Planetas Virtuais

A teoria actualmente mais aceite para a formação de sistemas planetários é a “core accretion”. Segundo a mesma, as partículas de poeira num disco protoplanetário que gira em torno de uma estrela central, chocam e aderem umas às outras até formarem corpos com um tamanho de cerca de 1 kilómetro. A massa destes pequenos corpos planetesimais é então suficiente para se tornarem muito mais eficientes a capturar poeira na sua vizinhança do disco proto-planetário, crescendo rapidamente até formarem embriões planetários ou proto-planetas. A evolução subsequente destes proto-planetas e a sua interacção com o disco proto-planetário determina em grande parte a massa e a órbita dos planetas no sistema planetário resultante. Utilizando este modelo teórico é possível, através de simulações em computador, fazer uma previsão da população de planetas que deve ser observada, caso a teoria esteja correcta. A caracterização da população de planetas consiste na determinação da fracção de planetas com uma dada massa e distância à estrela.

Nesta animação, realizada com base em simulações por Christoph Mordasini (do Max Planck Institute for Astronomy) e colegas, a formação de planetas é simulada através da introdução num disco proto-planetário, com condições semelhantes aos discos reais observados, de pequenos proto-planetas a uma distância aleatória da jovem estrela central (cuja massa é igual à solar, assume-se). Na animação, no eixo das abcissas representa-se a distância do planeta à estrela em unidades astronómicas. No eixo das ordenadas é representada a massa dos planetas em unidades da massa da Terra (para referência: Júpiter=318, Saturno=95, Urano=14, Neptuno=17). Cada simulação observa a evolução de apenas um planeta, pelo que a animação mostra o resultado de várias dezenas destas simulações. Cada planeta é representado por uma linha, potencialmente multicolor, que parte da base do gráfico (pois tem inicialmente uma massa pequena). Um proto-planeta move-se na vertical por acreção de pequenos planetesimais e, mais tarde, gás, provenientes do disco (cor vermelha).

Por outro lado, a interacção com o disco provoca um outro efeito no proto-planeta. Ele perde energia orbital e começa a aproximar-se da estrela. Este efeito designa-se por “migração”. Assim, devido ao aumento da sua massa e à migração no disco, os planetas movimentam-se para cima e para a esquerda no gráfico. Para este efeito ser notório é necessário que o disco seja suficientemente denso e o proto-planeta suficientemente maciço. Mais, o efeito é mais marcado a uma distância igual ou superior à chamada linha dos gelos, a distância à estrela central a partir da qual a temperatura é suficientemente baixa para que os materiais voláteis como a àgua, o dióxido de carbono e a amónia, existam sobre a forma de gelo (no gráfico, entre 2 a 3 unidades astronómicas). Estes gelos são mais facilmente capturados pelos proto-planetas e contribuem fortemente para a sua massa. É por esta razão que os planetas mais maciços (mais acima no gráfico) iniciam todos a sua formação nesta região.

Existem dois tipos de migração, ditas de tipo I e tipo II. A migração de tipo I ocorre para proto-planetas de massa mais baixa e que interagem de forma mais intensa com o disco. Com este tipo de migração os planetas perdem rapidamente energia orbital e aproximam-se rapidamente da estrela central (cor azul). Se um proto-planeta ganhar massa suficiente nesse trajecto, pode atingir uma massa crítica de cerca de 10 vezes a massa da Terra. Nessas circunstâncias, a sua gravidade é suficientemente forte para capturar rapidamente o gás e poeiras em seu redor, envolvendo-se numa atmosfera maciça (foi assim, pensa-se, que se formaram Júpiter e Saturno; Urano e Neptuno iniciaram a captura de atmosfera mas nessa altura o gás disponível no disco não deveria ser suficiente para formarem gigantes de gás). Neste caso, o proto-planeta esculpe um fosso sem material em seu redor no disco, pelo que a interacção com o último perde intensidade e o planeta passa a migrar mais lentamente. Esta é a migração de tipo II (cor verde). Um planeta pode iniciar a sua vida com migração I e evoluir para uma configuração de migração de tipo II (isto é bem visível na simulação). Finalmente, o disco proto-planetário desaparece devido à formação dos planetas e, principalmente, à radiação intensa da estrela central. Os planetas formados estabilizam na sua massa e órbita (pontos negros). Alterações posteriores nas órbitas podem ocorrer por interacção gravitacional entre os planetas assim formados, mas não são tidas em conta nestas simulações.

A figura no início deste “post” mostra o resultado das simulações ao fim de aproximadamente 6 milhões de anos. A diversidade de planetas obtidos é bem visível. Existe uma população de Júpiteres-Quentes e Neptunos-Quentes a uma distância de cerca de 0.1 unidades astronómicas; Super-Júpiteres com massas acima das 10 vezes a de Júpiter; uma população imensa de Super-Terras que se concentram preferencialmente antes da linha dos gelos (pontos negros nas extremidades das linhas vermelhas); uma população importante de Neptunos-Quentes (pontos negros ao longo das linhas azuis quase horizontais) que migraram da linha dos gelos para mais próximo da estrela.

Estes estudos, quando comparados com a distribuição dos planetas descobertos, permitem testar a teoria de “core accretion” e perceber melhor os mecanismos subjacentes à formação de sistemas planetários. Por exemplo, as populações de Super-Terras e Neptunos acima referidos estão agora a ser gradualmente descobertas com a técnica da velocidade radial, por instrumentos como o HARPS.

O vídeo seguinte mostra uma apresentação, com alguns detalhes bastante técnicos mas inteligível, do Stéphane Udry, membro da equipa da Universidade de Genebra, no Kavli Institute for Theoretical Physics em que ele descreve as últimas descobertas feitas pelo HARPS e como elas se relacionam com estes modelos teóricos.

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