Exoplaneta
![Time-lapse of exoplanets orbit motion](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/48/Hr8799_orbit_hd.gif/220px-Hr8799_orbit_hd.gif)
Umexoplanetaouplaneta extrassolaré umplanetafora doSistema 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. Desde 26 de abril de 2024, existem 5660exoplanetasconfirmados em 4167sistemas planetários,com 896 sistemascom mais de um exoplaneta.[2][3]
Existem muitosmétodos de detecção de exoplanetas.Afotometria de trânsitoe aespectroscopia Dopplerforam as que mais encontraram, mas esses métodos sofrem de um claro viés observacional que favorece a detecção de planetas próximos àestrela;assim, 85% dos exoplanetas detectados estão dentro da zona debloqueio de maré.[4]Em vários casos, vários planetas foram observados em torno de uma estrela.[5]Cerca de 1 em cada 5estrelas semelhantes ao Sol[a]tem um planeta do "tamanho daTerra"[b]nazona habitável.[c][6][7]Supondo que existam 200 bilhões de estrelas naVia Láctea,[d]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 numerosasanãs vermelhasse forem incluídos.[8]
Oplaneta menos massivoconhecido éDraugr(também conhecido como PSR B1257+12 A ou PSR B1257+12 b), que tem cerca de duas vezes a massa daLua.Oplaneta mais massivolistado noNASA Exoplanet ArchiveéHR 2562 b,[9][10]cerca de 30 vezes amassa de Júpiter.No entanto, de acordo com algumas definições de planeta (com base nafusão nucleardedeutério),[11]é muito massivo para ser um planeta e pode ser umaanã marrom.Osperíodos orbitaisconhecidos 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 queplanetas extragalácticos,exoplanetas mais distantes em galáxias além da galáxia local da Via Láctea.[12][13]Osexoplanetas mais próximosestão localizados a 4,2anos-luz(1,3parsecs) daTerrae orbitamProxima Centauri,a estrela mais próxima doSol.[14]
A descoberta de exoplanetas intensificou o interesse na busca porvida extraterrestre.Há um interesse especial em planetas que orbitam na zona habitável de uma estrela, onde é possível que aágualíquida, um pré-requisito para avidana Terra, exista na superfície. No entanto, o estudo dahabitabilidade planetáriatambém considera uma ampla gama de outros fatores na determinação da adequação de um planeta para abrigar vida.[15]
Planetas órfãossão aqueles que não orbitam nenhuma estrela. Esses objetos são considerados uma categoria separada de planetas, especialmente se foremgigantes gasosos,muitas vezes contados comosubanãs marrons.[16]Os planetas órfãos na Via Láctea possivelmente chegam a bilhões ou mais.[17][18]
Definição
[editar|editar código-fonte]União Astronômica Internacional
[editar|editar código-fonte]Adefinição oficial do termoplanetausada pelaUnião Astronômica Internacional(IAU) abrange apenas oSistema Solare, 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 commassas verdadeirasabaixo da massa limite para a fusão termonuclear dedeutério(atualmente calculada em 13massas de Júpiterpara objetos demetalicidadesolar) 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 umexoplanetaé 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 dainstabilidade 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
[editar|editar código-fonte]A definição de trabalho daUnião Astronómica Internacional(IAU) nem sempre é usada. Uma sugestão alternativa é que osplanetasdevem ser distinguidos dasanãs marronscom base na formação. Pensa-se amplamente que osplanetas gigantesse formam através daacreçãodo núcleo, que às vezes pode produzir planetas com massas acima do limiar de fusão dedeutério;[23][24][11]planetas massivos desse tipo já podem ter sido observados.[25]As anãs marrons se formam comoestrelasa partir do colapso gravitacional direto de nuvens de gás e esse mecanismo de formação também produz objetos que estão abaixo do limite de13MJupe podem ser tão baixos quanto1MJup.[26]Objetos nesta faixa de massa que orbitam suas estrelas com amplas separações de centenas ou milhares deUAe têm grandes proporções de massa estrela/objeto provavelmente formadas como anãs marrons; suasatmosferasprovavelmente 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 de10MJupse formaram por instabilidade gravitacional e não devem ser considerados planetas.[28]
Além disso, o ponto de corte de13MJupnão 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, aExtrasolar Planets Encyclopaediaincluiu objetos de até25MJup,dizendo: "O fato de não haver nenhuma característica especial em torno de13MJupno espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa ".[30]A partir de 2016, esse limite foi aumentado para60MJup[31]com base em um estudo das relações massa-densidade.[32]OExoplanet Data Explorerinclui objetos de até24MJupcom o aviso: "A distinção de13MJuppelo Grupo de Trabalho da IAU é fisicamente desmotivada para planetas com núcleos rochosos e observacionalmente problemática devido à ambiguidade do pecado ".[33]ONASA Exoplanet Archiveinclui objetos com massa (oumassa mínima) igual ou inferior a30MJup.[34]Outro critério para separar planetas e anãs marrons, em vez de fusão de deutério, processo de formação ou localização, é se apressãodo núcleo é dominada pela pressão de coulomb ou pressão de degenerescência eletrônica com a linha divisória em cerca de5MJup.[35][36]
Nomenclatura
[editar|editar código-fonte]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/14/The_unusual_exoplanet_HIP_65426b_%E2%80%94_SPHERE%27s_first.jpg/220px-The_unusual_exoplanet_HIP_65426b_%E2%80%94_SPHERE%27s_first.jpg)
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/3a/Magnifying_glass_01.svg/17px-Magnifying_glass_01.svg.png)
A convenção para designar exoplanetas é uma extensão do sistema usado para designar sistemas de múltiplasestrelas,conforme adotado pelaUnião 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 deplanetas circumbinários.Um número limitado de exoplanetas temnomes próprios sancionados pela IAU.Existem outros sistemas de nomenclatura.
Histórico de detecção
[editar|editar código-fonte]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 aosplanetasdoSistema Solar.Várias alegações de detecção feitas no século XIX foram rejeitadas pelos astrônomos.
A primeira evidência de um possível exoplaneta, orbitandoVan Maanen 2,foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. O astrônomoWalter Sydney Adams,que mais tarde se tornou diretor doObservatório Monte Wilson,produziu um espectro daestrelausando otelescópio de 60 polegadas de Monte Wilson.Ele interpretou o espectro como sendo de umaestrela 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 opulsarPSR B1257+12.[39]A primeira confirmação de um exoplaneta orbitando uma estrela dasequência principalfoi feita em 1995, quando umplaneta gigantefoi encontrado em umaórbitade quatro dias em torno da estrela próxima51 Pegasi.Alguns exoplanetas foramfotografados diretamentepor telescópios, mas a grande maioria foi detectada por métodos indiretos, como ométodo de trânsitoe ométodo de velocidade radial.Em fevereiro de 2018, pesquisadores usando oObservatório de raios-X Chandra,combinado com uma técnica de detecção de planetas chamadamicrolente,encontraram evidências de planetas em umagaláxiadistante, afirmando que "alguns desses exoplanetas são tão (relativamente) pequenos quanto aLua,enquanto outros são tão massivos quantoJúpiter.Ao contrário daTerra,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 nossoSistema Solarforam 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. | ![]() |
— Giordano Bruno (1584)[42] |
No século XVI, o filósofo italianoGiordano Bruno,um dos primeiros defensores da teoriacopernicanade que aTerrae outrosplanetasorbitam oSol(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 porIsaac Newtonno "Scholium Generale"que conclui seusPrincipia.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 deUm".[43]
Em 1952, mais de 40 anos antes da descoberta do primeiroJúpiter quente,Otto Struveescreveu que não há razão convincente para que os planetas não possam estar muito mais próximos de sua estrela hospedeira do que noSistema Solar,e propôs que aespectroscopia Dopplere ométodo de trânsitopoderia detectarsuper-Júpiteremórbitascurtas.[44]
Reivindicações desacreditadas
[editar|editar código-fonte]Reivindicações de detecções de exoplanetas foram feitas desde o século XIX. Alguns dos primeiros envolvem aestrela binária70 Ophiuchi.Em 1855,William Stephen Jacob,doObservatório MadrasdaCompanhia 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,daUniversidade de Chicagoe doObservatório Naval dos Estados Unidos,afirmou que as anomalias orbitais provavam a existência de um corpo escuro no sistema 70 Ophiuchi com umperíodode 36 anos em torno de uma das estrelas.[46]No entanto,Forest Ray Moultonpublicou 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,doSwarthmore College,fez outra série proeminente de alegações de detecção, desta vez para planetas que orbitam aEstrela de Barnard.[48]Os astrônomos agora geralmente consideram todos os primeiros relatos de detecção como errôneos.[49]
Em 1991,Andrew Lyne,Matthew Bailese S. L. Shemar afirmaram ter descoberto umplaneta de pulsaremórbitaao redor dePSR 1829-10,usando variações detempo de pulsar.[50]A alegação recebeu intensa atenção brevemente, mas Lyne e sua equipe logo a retiraram.[51]
Descobertas confirmadas
[editar|editar código-fonte]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/3a/Magnifying_glass_01.svg/17px-Magnifying_glass_01.svg.png)
Em 26 de abril de 2024, um total de 5660 exoplanetas confirmados estão listados naExtrasolar 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 daUniversidade de Vitóriae daUniversidade da Colúmbia Britânica.[52]Embora eles tenham sido cautelosos em reivindicar uma detecção planetária, suas observações develocidade radialsugeriram que umplanetaorbita aestrelaGamma 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 sidoanãs 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]
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/11/The_Star_AB_Pictoris_and_its_Companion_-_Phot-14d-05-normal.jpg/150px-The_Star_AB_Pictoris_and_its_Companion_-_Phot-14d-05-normal.jpg)
Em 9 de janeiro de 1992, os radioastrônomosAleksander WolszczaneDale Frailanunciaram a descoberta de dois planetas orbitando opulsarPSR 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 essesplanetas de pulsartenham se formado a partir de remanescentes incomuns dasupernovaque produziu o pulsar, em uma segunda rodada de formação de planetas, ou então osnúcleos rochosos remanescentesdegigantes gasososque de alguma forma sobreviveram à supernova e depois decaíram em sua atualórbitas.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 porDonald 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 daanã brancaforam 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 porStephen E. Thorsette seus colaboradores em 1993.[58]
Em 6 de outubro de 1995,Michel MayoreDidier P. Queloz,daUniversidade de Genebra,anunciaram a primeira detecção definitiva de um exoplaneta orbitando uma estrela dasequência principal,a estrela próxima declasse G51 Pegasi.[59][60][61]Esta descoberta, feita noObservatório de Haute-Provence,inaugurou a era moderna da descoberta exoplanetária e foi reconhecida por uma parte doPrêmio Nobel de Físicade 2019. Os avanços tecnológicos, principalmente naespectroscopiade alta resolução, levaram à rápida detecção de muitos novos exoplanetas: os astrônomos podiam detectar exoplanetas indiretamente medindo sua influênciagravitacionalno 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 deformação planetáriaindicavam queplanetas gigantessó 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 Andromedaetornou-se a primeira estrela da sequência principal conhecida por ter vários planetas.[62]Kepler-16contém o primeiro planeta descoberto que orbita em torno de um sistema estelar binário de sequência principal.[63]
Em 26 de fevereiro de 2014, aNASAanunciou a descoberta de 715 exoplanetas recém-verificados em torno de 305 estrelas peloTelescópio 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 planetasKeplerestão principalmente entre o tamanho deNetunoe o tamanho daTerra.[64]
Em 23 de julho de 2015, a NASA anunciouKepler-452b,um planeta quase do tamanho da Terra orbitando azona habitávelde uma estrela doe classe G2.[67]
Em 6 de setembro de 2018, a NASA descobriu um exoplaneta a cerca de 145anos-luzda Terra naconstelaçãodeVirgo.[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 chamadalacuna 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 doTOI-700 d,o primeiro planeta do tamanho da Terra na zona habitável detectado peloTESS.[69]
Descobertas de candidatos
[editar|editar código-fonte]Em janeiro de 2020, as missõesKeplereTESSdaNASAidentificaram 4 374 candidatos planetários ainda a serem confirmados,[70]vários deles sendo quase do tamanho daTerrae localizados nazona habitável,alguns em torno deestrelas semelhantes ao Sol.[71][72][73]
Em setembro de 2020, os astrônomos relataram evidências, pela primeira vez, de umplaneta extragaláctico,M51-ULS-1b,detectado ao eclipsar umafonte brilhante de raios-X,naGaláxia do Redemoinho(M51a).[76][77]
Também em setembro de 2020, astrônomos usando técnicas demicrolenterelataram adetecção,pela primeira vez, de umplaneta órfãodemassa terrestrenão ligado a qualquerestrelae flutuando livremente naVia Láctea.[78][79]
Métodos de detecção
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Imagem direta
[editar|editar código-fonte]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a9/Beta_Pictoris.jpg/299px-Beta_Pictoris.jpg)
Osplanetassão extremamente fracos em comparação com suasestrelashospedeiras. Por exemplo, uma estrelaparecida com o Solé 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 extremaestabilidade optotérmica.[80]Todos os exoplanetas que foram fotografados diretamente são grandes (mais massivos queJúpiter) e amplamente separados de sua estrela hospedeira.
Instrumentos de imagem direta especialmente projetados, como oGemini Planet Imager,VLT-SPHEREe oSCExAO,farão imagens de dezenas degigantes 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
[editar|editar código-fonte]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/65/Dopspec-inline.gif/299px-Dopspec-inline.gif)
- Se um planeta cruza (outransita) na frente do disco de suaestrelahospedeira, o brilho observado da estrela diminui um pouco. A quantidade pela qual a estrela escurece depende de seu tamanho e do tamanho doplaneta,entre outros fatores. Como o método de trânsito requer que aórbitado planeta cruze uma linha de visão entre a estrela hospedeira e aTerra,a probabilidade de umexoplanetaem uma órbita orientada aleatoriamente ser observado transitando pela estrela é um pouco pequena. OTelescópio Espacial Keplerusou esse método.
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fd/Confirmed_exoplanets_by_methods_EPE.svg/300px-Confirmed_exoplanets_by_methods_EPE.svg.png)
- À medida que um planeta orbita uma estrela, a estrela também se move em sua própria pequena órbita ao redor docentro de massado sistema. Variações navelocidade radialda estrela, ou seja, a velocidade com que ela se aproxima ou se afasta da Terra, podem ser detectadas a partir de deslocamentos naslinhas espectraisda estrela devido aoefeito 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 planetaKepler-19bsugerem a existência de um segundo planeta no sistema, oKepler-19cnão 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 muitosplanetas circumbináriosem 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 10UAde distância de estrelassemelhantes ao Sol.
- Aastrometriaconsiste 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.
- Umpulsar(o pequeno e ultradenso remanescente de uma estrela que explodiu como umasupernova) emiteondas de rádiocom 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 exoplanetafoi 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]
- Aradiação relativísticamede 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 depolarimetria,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 depoeira espacialcercam muitas estrelas, que se acredita serem originárias de colisões entreasteroidesecometas.A poeira pode ser detectada porque absorve a luz das estrelas e a reemite comoradiação infravermelha.Características nos discos podem sugerir a presença de planetas, embora isso não seja considerado um método de detecção definitivo.
Formação e evolução
[editar|editar código-fonte]Osplanetaspodem se formar dentro de algumas dezenas (ou mais) de milhões de anos de sua formação estelar.[91][92][93][94][95]Os planetas doSistema Solarsó podem ser observados em seu estado atual, mas observações de diferentessistemas planetáriosde idades variadas nos permitem observar planetas em diferentes estágios de evolução. As observações disponíveis variam dediscos protoplanetáriosjovens 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 dehidrogênio/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 mesmoplanetas terrestrespodem começar com grandes raios se eles se formarem cedo o suficiente.[101][102][103]Um exemplo éKepler-51b,que tem apenas cerca de duas vezes amassa da Terra,mas é quase do tamanho deSaturno,que é cem vezes a massa daTerra.Kepler-51b é bastante jovem com algumas centenas de milhões de anos.[104]
Estrelas hospedeiras de planetas
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Há pelo menos umplanetaem média porestrela.[5]Cerca de 1 em cada 5 estrelassemelhantes ao Sol[a]tem um planeta do "tamanho da Terra"[b]nazona habitável.[106]
A maioria dos exoplanetas conhecidos orbitam estrelas aproximadamente semelhantes aoSol,ou seja, estrelas dasequência principaldascategorias espectraisF,GouK.Estrelas de massa mais baixa (anãs vermelhas,da categoria espectral M) são menos propensas a ter planetas massivos o suficiente para serem detectados pelométodo de velocidade radial.[107][108]Apesar disso, várias dezenas de planetas em torno de anãs vermelhas foram descobertos peloTelescópio Espacial Kepler,que usa ométodo de trânsitopara detectar planetas menores.
Usando dados do Kepler, foi encontrada uma correlação entre ametalicidadede uma estrela e a probabilidade de que a estrela hospede umplaneta gigante,semelhante ao tamanho deJúpiter.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 váriosplanetas circumbináriosforam descobertos que orbitam em torno de ambos os membros daestrela binária.Alguns planetas emsistemas estelares triplossão conhecidos[111]e um no sistema quádruploKepler-64.
Parâmetros orbitais e físicos
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Características gerais
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Cor e brilho
[editar|editar código-fonte]Em 2013, a cor de um exoplaneta foi determinada pela primeira vez. As medições dealbedode melhor ajuste deHD 189733 bsugerem que é azul escuro profundo.[112][113]Mais tarde naquele mesmo ano, as cores de vários outros exoplanetas foram determinadas, incluindoGliese 504 bque visualmente tem uma cor magenta,[114]eKappa Andromedae b,que se visto de perto pareceria de cor avermelhada.[115]Espera-se que osplanetas de héliotenham aparência branca ou cinza.[116]
O brilho aparente (magnitude aparente) de umplanetadepende de quão longe o observador está, quão reflexivo o planeta é (albedo) e quanta luz o planeta recebe de suaestrela,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 dealbedo geométricoéTrES-2b,umJúpiter quenteque reflete menos de 1% da luz de sua estrela, tornando-o menos reflexivo do quecarvãoou tinta acrílica preta. Espera-se que os Júpiteres quentes sejam bastante escuros devido aosódioepotássioem suasatmosferas,mas não se sabe por que o TrES-2b é tão escuro, pode ser devido a umcomposto químicodesconhecido.[118][119][120]
Paragigantes gasosos,o albedo geométrico geralmente diminui com o aumento dametalicidadeou 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 osplanetas gigantesde massa mais alta têmgravidadessuperficiais mais altas, o que produz profundidades de coluna de nuvens mais baixas. Além disso, asórbitas elípticaspodem 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 dafase,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 deamôniase formam, resultando em albedos mais altos na maioria dos comprimentos de onda ópticos e infravermelhos próximos.[121]
Campo magnético
[editar|editar código-fonte]Em 2014, umcampo magnéticoem torno deHD 209458 bfoi inferido pela forma como ohidrogênioestava evaporando doplaneta.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 deJúpiter.[122][123]
Os campos magnéticos de exoplanetas podem ser detectados por suas emissões de rádioauroraiscomradiotelescópiossuficientemente sensíveis, como oLOFAR.[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]
Ocampo magnético da Terraresulta de seu núcleo metálico líquido fluindo, mas emsuper-Terrasmassivas 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 emmantossem núcleo indiferenciados. Formas deóxido 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 quentesforam observados com um raio maior do que o esperado. Isso pode ser causado pela interação entre ovento estelare amagnetosferado planeta, criando umacorrente elétrica através do planeta que o aquece,fazendo com que ele se expanda. Quanto mais magneticamente ativa for umaestrela,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 dodeutériogasoso em uma forma metálica líquida. Isso pode ajudar os pesquisadores a entender melhor osgigantes gasosos,comoJúpiter,Saturnoe exoplanetas relacionados, uma vez que se acredita que esses planetas contenham muitohidrogênio metálicolíquido, 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 deerupções estelaresemanchas estelaresem suas estrelas hospedeiras, em 2019 essa afirmação foi demonstrada como falsa no sistemaHD 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 120gaussem comparação com o campo magnético de superfície de Júpiter de 4,3 gauss.[133][134]
Placas tectônicas
[editar|editar código-fonte]Em 2007, duas equipes independentes de pesquisadores chegaram a conclusões opostas sobre a probabilidade deplacas tectônicasemsuper-Terrasmaiores[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 aTerra,elas se tornarãoplanetas oceânicoscom 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
[editar|editar código-fonte]Grandes variações de temperatura da superfície em55 Cancrie foram atribuídas à possível atividade vulcânica liberando grandes nuvens de poeira que cobrem oplanetae bloqueiam as emissões térmicas.[141][142]
Anéis
[editar|editar código-fonte]Aestrela1SWASP J140747.93-394542.6é orbitada por um objeto que é circundado por umsistema de anéismuito maior que osanéis de Saturno.No entanto, a massa do objeto não é conhecida; pode ser umaanã marromou uma estrela de baixa massa em vez de um planeta.[143][144]
O brilho das imagens ópticas deFomalhaut bpode ser devido à luz estelar refletida em um sistema de anéis circumplanetários com um raio entre 20 e 40 vezes oraio de Júpiter,aproximadamente o tamanho dasórbitasdasluas galileanas.[145]
Os anéis dosgigantes gasososdoSistema Solarestão alinhados com o equador do seu planeta. No entanto, para exoplanetas que orbitam perto de sua estrela, asforças de maréda estrela levariam os anéis mais externos de um planeta a serem alinhados com oplano orbitaldo 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 umeixo rotacional inclinado,os diferentes alinhamentos entre os anéis interno e externo criariam um sistema de anéis deformados.[146]
Luas
[editar|editar código-fonte]Em dezembro de 2013, umaexoluacandidata de umplaneta órfãofoi anunciada.[147]Em 3 de outubro de 2018, foram relatadas evidências sugerindo uma grande exolua orbitandoKepler-1625b.[148]
Atmosferas
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![Artist's concept of the Cassini spacecraft in front of a sunset on Saturn's moon Titan](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d3/PIA18410-TitanSunsetStudies-CassiniSpacecraft-20140527.jpg/220px-PIA18410-TitanSunsetStudies-CassiniSpacecraft-20140527.jpg)
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Atmosferasforam detectadas em torno de vários exoplanetas. O primeiro a ser observado foi oHD 209458 bem 2001.[150]
Em fevereiro de 2014, mais de 50 atmosferas de exoplanetas emtrânsitoe 5imagens diretasforam 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-transitórioJúpiter quenteTau Boötis b.[153][154]
Em maio de 2017, brilhos de luz daTerra,vistos como cintilando de um satélite emórbitaa um milhão de milhas de distância, foram encontrados comoluz refletidadecristais de gelonaatmosfera.[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
[editar|editar código-fonte]KIC 12557548 bé um pequeno planeta rochoso, muito próximo de sua estrela, que está evaporando e deixando um rastro de nuvens e poeira como umcometa.[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 aatmosferadeGliese 436 bestava 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
[editar|editar código-fonte]Planetasbloqueados por maréem 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 umaórbita excêntricapodem 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
[editar|editar código-fonte]Composição da superfície
[editar|editar código-fonte]As características da superfície podem ser distinguidas das características atmosféricas comparando a espectroscopia de emissão e reflexão com aespectroscopia 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
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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 planetaOGLE-2005-BLG-390Lbtenha uma temperatura de superfície de aproximadamente -220°C(50K). No entanto, essas estimativas podem estar substancialmente erradas porque dependem doalbedogeralmente desconhecido do planeta e porque fatores como oefeito estufapodem introduzir complicações desconhecidas. Alguns planetas tiveram sua temperatura medida observando a variação naradiação infravermelhaà medida que o planeta se move em suaórbitae é eclipsado por sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planetaHD 189733 btenha uma temperatura média de 1 205 K (932 °C) em seu lado diurno e 973 K (700 °C) em seu lado noturno.[165]
Habitabilidade
[editar|editar código-fonte]À medida que maisplanetassão descobertos, o campo daexoplanetologiacontinua a crescer em um estudo mais profundo de exoplanetas e, finalmente, abordará a perspectiva devida em planetasalém doSistema Solar.[166]A distâncias cósmicas, avidasó 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, ooxigêniomolecular (O2) naatmosfera da Terraé resultado dafotossínteseporplantasvivas e muitos tipos demicroorganismos,de modo que pode ser usado como umaindicação de vidaem exoplanetas, embora pequenas quantidades de oxigênio também possam ser produzidas por meios não biológicos.[167]Além disso, um planeta potencialmente habitável deve orbitar umaestrelaestável a uma distância dentro da qualobjetos de massa planetáriacompressão atmosféricasuficiente possam suportarágua líquidaem suas superfícies.[168][169]
Zona habitável
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Azona habitávelem torno de umaestrelaé a região onde a temperatura é adequada para permitir a existência deágua líquidana superfície doplaneta;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 menosvapor de águanaatmosferado que aTerrae, portanto, têm umefeito estufareduzido, o que significa que um planeta desértico poderia manter oásis de água mais perto de sua estrela do que a Terra está doSol.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 rochososcom uma espessa atmosfera dehidrogêniopoderiam manter a água superficial muito mais longe do que a distância Terra-Sol.[172]Planetas com massa maior têm zonas habitáveis mais amplas porque agravidadereduz 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 naórbitadeVênus,se tivesse a rotação lenta de Vênus. Se Vênus perdeu seu oceano de água devido a umefeito estufadescontrolado, 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]
Planetasbloqueados 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 planetáriaalbedoe 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]mesmoplanetas órfãospoderiam ter água líquida em profundidades suficientes no subsolo.[180]Em uma era anterior doUniverso,a temperatura dofundo cósmico de micro-ondasteria permitido que quaisquer planetas rochosos que existissem tivessem água líquida em sua superfície, independentemente de sua distância de uma estrela.[181]Planetas semelhantes aJúpiterpodem não ser habitáveis, mas podem terluas habitáveis.[182]
Eras do gelo e estados bola de neve
[editar|editar código-fonte]A borda externa dazona habitávelé onde osplanetasestão 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 dodióxido de carbono,resultando em um acúmulo de dióxido de carbono naatmosferaa partir de emissões vulcânicas. Isso cria umefeito estufaque descongela o planeta novamente. Planetas com uma grandeinclinação axial[183]são menos propensos a entrar em estados bola de neve e podem reterágua líquidamais longe de suaestrela.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, comoanãs vermelhas,são menos propensos a entrar em estados bola de neve porque aradiação infravermelhaemitida por estrelas mais frias é principalmente em comprimentos de onda que são absorvidos pelo gelo que o aquece.[186][187]
Aquecimento de maré
[editar|editar código-fonte]Se um planeta tem umaórbita excêntrica,oaquecimento de marépode fornecer outra fonte de energia além da radiação estelar. Isso significa que planetas excêntricos nazona habitávelradiativa podem ser muito quentes para aágua líquida.A maré também circularizam asórbitasao longo do tempo para que possa haver planetas na zona habitável comórbitas circularesque 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 umoceano subterrâneosemelhante ao deEuropa.[189]Em algunssistemas planetários,como no sistemaUpsilon 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 domanto,contribuindo para a formação e reabastecimento de umaatmosfera.[190]
Planetas potencialmente habitáveis
[editar|editar código-fonte]Uma revisão em 2015 identificou os exoplanetasKepler-62f,Kepler-186feKepler-442bcomo os melhores candidatos a serem potencialmente habitáveis.[191]Estes estão a uma distância de 1 200, 490 e 1 120anos-luzde distância, respectivamente. Destes, Kepler-186f é de tamanho semelhante ao daTerracom sua medida deraio terrestrede 1,2, e está localizado na borda externa dazona habitávelem torno de suaestrelaanã vermelha.
Ao olhar para os candidatos a exoplanetas terrestres mais próximos,Proxima Centauri bestá a cerca de 4,2 anos-luz de distância. Sua temperatura de equilíbrio é estimada em -39°C(234K).[192]
Planetas do tamanho da Terra
[editar|editar código-fonte]- Em novembro de 2013, estimou-se que 22±8% dasestrelassãosemelhantes ao Sol[a]naVia Lácteapodem ter umplanetado tamanho daTerra[b]nazona 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 asanãs vermelhasforem incluídas.[8]
- Kepler-186f,um planeta de 1,2raio da Terrana zona habitável de uma anã vermelha, relatado em abril de 2014.
- Proxima Centauri b,um planeta na zona habitável deProxima Centauri,a estrela conhecida mais próxima doSistema Solarcom umamassa mínimaestimada de 1,27 vezes amassa 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 13anos-luzde distância. A distância estimada aumenta para 21 anos-luz quando é utilizado umintervalo de confiançade 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-452bé o primeiro planeta quase do tamanho da Terra descoberto na "zona habitável" em torno de uma estrela semelhante ao Sol declasse G2(julho de 2015).[195]
Notas
[editar|editar código-fonte]- ↑abcPara os propósitos desta estatística de 1 em 5, "semelhante ao sol"significaestrela de classe G.Os dados para estrelas semelhantes aoSolnão estavam disponíveis, então esta estatística é uma extrapolação de dados sobreestrelas de classe K.
- ↑abcPara os propósitos desta estatística de 1 em 5, "tamanho daTerra"significa 1 a 2raios terrestres.
- ↑abPara 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 2UApara o Sol).
- ↑abCerca de 1/4 das estrelas são estrelas GK semelhantes ao Sol. O número de estrelas na galáxia não é conhecido com precisão, mas assumindo 200 bilhões de estrelas no total, aVia Lácteateria cerca de 50 bilhões de estrelas semelhantes ao Sol (GK), das quais cerca de 1 em 5 (22%) ou 11 bilhões teriam têm planetas do tamanho da Terra nazona habitável.Incluindoanãs vermelhasaumentaria para 40 bilhões.
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Leitura adicional
[editar|editar código-fonte]- Boss, Alan (2009).The Crowded Universe: The Search for Living Planets.[S.l.]: Basic Books.Bibcode:2009cusl.book.....BISBN978-0-465-00936-7(Hardback);ISBN978-0-465-02039-3(Paperback).
- Dorminey, Bruce (2001).Distant Wanderers.[S.l.]: Springer-VerlagISBN978-0-387-95074-7(Hardback);ISBN978-1-4419-2872-6(Paperback).
- Jayawardhana, Ray (2011).Strange New Worlds: The Search for Alien Planets and Life beyond Our Solar System.Princeton, NJ: Princeton University PressISBN978-0-691-14254-8(Hardcover).
- Perryman, Michael (2011).The Exoplanet Handbook.[S.l.]: Cambridge University Press.ISBN978-0-521-76559-6
- Seager, Sara, ed. (2011).Exoplanets.[S.l.]: University of Arizona PressISBN978-0-8165-2945-2.
- Villard, Ray; Cook, Lynette R. (2005).Infinite Worlds: An Illustrated Voyage to Planets Beyond Our Sun.[S.l.]: University of California PressISBN978-0-520-23710-0.
- Yaqoob, Tahir (2011).Exoplanets and Alien Solar Systems.[S.l.]: New Earth Labs (Education and Outreach)ISBN978-0-9741689-2-0(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.ISBN978-0-8165-3124-0.arXiv:1401.8103
.doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch036
Ligações externas
[editar|editar código-fonte]- 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-Paris Observatory
- Graphical Comparison of Extrasolar Planets
- Video (1:00): Kepler Orrey V (October 2018)noYouTube
- Video (1:35): "Cosmic Milestone" − 5000 Exoplanets Confirmed (NASA; Mar. 2022)noYouTube