alt=Time-lapse do movimento orbital de exoplanetas|thumb|upright=1.5|Quatro exoplanetas orbitando no sentido anti-horário com sua estrela hospedeira HR 8799 thumb|295x295px|Comparação do tamanho de exoplanetas que orbitam Kepler-37 com Mercúrio, Marte e a Terra Um exoplaneta ou planeta extrassolar é um planeta fora do Sistema Solar. A primeira evidência possível de um exoplaneta foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. A primeira confirmação da detecção ocorreu em 1992. Um planeta diferente, detectado inicialmente em 1988, foi confirmado em 2003. Desde
Existem muitos métodos de detecção de exoplanetas. A fotometria de trânsito e a espectroscopia Doppler foram as que mais encontraram, mas esses métodos sofrem de um claro viés observacional que favorece a detecção de planetas próximos à estrela; assim, 85% dos exoplanetas detectados estão dentro da zona de bloqueio de maré. Em vários casos, vários planetas foram observados em torno de uma estrela. Cerca de 1 em cada 5 estrelas semelhantes ao SolPara os propósitos desta estatística de 1 em 5, "semelhante ao sol" significa estrela de classe G. Os dados para estrelas semelhantes ao Sol não estavam disponíveis, então esta estatística é uma extrapolação de dados sobre estrelas de classe K. tem um planeta do "tamanho da Terra"Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "tamanho da Terra" significa 1 a 2 raios terrestres. na zona habitável.Para os propósitos desta estatística de 1 em 5, "zona habitável" significa a região com 0.25 a 4 vezes o fluxo estelar da Terra (correspondendo a 0.5 a 2 UA para o Sol). Supondo que existam 200 bilhões de estrelas na Via Láctea,Cerca de 1/4 das estrelas são estrelas GK semelhantes ao Sol. O número de estrelas na galáxia não é conhecido com precisão, mas assumindo 200 bilhões de estrelas no total, a Via Láctea teria cerca de 50 bilhões de estrelas semelhantes ao Sol (GK), das quais cerca de 1 em 5 (22%) ou 11 bilhões teriam têm planetas do tamanho da Terra na zona habitável. Incluindo anãs vermelhas aumentaria para 40 bilhões. pode-se supor que existam 11 bilhões de planetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra na Via Láctea, subindo para 40 bilhões se os planetas orbitando as numerosas anãs vermelhas forem incluídos.
O planeta menos massivo conhecido é Draugr (também conhecido como PSR B1257+12 A ou PSR B1257+12 b), que tem cerca de duas vezes a massa da Lua. O planeta mais massivo listado no NASA Exoplanet Archive é HR 2562 b, cerca de 30 vezes a massa de Júpiter. No entanto, de acordo com algumas definições de planeta (com base na fusão nuclear de deutério), é muito massivo para ser um planeta e pode ser uma anã marrom. Os períodos orbitais conhecidos para exoplanetas variam de algumas horas (para aqueles mais próximos de sua estrela) a milhares de anos. Alguns exoplanetas estão tão longe da estrela que é difícil dizer se estão gravitacionalmente ligados a ela. Quase todos os planetas detectados até agora estão dentro da Via Láctea. No entanto, há evidências de que planetas extragalácticos, exoplanetas mais distantes em galáxias além da galáxia local da Via Láctea. Os exoplanetas mais próximos estão localizados a 4,2 anos-luz (1,3 parsecs) da Terra e orbitam Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol.
A descoberta de exoplanetas intensificou o interesse na busca por vida extraterrestre. Há um interesse especial em planetas que orbitam na zona habitável de uma estrela, onde é possível que a água líquida, um pré-requisito para a vida na Terra, exista na superfície. No entanto, o estudo da habitabilidade planetária também considera uma ampla gama de outros fatores na determinação da adequação de um planeta para abrigar vida.
Planetas órfãos são aqueles que não orbitam nenhuma estrela. Esses objetos são considerados uma categoria separada de planetas, especialmente se forem gigantes gasosos, muitas vezes contados como subanãs marrons. Os planetas órfãos na Via Láctea possivelmente chegam a bilhões ou mais. estimates 700 objects >10−6 solar masses (roughly the mass of Mars) per main-sequence star between 0.08 and 1 Solar mass, of which there are billions in the Milky Way.
Definição União Astronômica Internacional A definição oficial do termo planeta usada pela União Astronômica Internacional (IAU) abrange apenas o Sistema Solar e, portanto, não se aplica a exoplanetas. O Grupo de Trabalho da IAU sobre Planetas Extra-solares emitiu uma declaração de posição contendo uma definição de trabalho de "planeta" em 2001 e que foi modificada em 2003. Um exoplaneta foi definido pelos seguintes critérios:
Esta definição de trabalho foi alterada pela Comissão F2 da IAU: Exoplanetas e o Sistema Solar em agosto de 2018. A definição oficial de trabalho de um exoplaneta é agora a seguinte:
A IAU observou que esta definição pode evoluir à medida que o conhecimento melhora.
Alternativas A definição de trabalho da União Astronómica Internacional (IAU) nem sempre é usada. Uma sugestão alternativa é que os planetas devem ser distinguidos das anãs marrons com base na formação. Pensa-se amplamente que os planetas gigantes se formam através da acreção do núcleo, que às vezes pode produzir planetas com massas acima do limiar de fusão de deutério; planetas massivos desse tipo já podem ter sido observados. As anãs marrons se formam como estrelas a partir do colapso gravitacional direto de nuvens de gás e esse mecanismo de formação também produz objetos que estão abaixo do limite de e podem ser tão baixos quanto . Objetos nesta faixa de massa que orbitam suas estrelas com amplas separações de centenas ou milhares de UA e têm grandes proporções de massa estrela/objeto provavelmente formadas como anãs marrons; suas atmosferas provavelmente teriam uma composição mais semelhante à sua estrela hospedeira do que planetas formados por acreção, que conteriam uma maior abundância de elementos mais pesados. A maioria dos planetas fotografados diretamente em abril de 2014 são massivos e têm órbitas amplas, então provavelmente representam o final de baixa massa da formação de anãs marrons. Um estudo sugere que objetos acima de se formaram por instabilidade gravitacional e não devem ser considerados planetas.
Além disso, o ponto de corte de não tem um significado físico preciso. A fusão de deutério pode ocorrer em alguns objetos com massa abaixo desse ponto de corte. A quantidade de deutério fundido depende até certo ponto da composição do objeto. A partir de 2011, a Extrasolar Planets Encyclopaedia incluiu objetos de até , dizendo: "O fato de não haver nenhuma característica especial em torno de no espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa". A partir de 2016, esse limite foi aumentado para com base em um estudo das relações massa-densidade. O Exoplanet Data Explorer inclui objetos de até com o aviso: "A distinção de pelo Grupo de Trabalho da IAU é fisicamente desmotivada para planetas com núcleos rochosos e observacionalmente problemática devido à ambiguidade do pecado". O NASA Exoplanet Archive inclui objetos com massa (ou massa mínima) igual ou inferior a . Outro critério para separar planetas e anãs marrons, em vez de fusão de deutério, processo de formação ou localização, é se a pressão do núcleo é dominada pela pressão de coulomb ou pressão de degenerescência eletrônica com a linha divisória em cerca de .
Nomenclatura thumb|O exoplaneta HIP 65426 b é o primeiro planeta descoberto em torno da estrela HIP 65426
A convenção para designar exoplanetas é uma extensão do sistema usado para designar sistemas de múltiplas estrelas, conforme adotado pela União Astronômica Internacional (IAU). Para exoplanetas orbitando uma única estrela, a designação IAU é formada tomando o nome designado ou próprio de sua estrela hospedeira e adicionando uma letra minúscula. As letras são dadas em ordem de descoberta de cada planeta em torno da estrela hospedeira, de modo que o primeiro planeta descoberto em um sistema é designado "b" (a estrela hospedeira é considerada "a") e os planetas posteriores recebem letras subsequentes. Se vários planetas no mesmo sistema são descobertos ao mesmo tempo, o mais próximo da estrela recebe a próxima letra, seguido pelos outros planetas em ordem de tamanho orbital. Existe um padrão provisório sancionado pela IAU para acomodar a designação de planetas circumbinários. Um número limitado de exoplanetas tem nomes próprios sancionados pela IAU. Existem outros sistemas de nomenclatura.
Histórico de detecção Durante séculos, cientistas, filósofos e escritores de ficção científica suspeitaram da existência de exoplanetas, mas não havia como saber se existiam, quão comuns eram ou quão semelhantes poderiam ser aos planetas do Sistema Solar. Várias alegações de detecção feitas no século XIX foram rejeitadas pelos astrônomos.
A primeira evidência de um possível exoplaneta, orbitando Van Maanen 2, foi observada em 1917, mas não foi reconhecida como tal. O astrônomo Walter Sydney Adams, que mais tarde se tornou diretor do Observatório Monte Wilson, produziu um espectro da estrela usando o telescópio de 60 polegadas de Monte Wilson. Ele interpretou o espectro como sendo de uma estrela de classe F da sequência principal, mas agora pensa-se que tal espectro pode ser causado pelo resíduo de um exoplaneta próximo que foi pulverizado em poeira pela gravidade da estrela, o resultado poeira, em seguida, caindo sobre a estrela.
A primeira suspeita de detecção científica de um exoplaneta ocorreu em 1988. Pouco depois, a primeira confirmação da detecção veio em 1992, com a descoberta de vários planetas de massa terrestre orbitando o pulsar PSR B1257+12. A primeira confirmação de um exoplaneta orbitando uma estrela da 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. Alguns exoplanetas foram fotografados diretamente por telescópios, mas a grande maioria foi detectada por métodos indiretos, como o método de trânsito e o método de velocidade radial. Em fevereiro de 2018, pesquisadores usando o Observatório de raios-X Chandra, combinado com uma técnica de detecção de planetas chamada microlente, encontraram evidências de planetas em uma galáxia distante, afirmando que "alguns desses exoplanetas são tão (relativamente) pequenos quanto a Lua, enquanto outros são tão massivos quanto Júpiter. Ao contrário da Terra, a maioria dos exoplanetas não está fortemente ligada às estrelas, então eles estão realmente vagando pelo espaço ou orbitando vagamente entre as estrelas. Podemos estimar que o número de planetas nesta galáxia [distante] é superior a um trilhão. Em 21 de março de 2022, mais de 5 000 exoplanetas além do nosso Sistema Solar foram confirmados.
Especulações iniciais
No século XVI, o filósofo italiano Giordano Bruno, um dos primeiros defensores da teoria copernicana 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 acompanhadas por planetas.
No século XVIII, a mesma possibilidade foi mencionada por Isaac Newton no "Scholium Generale" 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 projeto semelhante e sujeitas ao domínio de Um".
Em 1952, mais de 40 anos antes da descoberta do primeiro Júpiter quente, Otto Struve escreveu que não há razão convincente para que os planetas não possam estar muito mais próximos de sua estrela hospedeira do que no Sistema Solar, e propôs que a espectroscopia Doppler e o método de trânsito poderia detectar super-Júpiter em órbitas curtas.
Reivindicações desacreditadas