SISTEMA PLANETÁRIO / PLANETARY SYSTEM.
Um sistema planetário é um conjunto de objetos não estelares ligados gravitacionalmente dentro ou fora da órbita em torno de uma estrela ou sistema estelar. De um modo geral, sistemas com um ou mais planetas constituem um sistema planetário, embora tais sistemas também possam consistir em corpos como planetas anões, asteróides, satélites naturais, meteoróides, cometas, planetesimais e discos circunstelares. O Sol junto com o sistema planetário que gira em torno dele, incluindo a Terra, forma o Sistema Solar. O termo sistema exoplanetário às vezes é usado em referência a outros sistemas planetários.
Em 1º de janeiro de 2023, havia 5.297 exoplanetas confirmados em 3.904 sistemas planetários, com 850 sistemas com mais de um planeta. Discos de detritos também são conhecidos por serem comuns, embora outros objetos sejam mais difíceis de observar.
De particular interesse para a astrobiologia é a zona habitável dos sistemas planetários, onde os planetas podem ter água líquida superficial e, portanto, a capacidade de suportar vida semelhante à da Terra.
HISTÓRIA
Heliocentrismo
Historicamente, o heliocentrismo (a doutrina de que o Sol está no centro do universo) se opôs ao geocentrismo (colocar a Terra no centro do universo).
A noção de um Sistema Solar heliocêntrico com o Sol em seu centro é possivelmente sugerida pela primeira vez na literatura védica da Índia antiga, que frequentemente se refere ao Sol como o "centro das esferas". Alguns interpretam os escritos de Aryabhatta em Āryabhaṭīya como implicitamente heliocêntricos.
A ideia foi proposta pela primeira vez na filosofia ocidental e na astronomia grega já no século III aC por Aristarco de Samos, mas não recebeu apoio da maioria dos outros astrônomos antigos.
Descoberta do Sistema Solar
De Revolutionibus Orbium Coelestium de Nicolau Copérnico, publicado em 1543, apresentou o primeiro modelo heliocêntrico matematicamente preditivo de um sistema planetário. Os sucessores do século XVII Galileu Galilei, Johannes Kepler e Sir Isaac Newton desenvolveram uma compreensão da física que levou à aceitação gradual da ideia de que a Terra se move em torno do Sol e que os planetas são governados pelas mesmas leis físicas que governavam a Terra.
Especulação Sobre Sistemas Planetários Extra-Solares
No século 16, o filósofo italiano Giordano Bruno, um dos primeiros defensores da teoria copernicana de que a Terra e outros planetas orbitam o Sol, apresentou a visão de que as estrelas fixas são semelhantes ao Sol e também são acompanhadas por planetas. Ele foi queimado na fogueira por suas idéias pela Inquisição Romana.
No século 18, a mesma possibilidade foi mencionada por Sir Isaac Newton no "General Scholium" que conclui seus Principia. Fazendo uma comparação com os planetas do Sol, ele escreveu: "E se as estrelas fixas são os centros de sistemas semelhantes, todas elas serão construídas de acordo com um design semelhante e sujeitas ao domínio de Um".
Suas teorias ganharam força ao longo dos séculos 19 e 20, apesar da falta de evidências de apoio. Muito antes de sua confirmação pelos astrônomos, a conjectura sobre a natureza dos sistemas planetários havia sido o foco da busca por inteligência extraterrestre e tem sido um tema predominante na ficção, particularmente na ficção científica.
Detecção de Exoplanetas
A primeira detecção confirmada de um exoplaneta foi em 1992, com a descoberta de vários planetas de massa terrestre orbitando o pulsar PSR B1257+12. A primeira detecção confirmada de exoplanetas de uma estrela da sequência principal foi feita em 1995, quando um planeta gigante, 51 Pegasi b, foi encontrado em uma órbita de quatro dias ao redor da estrela próxima do tipo G 51 Pegasi. A frequência das detecções aumentou desde então, principalmente por meio de avanços nos métodos de detecção de planetas extrasolares e programas dedicados de localização de planetas, como a missão Kepler.
Origem e Evolução
Os sistemas planetários vêm de discos protoplanetários que se formam em torno de estrelas como parte do processo de formação estelar.
Durante a formação de um sistema, muito material é espalhado gravitacionalmente em órbitas distantes, e alguns planetas são ejetados completamente do sistema, tornando-se planetas desonestos.
SISTEMAS EVOLUÍDOS
Estrelas de Grande Massa
Planetas orbitando pulsares foram descobertos. Os pulsares são os remanescentes das explosões de supernova de estrelas de grande massa, mas um sistema planetário que existia antes da supernova provavelmente seria destruído em sua maior parte. Os planetas evaporariam, seriam empurrados para fora de suas órbitas pelas massas de gás da explosão da estrela, ou a perda repentina da maior parte da massa da estrela central os faria escapar do domínio gravitacional da estrela ou, em alguns casos, do a supernova chutaria o próprio pulsar para fora do sistema em alta velocidade, de modo que quaisquer planetas que tivessem sobrevivido à explosão seriam deixados para trás como objetos flutuantes. Planetas encontrados em torno de pulsares podem ter se formado como resultado de companheiras estelares pré-existentes que foram quase totalmente evaporadas pela explosão da supernova, deixando para trás corpos do tamanho de planetas. Alternativamente, os planetas podem se formar em um disco de acreção de matéria alternativa em torno de um pulsar. Discos alternativos de matéria que falharam em escapar da órbita durante uma supernova também podem formar planetas ao redor de buracos negros.
Estrelas de Menor Massa
À medida que as estrelas evoluem e se transformam em gigantes vermelhas, estrelas ramificadas gigantes assintóticas e nebulosas planetárias, elas engolem os planetas internos, evaporando-os ou evaporando-os parcialmente, dependendo de sua massa. À medida que a estrela perde massa, os planetas que não são engolfados se afastam da estrela.
Se uma estrela evoluída estiver em um sistema binário ou múltiplo, a massa que ela perde pode ser transferida para outra estrela, formando novos discos protoplanetários e planetas de segunda e terceira geração que podem diferir em composição dos planetas originais, que também podem ser afetados. pela transferência de massa.
Arquiteturas do Sistema
O Sistema Solar consiste em uma região interna de pequenos planetas rochosos e uma região externa de grandes gigantes gasosos. No entanto, outros sistemas planetários podem ter arquiteturas bem diferentes. Estudos sugerem que as arquiteturas dos sistemas planetários são dependentes das condições de sua formação inicial. Muitos sistemas com um gigante gasoso de Júpiter quente muito próximo da estrela foram encontrados. Teorias, como migração planetária ou dispersão, foram propostas para a formação de grandes planetas próximos de suas estrelas-mãe. Atualmente, poucos sistemas são análogos ao Sistema Solar com planetas terrestres próximos à estrela-mãe. Mais comumente, sistemas que consistem em múltiplas Super-Terras foram detectados.
COMPONENTES
Planetas e Estrelas
A maioria dos exoplanetas conhecidos orbitam estrelas mais ou menos semelhantes ao Sol: isto é, estrelas da sequência principal das categorias espectrais F, G ou K. Uma razão é que os programas de busca de planetas tendem a se concentrar nessas estrelas. Além disso, análises estatísticas indicam que estrelas de menor massa (anãs vermelhas, de categoria espectral M) são menos propensas a ter planetas massivos o suficiente para serem detectados pelo método de velocidade radial. No entanto, várias dezenas de planetas em torno de anãs vermelhas foram descobertos pela sonda Kepler pelo método de trânsito, que pode detectar planetas menores.
Discos Circunstelares e Estruturas de Poeira
Depois dos planetas, os discos circunstelares são uma das propriedades mais comumente observadas de sistemas planetários, particularmente de estrelas jovens. O Sistema Solar possui pelo menos quatro discos circunstelares principais (o cinturão de asteróides, o cinturão de Kuiper, o disco disperso e a nuvem de Oort) e discos claramente observáveis foram detectados em torno de análogos solares próximos, incluindo Epsilon Eridani e Tau Ceti. Com base nas observações de numerosos discos semelhantes, eles são considerados atributos bastante comuns de estrelas na sequência principal.
Nuvens de poeira interplanetárias foram estudadas no Sistema Solar e acredita-se que análogos estejam presentes em outros sistemas planetários. A poeira exozodiacal, um análogo exoplanetário da poeira zodiacal, os grãos de 1 a 100 micrômetros de carbono amorfo e poeira de silicato que preenchem o plano do Sistema Solar foram detectados em torno dos 51 sistemas Ophiuchi, Fomalhaut, Tau Ceti e Vega.
Cometas
Em novembro de 2014, havia 5.253 cometas conhecidos do Sistema Solar e acredita-se que sejam componentes comuns de sistemas planetários. Os primeiros exocometas foram detectados em 1987 em torno de Beta Pictoris, uma estrela muito jovem da sequência principal do tipo A. Há agora um total de 11 estrelas em torno das quais a presença de exocometas foi observada ou suspeitada. Todos os sistemas exocometários descobertos (Beta Pictoris, HR 10, 51 Ophiuchi, HR 2174, 49 Ceti, 5 Vulpeculae, 2 Andromedae, HD 21620, HD 42111, HD 110411 e, mais recentemente, HD 172555) estão em torno de estrelas muito jovens do tipo A.
Outros Componentes
A modelagem computacional de um impacto em 2013 detectado em torno da estrela NGC 2547-ID8 pelo Telescópio Espacial Spitzer, e confirmado por observações terrestres, sugere o envolvimento de grandes asteróides ou protoplanetas semelhantes aos eventos que se acredita terem levado à formação de planetas terrestres como a Terra.
Com base nas observações da grande coleção de satélites naturais do Sistema Solar, acredita-se que eles sejam componentes comuns dos sistemas planetários; no entanto, a existência de exoluas, ainda não foi confirmada. A estrela 1SWASP J140747.93-394542.6, na constelação de Centaurus, é uma forte candidata a satélite natural. As indicações sugerem que o planeta extrassolar confirmado WASP-12b também possui pelo menos um satélite.
Configurações Orbitais
Ao contrário do Sistema Solar, que tem órbitas quase circulares, muitos dos sistemas planetários conhecidos exibem uma excentricidade orbital muito maior. Um exemplo de tal sistema é 16 Cygni.
Inclinação Mútua
A inclinação mútua entre dois planetas é o ângulo entre seus planos orbitais. Espera-se que muitos sistemas compactos com vários planetas próximos no interior da órbita equivalente de Vênus tenham inclinações mútuas muito baixas, de modo que o sistema (pelo menos a parte próxima) seria ainda mais plano que o Sistema Solar. Os planetas capturados podem ser capturados em qualquer ângulo arbitrário para o resto do sistema. A partir de 2016, existem apenas alguns sistemas onde as inclinações mútuas foram realmente medidas. Um exemplo é o sistema Upsilon Andromedae: os planetas c e d têm uma inclinação mútua de cerca de 30 graus.
Dinâmica Orbital
Os sistemas planetários podem ser categorizados de acordo com sua dinâmica orbital como ressonantes, não ressonantes, hierárquicos ou alguma combinação destes. Em sistemas ressonantes, os períodos orbitais dos planetas estão em proporções inteiras. O sistema Kepler-223 contém quatro planetas em uma ressonância orbital 8:6:4:3. Planetas gigantes são encontrados em ressonâncias de movimento médio com mais frequência do que planetas menores. Em sistemas interativos, as órbitas dos planetas estão próximas o suficiente para perturbar os parâmetros orbitais. O Sistema Solar pode ser descrito como uma interação fraca. Em sistemas fortemente interativos, as leis de Kepler não são válidas. Em sistemas hierárquicos, os planetas são arranjados de modo que o sistema possa ser considerado gravitacionalmente como um sistema aninhado de dois corpos, por ex. em uma estrela com um Júpiter quente próximo com outro gigante gasoso muito mais distante, a estrela e Júpiter quente formam um par que aparece como um único objeto para outro planeta que está longe o suficiente.
Outras possibilidades orbitais ainda não observadas incluem: planetas duplos; vários planetas coorbitais, como quase-satélites, troianos e órbitas de troca; e órbitas entrelaçadas mantidas por planos orbitais precessantes.
Número de Planetas, Parâmetros Relativos e Espaçamentos
- Sobre os tamanhos relativos dos planetas nos sistemas múltiplos candidatos de Kepler, David R. Ciardi et al. 9 de dezembro de 2012;
- A dicotomia Kepler entre os anões M: metade dos sistemas contém cinco ou mais planetas coplanares, Sarah Ballard, John Asher Johnson, 15 de outubro de 2014;
- Previsões de exoplanetas baseadas na relação generalizada de Titius-Bode, Timothy Bovaird, Charles H. Lineweaver, 1º de agosto de 2013;
- O Sistema Solar e a Excentricidade Orbital do Exoplaneta - Relação de Multiplicidade, Mary Anne Limbach, Edwin L. Turner, 9 de abril de 2014;
- A distribuição de razão de período dos sistemas multiplanetários candidatos de Kepler, Jason H. Steffen, Jason A. Hwang, 11 de setembro de 2014;
- Os sistemas planetários estão lotados? Um estudo baseado nos resultados do Kepler, Julia Fang, Jean-Luc Margot, 28 de fevereiro de 2013.
Captura de Planeta
Planetas flutuantes em aglomerados abertos têm velocidades semelhantes às estrelas e, portanto, podem ser recapturados. Eles são normalmente capturados em órbitas amplas entre 100 e 105 UA. A eficiência de captura diminui com o aumento do tamanho do cluster e, para um determinado tamanho de cluster, aumenta com a massa do host/primário [esclarecimento necessário]. É quase independente da massa planetária. Planetas únicos e múltiplos podem ser capturados em órbitas desalinhadas arbitrárias, não coplanares entre si ou com o giro do hospedeiro estelar ou sistema planetário pré-existente. Alguma correlação de metalicidade planeta-hospedeiro ainda pode existir devido à origem comum das estrelas do mesmo aglomerado. É improvável que os planetas sejam capturados em torno de estrelas de nêutrons porque é provável que sejam ejetados do aglomerado por um impulso de pulsar quando se formam. Os planetas podem até ser capturados em torno de outros planetas para formar binários de planetas flutuantes. Após a dispersão do aglomerado, alguns dos planetas capturados com órbitas maiores que 106 UA seriam lentamente interrompidos pela maré galáctica e provavelmente flutuariam livremente novamente através de encontros com outras estrelas de campo ou nuvens moleculares gigantes.
ZONAS
Zona Habitável
A zona habitável em torno de uma estrela é a região onde a faixa de temperatura permite a existência de água líquida em um planeta; isto é, não muito perto da estrela para que a água evapore e não muito longe da estrela para que a água congele. O calor produzido pelas estrelas varia dependendo do tamanho e idade da estrela; isso significa que a zona habitável também variará de acordo. Além disso, as condições atmosféricas do planeta influenciam a capacidade do planeta de reter calor, de modo que a localização da zona habitável também é específica para cada tipo de planeta.
As zonas habitáveis geralmente são definidas em termos de temperatura da superfície; no entanto, mais da metade da biomassa da Terra é de micróbios do subsolo, e a temperatura aumenta à medida que a profundidade do subsolo aumenta, de modo que o subsolo pode ser propício para a vida quando a superfície está congelada; se isso for considerado, a zona habitável se estende muito mais longe da estrela.
Estudos em 2013 indicaram uma frequência estimada de 22±8% de estrelas semelhantes ao Sol com um planeta do tamanho da Terra na zona habitável.
Zona de Vênus
A zona de Vênus é a região ao redor de uma estrela onde um planeta terrestre teria condições de estufa descontroladas como Vênus, mas não tão perto da estrela que a atmosfera evaporasse completamente. Assim como na zona habitável, a localização da zona de Vênus depende de vários fatores, incluindo o tipo de estrela e as propriedades dos planetas, como massa, taxa de rotação e nuvens atmosféricas. Estudos dos dados da espaçonave Kepler indicam que 32% das anãs vermelhas têm planetas potencialmente semelhantes a Vênus com base no tamanho do planeta e na distância da estrela, aumentando para 45% para estrelas do tipo K e tipo G. Vários candidatos foram identificados, mas estudos espectroscópicos de acompanhamento de suas atmosferas são necessários para determinar se eles são como Vênus.
Distribuição Galáctica dos Planetas
A Via Láctea tem 100.000 anos-luz de diâmetro, mas 90% dos planetas com distâncias conhecidas estão a cerca de 2.000 anos-luz da Terra, em julho de 2014. Um método que pode detectar planetas muito mais distantes é a microlente. O próximo Nancy Grace Roman Space Telescope poderia usar microlente para medir a frequência relativa dos planetas no bojo galáctico versus o disco galáctico. Até agora, as indicações são de que os planetas são mais comuns no disco do que no bojo. Estimar a distância dos eventos de microlentes é difícil: o primeiro planeta considerado com alta probabilidade de estar no bojo é MOA-2011-BLG-293Lb a uma distância de 7,7 kiloparsecs (cerca de 25.000 anos-luz).
População I, ou estrelas ricas em metais, são aquelas estrelas jovens cuja metalicidade é mais alta. A alta metalicidade das estrelas de população I torna-as mais propensas a possuir sistemas planetários do que as populações mais antigas, porque os planetas se formam pela acreção de metais. O Sol é um exemplo de estrela rica em metais. Estes são comuns nos braços espirais da Via Láctea. Geralmente, as estrelas mais jovens, a população extrema I, são encontradas mais longe e as estrelas intermediárias da população I estão mais longe, etc. O Sol é considerado uma estrela intermediária da população I. As estrelas da População I têm órbitas elípticas regulares em torno do Centro Galáctico, com baixa velocidade relativa.
População II, ou estrelas pobres em metais, são aquelas com metalicidade relativamente baixa que podem ter centenas (por exemplo, BD +17° 3248) ou milhares (por exemplo, Estrela de Sneden) de vezes menos metalicidade que o Sol. Esses objetos se formaram durante um período anterior do universo. Estrelas intermediárias da população II são comuns no bojo perto do centro da Via Láctea, enquanto as estrelas da População II encontradas no halo galáctico são mais velhas e, portanto, mais pobres em metais. Os aglomerados globulares também contêm um grande número de estrelas de população II. Em 2014, os primeiros planetas em torno de uma estrela de halo foram anunciados em torno da estrela de Kapteyn, a estrela de halo mais próxima da Terra, a cerca de 13 anos-luz de distância. No entanto, pesquisas posteriores sugerem que Kapteyn b é apenas um artefato da atividade estelar e que Kapteyn c precisa de mais estudos para ser confirmado. Estima-se que a metalicidade da estrela de Kapteyn seja cerca de 8 vezes menor que a do Sol.
Diferentes tipos de galáxias têm diferentes histórias de formação de estrelas e, portanto, de formação de planetas. A formação dos planetas é afetada pelas idades, metalicidades e órbitas das populações estelares dentro de uma galáxia. A distribuição das populações estelares dentro de uma galáxia varia entre os diferentes tipos de galáxias. As estrelas em galáxias elípticas são muito mais velhas do que as estrelas em galáxias espirais. A maioria das galáxias elípticas contém principalmente estrelas de baixa massa, com mínima atividade de formação estelar. A distribuição dos diferentes tipos de galáxias no universo depende de sua localização dentro de aglomerados de galáxias, com galáxias elípticas encontradas principalmente perto de seus centros.
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