][136] com uma equipe dizendo que as placas tectônicas seriam episódicas ou estagnadas[137] e a outra equipe dizendo que a tectônica de placas é muito provável em super-Terras, mesmo que o planeta esteja seco.[138]
Se as super-Terras tiverem mais de 80 vezes mais água do que a Terra, elas se tornarão planetas oceânicos com toda a terra completamente submersa. No entanto, se houver menos água do que esse limite, o ciclo das águas profundas moverá água suficiente entre os oceanos e o manto para permitir que os continentes existam.[139][140]
Vulcanismo
Grandes variações de temperatura da superfície em 55 Cancri e foram atribuídas à possível atividade vulcânica liberando grandes nuvens de poeira que cobrem o planeta e bloqueiam as emissões térmicas.[141][142]
Anéis
A estrela 1SWASP J140747.93-394542.6 é orbitada por um objeto que é circundado por um sistema de anéis muito maior que os anéis de Saturno. No entanto, a massa do objeto não é conhecida; pode ser uma anã marrom ou uma estrela de baixa massa em vez de um planeta.[143][144]
O brilho das imagens ópticas de Fomalhaut b pode ser devido à luz estelar refletida em um sistema de anéis circumplanetários com um raio entre 20 e 40 vezes o raio de Júpiter, aproximadamente o tamanho das órbitas das luas galileanas.[145]
Os anéis dos gigantes gasosos do Sistema Solar estão alinhados com o equador do seu planeta. No entanto, para exoplanetas que orbitam perto de sua estrela, as forças de maré da estrela levariam os anéis mais externos de um planeta a serem alinhados com o plano orbital do planeta ao redor da estrela. Os anéis mais internos de um planeta ainda estariam alinhados com o equador do planeta, de modo que, se o planeta tiver um eixo rotacional inclinado, os diferentes alinhamentos entre os anéis interno e externo criariam um sistema de anéis deformados.[146]
Luas
Em dezembro de 2013, uma exolua candidata de um planeta órfão foi anunciada.[147] Em 3 de outubro de 2018, foram relatadas evidências sugerindo uma grande exolua orbitando Kepler-1625b.[148]
Atmosferas
Ver artigo principal: Atmosfera de exoplanetaAtmosferas foram detectadas em torno de vários exoplanetas. O primeiro a ser observado foi o HD 209458 b em 2001.[150]
Em fevereiro de 2014, mais de 50 atmosferas de exoplanetas em trânsito e 5 imagens diretas foram observadas,[151] resultando na detecção de características espectrais moleculares; observação de gradientes de temperatura dia-noite; e restrições na estrutura atmosférica vertical.[152] Além disso, uma atmosfera foi detectada no não-transitório Júpiter quente Tau Boötis b.[153][154]
Em maio de 2017, brilhos de luz da Terra, vistos como cintilando de um satélite em órbita a um milhão de milhas de distância, foram encontrados como luz refletida de cristais de gelo na atmosfera.[155][156] A tecnologia usada para determinar isso pode ser útil no estudo das atmosferas de planetas distantes, incluindo os de exoplanetas.
Caudas de cometa
KIC 12557548 b é um pequeno planeta rochoso, muito próximo de sua estrela, que está evaporando e deixando um rastro de nuvens e poeira como um cometa.[157] A poeira pode ser cinzas em erupção de vulcões e escapando devido à baixa gravidade superficial do pequeno planeta, ou pode ser de metais que são vaporizados pelas altas temperaturas de estar tão perto da estrela com o vapor de metal então se condensando em poeira.[158]
Em junho de 2015, os cientistas relataram que a atmosfera de Gliese 436 b estava evaporando, resultando em uma nuvem gigante ao redor do planeta e, devido à radiação da estrela hospedeira, uma longa cauda de 14 milhões de km de comprimento.[159]
Padrão de insolação
Planetas bloqueados por maré em uma ressonância de rotação-órbita de 1:1 teriam sua estrela sempre brilhando diretamente sobre um ponto que seria quente com o hemisfério oposto recebendo nenhuma luz e sendo muito frio. Tal planeta poderia se assemelhar a um globo ocular com o ponto de acesso sendo a pupila.[160] Planetas com uma órbita excêntrica podem ser bloqueados em outras ressonâncias. Ressonâncias 3:2 e 5:2 resultariam em um padrão de globo ocular duplo com pontos quentes nos hemisférios oriental e ocidental.[161] Planetas com uma órbita excêntrica e um eixo de rotação inclinado teriam padrões de insolação mais complicados.[162]
Superfície
Composição da superfície
As características da superfície podem ser distinguidas das características atmosféricas comparando a espectroscopia de emissão e reflexão com a espectroscopia de transmissão. A espectroscopia no infravermelho médio de exoplanetas pode detectar superfícies rochosas, e o infravermelho próximo pode identificar oceanos de magma ou lavas de alta temperatura, superfícies de silicato hidratado e gelo de água, fornecendo um método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rochosos e gasosos.[163]
Temperatura de superfície
A temperatura de um exoplaneta pode ser estimada medindo a intensidade da luz que recebe de sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tenha uma temperatura de superfície de aproximadamente -220 °C (50 K). No entanto, essas estimativas podem estar substancialmente erradas porque dependem do albedo geralmente desconhecido do planeta e porque fatores como o efeito estufa podem introduzir complicações desconhecidas. Alguns planetas tiveram sua temperatura medida observando a variação na radiação infravermelha à medida que o planeta se move em sua órbita e é eclipsado por sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planeta HD 189733 b tenha uma temperatura média de 1.205 K (932 °C) em seu lado diurno e 973 K (700 °C) em seu lado noturno.[165]
Habitabilidade
À medida que mais planetas são descobertos, o campo da exoplanetologia continua a crescer em um estudo mais profundo de exoplanetas e, finalmente, abordará a perspectiva de vida em planetas além do Sistema Solar.[166] A distâncias cósmicas, a vida só pode ser detectada se desenvolver em escala planetária e modificar fortemente o ambiente planetário, de tal forma que as modificações não possam ser explicadas por processos físico-químicos clássicos (processos fora de equilíbrio).[166] Por exemplo, o oxigênio molecular (O2) na atmosfera da Terra é resultado da fotossíntese por plantas vivas e muitos tipos de microorganismos, de modo que pode ser usado como uma indicação de vida em exoplanetas, embora pequenas quantidades de oxigênio também possam ser produzidas por meios não biológicos.[167] Além disso, um planeta potencialmente habitável deve orbitar uma estrela estável a uma distância dentro da qual objetos de massa planetária com pressão atmosférica suficiente possam suportar água líquida em suas superfícies.[168][169]
Zona habitável
Ver artigo principal: Zona habitávelA zona habitável em torno de uma estrela é a região onde a temperatura é adequada para permitir a existência de água líquida na superfície do planeta; isto é, não muito perto da estrela para que a água evapore e não muito longe da estrela para que a água congele. O calor produzido pelas estrelas varia de acordo com o tamanho e a idade da estrela, de modo que a zona habitável pode estar a distâncias diferentes para estrelas diferentes. Além disso, as condições atmosféricas do planeta influenciam a capacidade do planeta de reter calor, de modo que a localização da zona habitável também é específica para cada tipo de planeta: planetas desérticos (também conhecidos como planetas secos), com muito pouca água, terão menos vapor de água na atmosfera do que a Terra e, portanto, têm um efeito estufa reduzido, o que significa que um planeta desértico poderia manter oásis de água mais perto de sua estrela do que a Terra está do Sol. A falta de água também significa que há menos gelo para refletir o calor no espaço, de modo que a borda externa das zonas habitáveis do planeta desértico está mais distante.[170][171] Planetas rochosos com uma espessa atmosfera de hidrogênio poderiam manter a água superficial muito mais longe do que a distância Terra-Sol.[172] Planetas com massa maior têm zonas habitáveis mais amplas porque a gravidade reduz a profundidade da coluna de nuvens de água, o que reduz o efeito estufa do vapor de água, aproximando a borda interna da zona habitável da estrela.[173]
A taxa de rotação planetária é um dos principais fatores que determinam a circulação da atmosfera e, portanto, o padrão das nuvens: planetas em rotação lenta criam nuvens espessas que refletem mais e, portanto, podem ser habitáveis muito mais perto de sua estrela. A Terra com sua atmosfera atual seria habitável na órbita de Vênus, se tivesse a rotação lenta de Vênus. Se Vênus perdeu seu oceano de água devido a um efeito estufa descontrolado, é provável que tenha tido uma taxa de rotação mais alta no passado. Alternativamente, Vênus nunca teve um oceano porque o vapor de água foi perdido para o espaço durante sua formação[174] e poderia ter sua rotação lenta ao longo de sua história.[175]
Planetas bloqueados por maré (também conhecidos como planetas "globo ocular")[176] podem ser habitáveis mais perto de sua estrela do que se pensava anteriormente devido ao efeito das nuvens: em alto fluxo estelar, a convecção forte produz nuvens de água espessas perto do ponto subestelar que aumentam muito a velocidade planetária albedo e reduzir as temperaturas da superfície.[177]
As zonas habitáveis geralmente são definidas em termos de temperatura da superfície, no entanto, mais da metade da biomassa da Terra é de micróbios subsuperficiais,[178] e a temperatura aumenta com a profundidade, de modo que a subsuperfície pode ser propícia para a vida microbiana quando a superfície está congelada e se isso é considerado, a zona habitável se estende muito mais longe da estrela,[179] mesmo planetas órfãos poderiam ter água líquida em profundidades suficientes no subsolo.[180] Em uma era anterior do Universo, a temperatura do fundo cósmico de micro-ondas teria permitido que quaisquer planetas rochosos que existissem tivessem água líquida em sua superfície, independentemente de sua distância de uma estrela.[181] Planetas semelhantes a Júpiter podem não ser habitáveis, mas podem ter luas habitáveis.[182]
Eras do gelo e estados bola de neve
A borda externa da zona habitável é onde os planetas estão completamente congelados, mas planetas bem dentro da zona habitável podem ficar congelados periodicamente. Se as flutuações orbitais ou outras causas produzirem resfriamento, isso criará mais gelo, mas o gelo refletirá a luz solar causando ainda mais resfriamento, criando um ciclo de feedback até que o planeta esteja completamente ou quase completamente congelado. Quando a superfície está congelada, isso interrompe o intemperismo do dióxido de carbono, resultando em um acúmulo de dióxido de carbono na atmosfera a partir de emissões vulcânicas. Isso cria um efeito estufa que descongela o planeta novamente. Planetas com uma grande inclinação axial[183] são menos propensos a entrar em estados bola de neve e podem reter água líquida mais longe de sua estrela. Grandes flutuações de inclinação axial podem ter um efeito de aquecimento ainda maior do que uma grande inclinação fixa.[184][185] Paradoxalmente, planetas que orbitam estrelas mais frias, como anãs vermelhas, são menos propensos a entrar em estados bola de neve porque a radiação infravermelha emitida por estrelas mais frias é principalmente em comprimentos de onda que são absorvidos pelo gelo que o aquece.[186][187]
Aquecimento de maré
Se um planeta tem uma órbita excêntrica, o aquecimento de maré pode fornecer outra fonte de energia além da radiação estelar. Isso significa que planetas excêntricos na zona habitável radiativa podem ser muito quentes para a água líquida. A maré também circularizam as órbitas ao longo do tempo para que possa haver planetas na zona habitável com órbitas circulares que não têm água porque costumavam ter órbitas excêntricas.[188] Planetas excêntricos mais distantes do que a zona habitável ainda teriam superfícies congeladas, mas o aquecimento de maré poderia criar um oceano subterrâneo semelhante ao de Europa.[189] Em alguns sistemas planetários, como no sistema Upsilon Andromedae, a excentricidade das órbitas é mantida ou mesmo variada periodicamente por perturbações de outros planetas no sistema. O aquecimento de maré pode causar a liberação de gases do manto, contribuindo para a formação e reabastecimento de uma atmosfera.[190]
Planetas potencialmente habitáveis
Uma revisão em 2015 identificou os exoplanetas Kepler-62f, Kepler-186f e Kepler-442b como os melhores candidatos a serem potencialmente habitáveis.[191] Estes estão a uma distância de 1.200, 490 e 1.120 anos-luz de distância, respectivamente. Destes, Kepler-186f é de tamanho semelhante ao da Terra com sua medida de raio terrestre de 1.2, e está localizado na borda externa da zona habitável em torno de sua estrela anã vermelha.
Ao olhar para os candidatos a exoplanetas terrestres mais próximos, Proxima Centauri b está a cerca de 4.2 anos-luz de distância. Sua temperatura de equilíbrio é estimada em -39 °C (234 K).[192]
Planetas do tamanho da Terra
- Em novembro de 2013, estimou-se que 22±8% das estrelas são semelhantes ao Sol[a] na Via Láctea podem ter um planeta do tamanho da Terra[b] na zona habitável.[c][6][106] Assumindo 200 bilhões de estrelas na Via Láctea,[d] seriam 11 bilhões de planetas potencialmente habitáveis, subindo para 40 bilhões se as anãs vermelhas forem incluídas.[8]
- Kepler-186f, um planeta de 1.2 raio da Terra na zona habitável de uma anã vermelha, relatado em abril de 2014.
- Proxima Centauri b, um planeta na zona habitável de Proxima Centauri, a estrela conhecida mais próxima do Sistema Solar com uma massa mínima estimada de 1.27 vezes a massa da Terra.
- Em fevereiro de 2013, pesquisadores especularam que até 6% das pequenas anãs vermelhas podem ter planetas do tamanho da Terra. Isso sugere que o mais próximo do Sistema Solar pode estar a 13 anos-luz de distância. A distância estimada aumenta para 21 anos-luz quando é utilizado um intervalo de confiança de 95%.[193] Em março de 2013, uma estimativa revisada deu uma taxa de ocorrência de 50% para planetas do tamanho da Terra na zona habitável de anãs vermelhas.[194]
- Com 1.63 vezes o raio da Terra, Kepler-452b é o primeiro planeta quase do tamanho da Terra descoberto na "zona habitável" em torno de uma estrela semelhante ao Sol de classe G2 (julho de 2015).[195]
Notas
- ↑ a b c Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "semelhante ao sol" significa estrela de classe G. Os dados para estrelas semelhantes ao Sol não estavam disponíveis, então esta estatística é uma extrapolação de dados sobre estrelas de classe K.
- ↑ a b c Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "tamanho da Terra" significa 1 a 2 raios terrestres.
- ↑ a b Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "zona habitável" significa a região com 0.25 a 4 vezes o fluxo estelar da Terra (correspondendo a 0.5 a 2 UA para o Sol).
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- ↑ Kopparapu, Ravi Kumar (março de 2013). «A revised estimate of the occurrence rate of terrestrial planets in the habitable zones around Kepler M-dwarfs». The Astrophysical Journal Letters. 767 (1): L8. Bibcode:2013ApJ...767L...8K. arXiv:1303.2649. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L8
- ↑ «NASA's Kepler Mission Discovers Bigger, Older Cousin to Earth». 23 de julho de 2015. Consultado em 23 de julho de 2015
Leitura adicional
- Boss, Alan (2009). The Crowded Universe: The Search for Living Planets. [S.l.]: Basic Books. Bibcode:2009cusl.book.....B ISBN 978-0-465-00936-7 (Hardback); ISBN 978-0-465-02039-3 (Paperback).
- Dorminey, Bruce (2001). Distant Wanderers. [S.l.]: Springer-Verlag ISBN 978-0-387-95074-7 (Hardback); ISBN 978-1-4419-2872-6 (Paperback).
- Jayawardhana, Ray (2011). Strange New Worlds: The Search for Alien Planets and Life beyond Our Solar System. Princeton, NJ: Princeton University Press ISBN 978-0-691-14254-8 (Hardcover).
- Perryman, Michael (2011). The Exoplanet Handbook. [S.l.]: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76559-6
- Seager, Sara, ed. (2011). Exoplanets. [S.l.]: University of Arizona Press ISBN 978-0-8165-2945-2.
- Villard, Ray; Cook, Lynette R. (2005). Infinite Worlds: An Illustrated Voyage to Planets Beyond Our Sun. [S.l.]: University of California Press ISBN 978-0-520-23710-0.
- Yaqoob, Tahir (2011). Exoplanets and Alien Solar Systems. [S.l.]: New Earth Labs (Education and Outreach) ISBN 978-0-9741689-2-0 (Paperback).
- van Dishoeck, Ewine F.; Bergin, Edwin A.; Lis, Dariusz C.; Lunine, Jonathan I. (2014). «Water: From Clouds to Planets». Protostars and Planets VI. Protostars and Planets Vi. [S.l.: s.n.] p. 835. Bibcode:2014prpl.conf..835V. ISBN 978-0-8165-3124-0. arXiv:1401.8103. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch036
Ligações externas
- What Is An Exoplanet? (SETI; 2020)
- Earth Similarity Index Calculator
- The Extrasolar Planets Encyclopaedia (Paris Observatory)
- NASA Exoplanet Archive
- Open Exoplanet Catalogue
- The Habitable Exoplanets Catalog (PHL/UPR Arecibo)
- Extrasolar Planets – D. Montes, UCM
- Exoplanets at Paris Observatory
- Graphical Comparison of Extrasolar Planets
- Video (1:00): Kepler Orrey V (October 2018) no YouTube
- Video (1:35): "Cosmic Milestone" − 5000 Exoplanets Confirmed (NASA; March 2022) no YouTube
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