Exoplanetas são planetas que orbitam estrelas (ou remanescentes estelares) fora do Sistema Solar. Em 20/04/2001, data em que uma primeira versão deste texto foi publicada, a Extrasolar Planets Encyclopaedia listava cerca de 60 estrelas com indícios de companheiros planetários. Hoje, os catálogos modernos reúnem milhares de detecções confirmadas: o NASA Exoplanet Archive indicava 6.065 planetas confirmados em 18/12/2025, enquanto o Exoplanet.eu listava 7.915 objetos em seu catálogo (o total varia conforme os critérios e categorias adotados). Esse crescimento evidencia a evolução do campo de pesquisa em planetas extrasolares.
Planetas, superplanetas e anãs marrons. Em termos práticos, frequentemente aparece o valor de ~13 massas de Júpiter como uma “fronteira” associada à queima (parcial) de deutério. Porém, isso é uma regra de bolso: a fração de deutério queimado e o limite efetivo dependem das condições e da composição do objeto, e não representam uma divisão física rígida.
Técnicas de detecção (principais)
1) Astrometria
A astrometria mede o “balanço” (wobble) da estrela no céu devido à presença de companheiros. Historicamente, missões como o Hipparcos alcançaram precisão típica na faixa de milissegundos de arco (mas), e a missão Gaia elevou essa capacidade para a escala de microsegundos de arco (µas) em estrelas brilhantes, tornando a técnica muito mais potente para detectar companheiros por movimento próprio e paralaxe com alta precisão.
2) Velocidade radial (Doppler)
Mede a variação periódica na velocidade da estrela ao longo da linha de visada (efeito Doppler) causada pela interação gravitacional com o(s) planeta(s). O método fornece, em geral, uma estimativa do tipo M sin i (massa mínima), pois depende da inclinação orbital.
3) Trânsito (fotometria)
Detecta a queda de brilho quando o planeta passa em frente ao disco da estrela. O trânsito fornece o raio (via profundidade do evento), e, quando combinado com velocidade radial, permite estimar densidade e composição média. Um caso clássico é HD 209458 b, e missões como Kepler/TESS popularizaram esse tipo de detecção em larga escala.
4) Microlente gravitacional
Usa o efeito de lente gravitacional quando uma estrela (com possível planeta) passa diante de outra mais distante. É útil para detectar planetas em distâncias maiores da estrela hospedeira e até em regiões mais externas da Galáxia.
5) Imagem direta
Registra diretamente a luz do planeta, geralmente no infravermelho, com óptica adaptativa/coronógrafos. É mais eficiente para planetas jovens, quentes e afastados da estrela.
6) Timing (especialmente em pulsares)
Em pulsares, pequenas variações nos tempos de chegada dos pulsos podem revelar a presença de companheiros. Foi assim que surgiram alguns dos primeiros indícios de planetas fora do Sistema Solar.
Planetas que orbitam pulsares
- PSR 1257+12
- PSR B1620-26 b (sistema pulsar + anã branca; planeta circumbinário)
Um exemplo emblemático é PSR B1620-26 b (também citado como “Methuselah” em materiais de divulgação), um gigante gasoso em órbita circumbinária ao redor de um pulsar e de uma anã branca. No catálogo da NASA, ele aparece com massa da ordem de ~2,5 MJ, semi-eixo maior ~23 UA e período orbital ~95 anos, com anúncio de descoberta em 2003.
Vida
Não temos evidência de vida em exoplanetas. Quando se discute a possibilidade de vida, trata-se de hipóteses dependentes de fatores como: tipo de estrela, radiação incidente, presença/estabilidade de atmosfera, água líquida e proteção contra partículas energéticas. Em planetas gasosos, por exemplo, uma ideia especulativa é a existência de vida em camadas atmosféricas com temperatura e pressão adequadas; já em sistemas de pulsares, a radiação e o ambiente extremo tornam os cenários ainda mais desafiadores.
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