Planetas Extrassolares

No Sistema Solar, o maior planeta é Júpiter, com M_Júpiter=318 M_Terra e M_Sol=1047 M_Júpiter.
O maior planeta terrestre conhecido é a Terra, e o menor planeta gasoso conhecido é Netuno, com 14 M_Terra. Por definição, planetas são corpos que orbitam estrelas e não têm nem nunca tiveram reações nucleares.
Os objetos acima de 75 M_Júpiter têm reações nucleares transformando H em He e são chamados estrelas.
Objetos entre 13 M_Júpiter e 75 M_Júpiter têm reações nucleares transformando o deutério em trítio, e são chamados anãs marrons.
Os objetos abaixo de 13 M_Júpiter, que orbitam uma estrela, são chamados planetas.
Entretanto a distribuição de número de objetos versus massa é contínua, e outra definição, usada no Catálogo de Planetas Extrassolares, é objetos com massas menores que 25 massas de Júpiter, pois existe um forte redução do número de objetos com esta massa, aumentando tanto para maiores massas quanto para menores massas.
Os planetas em torno de outras estrelas não podem em geral ser vistos porque são pouco brilhantes e estão muito próximos de suas estrelas. A razão dos brilhos relativos é dada por:

O primeiro planeta extrassolar descoberto foi HD 114762 b, em 1989, com cerca de 12 M_Júpiter, por David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel G. E. Mayor (1942-) & Gilbert Burki publicado na Nature, 339, 38, mas não foi classificado como um planeta na época, e sim como uma anã marrom. Desde 1992, pelo menos 763 planetas extrassolares já foram descobertos, a grande maioria por métodos indiretos; conforme o planeta vai avançando em sua órbita ao redor de uma estrela, sua força gravitacional atrai a estrela para si (lei de ação e reação de Newton). Durante um período completo (tempo que leva para que o planeta complete uma órbita inteira), a posição da estrela sofre uma oscilação, causada pela gravidade do planeta. É esse "bamboleio" que indica aos astrônomos a presença de astros orbitando essas estrelas. Quanto maior a massa do planeta, maior o "bamboleio" da estrela. Os planetas são em geral um milhão de vezes menos luminosos que as estrelas, e estão muito próximos delas.

Definição de centro de massa de um sistema de duas massas:

Júpiter está a 5,2 unidades astronômicas (UA) do Sol, sendo 1 UA = distância Terra-Sol = 150 milhões de km. Logo

r_{Sol-centro de massa}=r_{Júpiter-centro de massa} × M_Júpiter/M_Sol= 5,2 UA × M_Júpiter/M_Sol = 745 mil km = 1,06 R_Sol.

Mas de fato, o que medimos é o limite inferior das massas, pois o que medimos é a projeção da separação (ou velocidade) no céu (perpendicular):
a=r₁+r₂, , , ,
e, portanto, temos da Terceira Lei de Kepler:

Como o seno de qualquer ângulo é sempre menor que 1, a massa real será maior ou igual à massa medida.

O bamboleio da estrela pode ser medido através do deslocamento Doppler (AVI) das linhas espectrais das estrelas, isto é, medindo a velocidade. Os planetas medidos têm em geral massas próximas à massa de Júpiter (M_Júpiter=317 M_Terra e M_Sol=1047 M_Júpiter) e períodos orbitais menores que 10 anos, de modo que sua perturbação na velocidade orbital radial da estrela seja maior que 1 m/s, o limite instrumental atual. Júpiter, com P_Júpiter=12 anos, causa uma velocidade do Sol em torno do centro de massa de 12 m/s.
O planeta extrasolar em torno de uma estrela normal com menor massa conhecido é o planeta com massa mínima parecida com o da Terra em torno da estrela Alpha Centauri B (T_ef=5214 K, K1V), a 4,4 anos-luz de distância, descoberto por Xavier Dumusque, Francesco Pepe, Christophe Lovis, Damien Ségransan, Johannes Sahlmann, Willy Benz, François Bouchy, Michel Mayor, Didier Queloz, Nuno Santos & Stéphane Udry, publicado na Nature, 2012, com período orbital de 3,236 dias e distância à estrela de somente 0,04 UA.
De 843 planetas extrassolares medidos até outubro de 2012, sendo 665 sistemas planetários e 126 sistemas múltiplos:

• 491 (80 sistemas múltiplos) foram detectados por velocidades radiais (1,9 M_Terra, Gliese 581e a 0,03 UA da estrela, a 21,4 M_Júpiter). A maioria destes planetas foi descoberta pelo astronomo suiço Michel G.E. Mayor (1942-) e Didier Queloz (1966-), que em 1995 descobriram 51 Pegasi b, o primeiro classificado como planeta extrassolar em torno de uma estrela normal, e pelos americanos Geoffrey W. Marcy (1954-), R. Paul Butler, Debra A. Fischer, e seus colaboradores. Existem pelo menos 80 destes sistemas com múltiplos planetas detectados.
  
  
  Espectro de uma estrela para a procura de planetas, com o espectrógrafo echelle do Monte Palomar.
  
  Variação da velocidade das linhas espectrais de uma estrela com 3 planetas.
  
  
  
  
  Em agosto de 2010, Christophe Lovis e colaboradores do ESO (Observatório Europeu do Sul) descobriram um sistema planetário com pelo menos seis planetas em órbita de uma estrela do tipo solar HD 10180, situada a 127 anos-luz de distância da Terra, na constelação austral da Hidra. As observações consistem de 190 medidas individuais obtidas pelo espectrógrafo de alta resolução HARPS no telescópio de 3,6 m de diâmetro (Lovis et al. 2011, Astronomy & Astrophysics, 528, 112). Os seis sinais correspondem a planetas com massas do tipo de Netuno - entre 12 e 25 massas terrestres, e o mais externo com 65 massas terrestres, tipo Saturno - que orbitam a estrela com períodos que vão dos 6 a 2222 dias. Estes planetas estão situados a uma distância da sua estrela central que corresponde a cerca de 0,06 a 3,4 vezes a distância Terra-Sol. Também há indicação de um planeta menor - o exoplaneta de menor massa descoberto até agora, com uma massa de cerca de 1,4 vezes a massa da Terra. Ele está muito próximo da estrela hospedeira, a apenas 2% da distância Terra-Sol. Um "ano" neste planeta durará somente 1,18 dias terrestres." Todos os planetas parecem ter órbitas praticamente circulares. Em 2 de setembro de 2011, foi anunciada por Francesco Pepe e colaboradores a descoberta do planeta HD 85512 b, com 3,6 M_Terra e a 0,26 UA de sua estrela, dentro da zona de habitabilidade de sua estrela, que tem 4400 K e está a cerca de 50 anos-luz de distância.
  
• 288 por trânsitos (4,8 M_Terra a 21,7 M_J, 36 sistemas múltiplos), pela pequeníssima redução no brilho da estrela quando o planeta passa na frente da estrela
  
  
  
  Lançamento do satélite COROT (COnvecção, ROtação e Trânsitos planetários), uma colaboração França-Áustria-Alemanha-Espanha-Brasil, com um telescópio de 27 cm e campo de 2,8°×2,8° para detectar exoplanetas por trânsitos e fazer sismologia estelar, foi lançado em 27.12.2006 e já detectou dezenas de trânsitos (dos mais de 31 mil falsos-positivos), mas só vinte e sete planetas foram confirmados até agora, porque para ser confirmado ele tem que ser registrado mais de uma vez. Em feveiro de 2009 o grupo do satélite COROT divulgou a detecção de COROT-Exo-7b, com uma massa de (4,8±0,8) M_Terra e um diâmetro de 1,65× o da Terra mas que orbita sua estrela a cada 20 horas (Alain Léger et al. 2009, Astronomy & Astrophysics, 506, 287; Didier Queloz et al. 2009, Astronomy & Astrophysics, 506, 303); ele tem densidade média de 5,6 g/cm³ e foi o primeiro planeta extrassolar rochoso confirmado, mas está localizado tão perto de sua estrela, 0,0172 UA, que sua temperatura pode chegar a 2300 C, como o filamento de tungstênio de uma lâmpada incandescente, derretendo rochas de silicato, se existem. A estrela tem outro planeta detectado, com 8,4 M_Terra a 0,046 UA da estrela. Sylvio Ferraz Mello et al. (2010), da USP, obtém (8,0±1,2) e (13,6±1,4) M_Terra para os dois planetas, reanalizando os mesmos dados. A estrela tem 0,93±0,03 M_Sol e está a cerca de 490 anos-luz de nós. O planeta Kepler-10b, descoberto em 2011, é similar, com cerca de 4,5 massas terrestres e 1,4 raios terrestres. Depois de descobrir 32 novos planetas, a missão COROT foi encerrada porque o satélite parou de responder em novembro de 2012.
  O satélite Kepler foi lançado em 6 de março de 2009. Um foguete Delta II levou o satélite da NASA Kepler, cuja missão é procurar por planetas tipo terrestres orbitando na zona habitável de outras estrelas. A zona habitável é aquela com temperatura que permite a existência de água líquida. O satélite é capaz de detectar a pequena redução no brilho da estrela quando um planeta passa na frente dela. O telescópio tem um espelho primário de 1,4m de diâmetro, com uma abertura efetiva de 0,95m. Conta com 42 CCDs, cada um com 2200×1024 pixeis, cobrindo um campo de 10°×10°, e está observando 156 mil estrelas de magnitudes 9 a 16. Ele é capaz de detectar um trânsito de um planeta como a Terra (variação de 1/12000) para estrelas mais brilhantes que magnitude 12. A variabilidade intrínseca do Sol é da ordem de 1/100 000). Ele já detectou 61 planetas até agora, em torno de 35 estrelas, um deles o Kepler 11f, com 2,3 massas terrestres mas com densidade de 0,7 g/cm³, e Kepler 11b com 4,6 massas terrestres, mas somente 1,4 raios terrestres, densidade de 3,1 g/cm³ e um período orbital de 0,84 dia, 20× mais próximo de sua estrela Kepler 11, do que Mercúrio está do Sol. A estrela é muito similar ao Sol.
  Comparação do sistema planetário da estrela Kepler 11 com o Sistema Solar. O tamanho dos planetas está aumentando 50× em relação ao tamanho das estrelas.
  
  Philip S. Muirhead e colaboradores, publicaram em janeiro 2012, a detecção de três planetas em torno da estrela de baixa massa KOI 961, com 0,13±0,05 M_Sol, e propõem que os planetas tenham raios menores do que o da Terra, com o menor deles similar a Marte, com raio 0,57±0,18 R_Terra, o menor planeta em torno de uma estrela normal já detectado.
  O sistema Kepler 20, em torno da estrela 2MASSJ19104652+4220194, com T_ef=5455±100 K, massa 0,912±0,034 M_Sol e raio 0,944±0,005 R_Sol, tem pelo menos 3 sub-netunianos, com massas 8,7±2,2 M_Terra, 16,1±3,5 M_Terra, e 20,1 M_Terra, e raios 1,91±0,16 R_Terra, 3,07±0,25 R_Terra e 2,75±0,23 R_Terra [Thomas N. Gautier III e outros, 2012, Astrophysical Journal, 749, 15, e ainda 2 outros possivelmente com raios similares à da Terra, 1,03 R_Terra e 0,87 R_Terra [François Fressin e outros, 2012, Nature, 482, 195].
  
  
  1235 candidatos a planetas anunciados até agosto/2011, somente 68 (menos de 6%) são do tamanho da Terra, muito menos do que esperado. Mas o problema é que a variação média das estrelas (20 partes-por-milhão) é maior do que a do Sol (10 ppm). O satélite parou de funcionar em m aio de 2013.
• 16 (1 sistema múltiplo) por microlentes (3,2 M_Terra a 3,5 M_J).
  
  E=mc² e E_fóton=hν → m_fóton=hν/c²
  Monitorando o brilho das estrelas em uma região com muitas estrelas do céu, detecta-se aumento no brilho das estrelas se uma estrela compacta passar na sua frente (dentro do raio do anel de Einstein). Dependendo da massa da estrela compacta e de sua distância, este aumento do brilho pode durar dias, semanas ou meses. Um planeta com a massa da Terra em torno de uma estrela produz uma amplificação com escala de algumas horas, enquanto que para um planeta como Júpiter a escala é de alguns dias. Esta é a base dos programas de observações de microlentes gravitacionais. O projeto MACHO (MAssive Compact Halo Objects) observou 10 milhões de estrelas na direção das Nuvens de Magalhães por 7 anos, registrando cerca de 400 eventos. O OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment) está monitorando 35 milhões de estrelas com um telescópio de 1,3 de diâmetro no Chile, detectando cerca de 800 eventos por ano, e já mediu pelo menos 7 planetas.
  
  Métodos diferentes encontram planetas em distâncias diferentes.
• 31 (2 sistemas múltiplos) por imageamento direto (3 a 21,5 M_J), como o planeta extrassolar com (5±2) massas de Júpiter, T=1250±200 K, fotografado em 2004 com um dos telescópios de 8,2 m do ESO, companheiro de uma anã-marrom, com 25 massas de Júpiter, pelo time liderado por Gael Chauvin (Chauvin et al. 2004, Astronomy & Astrophysics, 425, L29). Ele está a 230 anos-luz, em TW Hydrae, e tem 8 milhões de anos. Sua separação da estrela corresponde a 55 UA (778 milisegundos de arco).
  Em setembro de 2008, Dr. David Lafrenière, Prof. Ray Jayawardhana e Prof. Marten van Kerkwijk, da Universidade de Toronto, usam o telescópio Gemini, de 8 metros de diâmetro, para fotografar e obter o espectro de um planeta extrassolar gigante, com 17±6 M_Júpiter, em torno da estrela CT Cha. A estrela é uma K7V, com 0,85 M_Sol, com T_ef=4100K, a cerca de 500 anos-luz da Terra, o planeta tem T_ef=1800K, é cerca de 8 magnitudes mais fraco que a estrela, e está a cerca de 330 UA dela.
  Combinação de imagens do Gemini (8m) e Keck (10m) por Christian Marois e colaboradores, do Canadá, de novembro de 2008, mostra que existem pelo menos três planetas no sistema da estrela HR 8799, com massas entre 5 e 13 massas de Júpiter. Eles obtiveram a primeira imagem de um sistema planetário extrassolar, a 130 anos-luz, na constelação de Pegasus. A estrela é jovem e tem 1,5 M_Sol.
  Planeta extrassolar com 8 M_Júpiter, a 8,5 UA de sua estrela, β Pic, descoberto com o coronógrafo NACO no VLT do ESO.. Desde 2011 foram descobertos mais 12, todos gigantes, em torno de estrelas normais, anãs brancas ou anãs marrons.
  
• 17 (3 sistemas múltiplos) por variação do tempo de viagem da luz (0,02 M_Terra a 19,2 massas de Júpiter).

O menor planeta já detectado, e o primeiro, está em volta do pulsar PSR B1247+1221, mas não é primordial e sim formado depois da explosão da supernova e formação da estrela de nêutrons (Aleksander Wolszczan & Dale Frail 1992, Nature, 355, 145). Foram detectados planetas com 0,02 M_Terra= 4 M_Plutão, 4,13 M_Terra e 3,82 M_Terra orbitando a 0,19, 0,36 e 0,46 UA. Entretanto, os pulsares são estrelas que já passaram pela etapa de explosão de supernova e, portanto, já ejectaram a maior parte de sua massa, calcinando os planetas mais próximos. Estes planetas são também impróprios para a existência de vida pois a estrela é tão quente que esteriliza o planeta a cada segundo. Estes planetas pequenos orbitando o pulsar foram inferidos pela variação dos tempos de chegada dos pulsos, mas estão tão próximos do pulsar que devem ter origem na perda de massa da estrela e não são planetas primordiais.

Órbitas dos planetas internos do sistema solar, em branco, e algumas órbitas de planetas extrassolares, em cinza, para diferentes estrelas.

Limites de detecção dos planetas extrassolares. Com a técnica de estudo das pulsações da anã branca G117-B15A, conseguimos explorar a região escura da figura. Note que quando o Sol tornar-se uma anã branca, daqui a 5 bilhões de anos, Mercúrio e Vênus possivelmente terão sido engolfados pelo Sol na fase de supergigante, mas a Terra possivelmente terá se deslocado para a órbita de Marte, pela perda de massa do Sol. Mesmo com o deslocamento, a temperatura na Terra tornará a vida impossível.


No modelo de Ingrid Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd e Kathleen E. Kraemer, publicado em 1993 no Astrophysical Journal, 418, 457, quando o Sol tornar-se uma estrela gigante, seu raio passará da órbita de Mercúrio, mas como sua massa será um pouco menor por perda de massa, a órbita dos planetas externos se desloca um pouco para fora
mas os modelos de Klaus-Peter Schröder e Robert Connon Smith, publicados em 2008 no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155, preveem que somente os planetas com órbita inicial acima de 1,15 UA sobrevivem, e que a Terra será engolfada pelo Sol. O tempo zero deste diagrama ocorrerá em 7,59 bilhões de anos, quando o Sol atingir o topo do ramo das gigantes vermelhas.

Para descobrir que modelo está correto, buscamos planetas em torno de estrelas anãs brancas (Fergal Mullally, Don Earl Winget, Steven Degennaro, Elizabeth Jeffery, Susan E. Thompson, Dean Chandler e Kepler de Souza Oliveira Filho, publicado em 2008, no Astrophysical Journal, 676, 573. A tentativa de detectar o planeta diretamente com o satélite infra-vermelho Spitzer resultou inconclusiva, isto é, dentro das incertezas da medida.

Vemos que a grande maioria dos planetas em torno de estrelas normais já detectedos são planetas grandes, são gasosos e não adequados ao desenvolvimento de vida multi-celular. Esta é uma limitação da técnica, já que os planetas menores não causam oscilações na posição das estrelas suficientemente grandes para serem detectados atualmente. Esta limitação não ocorre para os planetas em volta de pulsares, já que a técnica de detecção é outra e muito mais precisa.

Distribuição de massa das estrelas com planetas extrassolares. As estrelas mais massivas também têm planetas?
Fotos de discos proto-planetários, obtidos com o Telescópios Espaciais Hubble (HD 107146, a 88 anos-luz e com cerca de 50 a 250 milhões de anos) e Spitzer (AU Mic, a 32 anos-luz e com 12 milhões de anos).

Existem duas teorias principais para a formação de planetas: fragmentação do disco proto-planetário [Alan Paul Boss (1951-), 2003, Astrophysical Journal, 599, 577] ou acréscimo de massa dos planetesimais [Shigeru Ida (1960-) & Douglas N.C. Lin, 2004, Astrophysical Journal]. Neste último artigo, Ida e Lin propõem a existência de um "deserto de planetas" com massas entre 10 M_Terra e 100 M_Terra, e distâncias menores que 3 UA, já que os planetesimais crescem rapidamente e migram para distâncias maiores se formados na região mais interna.

A definição usada de zona habitável é que permita que a água esteja em forma líquida, para permitir o movimento das partículas e a eventual formação de moléculas orgânicas complexas, e fontes de energia para manter metabolismo. A segunda figura, de HZGallery.org, mostra que planetas conhecidos entram na sua Zona de Habitabilidade, com o tamanho do ponto proporcional ao tempo que passam nesta Zona.
O espectro do planeta HD 189733 b, observado com o Telescópio Espacial Hubble e com o satélite Spitzer no início de 2007 mostra vapor de água, mas o planeta tem uma temperatura média de 1000K, fora da zona habitável.

A procura de planetas em torno de estrelas se concentra em estrelas tipo solares por dois motivos: as estrelas mais quentes vivem menos e, portanto, será mais difícil que vida evoluída se desenvolva em planetas em torno delas. Estrelas mais frias que o Sol vivem mais, mas em geral têm atividade cromosférica que dificultam a detecção das pequenas variações causadas sobre a estrela por planetas. Cerca de 10% das estrelas em nossa Galáxia são parecidas com o Sol, e existem cerca de 1000 delas dentro de 300 anos luz de distância.
Imagem do disco e planeta em torno de Fomalhaut (α Piscis Austrini, uma estrela A com 200±100 milhões de anos a 25 anos-luz de distância), com o Telescópio Espacial Hubble, com período de 872 anos em torno da estrela a 25 anos-luz, na constelação do Peixe Austral. A estrela tem 2,06 M_Sol, T_ef=8540 K, e o planeta cerca de 3 M_Júpiter, a 119 UA da estrela (Paul Kalas et al. 2008, Science, 322, 1345).
A primeira detecção de matéria asteroidal em torno das estrelas ocorreu em 2008 com a descoberta de piroxeno rico em ferro, enstatita (piroxeno rico em Mg) e forsterita (olivina - silicato de ferro magnésio) em torno da anã branca G 29-38 e cerca de 20 anãs brancas já são conhecidas com material asteroidal caindo sobre a estrela, depois da disrupção por forças de maré.
Catálogo Visual de Planetas Extrassolares
OVNIs
Planetquest
Exoplanets
NASA Database de planetas extrassolares Órbitas de estrelas binárias