Estrutura Interna de Júpiter

A estrutura interna dos planetas gigantes do Sistema Solar é um tópico de grande controvérsia na comunidade científica.
Foram publicados resultados de mais uma simulação da estrutura interna de Júpiter que apontam para um núcleo de metal, rocha e gelos, com uma massa bastante substancial.

Estes resultados favorecem a teoria denominada “core accretion”, segundo a qual a formação dos gigantes de gás é iniciada com um núcleo de metal, rocha e gelo, que atinge uma massa crítica de 10 a 20 vezes a massa da Terra. Quando esta massa é atingida, o núcleo captura de forma extremamente eficiente o gás ainda existente na sua vizinhança, no disco protoplanetário, e forma rapidamente uma atmosfera maciça.
No nosso Sistema Solar, apenas Júpiter e, em parte, Saturno conseguiram adquirir atmosferas maciças de hidrogénio e hélio. Urano e Neptuno, a uma distância do Sol onde a densidade de gás no disco protoplanetário era inferior, não conseguiram capturar gás em quantidade suficiente para completar a sua evolução para gigantes.

Uma consequência importante deste processo de formação é o facto de os planetas resultantes ficarem com uma composição diferente da sua estrela hospedeira, apresentando uma proporção mais elevada de “metais”. Neste aspecto, as observações existentes dos gigantes do Sistema Solar estão de acordo com a teoria.
Por outro lado, um vez que, segundo esta teoria, a formação de um gigante a partir de um núcleo com a massa crítica ocorre de forma rápida, os planetas com massas entre a de Neptuno e a de Júpiter (e.g. com a massa de Saturno) devem ser comparativamente raros. De facto, houve um decréscimo no ritmo das descobertas de planetas de curto período com a técnica da velocidade radial ao longo dos últimos dois anos. Essencialmente, para as estrelas observadas por estes programas, os “hot jupiters” já foram todos descobertos, há poucos planetas com a massa de Saturno e os “hot neptunes” demoram mais tempo a detectar devido à precisão exigida nas observações.

Estes factos parecem fornecer provas incontornáveis de que o mecanismo de “core accretion” está por detrás a da formação dos gigantes de gás, mas temos de ter cuidado com as conclusões. De facto, por exemplo, a maioria dos programas de descoberta de exoplanetas, que usam a técnica da variação da velocidade radial, observa preferencialmente estrelas com elevadas metalicidades, nas quais a formação de núcleos de massa crítica pode ser simplificada devido a concentrações mais elevadas de “metais” no disco protoplanetário. Por outro lado, de acordo com as simulações existentes, a escala de tempo necessária para a formação dos núcleos maciços, precursores dos gigantes de gás, parece ser demasiado grande e inconsistente com as observações das idades de discos protoplanetários.

Uma outra teoria que tenta explicar a formação dos gigantes de gás – denominada “disk instability” – , prevê que, num disco proto-planetário, podem ocorrer instabilidades dinâmicas que fazem com que pequenas regiões do disco se contraiam sob a acção da gravidade, de forma semelhante ao processo de formação da estrela hospedeira, e dêem origem a planetas gigantes. Neste processo, é de esperar que a composição dos gigantes seja semelhante à da estrela que orbitam. A escala de tempo necessária à formação dos gigantes de gás nesta teoria é de poucos milhares de anos. Para além disso, este processo não descrimina entre gigantes com massas elevadas ou mais pequenas pelo que, se fosse dominante, seria de esperar que encontrassemos com igual frequência planetas na gama de massas entre Neptuno e os planetas mais maciços, com várias vezes a massa de Júpiter. Mais uma vez, não é isto que observamos nos exoplanetas descobertos.

A determinação da estrutura interna de Júpiter permitir-nos-á, em princípio, concluir qual destes processos está na origem dos gigantes de gás no Sistema Solar e extrapolar com mais segurança sobre a estrutura interna de exoplanetas. No entanto, é perfeitamente possível que os dois processos de formação possam dar origem a planetas e que sejam as condições iniciais no disco protoplanetário a ditar qual deles é preponderante.

Mas estamos a falar de simulações. Até agora não existem dados suficientemente bons relativos ao campo gravitacional de Júpiter e Saturno que permitam determinar se têm ou não núcleos sólidos de “metais” e, nesse caso, qual a sua massa.
As simulações são importantes, não porque provem alguma coisa, mas porque permitem quantificar as previsões feitas por diferentes modelos. Estes números podem então ser comparados com valores experimentais, como os enviados pelas sondas Galileo e Cassini – até agora inconclusivos – e, em especial, pela futura sonda Juno. Entretanto, parece que os teóricos estão a fazer o trabalho de casa.

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