Exoplaneta
Um exoplaneta ou planeta extrassolar é um planeta fora do Sistema Solar. A primeira evidência possível de um exoplaneta foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. A primeira confirmação da detecção ocorreu em 1992. Um planeta diferente, detectado inicialmente em 1988, foi confirmado em 2003. Desde 30 de janeiro de 2026, existem 6,087 exoplanetas confirmados em 4,532 sistemas planetários, com 1,026 sistemas com mais de um exoplaneta.
União Astronômica Internacional
A definição oficial do termo planeta usada pela União Astronômica Internacional (IAU) abrange apenas o Sistema Solar e, portanto, não se aplica a exoplanetas. 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. Um exoplaneta foi definido pelos seguintes critérios: Esta definição de trabalho foi alterada pela Comissão F2 da IAU: Exoplanetas e o Sistema Solar em agosto de 2018. A definição oficial de trabalho de um exoplaneta é agora a seguinte: A IAU observou que esta definição pode evoluir à medida que o conhecimento melhora.
Alternativas
A definição de trabalho da União Astronómica Internacional (IAU) nem sempre é usada. Uma sugestão alternativa é que os planetas devem ser distinguidos das anãs marrons com base na formação. Pensa-se amplamente que os planetas gigantes se formam através da acreção do núcleo, que às vezes pode produzir planetas com massas acima do limiar de fusão de deutério; planetas massivos desse tipo já podem ter sido observados. As anãs marrons se formam como estrelas a partir do colapso gravitacional direto de nuvens de gás e esse mecanismo de formação também produz objetos que estão abaixo do limite de 13 MJup e podem ser tão baixos quanto 1 MJup. Objetos nesta faixa de massa que orbitam suas estrelas com amplas separações de centenas ou milhares de UA e têm grandes proporções de massa estrela/objeto provavelmente formadas como anãs marrons; suas atmosferas provavelmente teriam uma composição mais semelhante à sua estrela hospedeira do que planetas formados por acreção, que conteriam uma maior abundância de elementos mais pesados. A maioria dos planetas fotografados diretamente em abril de 2014 são massivos e têm órbitas amplas, então provavelmente representam o final de baixa massa da formação de anãs marrons. Um estudo sugere que objetos acima de 10 MJup se formaram por instabilidade gravitacional e não devem ser considerados planetas.
A convenção para designar exoplanetas é uma extensão do sistema usado para designar sistemas de múltiplas estrelas, conforme adotado pela União Astronômica Internacional (IAU). Para exoplanetas orbitando uma única estrela, a designação IAU é formada tomando o nome designado ou próprio de sua estrela hospedeira e adicionando uma letra minúscula. As letras são dadas em ordem de descoberta de cada planeta em torno da estrela hospedeira, de modo que o primeiro planeta descoberto em um sistema é designado "b" (a estrela hospedeira é considerada "a") e os planetas posteriores recebem letras subsequentes. Se vários planetas no mesmo sistema são descobertos ao mesmo tempo, o mais próximo da estrela recebe a próxima letra, seguido pelos outros planetas em ordem de tamanho orbital. Existe um padrão provisório sancionado pela IAU para acomodar a designação de planetas circumbinários. Um número limitado de exoplanetas tem nomes próprios sancionados pela IAU. Existem outros sistemas de nomenclatura.
Durante séculos, cientistas, filósofos e escritores de ficção científica suspeitaram da existência de exoplanetas, mas não havia como saber se existiam, quão comuns eram ou quão semelhantes poderiam ser aos planetas do Sistema Solar. Várias alegações de detecção feitas no século XIX foram rejeitadas pelos astrônomos. A primeira evidência de um possível exoplaneta, orbitando Van Maanen 2, foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. O astrônomo Walter Sydney Adams, que mais tarde se tornou diretor do Observatório Monte Wilson, produziu um espectro da estrela usando o telescópio de 60 polegadas de Monte Wilson. Ele interpretou o espectro como sendo de uma estrela de classe F da sequência principal, mas agora pensa-se que tal espectro pode ser causado pelo resíduo de um exoplaneta próximo que foi pulverizado em poeira pela gravidade da estrela, o resultado poeira, em seguida, caindo sobre a estrela.
Especulações iniciais
No século XVI, o filósofo italiano Giordano Bruno, um dos primeiros defensores da teoria copernicana de que a Terra e outros planetas orbitam o Sol (heliocentrismo), apresentou a visão de que as estrelas fixas são semelhantes ao Sol e também são acompanhadas por planetas. No século XVIII, a mesma possibilidade foi mencionada por Isaac Newton no "Scholium Generale" que conclui seus Principia. Fazendo uma comparação com os planetas do Sol, ele escreveu: "E se as estrelas fixas são os centros de sistemas semelhantes, todas elas serão construídas de acordo com um projeto semelhante e sujeitas ao domínio de Um". Em 1952, mais de 40 anos antes da descoberta do primeiro Júpiter quente, Otto Struve escreveu que não há razão convincente para que os planetas não possam estar muito mais próximos de sua estrela hospedeira do que no Sistema Solar, e propôs que a espectroscopia Doppler e o método de trânsito poderia detectar super-Júpiter em órbitas curtas.
Reivindicações desacreditadas
Reivindicações de detecções de exoplanetas foram feitas desde o século XIX. Alguns dos primeiros envolvem a estrela binária 70 Ophiuchi. Em 1855, William Stephen Jacob, do Observatório Madras da Companhia Britânica das Índias Orientais, relatou que as anomalias orbitais tornavam "altamente provável" que houvesse um "corpo planetário" neste sistema. Na década de 1890, Thomas J. J. See, da Universidade de Chicago e do Observatório Naval dos Estados Unidos, afirmou que as anomalias orbitais provavam a existência de um corpo escuro no sistema 70 Ophiuchi com um período de 36 anos em torno de uma das estrelas. No entanto, Forest Ray Moulton publicou um artigo provando que um sistema de três corpos com esses parâmetros orbitais seria altamente instável. Durante as décadas de 1950 e 1960, Peter van de Kamp, do Swarthmore College, fez outra série proeminente de alegações de detecção, desta vez para planetas que orbitam a Estrela de Barnard. Os astrônomos agora geralmente consideram todos os primeiros relatos de detecção como errôneos.
Descobertas confirmadas
Em 30 de janeiro de 2026, um total de 6,087 exoplanetas confirmados estão listados na Extrasolar Planets Encyclopaedia, incluindo alguns que foram confirmações de alegações controversas do final dos anos 80. A primeira descoberta publicada a receber confirmação subsequente foi feita em 1988 pelos astrônomos canadenses Bruce Campbell, G. A. H. Walker e Stephenson Yang da Universidade de Vitória e da Universidade da Colúmbia Britânica. Embora eles tenham sido cautelosos em reivindicar uma detecção planetária, suas observações de velocidade radial sugeriram que um planeta orbita a estrela Gamma Cephei. Em parte porque as observações estavam no limite das capacidades instrumentais na época, os astrônomos permaneceram céticos por vários anos sobre essa e outras observações semelhantes. Pensava-se que alguns dos planetas aparentes poderiam ter sido anãs marrons, objetos intermediários em massa entre planetas e estrelas. Em 1990, foram publicadas observações adicionais que apoiaram a existência do planeta orbitando Gamma Cephei, mas trabalhos subsequentes em 1992 novamente levantaram sérias dúvidas. Finalmente, em 2003, técnicas aprimoradas permitiram confirmar a existência do planeta.
Descobertas de candidatos
Em janeiro de 2020, as missões Kepler e TESS da NASA identificaram 4 374 candidatos planetários ainda a serem confirmados, vários deles sendo quase do tamanho da Terra e localizados na zona habitável, alguns em torno de estrelas semelhantes ao Sol. Em setembro de 2020, os astrônomos relataram evidências, pela primeira vez, de um planeta extragaláctico, M51-ULS-1b, detectado ao eclipsar uma fonte brilhante de raios-X, na Galáxia do Redemoinho (M51a). Também em setembro de 2020, astrônomos usando técnicas de microlente relataram a detecção, pela primeira vez, de um planeta órfão de massa terrestre não ligado a qualquer estrela e flutuando livremente na Via Láctea.
Imagem direta
Os planetas são extremamente fracos em comparação com suas estrelas hospedeiras. Por exemplo, uma estrela parecida com o Sol é cerca de um bilhão de vezes mais brilhante do que a luz refletida de qualquer exoplaneta que a orbita. É difícil detectar uma fonte de luz tão fraca e, além disso, a estrela hospedeira causa um brilho que tende a eliminá-la. É necessário bloquear a luz da estrela hospedeira para reduzir o brilho deixando a luz do planeta detectável; fazer isso é um grande desafio técnico que requer extrema estabilidade optotérmica. Todos os exoplanetas que foram fotografados diretamente são grandes (mais massivos que Júpiter) e amplamente separados de sua estrela hospedeira.
Os planetas podem se formar dentro de algumas dezenas (ou mais) de milhões de anos de sua formação estelar. Os planetas do Sistema Solar só podem ser observados em seu estado atual, mas observações de diferentes sistemas planetários de idades variadas nos permitem observar planetas em diferentes estágios de evolução. As observações disponíveis variam de discos protoplanetários jovens onde os planetas ainda estão se formando a sistemas planetários com mais de 10 bilhões de anos. Quando os planetas se formam em um disco protoplanetário gasoso, eles acumulam envelopes de hidrogênio/hélio. 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. Isso significa que mesmo planetas terrestres podem começar com grandes raios se eles se formarem cedo o suficiente. Um exemplo é Kepler-51b, que tem apenas cerca de duas vezes a massa da Terra, mas é quase do tamanho de Saturno, que é cem vezes a massa da Terra. Kepler-51b é bastante jovem com algumas centenas de milhões de anos.
Há pelo menos um planeta em média por estrela. Cerca de 1 em cada 5 estrelas semelhantes ao Sol[a] tem um planeta do "tamanho da Terra"[b] na zona habitável. A maioria dos exoplanetas conhecidos orbitam estrelas aproximadamente semelhantes ao Sol, ou seja, estrelas da sequência principal das categorias espectrais F, G ou K. Estrelas de massa mais baixa (anãs vermelhas, da categoria espectral M) são menos propensas a ter planetas massivos o suficiente para serem detectados pelo método de velocidade radial. Apesar disso, várias dezenas de planetas em torno de anãs vermelhas foram descobertos pelo Telescópio Espacial Kepler, que usa o método de trânsito para detectar planetas menores. Usando dados do Kepler, foi encontrada uma correlação entre a metalicidade de uma estrela e a probabilidade de que a estrela hospede um planeta gigante, semelhante ao tamanho de Júpiter. Estrelas com maior metalicidade são mais propensas a ter planetas, especialmente planetas gigantes, do que estrelas com menor metalicidade.
Atmosferas foram detectadas em torno de vários exoplanetas. O primeiro a ser observado foi o HD 209458 b em 2001. Em fevereiro de 2014, mais de 50 atmosferas de exoplanetas em trânsito e 5 imagens diretas foram observadas, resultando na detecção de características espectrais moleculares; observação de gradientes de temperatura dia-noite; e restrições na estrutura atmosférica vertical. Além disso, uma atmosfera foi detectada no não-transitório Júpiter quente Tau Boötis b. Em maio de 2017, brilhos de luz da Terra, vistos como cintilando de um satélite em órbita a um milhão de milhas de distância, foram encontrados como luz refletida de cristais de gelo na atmosfera. A tecnologia usada para determinar isso pode ser útil no estudo das atmosferas de planetas distantes, incluindo os de exoplanetas. KIC 12557548 b é um pequeno planeta rochoso, muito próximo de sua estrela, que está evaporando e deixando um rastro de nuvens e poeira como um cometa. 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.
Cor e brilho
Em 2013, a cor de um exoplaneta foi determinada pela primeira vez. As medições de albedo de melhor ajuste de HD 189733 b sugerem que é azul escuro profundo. Mais tarde naquele mesmo ano, as cores de vários outros exoplanetas foram determinadas, incluindo Gliese 504 b que visualmente tem uma cor magenta, e Kappa Andromedae b, que se visto de perto pareceria de cor avermelhada. Espera-se que os planetas de hélio tenham aparência branca ou cinza. O brilho aparente (magnitude aparente) de um planeta depende de quão longe o observador está, quão reflexivo o planeta é (albedo) e quanta luz o planeta recebe de sua estrela, o que depende de quão longe o planeta está da estrela e quão brilhante é a estrela. Assim, um planeta com albedo baixo que está próximo de sua estrela pode parecer mais brilhante do que um planeta com albedo alto que está longe da estrela.
Campo magnético
Em 2014, um campo magnético em torno de HD 209458 b foi inferido pela forma como o hidrogênio estava evaporando do planeta. É a primeira detecção (indireta) de um campo magnético em um exoplaneta. O campo magnético é estimado em cerca de um décimo da força do campo magnético de Júpiter. Os campos magnéticos de exoplanetas podem ser detectados por suas emissões de rádio aurorais com radiotelescópios suficientemente sensíveis, como o LOFAR. 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.
Placas tectônicas
Em 2007, duas equipes independentes de pesquisadores chegaram a conclusões opostas sobre a probabilidade de placas tectônicas em super-Terras maiores com uma equipe dizendo que as placas tectônicas seriam episódicas ou estagnadas e a outra equipe dizendo que a tectônica de placas é muito provável em super-Terras, mesmo que o planeta esteja seco. Se as super-Terras tiverem mais de 80 vezes mais água do que a Terra, elas se tornarão planetas oceânicos com toda a terra completamente submersa. No entanto, se houver menos água do que esse limite, o ciclo das águas profundas moverá água suficiente entre os oceanos e o manto para permitir que os continentes existam.
Vulcanismo
Grandes variações de temperatura da superfície em 55 Cancri e foram atribuídas à possível atividade vulcânica liberando grandes nuvens de poeira que cobrem o planeta e bloqueiam as emissões térmicas.
Anéis
A estrela 1SWASP J140747.93-394542.6 é orbitada por um objeto que é circundado por um sistema de anéis muito maior que os anéis de Saturno. No entanto, a massa do objeto não é conhecida; pode ser uma anã marrom ou uma estrela de baixa massa em vez de um planeta. O brilho das imagens ópticas de Fomalhaut b pode ser devido à luz estelar refletida em um sistema de anéis circumplanetários com um raio entre 20 e 40 vezes o raio de Júpiter, aproximadamente o tamanho das órbitas das luas galileanas. Os anéis dos gigantes gasosos do Sistema Solar estão alinhados com o equador do seu planeta. No entanto, para exoplanetas que orbitam perto de sua estrela, as forças de maré da estrela levariam os anéis mais externos de um planeta a serem alinhados com o plano orbital do planeta ao redor da estrela. Os anéis mais internos de um planeta ainda estariam alinhados com o equador do planeta, de modo que, se o planeta tiver um eixo rotacional inclinado, os diferentes alinhamentos entre os anéis interno e externo criariam um sistema de anéis deformados.
Luas
Em dezembro de 2013, uma exolua candidata de um planeta órfão foi anunciada. Em 3 de outubro de 2018, foram relatadas evidências sugerindo uma grande exolua orbitando Kepler-1625b.
Composição da superfície
As características da superfície podem ser distinguidas das características atmosféricas comparando a espectroscopia de emissão e reflexão com a espectroscopia de transmissão. A espectroscopia no infravermelho médio de exoplanetas pode detectar superfícies rochosas, e o infravermelho próximo pode identificar oceanos de magma ou lavas de alta temperatura, superfícies de silicato hidratado e gelo de água, fornecendo um método inequívoco para distinguir entre exoplanetas rochosos e gasosos.
Temperatura de superfície
A temperatura de um exoplaneta pode ser estimada medindo a intensidade da luz que recebe de sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planeta OGLE-2005-BLG-390Lb tenha uma temperatura de superfície de aproximadamente -220 °C (50 K). No entanto, essas estimativas podem estar substancialmente erradas porque dependem do albedo geralmente desconhecido do planeta e porque fatores como o efeito estufa podem introduzir complicações desconhecidas. Alguns planetas tiveram sua temperatura medida observando a variação na radiação infravermelha à medida que o planeta se move em sua órbita e é eclipsado por sua estrela hospedeira. Por exemplo, estima-se que o planeta HD 189733 b tenha uma temperatura média de 1 205 K (932 °C) em seu lado diurno e 973 K (700 °C) em seu lado noturno.
À medida que mais planetas são descobertos, o campo da exoplanetologia continua a crescer em um estudo mais profundo de exoplanetas e, finalmente, abordará a perspectiva de vida em planetas além do Sistema Solar. A distâncias cósmicas, a vida só pode ser detectada se desenvolver em escala planetária e modificar fortemente o ambiente planetário, de tal forma que as modificações não possam ser explicadas por processos físico-químicos clássicos (processos fora de equilíbrio). Por exemplo, o oxigênio molecular ( O2) na atmosfera da Terra é resultado da fotossíntese por plantas vivas e muitos tipos de microorganismos, de modo que pode ser usado como uma indicação de vida em exoplanetas, embora pequenas quantidades de oxigênio também possam ser produzidas por meios não biológicos. Além disso, um planeta potencialmente habitável deve orbitar uma estrela estável a uma distância dentro da qual objetos de massa planetária com pressão atmosférica suficiente possam suportar água líquida em suas superfícies.
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 de acordo com o tamanho e a idade da estrela, de modo que a zona habitável pode estar a distâncias diferentes para estrelas diferentes. Além disso, as condições atmosféricas do planeta influenciam a capacidade do planeta de reter calor, de modo que a localização da zona habitável também é específica para cada tipo de planeta: planetas desérticos (também conhecidos como planetas secos), com muito pouca água, terão menos vapor de água na atmosfera do que a Terra e, portanto, têm um efeito estufa reduzido, o que significa que um planeta desértico poderia manter oásis de água mais perto de sua estrela do que a Terra está do Sol. A falta de água também significa que há menos gelo para refletir o calor no espaço, de modo que a borda externa das zonas habitáveis do planeta desértico está mais distante. Planetas rochosos com uma espessa atmosfera de hidrogênio poderiam manter a água superficial muito mais longe do que a distância Terra-Sol. Planetas com massa maior têm zonas habitáveis mais amplas porque a gravidade reduz a profundidade da coluna de nuvens de água, o que reduz o efeito estufa do vapor de água, aproximando a borda interna da zona habitável da estrela.
Eras do gelo e estados bola de neve
A borda externa da zona habitável é onde os planetas estão completamente congelados, mas planetas bem dentro da zona habitável podem ficar congelados periodicamente. Se as flutuações orbitais ou outras causas produzirem resfriamento, isso criará mais gelo, mas o gelo refletirá a luz solar causando ainda mais resfriamento, criando um ciclo de feedback até que o planeta esteja completamente ou quase completamente congelado. Quando a superfície está congelada, isso interrompe o intemperismo do dióxido de carbono, resultando em um acúmulo de dióxido de carbono na atmosfera a partir de emissões vulcânicas. Isso cria um efeito estufa que descongela o planeta novamente. Planetas com uma grande inclinação axial são menos propensos a entrar em estados bola de neve e podem reter água líquida mais longe de sua estrela. Grandes flutuações de inclinação axial podem ter um efeito de aquecimento ainda maior do que uma grande inclinação fixa. Paradoxalmente, planetas que orbitam estrelas mais frias, como anãs vermelhas, são menos propensos a entrar em estados bola de neve porque a radiação infravermelha emitida por estrelas mais frias é principalmente em comprimentos de onda que são absorvidos pelo gelo que o aquece.
Aquecimento de maré
Se um planeta tem uma órbita excêntrica, o aquecimento de maré pode fornecer outra fonte de energia além da radiação estelar. Isso significa que planetas excêntricos na zona habitável radiativa podem ser muito quentes para a água líquida. A maré também circularizam as órbitas ao longo do tempo para que possa haver planetas na zona habitável com órbitas circulares que não têm água porque costumavam ter órbitas excêntricas. Planetas excêntricos mais distantes do que a zona habitável ainda teriam superfícies congeladas, mas o aquecimento de maré poderia criar um oceano subterrâneo semelhante ao de Europa. Em alguns sistemas planetários, como no sistema Upsilon Andromedae, a excentricidade das órbitas é mantida ou mesmo variada periodicamente por perturbações de outros planetas no sistema. O aquecimento de maré pode causar a liberação de gases do manto, contribuindo para a formação e reabastecimento de uma atmosfera.
Planetas potencialmente habitáveis
Uma revisão em 2015 identificou os exoplanetas Kepler-62f, Kepler-186f e Kepler-442b como os melhores candidatos a serem potencialmente habitáveis. Estes estão a uma distância de 1 200, 490 e 1 120 anos-luz de distância, respectivamente. Destes, Kepler-186f é de tamanho semelhante ao da Terra com sua medida de raio terrestre de 1,2, e está localizado na borda externa da zona habitável em torno de sua estrela anã vermelha. Ao olhar para os candidatos a exoplanetas terrestres mais próximos, Proxima Centauri b está a cerca de 4,2 anos-luz de distância. Sua temperatura de equilíbrio é estimada em -39 °C (234 K).
