Exoplanetologia

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A exoplanetologia, ou ciência exoplanetária, é um campo integrado da ciência astronômica dedicado à pesquisa e ao estudo de exoplanetas (planetas extrasolares). Emprega uma abordagem interdisciplinar que inclui astrobiologia, astrofísica, astronomia, astroquímica, astrogeologia, geoquímica e ciência planetária.

Nomenclatura[editar | editar código-fonte]

A convenção de nomenclatura de exoplanetas é uma extensão do sistema usado para nomear sistemas de estrelas múltiplas, conforme adotado pela União Astronômica Internacional (IAU). Para um exoplaneta orbitando uma única estrela, o nome é normalmente formado tomando o nome de sua estrela-mãe e adicionando uma letra minúscula. O primeiro planeta descoberto em um sistema recebe a designação "b" (a estrela-mãe é considerada "a") e os planetas posteriores recebem as letras subsequentes. Se vários planetas no mesmo sistema forem descobertos ao mesmo tempo, o mais próximo da estrela recebe a próxima letra, seguido pelos outros planetas em ordem de tamanho da órbita. Existe um padrão provisório sancionado pela IAU para acomodar a nomeação de planetas circumbinários. Um número limitado de exoplanetas tem nomes próprios sancionados pela IAU. Existem outros sistemas de nomenclatura.

Métodos de detecção[editar | editar código-fonte]

Imagem direta[editar | editar código-fonte]

Planeta Beta Pictoris b com imagem direta

Os planetas são extremamente fracos em comparação com suas estrelas-mãe. Por exemplo, uma estrela semelhante ao Sol é cerca de um bilhão de vezes mais brilhante do que a luz refletida de qualquer exoplaneta em sua órbita. É difícil detectar uma fonte de luz tão fraca e, além disso, a estrela-mãe causa um brilho que tende a apagá-la. É necessário bloquear a luz da estrela-mãe para reduzir o brilho enquanto deixa a luz do planeta detectável; fazer isso é um grande desafio técnico que requer extrema estabilidade optotérmica.[1] Todos os exoplanetas que foram fotografados diretamente são grandes (mais massivos do que Júpiter) e amplamente distantes de sua estrela-mãe.

Instrumentos de imagem direta especialmente projetados, como Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE e SCExAO, irão obter imagens de dezenas de gigantes gasosos, mas a grande maioria dos planetas extrasolares conhecidos só foi detectada por métodos indiretos. A seguir estão os métodos indiretos que se mostraram úteis:

Métodos indiretos[editar | editar código-fonte]

Quando a estrela está atrás de um planeta, seu brilho diminuí

Se um planeta cruza (ou transita) na frente do disco de sua estrela-mãe, o brilho observado da estrela diminui um pouco. A quantidade de escurecimento da estrela 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-mãe e o planeta, a probabilidade de que um exoplaneta em uma órbita orientada aleatoriamente transite pela estrela é um tanto pequena. O telescópio Kepler usou este método.

Planetas extrasolares descobertos por ano e por método de detecção (em setembro de 2014):
      Imagem direta
      Microlente
      Trânsito
      Tempo
      Velocidade radial

Como um planeta orbita uma estrela, a estrela também se move em sua própria pequena órbita em torno do centro de massa do sistema. Variações na velocidade radial da estrela, isto é, a velocidade com a qual ela se move para perto ou para longe do planeta, podem ser detectadas a partir de deslocamentos nas linhas espectrais da estrela devido ao efeito Doppler. Podem ser observadas variações de velocidade radial extremamente pequenas, de 1 m/s ou até um pouco menos.[2]

Quando vários planetas estão presentes, cada um perturba ligeiramente as órbitas dos outros. Pequenas variações nos tempos de trânsito de um planeta podem, portanto, 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 sem-trânsito Kepler-19c.[3][4]

Animação mostrando a diferença entre o tempo de trânsito planetário de sistemas de um e dois planetas

Quando um planeta orbita várias estrelas ou se o planeta tem 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.[5]

A microlente gravitacional ocorre quando o campo gravitacional de uma estrela atua como uma lente, ampliando a luz de uma estrela de fundo distante. Os planetas orbitando a estrela em lente podem causar anomalias detectáveis na ampliação, pois isso varia ao longo do tempo. Ao contrário da maioria dos outros métodos que têm tendência 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 1–10 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, entretanto, esse método ainda não foi muito produtivo. Ele produziu apenas algumas detecções contestadas, embora tenha sido usado com sucesso para investigar as propriedades de 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 orbitam o pulsar, eles causarão pequenas anomalias no tempo de seus pulsos de rádio observados. A primeira descoberta confirmada de um planeta extrasolar foi feita usando este método. Mas a partir de 2011, não foi muito produtivo; cinco planetas foram detectados dessa 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 em sua órbita. Em 2013, alguns planetas foram descobertos com este método.[6]

Quando um planeta orbita muito perto da estrela, ele capta uma quantidade considerável de luz estelar. Conforme o planeta orbita ao redor 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.[7]

O feixe relativístico mede o fluxo observado da estrela devido ao seu movimento. O brilho da estrela muda conforme o planeta se aproxima ou se afasta de sua estrela-mãe.[8]

Grandes planetas próximos de suas estrelas hospedeiras podem deformar levemente o formato da estrela. Isso faz com que o brilho da estrela desvie ligeiramente, dependendo de como ela é girada em relação à Terra.[9]

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.[10][11]

Discos de poeira espacial circundam muitas estrelas, consideradas originadas de colisões entre asteroides e cometas. A poeira pode ser detectada porque absorve a luz das estrelas e a reemite como radiação infravermelha. Recursos nos discos podem sugerir a presença de planetas, embora isso não seja considerado um método de detecção definitivo.

Parâmetros orbitais[editar | editar código-fonte]

A maioria dos candidatos a planetas extrasolares conhecidos foi descoberta usando métodos indiretos e, portanto, apenas alguns de seus parâmetros físicos e orbitais podem ser determinados. Por exemplo, dos seis parâmetros independentes que definem uma órbita, o método da velocidade radial pode determinar quatro: semieixo maior, excentricidade, longitude do periastro e tempo do periastro. Dois parâmetros permanecem desconhecidos: inclinação e longitude do nó ascendente.

Distância da estrela e período orbital[editar | editar código-fonte]

Gráfico de dispersão log-log mostrando massas, raios orbitais e período de todos os planetas extrasolares descobertos até setembro de 2014, com cores indicando o método de detecção:
  Tempo
Para referência, os planetas do Sistema Solar são marcados como círculos cinza. O eixo horizontal traça o logaritmo do semieixo maior e o eixo vertical traça o logaritmo da massa

Existem exoplanetas que estão muito mais próximos de sua estrela-mãe do que qualquer planeta no Sistema Solar está do Sol, e também existem exoplanetas que estão muito mais distantes de sua estrela. Mercúrio, o planeta mais próximo do Sol a 0.4 unidades astronômicas (UA), leva 88 dias para uma órbita, mas as menores órbitas conhecidas de exoplanetas têm períodos orbitais de apenas algumas horas, veja planeta de período ultracurto. O sistema Kepler-11 tem cinco de seus planetas em órbitas menores que as de Mercúrio. Netuno está a 30 UA do Sol e leva 165 anos para orbitar, mas existem exoplanetas que estão a milhares de UA de sua estrela e levam dezenas de milhares de anos para orbitar, por exemplo GU Piscium b.[12]

Os métodos de velocidade radial e trânsito são mais sensíveis a planetas com órbitas pequenas. As primeiras descobertas, como 51 Pegasi b, eram gigantes gasosos com órbitas de poucos dias.[13] Esses "Júpiteres quentes" provavelmente se formaram mais para fora e migraram para dentro.

O método de imagem direta é mais sensível a planetas com grandes órbitas e descobriu alguns planetas que têm separações planeta-estrela de centenas de UA. No entanto, os discos protoplanetários têm geralmente cerca de 100 UA de raio, e os modelos de acreção de núcleo preveem a formação de planetas gigantes dentro de 10 UA, onde os planetas podem coalescer rapidamente antes que o disco evapore. Os planetas gigantes de período muito longo podem ter sido planetas interestelares que foram capturados,[14] ou formados próximos e gravitacionalmente espalhados para fora, ou o planeta e a estrela podem ser um amplo sistema binário desequilibrado em massa com o planeta sendo o objeto principal de seu próprio disco protoplanetário separado. Modelos de instabilidade gravitacional podem produzir planetas em separações de várias centenas de UA, mas isso exigiria discos excepcionalmente grandes.[15][16] Para planetas com órbitas muito largas até várias centenas de milhares de UA, pode ser difícil determinar por observação se o planeta está gravitacionalmente ligado à estrela.

A maioria dos planetas que foram descobertos estão dentro de um par de UA de sua estrela-mãe porque os métodos mais usados (velocidade radial e trânsito) requerem a observação de várias órbitas para confirmar que o planeta existe e só houve tempo suficiente desde que esses métodos foram usado pela primeira vez para cobrir pequenas distâncias. Alguns planetas com órbitas maiores foram descobertos por imagens diretas, mas há uma faixa média de distâncias, aproximadamente equivalente à região do gigante gasoso do Sistema Solar, que é amplamente inexplorada. O equipamento de imagem direta para explorar aquela região foi instalado em dois grandes telescópios que começaram a operar em 2014, por exemplo Gemini Planet Imager e VLT-SPHERE. O método de microlente detectou alguns planetas na faixa de 1–10 UA.[17] Parece plausível que, na maioria dos sistemas exoplanetários, haja um ou dois planetas gigantes com órbitas de tamanho comparável às de Júpiter e Saturno no Sistema Solar. Planetas gigantes com órbitas substancialmente maiores são agora conhecidos por serem raros, pelo menos em torno de estrelas semelhantes ao Sol.[18]

A distância da zona habitável de uma estrela depende do tipo de estrela e essa distância muda durante a vida da estrela conforme o tamanho e a temperatura da estrela mudam.

Excentricidade[editar | editar código-fonte]

A excentricidade de uma órbita é uma medida de quão elíptica (alongada) ela é. Todos os planetas do Sistema Solar, exceto Mercúrio, têm órbitas quase circulares (e<0.1).[19] A maioria dos exoplanetas com períodos orbitais de 20 dias ou menos têm órbitas quase circulares, ou seja, excentricidade muito baixa. Acredita-se que isso seja devido à circularização das marés: redução da excentricidade ao longo do tempo devido à interação gravitacional entre dois corpos. A maioria dos planetas do tamanho de sub-Netuno encontrados pelo telescópio Kepler com períodos orbitais curtos têm órbitas muito circulares.[20] Em contraste, os planetas gigantes com períodos orbitais mais longos descobertos por métodos de velocidade radial têm órbitas bastante excêntricas. (Em julho de 2010, 55% desses exoplanetas têm excentricidades maiores que 0.2, enquanto 17% têm excentricidades maiores que 0.5).[21] Excentricidades moderadas a altas (e>0.2) de planetas gigantes não são um efeito de seleção observacional, porque um planeta pode ser detectado quase da mesma forma, independentemente da excentricidade de sua órbita. A significância estatística das órbitas elípticas no conjunto de planetas gigantes observados é um tanto surpreendente, porque as teorias atuais da formação planetária sugerem que os planetas de baixa massa devem ter sua excentricidade orbital circularizada por interações gravitacionais com o disco protoplanetário circundante.[22][23] No entanto, à medida que um planeta fica mais massivo e sua interação com o disco se torna não linear, pode induzir o movimento excêntrico do gás do disco circundante, que por sua vez pode excitar a excentricidade orbital do planeta.[24][25][26] Baixas excentricidades estão correlacionadas com alta multiplicidade (número de planetas no sistema).[27] A baixa excentricidade é necessária para a habitabilidade, especialmente na vida avançada.[28]

Para sinais Doppler fracos próximos dos limites da capacidade de detecção atual, a excentricidade torna-se pouco restrita e enviesada para valores mais altos. É sugerido que algumas das altas excentricidades relatadas para exoplanetas de baixa massa podem ser superestimadas, porque as simulações mostram que muitas observações também são consistentes com dois planetas em órbitas circulares. As observações relatadas de planetas únicos em órbitas moderadamente excêntricas têm cerca de 15% de chance de serem um par de planetas.[29] Esta interpretação errônea é especialmente provável se os dois planetas orbitam com uma ressonância 2:1. Com a amostra de exoplanetas conhecida em 2009, um grupo de astrônomos estimou que "(1) cerca de 35% das soluções excêntricas de um planeta publicadas são estatisticamente indistinguíveis de sistemas planetários em ressonância orbital 2:1, (2) outros 40% não podem ser estatisticamente distinto de uma solução orbital circular "e" (3) planetas com massas comparáveis à Terra poderiam ser escondidos em soluções orbitais conhecidas de Superterras excêntricas e planetas com massa de Netuno".[30]

Levantamentos de velocidade radial descobriram que as órbitas de exoplanetas além de 0.1 UA são excêntricas, particularmente para planetas grandes. Os dados de trânsito obtidos pelo telescópio Kepler são consistentes com os levantamentos de RV e também revelaram que planetas menores tendem a ter órbitas menos excêntricas.[31]

Inclinação vs. ângulo de rotação-órbita[editar | editar código-fonte]

A inclinação orbital é o ângulo entre o plano orbital de um planeta e outro plano de referência. Para exoplanetas, a inclinação é geralmente indicada em relação a um observador na Terra: o ângulo utilizado é que entre o normal ao plano orbital do planeta e da linha de visão entre a Terra e a estrela. Portanto, a maioria dos planetas observados pelo método de trânsito está perto de 90 graus.[32] Como a palavra 'inclinação' é usada em estudos de exoplanetas para esta inclinação da linha de visão, o ângulo entre a órbita do planeta e a rotação da estrela deve usar uma palavra diferente e é denominado ângulo rotação-órbita ou alinhamento rotação-órbita. Na maioria dos casos, a orientação do eixo de rotação da estrela é desconhecida. O telescópio Kepler encontrou algumas centenas de sistemas multiplanetários e, na maioria desses sistemas, os planetas orbitam quase no mesmo plano, muito parecido com o Sistema Solar.[20] No entanto, uma combinação de medições astrométricas e de velocidade radial mostrou que alguns sistemas planetários contêm planetas cujos planos orbitais são significativamente inclinados entre si.[33] Mais da metade dos Júpiteres quentes têm planos orbitais substancialmente desalinhados com a rotação de sua estrela-mãe. Uma fração substancial dos Júpiteres quentes tem órbitas retrógradas, o que significa que orbitam na direção oposta à rotação da estrela.[34] Em vez de a órbita de um planeta ter sido perturbada, pode ser que a própria estrela tenha mudado no início da formação de seu sistema devido às interações entre o campo magnético da estrela e o disco formador do planeta.[35]

Precessão do periastro[editar | editar código-fonte]

A precessão do periastro é a rotação da órbita de um planeta dentro do plano orbital, ou seja, os eixos da elipse mudam de direção. No Sistema Solar, perturbações de outros planetas são a causa principal, mas para exoplanetas próximos o maior fator pode ser as forças de maré entre a estrela e o planeta. Para exoplanetas próximos, a contribuição relativística geral para a precessão também é significativa e pode ser ordens de magnitude maiores do que o mesmo efeito para Mercúrio. Alguns exoplanetas têm órbitas significativamente excêntricas, o que torna mais fácil detectar a precessão. O efeito da relatividade geral pode ser detectado em escalas de tempo de cerca de 10 anos ou menos.[36]

Precessão nodal[editar | editar código-fonte]

A precessão nodal é a rotação do plano orbital de um planeta. A precessão nodal é mais facilmente vista como distinta da precessão do periastro quando o plano orbital está inclinado para a rotação da estrela, sendo o caso extremo uma órbita polar.

WASP-33 é uma estrela de rotação rápida que hospeda um Júpiter quente em uma órbita quase polar. O momento de massa quadrupolar e o momento angular adequado da estrela são 1900 e 400 vezes, respectivamente, maiores do que os do Sol. Isso causa desvios clássicos e relativísticos significativos das leis de Kepler. Em particular, a rotação rápida causa grande precessão nodal devido ao achatamento da estrela e ao efeito Lense–Thirring.[37]

Rotação e inclinação axial[editar | editar código-fonte]

Gráfico da velocidade de rotação equatorial vs. massa para planetas comparando Beta Pictoris b com os planetas do Sistema Solar

Em abril de 2014, foi anunciada a primeira medição do período de rotação de um planeta: a duração do dia para o gigante gasoso super-Júpiter Beta Pictoris b é de 8 horas (com base na suposição de que a inclinação axial do planeta é pequena).[38][39][40] Com uma velocidade de rotação equatorial de 25km por segundo, é mais rápida do que para os planetas gigantes do Sistema Solar, em linha com a expectativa de que quanto maior a massa de um planeta gigante, mais rápido ele gira. A distância de Beta Pictoris b de sua estrela é de 9 UA. Em tais distâncias, a rotação dos planetas jupiterianos não é retardada pelos efeitos das marés.[41] Beta Pictoris b ainda é quente e jovem e ao longo das próximas centenas de milhões de anos, ele vai esfriar e encolher até o tamanho de Júpiter, e se seu momento angular for preservado, conforme ele encolhe, a duração de seu dia vai diminua para cerca de 3 horas e sua velocidade de rotação equatorial irá acelerar até cerca de 40km/s.[39] As imagens de Beta Pictoris b não têm resolução alta o suficiente para ver detalhes diretamente, mas técnicas de espectroscopia Doppler foram usadas para mostrar que diferentes partes do planeta se moviam em velocidades diferentes e em direções opostas, das quais se inferia que o planeta estava girando.[38] Com a próxima geração de grandes telescópios terrestres, será possível usar técnicas de imagem doppler para fazer um mapa global do planeta, como o mapeamento da anã marrom Luhman 16B em 2014.[42][43] Um estudo de 2017 sobre a rotação de vários gigantes gasosos não encontrou correlação entre a taxa de rotação e a massa do planeta.[44]

Origem da rotação e inclinação dos planetas terrestres[editar | editar código-fonte]

Impactos gigantes têm um grande efeito na rotação dos planetas terrestres. Os últimos poucos impactos gigantes durante a formação planetária tendem a ser o principal determinante da taxa de rotação de um planeta terrestre. Em média, a velocidade angular de rotação será cerca de 70% da velocidade que faria com que o planeta se dividisse e se espalhasse; o resultado natural dos impactos do embrião planetário a velocidades ligeiramente maiores do que a velocidade de escape. Em estágios posteriores, a rotação do planeta terrestre também é afetada por impactos com planetesimais. Durante o estágio de impacto gigante, a espessura de um disco protoplanetário é muito maior do que o tamanho dos embriões planetários, então as colisões têm a mesma probabilidade de vir de qualquer direção em três dimensões. Isso resulta na inclinação axial dos planetas agregados variando de 0 a 180 graus com qualquer direção tão provável quanto qualquer outra, com giros prógrados e retrógrados igualmente prováveis. Portanto, a rotação progressiva com uma pequena inclinação axial, comum para os planetas terrestres do Sistema Solar, exceto Vênus, não é comum em geral para planetas terrestres construídos por impactos gigantes. A inclinação axial inicial de um planeta determinada por impactos gigantes pode ser substancialmente alterada por marés estelares se o planeta estiver perto de sua estrela e por marés de satélite se o planeta tiver um grande satélite.[45]

Efeitos das marés[editar | editar código-fonte]

Para a maioria dos planetas, o período de rotação e inclinação axial (também chamada de obliquidade) não são conhecidos, mas um grande número de planetas foi detectado com órbitas muito curtas (onde os efeitos das marés são maiores) que provavelmente terão alcançado uma rotação de equilíbrio que pode ser previsto (isto é, travamento de maré, ressonâncias rotação-órbita e equilíbrios não-ressonantes, como rotação retrógrada).[41]

As marés gravitacionais tendem a reduzir a inclinação axial a zero, mas em uma escala de tempo mais longa do que a taxa de rotação atinge o equilíbrio. No entanto, a presença de vários planetas em um sistema pode fazer com que a inclinação axial seja capturada em uma ressonância chamada estado Cassini. Existem pequenas oscilações em torno deste estado e, no caso de Marte, essas variações de inclinação axial são caóticas.[41]

A proximidade de Júpiter quente com sua estrela-mãe significa que sua evolução rotação-órbita se deve principalmente à gravidade da estrela e não a outros efeitos. Não se acredita que a taxa de rotação de Júpiter quente seja capturada na ressonância rotação-órbita por causa da maneira como esse corpo fluido reage às marés; um planeta como este, portanto, desacelera em rotação síncrona se sua órbita for circular ou, alternativamente, desacelera em rotação não-sincrônica se sua órbita for excêntrica. É provável que os Júpiteres quentes evoluam para uma inclinação axial zero, mesmo se estivessem em um estado Cassini durante a migração planetária quando estavam mais longe de sua estrela. As órbitas de Júpiter quente se tornarão mais circulares com o tempo, no entanto, a presença de outros planetas no sistema em órbitas excêntricas, mesmo aqueles tão pequenos como a Terra e tão distantes quanto a zona habitável, pode continuar a manter a excentricidade de Júpiter quente que o período de tempo para a circularização das marés pode ser de bilhões em vez de milhões de anos.[41]

A taxa de rotação do planeta HD 80606 b está prevista em cerca de 1.9 dias.[41] HD 80606 b evita ressonância rotação-órbita porque é um gigante gasoso. A excentricidade de sua órbita significa que ele evita ficar travado por maré.

Parâmetros físicos[editar | editar código-fonte]

Massa[editar | editar código-fonte]

Quando um planeta é encontrado pelo método da velocidade radial, sua inclinação orbital i é desconhecida e pode variar de 0 a 90 graus. O método não é capaz de determinar a verdadeira massa (M) do planeta, mas dá um limite inferior para sua massa, M sini. Em alguns casos, um exoplaneta aparente pode ser um objeto mais massivo, como uma anã marrom ou anã vermelha. No entanto, a probabilidade de um pequeno valor de i (digamos menos de 30 graus, o que daria uma massa verdadeira de pelo menos o dobro do limite inferior observado) é relativamente baixa (1−√3/2 ≈ 13%) e, portanto, a maioria dos planetas terá massas verdadeiras bastante próximas do limite inferior observado.[13]

Se a órbita de um planeta é quase perpendicular à linha de visão (ou seja, i perto de 90 graus), um planeta pode ser detectado através do método de trânsito. A inclinação será então conhecida, e a inclinação combinada com M sini de observações de velocidade radial dará a verdadeira massa do planeta.

Além disso, observações astrométricas e considerações dinâmicas em sistemas de múltiplos planetas podem, às vezes, fornecer um limite superior para a verdadeira massa do planeta.

Em 2013, foi proposto que a massa de um exoplaneta em trânsito também pode ser determinada a partir do espectro de transmissão de sua atmosfera, pois pode ser usado para restringir de forma independente a composição atmosférica, temperatura, pressão e altura de escala,[46] no entanto estudo descobriu que o espectro de transmissão não pode determinar inequivocamente a massa.[47]

A variação do tempo de trânsito também pode ser usada para encontrar a massa de um planeta.[48]

Raio, densidade e composição em massa[editar | editar código-fonte]

Antes dos resultados recentes do telescópio Kepler, a maioria dos planetas confirmados eram gigantes gasosos comparáveis em tamanho a Júpiter ou maiores porque são mais facilmente detectados. No entanto, os planetas detectados pelo Kepler' estão principalmente entre o tamanho de Netuno e o da Terra.[20]

Se um planeta é detectável pelos métodos de método da velocidade radial e de trânsito, então tanto sua verdadeira massa quanto seu raio podem ser determinados, bem como sua densidade. Os planetas com baixa densidade são considerados compostos principalmente de hidrogênio e hélio, enquanto os planetas de densidade intermediária têm a água como um dos principais constituintes. Um planeta de alta densidade é considerado rochoso, como a Terra e os outros planetas terrestres do Sistema Solar.

Tamanhos dos candidatos à planeta pelo Kepler, com base em 2.740 candidatos orbitando 2.036 estrelas em 4 de novembro de 2013 (NASA)
Comparação de tamanhos de planetas com diferentes composições

Gigantes gasosos, Planetas inchados e Super-Júpiter[editar | editar código-fonte]

Size comparison of Jupiter and exoplanet WASP-17b
Comparação de tamanho de WASP-17b (direita) com Júpiter (esquerda)

Os planetas gasosos que são quentes são causados pela extrema proximidade de sua estrela-mãe, ou porque ainda estão quentes de sua formação e são expandidos pelo calor. Para planetas gasosos mais frios, existe um raio máximo que é ligeiramente maior do que Júpiter, que ocorre quando a massa atinge algumas vezes a massa de Júpiter. Adicionar massa além desse ponto faz com que o raio encolha.[49][50][51]

Mesmo levando em consideração o calor da estrela, muitos exoplanetas em trânsito são muito maiores do que o esperado devido à sua massa, o que significa que eles têm densidade surpreendentemente baixa.[52] Veja a seção de campo magnético para uma explicação possível.

Parcelas de densidade e raio de exoplanetas.[a] Superior: Densidade vs. Raio. Inferior: Difusidade = 1/Densidade vs. Raio. Unidades: Raio em raio de Júpiter (RJup). Densidade em g/cm3. Difusidade em cm3/g. Esses gráficos mostram que há uma ampla gama de densidades para planetas entre o tamanho da Terra e Netuno, então os planetas de 0.6 RJup têm densidade muito baixa e há muito poucos deles, então os gigantes gasosos têm uma grande gama de densidades

Além dos Júpiteres quentes inchados, existe outro tipo de planeta de baixa densidade: super-inchados com massas apenas algumas vezes as da Terra, mas com raios maiores que Netuno. Os planetas ao redor do Kepler-51[53] são muito menos densos (muito mais difusos) do que os Júpiteres quentes inchados, como pode ser visto nos gráficos à direita, onde os três planetas Kepler-51 se destacam no gráfico de difusão vs. raio.

Gigantes de gelo e Super-Netunos[editar | editar código-fonte]

Ver artigos principais: Gigante gelado e Super-Netuno

Kepler-101b foi o primeiro Super-Netuno descoberto. Tem três vezes a massa de Netuno, mas sua densidade sugere que os elementos pesados constituem mais de 60% de sua massa total, ao contrário dos gigantes gasosos dominados por hidrogênio e hélio.[54]

Super-Terras, Mini-Netunos e Anões Gasosos[editar | editar código-fonte]

Se um planeta tem um raio e/ou massa entre o da Terra e Netuno, então há uma dúvida sobre se o planeta é rochoso como a Terra, uma mistura de voláteis e gases como Netuno, um pequeno planeta com uma concentração de hidrogênio e hélio (mini-Júpiter), ou de alguma outra composição.

Alguns dos planetas em trânsito do telescópio Kepler com raios na faixa de 1 a 4 raios da Terra tiveram suas massas medidas por métodos de método da velocidade radial ou tempo de trânsito. As densidades calculadas mostram que até 1.5 o raio da Terra, esses planetas são rochosos e que a densidade aumenta com o aumento do raio devido à compressão gravitacional. No entanto, entre 1.5 e 4 raios da Terra, a densidade diminui com o aumento do raio. Isso indica que acima de 1.5 o raio da Terra, os planetas tendem a ter quantidades crescentes de gases voláteis. Apesar dessa tendência geral, há uma ampla gama de massas em um determinado raio, o que pode ser porque os planetas gasosos podem ter núcleos rochosos de diferentes massas e composições,[55] e também pode ser devido à fotoevaporação de voláteis.[56] Modelos de atmosfera evolutiva térmica sugerem um raio de 1.75 vezes o da Terra como uma linha divisória entre planetas rochosos e gasosos.[57] Excluindo planetas próximos que perderam seu gás devido à irradiação estelar, os estudos da metalicidade das estrelas sugerem uma linha divisória de 1.7 o raio da Terra entre planetas rochosos e anãs gasosas, depois outra linha divisória em 3.9 o raio da Terra entre anãs e os gigantes gasosos. Essas linhas divisórias são tendências estatísticas e não se aplicam universalmente, porque existem muitos outros fatores além da metalicidade que afetam a formação do planeta, incluindo a distância da estrela, pode haver planetas rochosos maiores que se formaram a distâncias maiores.[58] Uma reanálise independente dos dados sugere que não existem tais linhas divisórias e que existe um continuum de formação de planetas entre 1 e 4 o raio da Terra e nenhuma razão para suspeitar que a quantidade de material sólido em um disco protoplanetário determina se super-Terras ou forma um mini-Netuno.[59] Estudos feitos em 2016 com base em mais de 300 planetas sugerem que a maioria dos objetos com aproximadamente duas massas o da Terra coletam significativas quantidades de hidrogênio e hélio, o que significa que super-Terras rochosas podem ser raras.[60]

A descoberta do planeta de massa da Terra de baixa densidade, Kepler-138d mostra que há uma faixa sobreposta de massas em que ocorrem planetas rochosos e planetas de baixa densidade.[61] Os planetas de baixa massa e baixa densidade podem ser um planeta oceânico ou uma super-Terra com uma atmosfera remanescente de hidrogênio, ou um planeta quente com uma atmosfera de vapor, ou um mini-Netuno com uma atmosfera de hidrogênio e hélio.[62] Outra possibilidade para um planeta de baixa massa e baixa densidade é que ela tenha uma grande atmosfera composta principalmente de monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano ou nitrogênio.[63]

Planetas sólidos massivos[editar | editar código-fonte]

Comparação do tamanho do Kepler-10c com a Terra e Netuno

Em 2014, novas medições do Kepler-10c descobriram que era um planeta com a massa de Netuno (17 massas da Terra) com uma densidade maior do que a da Terra, indicando que o Kepler-10c é composto principalmente de rocha com possivelmente até 20% de água gelada de alta pressão, mas sem uma atmosfera dominada por hidrogênio. Como isso está bem acima do limite superior de 10 massas da Terra, comumente usado para o termo 'super-Terra', então o termo Mega-Terra foi cunhado.[64][65] Um planeta similarmente massivo e denso poderia ser o Kepler-131b, embora sua densidade não seja tão bem medida quanto a do Kepler 10c. Os próximos planetas sólidos mais massivos conhecidos têm metade dessa massa: 55 Cancri e e Kepler-20b.[66]

Os planetas gasosos podem ter grandes núcleos sólidos. O planeta com a massa de Saturno, HD 149026 b tem apenas dois terços do raio de Saturno, então pode ter um núcleo de rocha-gelo de 60 massas da Terra ou mais.[49] Corot-20b tem 4.24 vezes a massa de Júpiter, mas um raio de apenas 0.84 a de Júpiter; pode ter um núcleo metálico de 800 massas da Terra se os elementos pesados estiverem concentrados no núcleo, ou um núcleo de 300 massas da Terra se os elementos pesados estiverem mais distribuídos por todo o planeta.[67][68]

Medidas de variação do tempo de trânsito indicam que Kepler-52b, Kepler-52c e Kepler-57b têm massas máximas entre 30 e 100 vezes o da Terra, embora as massas reais possam ser muito menores. Com raios de aproximadamente 2 raios da Terra[69] de tamanho, eles podem ter densidades maiores do que a de um planeta de ferro do mesmo tamanho. Eles orbitam muito perto de suas estrelas, então cada um pode ter o núcleo remanescente (planeta ctônico) de um gigante gasoso evaporado ou uma anã marrom. Se um núcleo remanescente tiver massa suficiente, ele poderia permanecer nesse estado por bilhões de anos, apesar de ter perdido a massa atmosférica.[70][71]

Planetas sólidos com até milhares de massas da Terra podem ser capazes de se formar em torno de estrelas massivas (estrelas do tipo-B e do tipo-O; 5-120 massas solares), onde o disco protoplanetário conteria elementos pesados o suficiente. Além disso, essas estrelas têm alta radiação ultravioleta e ventos que podem ter fotoevaporado o gás no disco, deixando apenas os elementos pesados.[72] Para efeito de comparação, a massa de Netuno é igual a 17 massas da Terra, Júpiter tem 318 massas da Terra e o limite de 13 massas de Júpiter usado na definição dos trabalhos da União Astronómica Internacional de um exoplaneta é igual a aproximadamente 4.000 massas da Terra.[72]

Os planetas frios têm um raio máximo porque adicionar mais massa naquele ponto faz com que o planeta se comprima com o peso em vez de aumentar o raio. O raio máximo para planetas sólidos é inferior ao raio máximo para planetas gasosos.[72]

Forma[editar | editar código-fonte]

Quando o tamanho de um planeta é descrito usando seu raio, isso aproxima a forma de uma esfera. No entanto, a rotação de um planeta faz com que ele seja achatado nos pólos; portanto, o raio equatorial é maior do que o raio polar, tornando-o mais próximo de um esferóide oblato. O achatamento dos exoplanetas em trânsito afetará as curvas de luz de trânsito. Nos limites da tecnologia atual, foi possível mostrar que HD 189733b é menos achatado que Saturno.[73] Se o planeta estiver perto de sua estrela, as marés gravitacionais irão alongar o planeta na direção da estrela, tornando o planeta mais próximo de um elipsóide triaxial.[74] Como a deformação da maré ocorre ao longo de uma linha entre o planeta e a estrela, é difícil detectá-la na fotometria de trânsito; terá um efeito nas curvas de luz de trânsito em uma ordem de magnitude menor do que aquela causada pela deformação rotacional, mesmo nos casos em que a deformação de maré é maior do que a deformação rotacional (como é o caso de Júpiteres quentes bloqueados por maré).[73] A rigidez do material de planetas rochosos e núcleos rochosos de planetas gasosos causarão novos desvios das formas acima mencionadas.[73] Marés térmicas causadas por superfícies irradiadas de forma irregular são outro fator.[75]

Atmosfera[editar | editar código-fonte]

Os estudos do pôr do sol em Titã, da Cassini-Huygens, ajudam a entender as atmosferas de exoplanetas (ilustração artística)
Ver artigo principal: Atmosfera de exoplaneta

Em fevereiro de 2014, mais de 50 atmosferas de exoplanetas em trânsito e 5 com imagens diretas foram observadas,[76] resultando na detecção de características espectrais moleculares; observação de gradientes de temperatura dia-noite; e restrições na estrutura atmosférica vertical.[77] Além disso, uma atmosfera foi detectada no Júpiter quente Tau Boötis b.[78][79]

Superfície[editar | editar código-fonte]

Composição de superfície[editar | editar código-fonte]

As características de superfície podem ser distinguidas das características atmosféricas comparando a espectroscopia de emissão e reflexão com a espectroscopia de transmissão. A espectroscopia de infravermelho médio de exoplanetas pode detectar superfícies rochosas e o infravermelho próximo pode identificar oceanos de magma ou lava de alta temperatura, superfícies de silicato hidratado e gelo de água, fornecendo um método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rochosos e gasosos.[80]

Temperatura de superfície[editar | editar código-fonte]

Ilustração artística da inversão de temperatura na atmosfera do exoplaneta[81]

A temperatura de um exoplaneta pode ser estimada medindo a intensidade da luz que ele recebe de sua estrela-mãe. Por exemplo, estima-se que o planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tenha uma temperatura de superfície de aproximadamente -220°C. 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 pela observação da variação na radiação infravermelha conforme o planeta se move em sua órbita e é eclipsado por sua estrela-mãe. Por exemplo, o planeta HD 189733 b foi estimado para ter uma temperatura média de 932°C em seu lado diurno e 700°C em seu lado noturno.[82]

Habitabilidade[editar | editar código-fonte]

Zona habitável[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Zona habitável

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 dependendo do tamanho e da 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 pouca água, terão menos vapor de água na atmosfera do que a Terra e, portanto, terão 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 para o Sol. A falta de água também significa que há menos gelo para refletir o calor no espaço, então a borda externa das zonas habitáveis do planeta desértico está mais longe.[83][84] Os planetas rochosos com uma espessa atmosfera de hidrogênio podem manter a superfície da água muito mais longe do que a distância Terra-Sol.[85] Planetas com maior massa 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 d'água, movendo assim a borda interna da zona habitável para mais perto da estrela.[86]

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 zonas habitáveis 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[87] e poderia ter tido sua rotação lenta ao longo de sua história.[88]

Planetas bloqueados pela maré (também conhecidos como planetas "globo ocular")[89] podem ter zonas habitáveis mais perto de sua estrela do que se pensava anteriormente, devido ao efeito das nuvens: em alto fluxo estelar, a forte convecção produz espessas nuvens de água perto do ponto subestelar que aumentam muito o albedo planetário e reduzem as temperaturas da superfície.[90]

Zonas habitáveis geralmente foram definidas em termos de temperatura de superfície, no entanto, mais da metade da biomassa da Terra é de micróbios de subsuperfície,[91] e a temperatura aumenta com a profundidade, então a subsuperfície pode ser propícia para vida microbiana quando a superfície está congelada é considerada, a zona habitável se estende muito mais longe da estrela,[92] mesmo planetas invasores poderiam ter água líquida em profundidades subterrâneas suficientes.[93] Em uma era anterior do universo, a temperatura das microondas cósmicas de fundo teriam permitido que qualquer planeta rochoso que existisse tivesse água líquida em sua superfície, independentemente de sua distância de uma estrela.[94] Planetas semelhantes a Júpiter podem não ser habitáveis, mas podem ter luas habitáveis.[95]

Era do gelo e estados de bola de neve[editar | editar código-fonte]

A borda externa da zona habitável é onde os planetas estão completamente congelados, mas os planetas bem dentro da zona habitável podem ficar congelados periodicamente. Se flutuações orbitais ou outras causas produzem resfriamento, então isso cria mais gelo, mas o gelo reflete a luz do sol, causando ainda mais resfriamento, criando um ciclo de continuo até que o planeta esteja completamente ou quase totalmente congelado. Quando a superfície está congelada, isso impede o desgaste 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. Os planetas com uma grande inclinação axial[96] são menos propensos a entrar em estados de bola de neve e podem reter água líquida mesmo estando mais longe de sua estrela. Grandes flutuações de inclinação axial podem ter um efeito de aquecimento ainda maior do que uma grande inclinação fixa.[97][98] Paradoxalmente, os planetas orbitando estrelas mais frias, como as anãs vermelhas, têm menos probabilidade de entrar em estados de bola de neve porque a radiação infravermelha emitida por estrelas mais frias ocorre principalmente em comprimentos de onda que são absorvidos pelo gelo que a aquece.[99][100]

Aquecimento de maré[editar | editar código-fonte]

Se um planeta tem uma órbita excêntrica, o aquecimento de marés pode fornecer outra fonte de energia além da radiação estelar. Isso significa que os planetas excêntricos na zona habitável radiativa podem ser muito quentes para água líquida. As marés também circulam as órbitas ao longo do tempo, de modo que poderia haver planetas na zona habitável com órbitas circulares que não tinham água porque costumavam ter órbitas excêntricas.[101] Planetas excêntricos mais distantes do que a zona habitável ainda teriam superfícies congeladas, mas o aquecimento das marés poderia criar um oceano subterrâneo semelhante ao de Europa.[102] Em alguns sistemas planetários, como no sistema Upsilon Andromedae, a excentricidade das órbitas é mantida ou mesmo periodicamente variada por perturbações de outros planetas no sistema. O aquecimento das marés pode causar liberação de gases do manto, contribuindo para a formação e reposição de uma atmosfera.[103]

Planetas potencialmente habitáveis[editar | editar código-fonte]

Uma revisão em 2015 identificou os exoplanetas Kepler-62f, Kepler-186f e Kepler-442b como os melhores candidatos a serem potencialmente habitáveis.[104] Eles estão a uma distância de 1.200, 490 e 1.120 anos-luz, respectivamente. Destes, o Kepler-186f tem um tamanho semelhante ao da Terra, com sua medida de 1.2 raio da Terra, e está localizado próximo à 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.[105]

Planetas do tamanho da Terra[editar | editar código-fonte]

  • Em novembro de 2013, estimou-se que 22±8% das estrelas semelhantes ao Sol[b] na galáxia da Via Láctea podem ter um planeta do tamanho da Terra[c] na zona habitável.[d][106][107] Supondo 200 bilhões de estrelas na Via Láctea,[e] seriam 11 bilhões de Terras potencialmente habitáveis, aumentando para 40 bilhões se as anãs vermelhas fossem incluídas.[108]
  • Kepler-186f, um planeta com 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 um intervalo de confiança de 95% é usado.[109] Em março de 2013, uma estimativa revisada deu uma taxa de ocorrência de 50% para planetas do tamanho da Terra na zona habitável das anãs vermelhas.[110]
  • Com 1.63 vezes o raio da Terra, Kepler-452b é o primeiro planeta do tamanho da Terra descoberto na "zona habitável" em torno de uma estrela semelhante ao Sol do tipo-G2 (julho de 2015).[111]

Ver tambem[editar | editar código-fonte]

Notas[editar | editar código-fonte]

  1. Dados de Catálogo da NASA, julho de 2014, excluindo objetos descritos como tendo alta densidade não fisicamente.
  2. Para o propósito desta estatística de 1 em 5, "semelhante ao Sol" significa estrela do tipo-G. Os dados de estrelas semelhantes ao Sol não estavam disponíveis, então esta estatística é uma extrapolação de dados sobre estrelas do tipo-K.
  3. Para o propósito desta estatística de 1 em 5, tem tamanho da Terra significa 1–2 raios da Terra.
  4. Para o propósito desta estatística de 1 em 5, tem "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).
  5. Cerca de 1/4 das estrelas são estrelas semelhantes ao Sol tipo-G/K. O número de estrelas na galáxia não é conhecido com precisão, mas assumindo 200 bilhões de estrelas no total, a Via Láctea teria cerca de 50 bilhões de estrelas semelhantes ao Sol (tipo-G/K), das quais cerca de 1 em 5 (22%) ou 11 bilhões teriam ser do tamanho da Terra na zona habitável. Incluir anãs vermelhas aumentaria esse número para 40 bilhões.

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