Planetas Extrasolares

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 são chamados planetas.
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:

$\frac{F_{planeta}}{F_{estrela}} = \leq \frac{1}{1~{milhão}}$

Desde 1992, pelo menos
405 planetas extra-solares 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 UA do Sol, sendo 1 UA = 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 m

il km = 1,06 R_Sol.

Mas de fato, o que medimos é o limite inferior das massas, pois a=r₁+r₂,

e, portanto, temos da Terceira Lei de Kepler:

$P^2 = \frac{4\pi^2}{G(m+M)}a^3$

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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, mas todos com massas próximas a massa de Júpiter (M_Júpiter=317 M_Terra e M_Sol=1047 M_Júpiter) e com períodos orbitas 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 causa uma velocidade do Sol em torno do centro de massa de 12 m/s.

De 405 planetas:

377 (321 sistemas) foram detectados por velocidades radiais (1,9 M_Terra a 21,4 M_Júpiter), A maioria destes planetas foi descoberta por Michel Mayor, Didier Queloz (1966-), Geoffrey W. Marcy, R. Paul Butler, Debra A. Fischer, e seus colaboradores. Existem pelo menos 38 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 abril de 2007 foi descoberto Gliese 581 d, o exoplaneta menos massivo até então, possivelmente rochoso [estimaram M×sen(i) cerca de 5,0 massas], pelo grupo suiço do Observatório de Genebra, que opera o espectrógrafo HARPS no ESO/La Silla, no Chile. É o terceiro planeta em torno desta estrela detectado, o segundo mais interno. Situado numa órbita de 13 dias de período e, portanto, na Zona de Habitabilidade de uma estrela fria: trata-se da estrela Gliese 581, que é uma ana vermelha de tipo espectral M3, isto é, com temperatura superficial de cerca de 3200 K, um terço da massa do Sol e 50 vezes menos luminosa do que ele. Está situada apenas a 6,3 pc de nós. O planeta estaria a 0,073 UA da estrela. 1 UA é a distância média da Terra ao Sol, 149,6 milhões de km. Os autores estimaram que a temperatura superficial do planeta esteja entre 0 e 40 graus, em condições portanto de conter água no estado líquido [Stéphane Udry, Michel Mayor, Christophe Lovis, Francesco Pepe, e Didier Queloz (Observatoire de Genève, Suissa), Xavier Bonfils (Observatório de Lisboa, Portugal), Xavier Delfosse, Thierry Forveille, C. Perrier (LAOG, Grenoble, França), François Bouchy (Institut d'Astrophysique de Paris, França) e Jean-Luc Bertaux (Service d'Aéronomie du CNRS, França)]. Em abril de 2009, ao detectarem mais um pequeno planeta extrassolar em torno de Gliese 581, Gl 581 e, com Msen(i)=1,9 M_Terra mas com uma órbita de somente 3,15 dias (0,03 UA), muito próximo da estrela. Os quatro planetas em torno de Gliese 581 têm massas×sen(i): 1,94 M_Terra, 15,65 M_Terra, 5,36 M_Terra e 7,09 M_Terra, a distâncias de 0,03 UA, 0,041 UA, 0,07 UA e 0,22 UA.
Em 27 de junho de 2008, Michel Mayor, Stéphane Udry, Christophe Lovis, Francesco Pepe, Didier Queloz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, C. Mordasini, D. Segransan publicaram a descoberta de um sistema de 3 super-terras (4,2, 6,9 e 9,2 M_Terra) em torno da estrela HD 40307, que está a 12,8 pc de nós, com períodos de 4,3, 9,6 e 20,5 dias, e distâncias de 0,047, 0,081 e 0,134 UA em torno da estrela de 4980 K.
62 por trânsitos (4,8 M_Terra a 21,7 M_J, 3 sistemas), 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 trânsitos em 30 estrelas (dos mais de 31 mil falsos-positivos), mas só 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 5 M_Terra e um diâmetro menor que duas vezes o da Terra mas que orbita sua estrela a cada 20 horas (A. 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 é o primeiro planeta extrassolar rochoso confirmado até agora, mas está localizado tão perto de sua estrela, 0,0172 UA, que sua temperatura deve estar entre 1000 e 1500°C. A estrela tem outro planeta detectado, com 8,4 M_Terra a 0,046 UA da estrela. A estrela tem 0,93±0,03 M_Sol e está a cerca de 490 anos-luz de nós.
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 100 mil estrelas de magnitudes 9 a 16, extendendo-se por 3,5 anos. Ele é capaz de detectar um trânsito de um planeta como a Terra para estrelas (variação de 1/12000) mais brilhantes que magnitude 12. A variabilidade intrínseca do Sol é da ordem de 1/100 000).

Detecção da atmosfera de um planeta extrasolar jupteriano HAT-P-7, já conhecido anteriormente e situado a cerca de 1000 anos-luz da Terra, pelo satélite Kepler. Como o planeta orbita sua estrela a cada 2,2 dias, exatamente na metade da órbita o satélite mediu o trânsito secundário. Esta ocultação, quando o planeta passa atrás da estrela, foi usada para medir a atmosfera do planeta, com cerca de 2400C no lado iluminado.
9 (8 sistemas) por microlentes (3,2 M_Terra a 3,5 M_J). Monitorando o brilho das estrelas em uma região densa 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.
11 (9 sistemas) por imageamento direto (4 a 21,5 M_J), como o planeta extrasolar com 5 massas de Júpiter 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.
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Ele está a 230 anos-luz, em TW Hydrae, e tem 8 milhões de anos.
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, em torno da estrela 1RSX J160929.1-210524. 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 0,008^+0,004_-0,001 M_Sol, com 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.
8 (5 sistemas) 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).

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 extra-solares. 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, 573-583. A tentativa de detectar o planeta diretamente com o satélite infra-vermelho Spitzer resultou inconclusiva, isto é, dentro das incertezas da medida.

Vemos que todos os 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. Por exemplo, em volta do pulsar PSR 1257+12 foram detectados planetas com 3 vezes a massa da Terra orbitando a 0,36 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 já 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.

Distribuição de massa das estrelas com planetas extrasolares. As estrelas mais massivas também têm planetas?

AU Mic

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. 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=8540K, e o planeta cerca de 3 M_Júpiter.

Olivina

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.