Planetas no caos

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Estrelas: Pixelparticle / Shutterstock; Ilustração: Jasiek Krzysztofiak / Nature

Artigo traduzido de Nature. Autor: Ann Finkbeiner.

Não há muito tempo – tão recentemente quanto meados dos anos 90, na verdade – havia uma teoria tão bonita que os astrônomos pensaram que simplesmente tinha que ser verdade.

Deram-lhe o nome de teoria de acreção do núcleo. Mas sua beleza estava em como apenas alguns princípios básicos da física e da química costumavam contabilizar cada característica importante do nosso Sistema Solar. Ela explicou porque todos os planetas orbitam o Sol na mesma direção; porque suas órbitas são quase perfeitamente circulares e deitadas (ou próximas) do plano do equador da estrela; porque os quatro planetas interiores (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) são corpos pequenos e densos feitos principalmente de rocha e ferro; e porque os quatro planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) são enormes globos gasosos feitos principalmente de hidrogênio e hélio. E como os mesmos princípios de física e astronomia deveriam se aplicar em todo o universo, ela previu que qualquer sistema de “exoplanetas” em torno de outra estrela seria praticamente o mesmo.

Mas, em meados dos anos 90, os astrônomos começaram a encontrar esses exoplanetas – e não pareciam nada os do nosso Sistema Solar. Gigantes gasosos do tamanho de Júpiter rodeavam suas estrelas em órbitas pequenas, onde a acreção do núcleo dizia que gigantes gasosos eram impossíveis. Outros exoplanetas traçavam órbitas elípticas descontroladas. Alguns em loop em torno dos polos de suas estrelas. sistemas planetários, ao que parece, podem assumir qualquer forma que não viole as leis da física.

Após o lançamento do satélite caça-planetas Kepler da NASA, em 2009, o número de possíveis exoplanetas rapidamente multiplicou em milhares – o suficiente para dar aos astrônomos as primeiras estatísticas significativas sobre outros sistemas planetários, e para minar a teoria padrão. Não só há um monte de sistemas de exoplanetas que não carregam nenhuma semelhança com o nosso, mas o tipo mais comumente observado de planeta – uma “super-Terra” que fica entre os tamanhos do nosso mundo e Netuno, que é quatro vezes maior – nem sequer existe no nosso Sistema Solar. “Usar a nossa família planetária como modelo, diz o astrônomo Gregory Laughlin, da Universidade da Califórnia, Santa Cruz, “levou a nenhum sucesso em extrapolar o que está lá fora”.

Os resultados têm provocado polêmica e confusão, assim os astrônomos se esforçam para descobrir o que está faltando na velha teoria. Eles estão tentando ideias, mas ainda estão longe de ter certeza de como as peças se encaixam. O campo em seu estado atual “não faz muito sentido”, diz Norma Murray, do Instituto de Astrofísica Teórica canadense em Toronto. “É impossível agora dar conta de tudo”, concorda Kevin Schlaufman, astrofísico do Instituto de Tecnologia de Massachusetts (MIT), em Cambridge. Até que os pesquisadores cheguem a um novo consenso, eles não serão capazes de entender como o nosso Sistema Solar se encaixa no grande esquema das coisas, muito menos prever o que mais poderia existir.

Estrelas: Pixelparticle / Shutterstock; Ilustração: Jasiek Krzysztofiak / Nature
Estrelas: Pixelparticle / Shutterstock; Ilustração: Jasiek Krzysztofiak / Nature

Um planeta nasce

Na busca de uma teoria abrangente, os astrônomos concordam que a acreção do núcleo tem algumas coisas corretas: os planetas são sobras do nascimento de estrelas, um processo em que nuvens interestelares de gás hidrogênio e gás hélio se contraem até seus núcleos ficarem densos e quentes o suficiente para inflamar.

Um tanto de hidrogênio e hélio não cai direto na estrela recém-nascida, mas gira em torno dela, formando um disco fino e liso que orbita o equador da estrela. Levados junto com este gás estão grãos sólidos e minúsculos de elementos mais pesados, como carbono, oxigênio, nitrogênio, silício e ferro, todos feitos em gerações anteriores de estrelas. À medida que o disco esfria, cargas eletrostáticas mantêm esses grãos juntos para formar conglomerados soltos que eventualmente se transformam em corpos de escala quilométrica, conhecidos como planetesimais. Nesse ponto, a gravidade toma conta, e os planetesimais colidem, fragmentam, são amassados juntos e se transformam em planetas de tamanho normal. E então o atrito com o gás circundante os obriga à órbitas quase circulares.

Este processo de acreção do núcleo acontece através de todo o disco, mas tem resultados diferentes em locais diferentes. Em direção ao centro, os únicos grãos que podem sobreviver ao calor da estrela recém-nascida são materiais com alto ponto de fusão, como o ferro e vários minerais – essencialmente, rochas. O resultado é um sistema interno de planetas de rocha e ferro, limitado a uma massa da Terra ou menos pela escassez relativa de materiais sólidos no disco.

Mais afastado da estrela, no entanto, o disco é frio o suficiente para preservar gelo que são muito mais abundantes do que o ferro e rocha, e que se juntam rapidamente sobre os planetesimais. Uma vez que os planetesimais crescem até talvez dez vezes a massa da Terra, eles podem começar puxar o hidrogênio e o hélio circundante, crescendo rapidamente em Júpiter e Saturno – como gigantes de gás dezenas ou centenas de vezes a massa da Terra. Eles param de crescer somente quando tiverem limpado todo o gás de suas órbitas.

Esquisitices espaciais

É também aqui que a teoria padrão de formação planetária para, principalmente porque se encaixa em nosso sistema solar tão bem: planetas rochosos no interior, gigantes de gás do lado de fora. Mas em 1995, quando os observadores na Suíça anunciaram a descoberta do primeiro exoplaneta em órbita em torno de uma estrela semelhante ao Sol, ficou claro que o modelo padrão tinha deixado alguma coisa de fora. Medições precisas da velocidade radial da estrela 51 Pegasi mostraram repetidas mudanças minúsculas causadas pela atração gravitacional de um planeta. Os dados mostraram que a massa do planeta era 150 vezes maior que a da Terra, ou cerca de metade da de Júpiter. Isso claramente o colocou na categoria de gigante gasoso. No entanto, o planeta, 51 Pegasi b orbitava sua estrela a cada quatro dias da Terra a uma distância de apenas 7,5 milhões de quilômetros, ou 0,05 AU (1 AU [Unidade Astronômica] é a distância entre a Terra e o Sol). Isso é muito menor do que a órbita de 0,47AU de Mercúrio, e coloca o planeta numa região em que a temperatura do disco de gás durante a formação teria sido de cerca de 2000 K, excessivamente quente para gelo e gas se solidificarem. “Foi como, ‘O quê! Nós não estávamos mesmo à procura para isso'”, diz Derek Richardson, astrônomo da Universidade de Maryland em College Park.

Os astrônomos o chamaram de Júpiter quente. Eles em breve se transformaram em uma família de tais exoplanetas gigantes entre um terço e dez vezes a massa de Júpiter, orbitando entre 0,03 e 3 AU de suas estrelas. E havia outras esquisitices: WASP-7b orbita os polos de sua estrela em vez de seu equador; a órbita de HD 80606b é elíptica, variando de 0,03 AU em uma extremidade a 0,8 AU na outra; a direção orbital do HAT-P-7b é oposta à rotação da sua estrela.

Em 2000, os astrônomos haviam encontrado 30 exoplanetas; até o final de 2008, 330. Então, a NASA lançou o Kepler, que passou os quatro anos seguintes em busca de exoplanetas em um único pedaço de céu, contendo cerca de 150.000 estrelas semelhantes ao Sol. O Kepler identifica planetas detectando o ligeiro escurecimento na luz de uma estrela que ocorre quando um objeto passa em frente a ela. Este método de “trânsito” pode encontrar planetas muito menores do que a técnica de velocidade radial, dando aos astrônomos uma oportunidade para detectar outras Terras. O Kepler já encontrou 974 exoplanetas, com mais 4.254 candidatos à espera de confirmação, por medições terrestres. Se todos os candidatos do Kepler forem confirmados – e eles tendem a ser -, então as técnicas em conjunto terão encontrado mais de 5.000 exoplanetas.

Planetas do Kepler estão em sistemas ímpares. O sistema o Kepler-56, por exemplo, tem dois planetas, de 22 e 181 massas terrestres, em órbita a 45 ° com o plano da estrela. No sistema de Kepler-47, dois planetas orbitam estrelas binárias. Planetas do Kepler-36 estão mais próximos do que quaisquer outros já vistos: eles orbitam a estrela a cada 14 dias e 16 dias, respectivamente. Um deles é rochoso e é oito vezes mais denso que o outro, que é de gelo. “Como é que eles ficam tão próximos um do outro?” pergunta Richardson. “E como eles são tão diferentes?”. O Kepler-11 é orbitado por seis planetas, cinco dos quais estão entre os menores e menos massivo já encontrado. Suas densidades, diz David Charbonneau, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, em Cambridge, Massachusetts, “são chocantemente baixas, devem ser principalmente de gelo ou ter bolsas significativas de gás” – mas todos os cinco estão espremidos dentro de 0,25 AU de sua estrela.

Não é como os outros

A maior surpresa do Kepler veio dos resumos estatísticos das suas conclusões. Os planetas vistos até agora se dividem em três categorias: Júpiter quente, planetas gigantes com órbitas idiossincráticas e super-Terras. Os mundos nesta terceira categoria são geralmente encontrados em sistemas compactos de dois a quatro planetas cada, orbitando suas estrelas a distâncias de 0,006 a 1 AU em períodos que variam de mais de 100 dias até menos de algumas horas. Embora não haja super-Terras em nosso sistema solar, que orbitam pelo menos 40% de todas as estrelas do tipo do Sol próximas, elas são o tipo mais comum de planetas encontrados. “Os júpiteres quentes são anormais, menos de 1%”, diz Joshua Winn, um físico que estuda exoplanetas no MIT. “Os de gigantes com longos períodos excêntricos são talvez 10%. Os 40% – isso faz você se perguntar”.

A questão é como contabilizar toda essa diversidade de sistemas planetários. Em geral, os astrônomos começam com a teoria padrão de acreção do núcleo, em seguida a adicionam em processos que provavelmente não consideram o nosso próprio Sistema Solar.

Para explicar júpiteres quentes, por exemplo, eles sugerem que os planetas não ficam no seu local de nascimento nos confins frios dos discos estelares. Em vez disso, os jovens gigantes espiralam para dentro do gás viscoso no disco, retardando suas órbitas. Em algum momento, por razões desconhecidas, eles param suas espirais da morte e se estabeleceram em órbitas estáveis ​​perto de suas estrelas. Apesar das temperaturas extremas, os planetas gigantes tiveram gravidade forte o suficiente para manter seu gás.

Gigantes excêntricos podem ser o resultado de interação gravitacional. Se vários planetas gigantes começaram a migrar, eles podem ter passado um perto do outro o suficiente para sua gravidade mandá-los em novas direções malucas. Eles poderiam ter se espalhado fora de alinhamento com o resto do sistema, ficado em órbitas opostas à rotação da estrela ou até mesmo sido arremessados para fora do sistema.

Super-Terras são mais difíceis de explicar. Por um lado, o termo não tem nenhuma definição exata, diz Winn: alguns dos planetas menores e mais próximo pode na verdade ser os núcleos despojados da migração de gigantes que vieram muito perto de suas estrelas e tiveram seu gás arrancado.
O tamanho do rebanho das super-Terras exige explicação. A teoria padrão não pode fazer isso porque em modelos existentes, as regiões centrais de discos estelares contêm muito pouco material para criar várias super-Terras próximas. Mas os teóricos têm encontrado maneiras de contornar esse problema. Laughlin e Eugene Chiang, astrônomos da Universidade da Califórnia, Berkeley, mostra que os sistemas compactos de super-Terras podem crescer a partir de discos com massas muito maiores, distribuídas mais perto de suas estrelas. Murray e Brad Hansen, um astrofísico da Universidade da Califórnia, em Los Angeles, também propõe um disco mais massivo, mas um no qual super-Terras nascem de planetesimais que se formaram mais longe no disco, e em seguida, migraram antes que eles se unissem em planetas.

O astrônomo Douglas Lin, da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, e seus colegas, tentaram mesclar todas as categorias de planeta no que Winn chama de “modelo todos cantando, todos dançando”, que pode ser responsável por todos os sistemas vistos. Inicia-se assumindo que a distribuição da massa do disco pode variar de sistema para sistema. Depois disso, diz Lin, é “migração, migração, migração”: todos os tipos de planeta crescem para o tamanho máximo na região entre o meio e a parte externa do disco, e depois passam para o interior.

Tais modelos são atraentes, mas o conceito de migração, especialmente dos planetas menores, dá uma pausa para alguns pesquisadores – mesmo porque ninguém nunca viu isso acontecer. As observações necessárias podem não ser possíveis: estrelas jovens o suficiente para ter planetas que migram através de discos protoplanetários ainda estão rodeados por poeira, e sua luz pisca, o que torna extremamente improvável que os métodos atuais sejam capazes de escolher o escurecimento causado por um planeta em trânsito. A teoria não está resolvida, de forma alguma. Modeladores tiveram dificuldade para explicar por que os planetas migratórios, grandes ou pequenos, iriam parar nas órbitas que os astrônomos têm observado. Em simulações, diz Winn, eles não fazem: “os planetas se prendem à direita sobre a estrela”.

Talvez a maior questão é por que nosso Sistema Solar é tão diferente. Por que ele não contém os tipos de planetas mais comuns em torno de outras estrelas semelhantes ao Sol? Por que não há planetas dentro da órbita de Mercúrio, quando é aí que a maioria dos exoplanetas está em outros sistemas? Por que temos planetas grandes e pequenos, quando a maioria dos outros sistemas parece escolher um ou outro, mas não ambos?

Os astrônomos ainda não sabem o quanto somos diferentes. Observações de exoplanetas estão seriamente tendenciosas: nenhuma das duas técnicas principais encontraria nosso Sistema Solar amplamente espalhado, nem são sensíveis a sistemas com planetas grandes e pequenos. Pode ser que não sejamos incomuns em tudo.

Observações futuras poderão dar algumas respostas. O Kepler foi prejudicado por uma falha dos mecanismos que o mantém apontando para a seu alvo original do céu, mas no mês passado ele foi aprovado para continuar a tomar dados. Quanto mais ele faz isso, maior as órbitas de exoplanetas será capaz de ver. Programas terrestres estão começando a operar com instrumentos melhorados, alguns também capaz de ver planetas a 5 AU ou mais de suas estrelas. E a partir de 2017, o planejado Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) da NASA irá procurar trânsitos planetários em todas as estrelas brilhantes no céu. A gama mais ampla de possíveis candidatos a exoplanetas torna mais provável que os astrônomos encontrem um Sistema Solar como o nosso – se houver.

Enquanto isso, os investigadores continuam a alimentar a sua confusão de modelos, que têm crescido quase tão exóticos e abundantes como os planetas que eles procuram explicar. E se as teorias atuais são desconexas, ad hoc e já não muito bonitas, é assim que muitas vezes a ciência avança, observa Murray. “A vida”, diz ele, “é assim”.

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1 Comentário em "Planetas no caos"

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Peter Ferrer
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muito bom, parabéns pela tradução. É engraçado pois percebo que para um grande número de pessoas todos os sistemas planetários no universo devem ser idênticos ao nosso

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