Mais uma Pista para a Compreensão dos Júpiteres Quentes Inchados


(Alguns Júpiteres Quentes têm raios anormalmente grandes para a sua massa, sendo portanto muito pouco densos. De facto, tal como Saturno, têm uma densidade inferior à da àgua (1 g/cm3) e, se pudessemos colocá-los numa piscina suficientemente grande, flutuariam. Crédito: Nature)

A descoberta do primeiro planeta em órbita de uma estrela normal, de tipo solar, o 51 Pegasi b, foi um choque. Os astrónomos não contavam encontrar gigantes de gás em órbitas tão próximas das respectivas estrelas hospedeiras. Na realidade, o astrónomo russo Otto Struve, num artigo em 1952, tinha sugerido a existência destes Júpiteres Quentes, mas o seu argumento não foi levado muito a sério. Com a descoberta dos primeiros trânsitos de um Júpiter Quente, os do HD209458b, em 1999, depressa se verificou que alguns destes planetas tinham um raio anormalmente grande para a sua massa. De facto, a teoria prevê que os planetas entre uma e sete vezes a massa de Júpiter devem ter raios praticamente iguais ao do maior planeta do Sistema Solar. Isto deve-se ao facto de, para esta gama de massas, o mecanismo dominante que estabiliza o planeta contra a gravidade é a pressão degenerada dos electrões existentes no material fortemente comprimido no seu interior. E no entanto, desafiando as previsões teóricas, alguns dos Júpiteres Quentes detectados pelo método dos trânsitos exibem raios por vezes excedendo em 60% o de Júpiter, apesar de estarem dentro do regime de massas acima referido.

Foram adiantadas várias explicações para este fenómeno que envolvem, por exemplo, forças de maré provocadas pela estrela hospedeira no planeta, correntes eléctricas geradas por iões em movimento na atmosfera do planeta, e algumas formas de convecção na atmosfera planetária. Os primeiros dois mecanismos produzem energia que tem de ser dissipada pelo planeta e provocam a expansão da sua atmosfera, ou pelo menos contrariam a contracção natural e gradual do planeta resultante do arrefecimento desde a sua formação. O terceiro mecanismo actua minimizando a perda de calor interno do planeta, proveniente da sua formação, impedindo que o dito se contraia mais rapidamente e fazendo com que exiba um raio anormalmente grande para a sua idade. Nenhuma destas teorias conseguiu explicar totalmente as observações até à data, pelo que a causa (ou causas) do tamanho anormal destes Júpiteres Quentes permanece um mistério.

Para tentarem isolar as causas por detrás destes raios anormais, os astrofísicos Brice-Olivier Demory e Sara Seager, ambos do MIT, realizaram um estudo dos 115 candidatos a Júpiteres Quentes detectados pelo telescópio Kepler entre o início da missão e 20 de Setembro de 2009 (Q0 a Q2, na nomenclatura da missão). A vantagem deste estudo reside no facto de serem analisados muitos Júpiteres Quentes de uma só vez, com e sem raios anormais, e todos pelo mesmo instrumento. Dos 115 candidatos referidos, Demory e Saeger determinaram que 70 destas estrelas têm de facto Júpiteres Quentes em órbita. Dos restantes 45 candidatos, 16 foram identificados como sistemas binários, 22 não puderam ser identificados sem ambiguidade e 7 tinham afinal um raio inferior a 6 vezes o raio da Terra pelo que a equipa os retirou da amostra de planetas gigantes.

A análise dos 70 sistemas selecionados revelou um padrão interessante que tinha já sido notado por outros astrofísicos com os dados disponíveis para outros Júpiteres Quentes: abaixo de um certo nível de irradiação proveniente da estrela hospedeira não existem Júpiteres Quentes com raios anormais. Dito de outra forma, todos os Júpiteres Quentes com raios anormalmente grandes estão submetidos a níveis de radiação acima de um dado limite (no caso, 2×108 erg s-1 cm-2). A quantidade de radiação recebida por um planeta depende essencialmente da luminosidade da estrela e da distância a que o planeta se encontra da mesma. Este resultado implica que qualquer que seja o mecanismo responsável pelos raios anormais dos Júpiteres Quentes, o dito não funciona se o planeta não for irradiado com uma potência mínima por parte da estrela. Isto põe de parte a hipótese de os raios anormais serem devidos a formas específicas de convecção interna do planeta, como referido anteriormente, pois este mecanismo não é dependente da quantidade de radiação recebida da estrela.

Podem ver o artigo aqui.

Deixe uma resposta

O seu endereço de email não será publicado.

Este site utiliza o Akismet para reduzir spam. Fica a saber como são processados os dados dos comentários.