Planeta extrasolar

02 de janeiro de 2013: Os astrônomos afirmam que a Via Láctea galáxia pode conter até 400 bilhões de planetas extrasolares, com quase todas as estrelas de hospedagem pelo menos um planeta.

Um planeta extrasolar, ou exoplaneta, é um planeta fora do Sistema Solar . Um total de 861 tais planetas (em 677 sistemas planetários, incluindo 128 vários sistemas planetários) foram identificados a partir de 22 de março de 2013. O Missão Kepler detectou mais de 18.000 eventos de trânsito adicionais, incluindo 262 que podem ser planetas habitáveis. Na Via Láctea galáxia, espera-se que há muitos milhares de milhões de planetas (pelo menos um planeta, em média, em órbita em torno de cada estrela, resultando em 100-400.000.000.000 exoplanetas), com muitos mais flutuante corpos planetários-massa que orbita a galáxia diretamente. O exoplaneta conhecido mais próximo é Alpha Centauri Bb. Quase todos os planetas detectados até agora estão dentro de nossa galáxia da Via Láctea; no entanto, houve um pequeno número de detecções de possíveis extragalácticas planetas. Os astrônomos no Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) informou em janeiro de 2013, que "pelo menos 17 bilhões" Porte Terra exoplanetas são estimados a residir na Via Láctea.

Durante séculos, muitos filósofos e cientistas supunham que planetas extra-solares existia, mas não havia nenhuma maneira de saber o quão comum eram ou quão semelhantes eles podem ser para os planetas do Sistema Solar . Vários pedidos de detecção, a partir do século XIX, foram todos acabou por ser rejeitada pelos astrônomos. A primeira detecção confirmou veio em 1992, com a descoberta de vários planetas terrestres em massa orbitando a pulsar PSR B1257 + 12. A primeira detecção confirmada de um exoplaneta orbitando uma estrela de sequência principal foi feita em 1995, quando um planeta gigante foi encontrado em uma órbita de quatro dias em torno da estrela próxima 51 Pegasi. Devido à melhoria das técnicas observacionais, a taxa de detecções tem aumentado rapidamente desde então. Alguns exoplanetas já foram diretamente fotografada por telescópios, mas a grande maioria foram detectados através de métodos indiretos, tais como medições de velocidade radial. Além de exoplanetas ", exocomets ", cometas além do nosso sistema solar , também foram detectadas e podem ser comuns na galáxia da Via Láctea .

A maioria dos exoplanetas conhecidos são planetas gigantes acreditados para se assemelhar a Júpiter ou Netuno , mas isso reflete uma viés de amostragem, como planetas massivos são mais facilmente observadas. Alguns exoplanetas relativamente leves, apenas algumas vezes mais maciças do que a Terra (agora conhecido pelo termo Super-Terra), são conhecidos como bem; estudos estatísticos indicam agora que eles realmente superam os planetas gigantes enquanto descobertas recentes têm incluído do tamanho da Terra e os planetas menores e um punhado que parecem apresentar outro Propriedades semelhantes à Terra. Também existem objetos de massa planetária que orbitam anãs marrons e outros organismos que "free float" no espaço não vinculado a qualquer estrela; no entanto, o termo "planeta" não é sempre aplicado a esses objetos.

A descoberta de planetas extra-solares, particularmente aqueles que orbitam no zona habitável, onde é possível para a água líquida existir na superfície (e, portanto, também a vida ), intensificou-se o interesse na busca de vida extraterrestre . Assim, a busca de planetas extra-solares também inclui o estudo de habitabilidade planetária , que considera uma ampla gama de fatores na determinação da adequação de um planeta extrasolar para hospedar vida.

Em 7 de janeiro de 2013, os astrônomos do Missão Kepler observatório espacial anunciou a descoberta de KOI-172,02, uma Terra -como exoplaneta orbitando uma candidata estrela semelhante ao nosso Sol no zona habitável e possivelmente um "excelente candidato para sediar vida alienígena ".

História da detecção

Especulações iniciais

No século XVI, o filósofo italiano Giordano Bruno, um dos primeiros do copernicana teoria 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 acompanhados por planetas. Ele foi queimado na fogueira pela Inquisição romana em 1600, embora seus pontos de vista sobre a astronomia não foram o principal motivo de sua condenação.

No século XVIII, a mesma possibilidade foi mencionada por Isaac Newton no " Geral Escólio "que conclui seu Principia . Fazendo uma comparação com os planetas do Sol, ele escreveu: "E se as estrelas fixas são os centros de sistemas semelhantes, todos eles vão ser construídos de acordo com um projeto similar e sujeitos ao domínio de One".

No século XIX Bahá'u'lláh, o profeta-fundador da Fé Bahá'í, que passou boa parte de sua vida na prisão ou no exílio por seus ensinamentos, afirmou: "Cada estrela fixa tem seus próprios planetas, e cada planeta suas próprias criaturas, cujo número ninguém pode calcular."

Alegações desacreditadas

Alegações de detecções de exoplanetas foram feitas desde o século XIX. Algumas das primeiras envolvem a estrela binária 70 Ophiuchi. Em 1855 Capt. WS Jacob na East India Company 's Madras Observatório informou que as anomalias orbitais tornou "altamente provável" que havia um "corpo planetário" neste sistema. Na década de 1890, Thomas JJ Veja do Universidade de Chicago eo Observatório Naval dos Estados Unidos declarou que as anomalias orbitais provou a existência de um corpo escuro no sistema Ophiuchi 70 com um 36-year período em torno de uma das estrelas. No entanto, Floresta Ray Moulton publicou um artigo provando que um sistema de três corpo com esses parâmetros orbitais seria altamente instável. Durante os anos 1950 e 1960, Peter van de Kamp de Swarthmore College fez outra série de reivindicações de detecção de destaque, desta vez para planetas orbitando Estrela de Barnard. Os astrônomos agora geralmente consideram todos os primeiros relatos de detecção como errônea.

Em 1991 Andrew Lyne, M. Bailes e SL Shemar afirmou ter descoberto um planeta pulsar em órbita ao redor PSR 1829-1810, usando variações temporais pulsar. A alegação recebeu brevemente intensa atenção, mas Lyne e sua equipe logo se retratou-lo.

Descobertas confirmadas

Os três planetas conhecidos da estrela HR8799, que trabalhada pela Telescópio Hale. A luz da estrela central foi apagado por um vetor vortex coronagraph.

2MASS J044144 é um anã marrom com um companheiro cerca de 5-10 vezes a massa de Júpiter. Não está claro se este objeto é um companheiro anão sub-marrom ou um planeta.

Imagem de Coronagraphic AB Pictoris mostrando um companheiro (canto inferior esquerdo), que é tanto uma anã marrom ou um planeta massivo. Os dados foram obtidos em 16 de Março de 2003 tendo ONCS na VLT, usando uma máscara ocultante 1,4 segundos de arco em cima de AB Pictoris.

A primeira descoberta publicada para receber a confirmação posterior foi feito em 1988 pelos astrônomos canadenses Bruce Campbell, GAH Walker, e Stephenson Yang de University of Victoria e University of British Columbia. Apesar de terem sido cauteloso sobre a reivindicação de uma detecção planetária, as suas observações radial à velocidade sugeriu que um planeta orbita a estrela Gamma Cephei. Em parte porque as observações estavam nos limites da capacidade instrumental na época, os astrônomos permaneceu cético durante vários anos sobre esta e outras observações semelhantes. Pensou-se alguns dos planetas aparentes pode ter sido em vez anãs marrons, objetos intermediários em massa entre os planetas e as estrelas. Em 1990, observações adicionais foram publicados que apoiaram a existência do planeta orbitando Gamma Cephei, mas o trabalho subsequente em 1992 voltou a levantar sérias dúvidas. Finalmente, em 2003, técnicas melhoradas permitiu a existência do planeta a ser confirmada.

Em 21 de abril de 1992, os astrônomos de rádio Aleksander Wolszczan e Dale Frail anunciou a descoberta de dois planetas orbitando a pulsar PSR 1257 + 12. Esta descoberta foi confirmada, e é geralmente considerado como sendo a primeira detecção de exoplanets definitivo. Estes planetas do pulsar são acreditava ter se formado a partir de restos incomuns da supernova que produziu o pulsar, em uma segunda rodada de formação do planeta, ou então ser os restantes núcleos rochosos de gigantes gasosos que de alguma forma sobreviveram à supernova e, em seguida, cariados em seu atual órbitas.

Em 6 de outubro de 1995, Michel Mayor e Didier Queloz do Universidade de Genebra anunciada a primeira detecção de definitivo um exoplaneta orbitando uma estrela de sequência principal, ou seja, a estrela de tipo G nas proximidades 51 Pegasi. Esta descoberta, feita no Observatoire de Haute-Provence, inaugurou a era moderna da descoberta exoplanetário. Os avanços tecnológicos, principalmente na alta resolução de espectroscopia , levou à rápida detecção de muitos novos exoplanetas: astrônomos poderiam detectar exoplanetas indiretamente medindo a sua gravitacional influência sobre o movimento de suas estrelas-mãe. Planetas extra-solares Mais tarde foram detectados pela observação da variação aparente luminosidade de uma estrela como um planeta que orbita passou na frente dele.

Inicialmente, exoplanetas mais conhecidos eram planetas maciços que orbitou muito perto de suas estrelas-mãe. Os astrônomos foram surpreendidos por esses " Júpiteres quentes ", uma vez que as teorias de formação planetária tinha indicado que planetas gigantes só deve formar a grandes distâncias de estrelas. Mas, eventualmente, mais planetas de outros tipos foram encontrados, e é agora claro que Júpiteres quentes são uma minoria de exoplanetas. Em 1999, Upsilon Andromedae se tornou a primeira estrela de sequência principal conhecida por ter vários planetas. Outros vários sistemas planetários foram encontrados posteriormente.

A partir de 22 de março de 2013, um total de 861 exoplanetas confirmados estão listados na Extrasolar Planets Encyclopaedia, incluindo alguns que foram confirmações das alegações controversas do final de 1980. Essa contagem inclui 677 sistemas planetários, dos quais 128 vários sistemas planetários. Kepler-16 contém o primeiro planeta descoberto que orbita em torno de um sistema estelar binário.

Em fevereiro de 2012, a NASA de Missão Kepler tinha identificado 2321 candidatos planetários associado com 1.790 estrelas de acolhimento, com base nos primeiros 16 meses de dados do telescópio espacial.

17 de outubro de 2012 trouxe o anúncio da descoberta de um planeta, Alpha Centauri Bb, orbitando uma estrela no sistema estelar mais próximo da Terra, Alpha Centauri. É um planeta Terra de tamanho, mas não na zona de habitabilidade no interior do qual a água líquida pode existir.

Os métodos de detecção

Planetas são extremamente fraco comparado a suas estrelas-mãe. Em comprimentos de onda visíveis, eles geralmente têm menos de um milionésimo do brilho de sua estrela-mãe. É difícil detectar tal fonte de luz tênue, e, além disso, a estrela-mãe provoca um brilho que tende a lavá-lo fora. É necessário para bloquear a luz da estrela-mãe, a fim de reduzir o brilho, enquanto deixando a luz do planeta detectável; fazer assim é um grande desafio técnico.

Todos os exoplanetas que foram diretamente fotografados são grandes (mais massivo do que Júpiter ) e amplamente separados da sua estrela-mãe. A maioria deles são também muito quente, de modo que eles emitem intensa radiação infravermelha; as imagens foram então feitas no infravermelho, onde o planeta é mais brilhante do que em comprimentos de onda visíveis.

Embora imaging direta pode se tornar mais importante no futuro, a grande maioria dos planetas extra-solares conhecidos apenas foram detectados através de métodos indiretos. A seguir estão os métodos indiretos que provaram ser úteis:

• Velocidade radial ou método de Doppler

Como um planeta orbita uma estrela, a estrela também se move em sua própria órbita pequena em torno do centro do sistema de massa. As variações na velocidade radial da estrela - ou seja, a velocidade com que ele se move em direção ou para longe da Terra - pode ser detectado a partir de deslocamentos na estrela de linhas espectrais devidos ao Efeito Doppler. Extremamente pequenas variações das velocidades radiais pode ser observado, de 1 m / s ou até um pouco menos. Esta tem sido, de longe, o método mais produtivo de descobrir exoplanetas. Tem a vantagem de ser aplicável a estrelas com uma vasta gama de características. Uma das suas desvantagens é que ele não pode determinar verdadeira massa de um planeta, mas só pode fixar um limite inferior a essa massa. No entanto, se a velocidade radial do planeta em si pode ser distinguido do das velocidades radiais da estrela, em seguida, a massa real pode ser determinada.

• Método de trânsito

Se um planeta atravessa (ou trânsitos) na frente do disco da sua estrela-mãe, em seguida, o brilho observado da estrela diminui por uma pequena quantidade. A quantidade pela qual a estrela escurece depende do seu tamanho e do tamanho do planeta, entre outros factores. Este foi o segundo método de detecção mais produtiva, embora ele sofre de uma elevada taxa de falsos positivos e a confirmação de um outro método é geralmente considerado necessário. O método de trânsito revela o raio de um planeta, e tem a vantagem de que às vezes permite que a atmosfera de um planeta a ser investigada através de espectroscopia .

• Transit Cronometragem Variação (TTV)

Animação mostrando diferença entre planeta calendário trânsito de sistemas 1-planeta e 2-planeta. Crédito: NASA / Missão Kepler.

Quando vários planetas estão presentes, cada um perturba ligeiramente as órbitas dos outros. Pequenas variações nos tempos de trânsito para um planeta pode indicar, portanto, a presença de um outro planeta, que se pode ou não trânsito. Por exemplo, variações nos trânsitos do planeta WASP-3b sugerem a existência de um segundo planeta no sistema, a não-trânsito WASP-3c. Se múltiplos planetas em trânsito existir em um sistema, em seguida, este método pode ser usado para confirmar a sua existência. Em uma outra forma de o método, cronometrando os eclipses em um eclipsando estrela binária pode revelar um planeta exterior que orbita duas estrelas; a partir de novembro de 2011, cinco planetas foram descobertos dessa forma.

• Microlente gravitacional

Microlente ocorre quando o campo gravitacional de uma estrela age como uma lente, aumentando a luz de uma estrela distante fundo. Planetas que orbitam a estrela lente pode causar anomalias detectáveis na ampliação, pois varia com o tempo. Este método resultou em apenas 13 detecções em junho de 2011, mas tem a vantagem de ser especialmente sensíveis aos planetas em grandes separações de suas estrelas-mãe.

• Astrometry

Astrometry consiste em medir precisamente posição no céu uma estrela e observando as mudanças nessa posição ao longo do tempo. O movimento de uma estrela devido à influência gravitacional de um planeta pode ser observável. Uma vez que o movimento é muito pequena, no entanto, este método não tem sido ainda muito produtiva. Produziu apenas alguns detecções contestados, embora tenha sido utilizado com sucesso para investigar as propriedades dos planetas encontrados em outras formas.

• Pulsar calendário

A pulsar (o pequeno remanescente, ultradenso de uma estrela que explodiu como uma supernova ) emite ondas de rádio extremamente regularmente como ele roda. Se planetas orbitam o pulsar, eles vão causar ligeiras anomalias no tempo de seus pulsos de rádio observados. A primeira descoberta confirmada de um planeta extrasolar foi feita utilizando este método. Mas a partir de 2011, não foi muito produtivo; cinco planetas foram detectados deste modo, em torno de três pulsares diferentes.

• Discos circum

Discos de poeira espacial cercam muitas estrelas, que se acredita originam de colisões entre asteróides e cometas. A poeira pode ser detectado porque absorve a luz das estrelas e re emite-lo como radiação infravermelha. Características nos discos pode sugerir a presença de planetas, embora este não é considerado um método de detecção definitiva.

Planetas extra-solares mais confirmada foram encontrados usando telescópios terrestres. No entanto, muitos dos métodos pode funcionar de forma mais eficaz com os telescópios espaciais que evitem neblina atmosférica e turbulência. COROT (lançado em dezembro de 2006) e Kepler (lançado março de 2009) são as duas missões espaciais atualmente ativos dedicado à procura de planetas extra-solares. Telescópio Espacial Hubble e A maioria também tem encontrado ou confirmado alguns planetas. O Missão Gaia, a ser lançado em outubro de 2013, usará astrometria para determinar as verdadeiras massas de 1.000 exoplanetas nas proximidades.

Definição

O funcionário definição de "planeta" usado pelo União Astronômica Internacional (IAU) cobre apenas o sistema solar e, portanto, não se aplica a exoplanetas. Em abril de 2011, a única declaração de definição emitida pela IAU que pertence a exoplanetas é uma definição de trabalho emitidas em 2001 e modificado em 2003. Esta definição contém os seguintes critérios:

• Objetos com verdadeiras massas abaixo da massa crítica para a fusão termonuclear do deutério (atualmente calculado em 13 massas de Júpiter para objectos de metalicidade solar) que orbitam estrelas ou remanescentes estelares são "planetas" (não importa como se formaram). A massa / tamanho mínimo necessário para um objecto extra-solar para ser considerado um planeta deve ser a mesma que a utilizada no nosso sistema solar.
• Objetos subestelar com verdadeiras massas acima da massa crítica para a fusão termonuclear do deutério são " anãs marrons ", não importa como eles formado ou onde eles estão localizados.
• Objetos flutuantes grátis em aglomerados estelares jovens com massas abaixo da massa crítica para a fusão termonuclear do deutério não são "planetas", mas são "anões sub-brown" (ou qualquer nome mais adequado).

Este artigo segue a definição de trabalho acima. Por isso, discute apenas planetas que orbitam estrelas ou anãs marrons. (Houve também várias detecções relatados de objetos planetários em massa que não orbitam qualquer corpo do pai Alguns deles podem ter pertencido a um sistema planetário da estrela antes de ser ejetado a partir dele;. o termo " planeta errante "é às vezes aplicado a esses objetos.)

No entanto, o Definição de trabalho da IAU não é universalmente aceita. Uma sugestão alternativa é que os planetas devem ser distinguidos de Brown anões com base em formação. Acredita-se amplamente que os planetas gigantes formar através do núcleo de acreção, e esse processo pode, por vezes, produzir planetas com massas acima do limiar de fusão de deutério; planetas maciços desse tipo podem já ter sido observado. Este ponto de vista também admite a possibilidade de anões sub-marrom, que têm massas planetárias, mas formam como estrelas do colapso direta de nuvens de gás.

Além disso, o ponto de corte 13 da Jupiter-massa não tem significado físico preciso. Fusão do deutério pode ocorrer em alguns objetos com massa inferior à corte. A quantidade de deutério fundido depende, em certa medida, da composição do objecto. O Extrasolar Planets Encyclopaedia inclui objetos de até 25 massas de Júpiter, dizendo: "O fato de que não há nenhuma característica especial em torno de 13 MJup no espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa", eo Exoplanet Data Explorer inclui objetos de até 24 massas de Júpiter com a assessoria: "A distinção 13 Jupiter-massa pelo Grupo de Trabalho IAU é fisicamente desmotivado para planetas com núcleos rochosos, e observationally problemático devido ao pecado i ambigüidade."

Nomenclatura

Padrão da estrela múltipla

O padrão para nomear exoplanetas é uma extensão do usado pelo Catálogo de Washington Multiplicidade (WMC) para sistemas múltiplos de estrelas. Esta seção será, portanto, começar por discutir brevemente o padrão WMC, que foi adoptada pelo União Astronômica Internacional.

Sob essa norma, o membro mais brilhante de um sistema recebe a letra "A". Componentes distintos não contidos "A" são rotulados como "B", "C", etc. Sub-componentes são designados por um ou mais sufixos com o rótulo primário, começando com letras minúsculas para o segundo nível hierárquico e, em seguida, os números referentes ao 3º . Por exemplo, se há um sistema estelar triplo no qual duas estrelas orbitam um ao outro de perto, enquanto uma terceira estrela está em uma órbita mais distante, as duas estrelas que orbitam perto seria considerado um componente com dois subcomponentes. Eles não receberiam o Aa denominações e Ab, enquanto a terceira estrela receberia a designação B. (Note-se que, por razões históricas, esta norma é sempre estritamente seguidas. Por exemplo, os três membros do Alpha Centauri sistema estelar triplo são convencionalmente denominado Alpha Centauri A, B e C, enquanto o padrão formal dariam suas designações como Alpha Centauri Aa, Ab e B, respectivamente.)

Padrão planeta extrasolar

Após uma prorrogação da norma supramencionada, o nome de um exoplaneta é normalmente formado por tomando o nome de sua estrela-mãe e adicionando uma letra minúscula. O primeiro planeta descoberto em um sistema é dada a designação de "b" e planetas posteriores são dadas cartas posteriores. Se vários planetas do mesmo sistema são descobertos ao mesmo tempo, o mais próximo à estrela recebe a próxima letra, seguido pelos outros planetas por ordem de tamanho orbital.

Por exemplo, no 55 Cancri sistema o primeiro planeta - 55 Cancri b - foi descoberto em 1996; dois planetas mais distantes adicionais foram simultaneamente descoberto em 2002, com o mais próximo da estrela que está sendo chamado 55 Cancri c eo outro 55 Cancri d; quarto planeta foi reivindicado (a sua existência foi posteriormente contestada) em 2004 e chamado 55 Cancri e apesar de mentir mais perto da estrela do que 55 Cancri b; e para o planeta, mais recentemente descoberto, em 2007, foi nomeado 55 Cancri f apesar situada entre 55 Cancri c e 55 Cancri d. Em abril de 2012 a maior carta em uso é "j", para o planeta não confirmado HD 10180 j ( HD 10180 h é o planeta confirmado com a carta mais alta).

Se um planeta orbita um membro de uma estrela binária do sistema, em seguida, uma letra maiúscula para a estrela será seguido de uma letra minúscula para o planeta. São exemplos 16 Cygni Bb e HD 178911 Bb. Planetas que orbitam a "A" estrela primária ou deveria ter 'Ab' após o nome do sistema, como em HD 41004 Ab. No entanto, o "A" é, por vezes, omitidas; por exemplo, o primeiro planeta descoberto em torno da estrela principal do Sistema binário Tau Boötis é geralmente chamado simplesmente Tau Boötis b.

Se a estrela-mãe é uma estrela única, então ele pode ainda ser considerada como tendo um "A" designação, embora o "A" não é normalmente escrito. O primeiro exoplaneta encontrado para ser orbitando uma estrela, em seguida, poderia ser considerado como um sub-componente secundário que deve ser dado o sufixo "Ab". Por exemplo, 51 Peg Aa é a estrela do anfitrião no sistema 51 Peg; eo primeiro exoplaneta é então 51 Peg Ab. Como a maioria dos exoplanetas estão em sistemas única estrela, o implícito "A" designação foi simplesmente caiu, deixando o nome exoplaneta com apenas a letra minúscula: 51 Peg b.

Alguns exoplanetas já foram dados nomes que não estejam em conformidade com a norma acima. Por exemplo, os planetas que orbitam o pulsar PSR 1257 são muitas vezes referidos, com capital em vez de letras minúsculas. Além disso, o nome de base do próprio sistema de estrela pode seguir vários sistemas diferentes. De facto, algumas estrelas (tal como Kepler-11), apenas receberam seus nomes devido a sua inclusão em programas de planeta-busca, anteriormente apenas a ser consultados por seu coordenadas celestes.

Planetas Circumbinary e proposta de 2010

Hessman et al. Afirmam que o sistema implícito para nomes de exoplanetas fracassou totalmente com a descoberta de circumbinary planetas. Eles observam que os descobridores dos dois planetas ao redor HW Virginis tentou contornar o problema de nomenclatura, chamando-os "HW Vir 3" e "HW Vir 4", ou seja, o último é o quarto objeto - ou estelar planetário - descoberto no sistema. Eles também observam que os descobridores dos dois planetas ao redor NN Serpentis foram confrontados com várias sugestões de diversas fontes oficiais e finalmente optou por usar as designações "NN Ser c" e "d NN Ser".

. A proposta de Hessman et al começa com as duas regras seguintes:

Regra 1. O nome formal de um exoplaneta é obtido acrescentando os sufixos apropriados para o nome formal da estrela hospedeira ou sistema estelar. A hierarquia superior é definida por letras maiúsculas, seguido de letras minúsculas, seguidas de números, etc. A ordem de nomeação dentro de um nível hierárquico é para a ordem de descoberta única. (Esta regra corresponde à presente convenção de nomeação provisória WMC .)

Regra 2. Sempre que a principal designação letra maiúscula está faltando, isso é interpretado como sendo uma forma informal com um implícito "A", a menos que de outra forma explicitamente declarado. (Esta regra corresponde ao presente exoplaneta uso comunidade de planetas em torno de estrelas individuais.)

Eles observam que, sob estas duas regras propostas todos os nomes atuais para 99% dos planetas em torno de estrelas individuais são preservadas como formas informais da norma provisória IAU sancionado. Eles iria renomear Tau Boötis b formalmente como Tau Boötis Ab, mantendo a forma antes como uma prática informal (usando a Regra 2, acima).

Para lidar com as dificuldades relativas aos planetas circumbinary, a proposta contém ainda duas regras:

Regra 3. Como uma alternativa para o padrão de nomenclatura em regra 1, uma relação hierárquica pode ser expressa através do encadeamento dos nomes do sistema de ordem superior e colocando-os em parênteses, após o qual é adicionado o sufixo para um sistema de ordem inferior.

Regra 4. Em caso de dúvida (ou seja, se um nome diferente não foi claramente definido na literatura), a hierarquia expressa pela nomenclatura deve corresponder a (sub) sistemas dinamicamente distintas em ordem de relevância dinâmico. A escolha de níveis hierárquicos deve ser feito para enfatizar as relações dinâmicas, se conhecido.

Eles alegam que a nova forma usando parênteses é o melhor para planetas circumbinary conhecidos e tem o efeito desejável de dar esses planetas sub-nível etiquetas hierárquicas idênticas e nomes de componentes estelares que estão em conformidade com o uso de estrelas binárias. Eles dizem que ele requer a mudança de nome completo dos dois únicos sistemas exoplanetários: NN Ser b & Os planetas em torno de HW Virginis seria renomeado HW Vir b (AB) e (AB) c, enquanto aqueles em torno NN Serpentis seria renomeado (AB) ( AB) c. Além disso, os planetas circumbinary individuais previamente conhecidos em torno de PSR B1620-26 e DP Leonis) quase pode reter seus nomes ( PSR B1620-26 b e DP Leonis b) como formas informais não oficiais da "b (AB)" designação, onde o "(AB)" é deixado de fora.

Os descobridores do planeta ao redor circumbinary Kepler-16 seguido Hessman et al. É proposto esquema de nomeação ao nomear o corpo Kepler-16 (AB) -b, ou simplesmente Kepler-16b quando não há ambigüidade.

Outros sistemas de nomenclatura

Outra nomenclatura, muitas vezes visto na ficção científica, usa números romanos na ordem das posições dos planetas da estrela. (Isto foi inspirado por um sistema antigo para nomear as luas dos planetas exteriores, tais como "Júpiter IV" para Callisto.) Mas tal sistema é impraticável para uso científico, uma vez que novos planetas podem ser encontrados mais perto da estrela, mudando todos os números.

Por fim, vários planetas receberam nomes não oficiais "reais": nomeadamente Osiris ( HD 209458 b), Bellerophon ( 51 Pegasi b), Zarmina ( Gliese 581 g) e Matusalém ( PSR B1620-26 b). W. Lira do Instituto Max Planck de Astronomia sugeriu nomes em sua maioria tiradas da mitologia romana grego para os 403 candidatos a planetas extra-solares conhecidos a partir de outubro de 2009. Mas a União Astronômica Internacional (IAU) atualmente não tem planos para atribuir nomes desse tipo de planetas extra-solares, considerando-o impraticável.

Propriedades gerais

Número de estrelas com planetas

A maioria dos planetas extra-solares descobertos encontram-se dentro de 300 anos-luz do Sistema Solar.

Programas Planet pesquisa descobriram planetas orbitando uma fração substancial das estrelas eles olharam. No entanto, a proporção global de estrelas com planetas é incerto porque nem todos os planetas ainda pode ser detectada. O método das velocidades radiais e o método de trânsito (que entre eles são responsáveis pela grande maioria das detecções) são mais sensíveis a grandes planetas em órbitas pequenas. Assim, muitos exoplanetas conhecidos são "Júpiteres quentes": planetas de Jovian massa ou maiores em pequenas órbitas com períodos de apenas alguns dias. Estima-se agora que 1% a 1,5% das estrelas semelhantes ao Sol possuem tal planeta, onde "estrela como o sol" refere-se a qualquer estrela de sequência principal de classes espectrais tardio F, G, ou precoce K sem um companheiro estelar perto. É ainda estima-se que 3% a 4,5% das estrelas semelhantes ao Sol possuem um planeta gigante com um período orbital de 100 dias ou menos, onde "planeta gigante", um planeta de pelo menos 30 massas terrestres.

A proporção de estrelas com planetas mais pequenos ou mais distantes é menos certo. Sabe-se que pequenos planetas (de massa mais ou menos parecido com a Terra ou um pouco maior) são mais comuns do que os planetas gigantes. Parece também que há mais planetas em órbitas grandes do que em pequenas órbitas. Com base nisso, estima-se que talvez 20% de estrelas semelhantes ao Sol têm pelo menos um planeta gigante, enquanto pelo menos 40% podem ter planetas de massa mais baixa. Um estudo de 2012 da dados microlente gravitacional coletados entre 2002 e 2007 conclui a proporção de estrelas com planetas é muito maior e estima uma média de 1,6 planetas que orbitam entre 0,5-10 AU por estrelas na Via Láctea galáxia, os autores deste estudo concluem que "as estrelas estão orbitou por planetas como regra, não a excepção ".

Seja qual for a proporção de estrelas com planetas, o número total de exoplanets deve ser muito grande. Desde a nossa própria Via Láctea tem pelo menos 200 bilhões de estrelas, ele também deve conter dezenas ou centenas de bilhões de planetas.

Características de-hospedagem planeta estrelas

Classificação espectral

A classificação espectral Morgan-Keenan

Mais conhecidos exoplanetas orbitam estrelas mais ou menos semelhantes ao Sol , ou seja, estrelas de sequência principal de Categorias espectrais F, G ou K. Uma razão é que a pesquisa planeta programas tendem a concentrar-se em tais estrelas. Mas, além disso, a análise estatística indica que as estrelas de menor massa ( anãs vermelhas , de categoria espectral M) são menos propensos a ter planetas massivos o suficiente para detectar. Estrelas de A categoria espectral tipicamente giram muito rapidamente, o que torna muito difícil medir os pequenos deslocamentos de Doppler induzidos por planetas orbitando uma vez que as linhas espectrais são muito amplas. No entanto, este tipo de estrela maciça eventualmente evolui para um refrigerador gigante vermelho que roda mais lentamente e, portanto, pode ser medida usando o método da velocidade radial. A partir do início de 2011 cerca de 30 planetas Júpiter classe tinham sido encontrados em torno de estrelas K-gigante incluindo Pollux, Gamma e Cephei Iota Draconis. Inquéritos Doppler em torno de uma ampla variedade de estrelas indicam cerca de 1 em cada 6 estrelas que têm duas vezes a massa do Sol são orbitado por um ou mais planetas do tamanho de Júpiter, vs. 1 em 16 para estrelas do tipo solar e apenas 1 em 50 para a classe M anãs vermelhas. Por outro lado, pesquisas indicam que microlente longo período de Netuno planetas -massa são encontrados em torno de 1 em cada 3 M anões. Observações usando o Telescópio Espacial Spitzer indicam que estrelas extremamente maciças de categoria espectral O, que são muito mais quente do que o nosso Sol, produzir um efeito foto-evaporação que inibe a formação planetária.

Metalicidade

Estrelas comuns são compostas principalmente de elementos leves hidrogênio e hélio . Eles também conter uma pequena proporção de elementos mais pesados, e esta fracção é referido como uma estrela de . metalicidade (mesmo que os elementos não são metais no sentido tradicional, como o ferro) planetas gigantes têm mais probabilidades de ser encontrado metalicidade maior da estrela; no entanto, planetas menores estão presentes em torno de estrelas com uma vasta gama de metalicidades. Também tem sido mostrado que as estrelas com planetas é mais provável que seja deficiente em lítio .

Parâmetros orbitais

Scatterplot mostrando massas e períodos orbitais de todos os planetas extra-solares descobertos através de 2010-10-03, com cores método de detecção, indicando:

astrometry   trânsito   cronometragem

imagens diretas   microlente

velocidade radial   pulsar calendário

Para referência, planetas do Sistema Solar são marcados como círculos cinza. O eixo horizontal representa graficamente o log do semi-eixo maior, enquanto que o eixo vertical representa graficamente o logaritmo da massa.

Muitos sistemas planetários não são tão plácida como o Sistema Solar, e têm parâmetros orbitais extremas e órbitas fortemente interagindo, de modo queas leis de Keplernão detêm em tais sistemas.

A maioria dos candidatos conhecidos planeta extra-solares foram descobertos usando métodos indirectos e, portanto, apenas alguns dos seus parâmetros físicos e orbitais pode ser determinada. Por exemplo, dos seis independentes parâmetros que definem uma órbita, o método das velocidades radiais pode determinar quatro: semi-eixo maior, excentricidade, longitude de periastro, e tempo de periastron. Dois parâmetros permanecem desconhecidos: inclinação e longitude do nó ascendente.

Semi-eixo maior

Muitos exoplanetas têm órbitas muito pequenas com semi-eixos maiores, e são, portanto, muito mais perto de sua estrela-mãe do que qualquer planeta do Sistema Solar é a Sun. Isto é principalmente devido à seleção de observação: o método das velocidades radiais é mais sensível a pequenos planetas com órbitas. Os astrônomos foram inicialmente muito surpreendido por estes " Júpiteres quentes ", mas agora está claro que a maioria dos exoplanetas têm órbitas muito maiores, alguns localizados em zonas habitáveis ​​com temperatura potencialmente adequado para a água líquida e vida. Parece plausível que na maioria dos sistemas exoplanetários, há um ou dois planetas gigantes com órbitas comparáveis ​​em tamanho às de Júpiter e Saturno no Sistema Solar. Planetas gigantes com órbitas substancialmente maiores são agora conhecidos por serem raros, pelo menos em torno de estrelas semelhantes ao Sol.

Excentricidade

O excentricidade da órbita é uma medida de quão elíptica (alongadas) que é. A maioria dos exoplanetas com períodos orbitais de 20 dias ou menos têm órbitas quase circulares, isto é muito baixa excentricidade. Isto acredita-se ser devido a circularização das marés: redução da excentricidade ao longo do tempo devido à interacção gravitacional entre dois corpos. Em contrapartida, mais exoplanetas conhecidos com períodos orbitais mais longos têm órbitas muito excêntricas. (A partir de Julho de 2010, 55% de tais excentricidades exoplanets têm maior que 0,2 ao passo que 17% têm excentricidades maiores do que 0,5.) Este é não um efeito de selecção de observação, uma vez que um planeta podem ser detectados mais ou menos igualmente bem, independentemente da excentricidade da sua órbita . A prevalência de órbitas elípticas é um grande quebra-cabeça, uma vez que as atuais teorias de formação planetária sugerem fortemente planetas deveriam formar com circular (isto é, não-excêntricas) órbitas. A prevalência de órbitas excêntricas também pode indicar que o sistema solar é incomum, uma vez que todos os seus planetas, exceto para Mercury têm órbitas quase circulares.

Quando um planeta é encontrado pelo método das velocidades radiais, a sua inclinação orbital i é desconhecida e pode variar de 0 a 90 graus. O método é incapaz de determinar a verdadeira massa ( M ) do planeta, mas sim dá um limite inferior para a sua massa M pecado i . Em alguns casos, um exoplaneta aparente pode ser um objeto mais massivo, como um anão anão marrom ou vermelho. No entanto, a probabilidade de um pequeno valor de i (digamos menos do que 30 graus, o que daria uma massa verdade, pelo menos, o dobro do limite inferior observada) é relativamente baixo (1- (√3) / 2 ≈ 13%) e, portanto, mais planetas terá verdadeiras massas relativamente próximo ao limite inferior observado. Além disso, se a órbita do planeta é quase perpendicular à linha de visão (por exemplo i fechar a 90 °), o planeta pode também ser detectado através do método de trânsito. A inclinação será então conhecido, e verdadeira massa do planeta pode ser encontrado. Além disso, observações astrométricas e considerações dinâmicas em sistemas de múltiplos planeta às vezes pode fornecer um limite superior para a verdadeira massa do planeta.

Em setembro de 2011, todos, mas 50 dos muitos exoplanetas conhecidos têm mais de dez vezes a massa da Terra. Muitos são consideravelmente mais massivo do que Júpiter, o planeta de maior massa no Sistema Solar . No entanto, essas massas altas são, em grande parte devido a uma observacional efeito de seleção: todos os métodos de detecção são mais propensos a descobrir planetas maciços. Esse viés torna a análise estatística difícil, mas parece que os planetas de massa menor são realmente mais comum do que os de massa superior, pelo menos, dentro de um intervalo de massas amplo que inclui todos os planetas gigantes. Além disso, a descoberta de vários planetas apenas algumas vezes mais maciças do que a terra, apesar da grande dificuldade de os detectar, indica que tais planetas são bastante comuns.

Os resultados dos primeiros 43 dias damissão Kepler "implica que os pequenos planetas candidatos com períodos de menos de 30 dias são muito mais comuns do que as grandes candidatos a planetas com períodos de menos de 30 dias e que as descobertas terrestres são a amostragem do tamanho grande cauda da distribuição de tamanho ".

Densidade e composição em massa

Comparação de tamanhos de planetas comcomposições diferentes

Se um planeta é detectável por tanto a velocidades radiais e os métodos de trânsito, em seguida, tanto a sua verdadeira massa e o seu raio pode ser encontrado. A densidade do planeta pode então ser calculado. Planetas com baixa densidade são inferidos a ser composta principalmente de hidrogênio e hélio, enquanto planetas de densidade intermediária são inferidos a ter a água como um dos principais constituintes. Um planeta de alta densidade é acreditado para ser rochoso, como a Terra e os outros planetas terrestres do Sistema Solar.

Muitos exoplanetas em trânsito são muito maiores do que o esperado dada a sua massa, o que significa que eles têm surpreendentemente baixa densidade. Várias teorias têm sido propostas para explicar essa observação, mas nenhum deles ainda foi amplamente aceita entre os astrônomos.

Atmosfera

Medições espectroscópicas podem ser usadas para estudar a composição da atmosfera do planeta em trânsito. O vapor de água, vapor de sódio, metano e dióxido de carbono ter sido detectada em várias atmosferas de exoplanetas desta forma. A presença de oxigênio pode ser detectável por telescópios terrestres. Estas técnicas podem conseguir descobrir características atmosféricas que sugerem a presença de vida em um exoplaneta, mas não tive essa descoberta ainda não foi feita.

Outra linha de informações sobre atmosferas exoplanetários vem de observações de funções fase orbitais. Planetas extra-solares têm fases semelhantes às fases da Lua. Ao observar a variação exata de brilho com a fase, os astrônomos podem calcular tamanhos de partículas nas atmosferas de planetas.

Luz estelar é polarizada por moléculas atmosféricas; isto pode ser detectado com um polarímetro. Até agora, um planeta tem sido estudada por polarimetria.

Temperatura

Pode-se estimar a temperatura de um exoplaneta com base na intensidade da luz que recebe da sua estrela. Por exemplo, o planeta OGLE-2005-BLG-390Lb Estima-se que uma temperatura de superfície de cerca de -220 ° C (50 K). No entanto, essas estimativas podem ser substancialmente em erro porque eles dependem do planeta geralmente desconhecido albedo , e porque fatores como o efeito de estufa podem apresentar complicações desconhecidas. Alguns planetas tiveram sua temperatura medida pela observação da variação na radiação infravermelha como o planeta se movimenta em sua órbita e é eclipsado por sua estrela-mãe. Por exemplo, o planeta HD 189733b foi encontrada para ter uma temperatura média de 1205 ± 9 K (932 ° C ± 9) no seu lado diurno e 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) no seu noturno.

Outras propriedades

Em planetas do tamanho da Terra, as placas tectônicas é mais provável se há oceanos de água; no entanto, em 2007, duas equipes independentes de pesquisadores chegaram a conclusões opostas sobre a probabilidade de placas tectônicas em maiores super-terras com uma equipe dizendo que as placas tectónicas seria episódica ou estagnada ea outra equipe dizendo que a tectônica de placas é muito provável em super- terras, mesmo que o planeta está seco.

Outras questões são como exoplanetas provável são possuir luas e magnetosferas. Sem tais luas e magnetosferas ainda foram detectado, mas podem ser bastante comum.

Habitabilidade

Impressão do artista deKepler-22b, um "Super-Terra "dentro dezona habitável de sua estrela.

Vários planetas têm órbitas em de sua estrela-mãe zona habitável, onde deve ser possível para a água líquida existir e pela Terra como condições a prevalecer. A maioria desses planetas são planetas gigantes como Júpiter mais do que a Terra; se algum deles têm grandes luas, as luas poderia ser uma morada mais plausível de vida. Descoberta de Gliese 581 g, pensado para ser um planeta rochoso que orbita no meio da zona habitável de sua estrela, foi reivindicado em Setembro de 2010 e, se confirmado, poderia ser o mais "Terra-como" planeta extrasolar descobertos até à data. No entanto, a existência de Gliese 581 g tem sido questionada ou mesmo descartado por outras equipes de astrônomos; ele é listado como não confirmado em The Encyclopaedia planetas extra-solares. Posteriormente, porém, o super-Terra Kepler-22b foi confirmado para estar na zona habitável de sua estrela-mãe, Kepler-22, o primeiro planeta de seu tamanho confirmado para ser nesta zona. Em setembro de 2012, a descoberta de dois planetas que orbitam Gliese 163 foi anunciado. Um dos planetas, Gliese 163 c, cerca de 6,9 vezes a massa da terra e um pouco mais quente, foi considerado como estando dentro do zona habitável.

Várias estimativas foram feitas a respeito de como muitos planetas pode suportar a vida simples, ou mesmo inteligente. No entanto, estas estimativas têm grandes incertezas, porque a complexidade da vida celular pode fazer biogênese altamente improvável. Por exemplo, o Dr. Alan Boss da Carnegie Institution of Science estima que pode haver um "cem bilhões de" planetas terrestres em nosso Via Láctea galáxia, muitos com simples formas de vida . Ele ainda acredita que pode haver milhares de civilizações em nossa galáxia. Um trabalho recente de Duncan Forgan da Universidade de Edimburgo também tentou estimar o número de civilizações inteligentes em nossa galáxia. A pesquisa sugeriu que poderia haver milhares deles, embora atualmente não há nenhuma evidência científica de por vida extraterrestre. Essas estimativas não levam em conta a probabilidade desconhecido das origens da vida, mas se a vida se origina, ele pode se espalhar entre planetas habitáveis ​​por singular ou panspermia dirigida.

Dados do Catálogo habitáveis ​​Exoplanets (HEC) sugere que, dos 859 exoplanetas que foram confirmados a partir de 03 de janeiro de 2013 , nove planetas potencialmente habitáveis ​​foram encontrados, e da mesma fonte prevê que pode haver 30 habitáveis ​​luas extrasolares torno confirmou planetas . A HEC também afirma, dos 15.874 eventos de passagem limiar de trânsito (ECT) que recorreram mais de três vezes (tornando-os mais propensos a ser os planetas reais) descoberto pela sonda Kepler-se até 3 de Janeiro de 2013, que 262 planetas (de 1,65% ) têm o potencial de ser habitável, com um adicional de 35 "quentes" planetas jovianos, que podem ter satélites naturais habitáveis.

Em fevereiro de 2013, os pesquisadores calcularam que até 6% das pequenas estrelas anãs vermelhas pode ter planetas com propriedades semelhantes à Terra. Isto sugere que poderia haver até 4,5 bilhões de tais planetas da nossa galáxia, e, estatisticamente falando, o mais próximo "Terra estrangeira" para o Sistema Solar poderia ser de 13 anos-luz de distância.