Planeta, como definido pela União Astronômica Internacional (UAI), é um corpo celeste orbitando uma estrela ou restos estelares que tem massa suficiente para haver rotação em torno de si (através da gravidade) e, não tem massa suficiente para causar fusão termonuclear, tendo, ainda, limpado a vizinhança de sua órbita, diferenciando de um planeta anão que não possui uma órbita desimpedida.
Não se sabe ao certo como os planetas são formados. A teoria mais aceita é que eles são formados das sobras de uma nebulosa que não se condensam sob ação da gravidade para formar uma protoestrela. Em vez disso, essas sobras se tornam um fino disco protoplanetário de pó e gás que gira em volta de protoestrela e começa se condensar sobre concentrações locais de massa dentro de discos conhecidos como planetesimais. Essas concentrações ficam cada vez mais densas até que eles colapsam pela gravidade para formar-se protoplanetas. Depois que um planeta consegue um diâmetro maior do que uma lua terrestre, ele começa a acumular uma atmosfera extensa. Isto amplia a razão de captura do planetesimal por um fator de dez.
Os impactos enérgicos planetesimais menores aquecerão o planeta crescente, causando-o, pelo menos, uma fusão parcial. O interior do planeta começa a diferenciar-se pela massa, desenvolvendo um núcleo denso. Os menores planetas terrestres perdem a maior parte das suas atmosferas devido a este aumento, mas os gases perdidos podem ser substituídos por gases originários do manto interior e do impacto de cometas subseqüente. (Observe que os planetas menores perderão qualquer atmosfera que eventualmente ganhem por vários mecanismos de escape.)
Com a descoberta e a observação de sistemas planetários em volta de estrelas outras além do nosso próprio, tem permitido elaborar, revisar ou mesmo substituir estas contas. Acredita-se agora que o nível de características metálicas determina a probabilidade que uma estrela tem de possuir planetas.
Os astrônomos distinguem planeta, planeta anão e pequenos corpos de sistema solares.
Os planetas dentro do nosso sistema solar podem ser divididos em categorias segundo sua composição.
- Planetas telúricos (ou planetas sólidos): Planetas que são similares a Terra — com corpos largos compostos de rocha: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
- Planetas gasosos (ou planetas jovianos): Planetas com uma composição largamente composta por materiais gasosos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno.
- Planetas unrânicos (ou gigante de gelo): são uma subclasse dos planetas gasosos, distinguidos dos verdadeiros jovianos por sua deflexão no hidrogênio e hélio e uma composição significante de rochas e gelo.
| Atributos dos planetas do Sistema Solar | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Nome | Diâmetro* do equador | Massa* | Período orbital* (anos) | Período de rotação * (dias) | Satélite(s) natural(is) | |
| Mercúrio | 0.382 | 0.06 | 0.241 | 58.6 | nenhuma | |
| Vênus | 0.949 | 0.82 | 0.615 | -243 | nenhuma | |
| Terra | 1.00 | 1.00 | 1.00 | 1.00 | 1 | |
| Marte | 0.53 | 0.11 | 1.88 | 1.03 | 2 | |
| Júpiter | 11.2 | 318 | 11.86 | 0.414 | 63 | |
| Saturno | 9.41 | 95 | 29.46 | 0.426 | 56 | |
| Urano | 3.98 | 14.6 | 84.01 | -0.718 | 27 | |
| Neptuno | 3.81 | 17.2 | 164.8 | 0.671 | 13 | |
*Medidas relativa a terra
| Nome | Distância do Sol (UA) | Região do Sistema Solar | Diâmetro | Massa |
|---|---|---|---|---|
| Ceres | 2,766 | Cintura de asteróides | 975×909 km | 9.5 × 1020 kg |
| Plutão | 39,482 | Cintura de Kuiper | 2306±20 km | ~1.305 × 1022 kg |
| Haumea | 43,335 | Cintura de Kuiper | ~ 1500 km | ~4.2 × 1021 kg |
| Makemake | 45,791 | Cintura de Kuiper | 1600 – 2000? km | desconhecido |
| Éris | 67,668 | Disco disperso | 2400 km ± 100 km | desconhecido |
*Em termos práticos, uma unidade astronômica pode ser definida como a distância média entre a Terra e o Sol e cujo valor aceito atualmente é: 150.000.000km.
Um exoplaneta (ou planeta extra-solar) é um planeta que orbita uma estrela que não seja o Sol e, desta forma, pertence a um sistema planetário distinto do nosso.
Embora a existência de sistemas planetários há muito tem sido de aventado, até a década de 1990 nenhum planeta ao redor de estrelas da seqüência principal havia sido descoberto. Todavia, desde então, algumas perturbações em torno da estrela atribuídas a exoplanetas gigantes vêm sendo descobertas com telescópios mais possantes. Mesmo por estimativas, as observações cada vez mais frequentes de exoplanetas gigantes reforçam a possibilidade de que alguns desses sistemas planetários possam conter planetas menores e consequentemente abrigar vida extraterrestre. Até 2008, já haviam sido catalogados mais de duzentos planetas extra-solares, mas a maioria indicou sempre condições inóspitas à existência de vida tal como é concebida em nosso planeta. Os planetas detectados até agora são, em sua maioria, do tamanho ou maior do que Júpiter, e giram na maioria das vezes em órbitas muito próximas da estrela-mãe. Entretanto, os cientistas acreditam que isso se deve a limitações nas técnicas de detecção de planetas, e não porque essas condições sejam mais comuns.
Métodos de detecção
Em 2008 havia seis métodos de detecção de planetas extra-solares que são muito débeis, com relação a sua estrelas hospedeiras, para serem detectados por métodos ópticos convencionais.
As futuras missões espaciais Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder e Darwin planejam detectar exoplanetas de um modo mais direto.
Cronometria de Pulsares
O primeiro método usado para descobrir exoplanetas consistiu na observação de anomalias na regularidade dos pulsos de um pulsar. Isto levou à "descoberta" do primeiro planeta, que tinha período orbital de exatamente um ano. Essa descoberta foi, posteriormente, desmentida, uma vez que resultou da falha em considerar a Terra ao longo de sua órbita. Entretanto, este método de fato levou à descoberta dos primeiros planetas, bem como do primeiro sistema planetário além do nosso, por Aleksander Wolszczan. Também levou à descoberta do exoplaneta mais antigo que se conhece, pelo time de Steinn Sigurdsson, ao redor do pulsar binário PSR B1620-26. Este planeta é o único planeta conhecido que orbita ao redor de duas estrelas.
O método de cronometria de pulsares envolve medições precisas do sinal do pulsar de modo a determinar se há qualquer anomalia no período dos pulsos. Cálculos subseqüentes são usados para determinar o que poderia causar essas anomalias. O método é comumente usado para detectar companheiros de pulsares, mas não é usado especificamente para encontrar planetas.
Astrometria
A astrometria consiste no método mais antigo para a busca de exoplanetas, usado pela primeira vez em 1943. Uma certa quantidade de estrelas candidatas foram encontradas desde então, mas não houve confirmação em nenhum desses casos, e muitos astrônomos desistiram desse método diante de outros mais bem-sucedidos. O método envolve a medição do movimento próprio da estrela em busca dos efeitos causados por seus planetas; todavia, variações no movimento próprio são tão pequenas que mesmo os melhores instrumentos de 2008 não fornecem medições confiáveis. O método requer que as órbitas dos planetas sejam aproximadamente perpendiculares a nossa linha de visada; desta forma, planetas detectados por esse método não puderam ser confirmados por outros métodos.
Velocidade radial
O método de velocidade radial mede variações na velocidade com a qual a estrela se afasta ou se aproxima de nós, i.e., mede a componente da velocidade estelar ao longo da linha de visada. A velocidade radial pode ser deduzida do deslocamento nas linhas espectrais da estrela hospedeira, devido ao efeito Doppler. Tais deslocamentos são induzidos pelo planeta que orbita a estrela, uma vez que ambos orbitam em torno do mesmo baricentro (ver problema de dois corpos). A velocidade da estrela ao redor do baricentro é muito menor do que aquela do planeta (os raios das órbitas e, portanto, as velocidades dos corpos são inversamente proporcionais à massa desses). Mesmo assim, variações de velocidades tão baixas quanto poucos m/s podem ser detectadas.
Esta é a principal e, até 2008, mais bem-sucedida técnica usada por caçadores de planetas. Também é conhecida como "método Doppler". Mas ela funciona bem apenas para estrelas relativamente próximas, até 160 anos-luz. Ela encontra com facilidade planetas que estejam próximo à estrela, mas tem dificuldade em encontrar aqueles que orbitam a distâncias maiores. O método Doppler pode ser usado para confirmar as descobertas empreendidas através do método de trânsito.
Microlente Gravitacional
O efeito de microlente gravitacional acontece quando os campos gravitacionais de um planeta e o da estrela hospedeira agem de modo a magnificar a luz de uma estrela distante que esteja no fundo do céu. Para que o efeito ocorra, o planeta e a estrela devem passar quase diretamente entre a estrela distante e o observador. Uma vez que esses eventos são raros, um número muito grande de estrelas distantes deve ser continuamente monitorado de modo a permitir a deteção de planetas a uma taxa razoável. Além disso, também não é possível repetir os experimentos que utilizam esse método, devido à raridade com que ocorrem. Este é o método mais promissor para planetas localizados entre a Terra e o centro da galáxia, já que as partes centrais da galáxia fornecem um grande número de estrelas distantes de fundo.
Microlentes gravitacionais já tinham sido testadas com outros propósitos. Em 1986, Bohdan Paczyński, da Universidade de Princeton, propôs, inicialmente, usá-las para buscar a misteriosa matéria escura, o material invisível que, acredita-se, domina o universo. Em 1991, ele sugeriu que as microlentes poderiam ser usadas para buscar planetas. Êxitos com o método de lentes gravitacionais datam desde 2002, quando um grupo de astrônomos poloneses (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak e Michał Szymański de Varsóvia, e Bohdan Paczyński) aperfeiçoou um método viável no âmbito do projeto OGLE (do inglês Optical Gravitational Lensing Experiment, experimento com lentes gravitacionais ópticas). Durante um mês de busca, eles anunciaram a descoberta de diversos objetos, muitos dos quais poderiam ser planetas. Desde então, dois planetas extra-solares foram detectados através dessa técnica, a qual é considerada a mais promissora para a descoberta de planetas terrestres ao redor de estrelas solares.
Eventos de microlente são curtos, duram algumas semanas ou dias, já que as duas estrelas e a Terra movem-se uns com relação aos outros. Mais de 1000 estrelas foram observadas em eventos desse tipo ao longo dos últimos dez anos. As observações são geralmente empreendidas através de uma rede de telescópios robóticos.
A grande vantagem das microlentes gravitacionais é que se podem descobrir planetas de baixa massa (i.e. terrestres) mesmo com a tecnologia atualmente disponível. Uma desvantagem notável é que o evento não pode ser repetido, pois um alinhamento ao acaso nunca ocorre novamente. Ademais, os planetas detectados tendem a se localizar a muitos quiloparsecs de nós, tal que observações de monitoramento posterior não são possíveis. Contudo, se um número suficiente de estrelas de fundo forem observadas com boa precisão, o método pode informar-nos quão ordinários são os planetas terrestres em nossa galáxia.
Além do programa OGLE financiado pela NASA e pela National Science Foundation, o grupo MOA (do inglês, Microlensing Observations in Astrophysics, Observações de Microlentes em Astrofísica) trabalha para aperfeiçoar essa técnica. Astrônomos acreditam que seja possível observar planetas do tamanho da Terra dentro de meia década.
Método de trânsito
Um método recentemente desenvolvido detecta a sombra do planeta quando este transita diante da estrela hospedeira. Este "método de trânsito" funciona apenas com uma pequena porcentagem de planetas cujos planos orbitais estejam perfeitamente alinhados com nossa linha de visada, mas pode ser aplicado mesmo a estrelas muito distantes. Espera-se que ele levará à descoberta dos primeiros planetas terrestres ao redor de estrelas solares quando for empregado pelo Telescópio Espacial CoRoT e pelo Observatório Kepler, missão especial da NASA.
Disco circunstelar
Discos de poeira estelar circundam muitas estrelas, e estas podem ser detectadas, pois absorvem a luz visível da estrela e reemitem como radiação infravermelha. Condensações em determinados pontos do disco sugerem a presença de planetas.
Busca por planets distantes (em espanhol).