Júpiteres Quentes Não Colidem Com As Estrelas Hospedeiras

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(Crédito: NASA/JPL-Caltech)

Os Júpiteres Quentes são planetas gigantes, semelhantes a Júpiter em massa, dimensão e composição. Ao contrário de Júpiter, no entanto, os Júpiteres Quentes orbitam as estrelas hospedeiras a apenas alguns milhões de quilómetros de distância e, consequentemente, com períodos orbitais típicos de apenas alguns dias. A sua massa elevada e proximidade à estrela torna-os nos exoplanetas mais fáceis de detectar pelas técnicas da velocidade radial e dos trânsitos. De facto, o primeiro exoplaneta detectado em torno de uma estrela de tipo solar, em 1995, o 51 Pegasi b, é um Júpiter Quente. Apesar de serem fáceis de detectar, estudos recentes demostraram que são relativamente raros, ocorrendo em apenas 1% das estrelas semelhantes ao Sol. Estes planetas não poderiam ter-se formado “in loco”, uma vez que, tão próximo da estrela no disco protoplanetário, não haveria hidrogénio e hélio e em geral materiais voláteis em quantidade suficiente. Pensa-se assim que estes planetas maciços se formaram longe da estrela e, por interação com o material do disco protoplanetário foram perdendo energia orbital, descrevendo lentamente, ao longo de milhares de anos, uma espiral em direcção à estrela. Um problema que se põe com este cenário de migração do planeta dentro do disco protoplanetário, diz respeito ao destino final do planeta. O que impede o planeta de finalmente colidir com a estrela hospedeira? Na realidade, observações realizadas ao longo de vários anos pareciam indicar que, por algum mecanismo, os planetas conseguiam parar a espiral no limite e manter-se depois numa órbita estável, muito próxima da estrela durante milhares de milhões de anos. Note-se que os planetas acabarão por engolidos pela estrela, mas por motivos diferentes: eventualmente a estrela termina a fusão do hidrogénio em hélio no seu núcleo e sai da sequência principal, transformando-se numa gigante vermelha.

Várias teorias foram avançadas para tentar explicar como é que os planetas conseguem entrar numa órbita estável em torno da estrela. Uma das teorias diz-nos que a magnetosfera da estrela obriga o plasma no disco protoplanetário a circular através das suas linhas de campo até aos pólos magnéticos da estrela (tal como acontece com a magnetosfera da Terra quando esta recebe o impacto de uma tempestade solar). Esse facto cria uma espécie de bolha sem material do disco junto à estrela que impede o planeta de se aproximar mais. Outra teoria diz-nos que a parte interna do disco protoplanetário, junto à estrela, deve ser desprovida de gás e poeira devido à radiação e vento estelar intensos. Quando o planeta, na sua espiral, chega a esta região, deixa de sentir a fricção do disco e estabiliza a sua órbita. Finalmente, a terceira teoria diz-nos que, à medida que o planeta se aproxima da estrela hospedeira, a influência gravitacional da dita torna-se mais importante, nomeadamente, nas forças de maré exercidas sobre o planeta. Estas forças levam à circularização e estabilização da órbita do planeta e, frequentemente, a uma ressonância 1:1 entre a sua rotação e o período orbital. Por outras palavras, o planeta apresenta sempre a mesma face voltada para a estrela.

Durante vários anos foi difícil verificar através de observações qual das teorias estava correcta. A amostra de Júpiteres Quentes era reduzida e, sobretudo, pouco homogénea, resultante de descobertas por vários projectos. Esta situação mudou com a missão Kepler, com mais de 2300 candidatos planetários descobertos, muitos deles Júpiteres Quentes. Aproveitando esta amostra notável, os astrofísicos Peter Plavchan e Christopher Bilinski (NASA Exoplanet Science Institute/Caltech e Universidade do Arizona, respectivamente) tentaram establecer qual das teorias era a correcta. Em particular, os cientistas observaram como a distância dos Júpiteres Quentes à estrela hospedeira variava com a massa desta última. Estrelas mais maciças fazem sentir as forças de maré a maior distância e portanto estabilizam a órbita de Júpiteres Quentes a uma distância (e período orbital) maior. Esta correlação positiva entre a massa das estrelas e os períodos orbitais dos Júpiteres Quentes foi observada na amostra o que marca um ponto importante para a teoria das forças de maré. De facto, segundo as outras teorias, o incremento da massa da estrela afectaria de forma diferente a distância (ou período orbital) dos planetas.

Este estudo foi publicado na conceituada revista Astrophysical Journal. Podem ver a notícia original aqui.

1 comentário

  1. Seria interessante se tivesse sido incluídas as outras teorias de porque os JQ não colidem com as estrelas.

    Pensei que pode ser até uma série de fatores em conjunto, um deles poderia ser o próprio vento-solar, que é mais forte quando mais próximo da estrela.

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