![\"\"](\"http:\/\/www.eso.org\/public\/archives\/images\/large\/eso1436a.jpg\")
<\/a>Cr\u00e9dito: ALMA (ESO\/NAOJ\/NRAO)<\/figcaption><\/figure><\/div>\n\n\n\n
Um disco girat\u00f3rio e an\u00e9is que mudam tudo<\/strong><\/p>\n\n\n\n O quadro geral em quest\u00e3o \u00e9 o seguinte: em torno de uma estrela jovem, forma-se um “disco protoplanet\u00e1rio” de g\u00e1s e poeira, e dentro desse disco crescem corpos pequenos cada vez maiores, eventualmente alcan\u00e7ando di\u00e2metros de milhares de quil\u00f3metros, ou seja: tornam-se planetas. Mas nos \u00faltimos anos, gra\u00e7as aos modernos m\u00e9todos de observa\u00e7\u00e3o, o quadro moderno da forma\u00e7\u00e3o planet\u00e1ria foi refinado e alterado em dire\u00e7\u00f5es muito espec\u00edficas.<\/p>\n\n\n\n A mudan\u00e7a mais marcante foi desencadeada por uma imagem literal: a primeira imagem obtida pelo ALMA ap\u00f3s a sua constru\u00e7\u00e3o em 2014. A imagem mostrava o disco protoplanet\u00e1rio em torno da jovem estrela HL Tauri em detalhes sem precedentes, e os detalhes mais espantosos eram uma estrutura aninhada de an\u00e9is e divis\u00f5es claramente vis\u00edveis nesse disco.<\/p>\n\n\n\n \u00c0 medida que os investigadores envolvidos na simula\u00e7\u00e3o de estruturas protoplanet\u00e1rias tomavam em considera\u00e7\u00e3o estas novas observa\u00e7\u00f5es, tornou-se claro que tais an\u00e9is e divis\u00f5es est\u00e3o geralmente associados a “choques de press\u00e3o”, onde a press\u00e3o local \u00e9 um pouco mais baixa do que nas regi\u00f5es circundantes. Essas altera\u00e7\u00f5es localizadas est\u00e3o tipicamente associadas a altera\u00e7\u00f5es na composi\u00e7\u00e3o do disco, principalmente no tamanho dos gr\u00e3os de poeira.<\/p>\n\n\n\n Tr\u00eas transi\u00e7\u00f5es chave que produzem tr\u00eas an\u00e9is<\/strong><\/p>\n\n\n\n Em particular, existem choques de press\u00e3o associados a transi\u00e7\u00f5es particularmente importantes no disco que podem ser ligadas diretamente \u00e0 f\u00edsica fundamental. Muito perto da estrela, a temperaturas superiores a 1400 K, os compostos de silicato (pensemos em “gr\u00e3os de areia”) s\u00e3o gasosos \u2013 a temperatura \u00e9 simplesmente demasiado alta para que existam em qualquer outro estado. Claro, isso significa que os planetas n\u00e3o se podem formar numa regi\u00e3o t\u00e3o quente. Abaixo dessa temperatura, os compostos de silicato “sublimam”, isto \u00e9, quaisquer gases de silicato transitam diretamente para um estado s\u00f3lido. Este choque de press\u00e3o define uma fronteira interna global para a forma\u00e7\u00e3o de planetas.<\/p>\n\n\n\n Mais longe, a 170 K (cerca de -100\u00ba C), h\u00e1 uma transi\u00e7\u00e3o entre o vapor de \u00e1gua por um lado e a \u00e1gua gelada por outro, conhecida como a linha de neve da \u00e1gua (a raz\u00e3o pela qual a temperatura \u00e9 muito mais baixa do que o os 0\u00ba C padr\u00e3o onde a \u00e1gua congela na Terra \u00e9 a press\u00e3o muito mais baixa, em compara\u00e7\u00e3o com a atmosfera da Terra). A temperaturas ainda mais baixas, 30 K (cerca de -240\u00ba C), \u00e9 a linha de neve do CO (mon\u00f3xido de carbono); abaixo dessa temperatura, o mon\u00f3xido de carbono toma forma s\u00f3lida.<\/p>\n\n\n\n Choques de press\u00e3o como “emboscadas” de seixos<\/strong><\/p>\n\n\n\n O que \u00e9 que isto significa para a forma\u00e7\u00e3o dos sistemas planet\u00e1rios? V\u00e1rias simula\u00e7\u00f5es anteriores j\u00e1 tinham mostrado como tais choques de press\u00e3o facilitam a forma\u00e7\u00e3o de planetesimais – os pequenos objetos, entre 10 e 100 quil\u00f3metros de di\u00e2metro, que se pensa serem os blocos de constru\u00e7\u00e3o dos planetas. Afinal de contas, o processo de forma\u00e7\u00e3o come\u00e7a muito, muito mais pequeno, nomeadamente com gr\u00e3os de poeira. Esses gr\u00e3os de poeira tendem a acumular-se na regi\u00e3o de baixa press\u00e3o de um choque de press\u00e3o, \u00e0 medida que os gr\u00e3os de determinado tamanho se deslocam para dentro (ou seja, em dire\u00e7\u00e3o \u00e0 estrela) at\u00e9 serem parados pela press\u00e3o mais elevada no limite interior do choque.<\/p>\n\n\n\n \u00c0 medida que a concentra\u00e7\u00e3o de gr\u00e3os no choque de press\u00e3o aumenta, e em particular a propor\u00e7\u00e3o de material s\u00f3lido (que tende a agregar-se) em rela\u00e7\u00e3o ao g\u00e1s (que tende a separar os gr\u00e3os) aumenta, torna-se mais f\u00e1cil para estes gr\u00e3os formar seixos, e para esses seixos agregarem-se em objetos maiores. Os seixos s\u00e3o o que os astr\u00f3nomos chamam agregados s\u00f3lidos com tamanhos entre alguns mil\u00edmetros e alguns cent\u00edmetros.<\/p>\n\n\n\n O papel dos choques de press\u00e3o para o Sistema Solar (interior)<\/strong><\/p>\n\n\n\n Mas o que ainda estava em aberto era o papel destas subestruturas na forma global dos sistemas planet\u00e1rios, como o nosso pr\u00f3prio Sistema Solar, com a sua distribui\u00e7\u00e3o caracter\u00edstica de planetas interiores rochosos e terrestres e planetas gasosos exteriores. Esta \u00e9 a quest\u00e3o que Andre Izidoro (Universidade Rice), Bertram Bitsch do Instituto Max Planck para Astronomia e colegas abordaram. Na sua busca por respostas, combinaram v\u00e1rias simula\u00e7\u00f5es cobrindo diferentes aspetos e diferentes fases da forma\u00e7\u00e3o planet\u00e1ria.<\/p>\n\n\n\n Especificamente, os astr\u00f3nomos constru\u00edram um modelo de um disco de g\u00e1s, com tr\u00eas choques de press\u00e3o no limite onde os silicatos se tornam gasosos e nas linhas de neve da \u00e1gua e do CO. Em seguida, simularam a forma como os gr\u00e3os de poeira crescem e se fragmentam no disco de g\u00e1s, a forma\u00e7\u00e3o de planetesimais, o crescimento de planetesimais a embri\u00f5es planet\u00e1rios (de 100 km de di\u00e2metro a 2000 km) perto da localiza\u00e7\u00e3o da nossa Terra (a 1 UA do Sol), o crescimento de embri\u00f5es planet\u00e1rios a planetas terrestres e a acumula\u00e7\u00e3o de planetesimais numa cintura de asteroides rec\u00e9m-formada.<\/p>\n\n\n\n No nosso pr\u00f3prio Sistema Solar, a cintura de asteroides entre as \u00f3rbitas de Marte e J\u00fapiter alberga centenas de corpos mais pequenos, que se pensa serem remanescentes ou fragmentos de colis\u00f5es de planetesimais naquela regi\u00e3o que nunca cresceram para formar embri\u00f5es planet\u00e1rios, quanto mais planetas.<\/p>\n\n\n\n Varia\u00e7\u00f5es sobre um tema planet\u00e1rio<\/strong><\/p>\n\n\n\n Uma quest\u00e3o interessante para as simula\u00e7\u00f5es \u00e9 esta: se a configura\u00e7\u00e3o inicial fosse apenas um pouco diferente, o resultado final seria ainda um pouco semelhante? Compreender este tipo de varia\u00e7\u00f5es \u00e9 importante para compreender quais dos ingredientes s\u00e3o a chave para o resultado da simula\u00e7\u00e3o. \u00c9 por isso que Bitsch e colegas analisaram v\u00e1rios cen\u00e1rios diferentes com propriedades vari\u00e1veis para a composi\u00e7\u00e3o e para o perfil de temperatura do disco. Em algumas das simula\u00e7\u00f5es, apenas obtiveram choques de press\u00e3o para os silicatos e para a \u00e1gua gelada, noutras para todas as tr\u00eas.<\/p>\n\n\n\n Os resultados sugerem uma liga\u00e7\u00e3o direta entre o aspeto do nosso Sistema Solar e a estrutura em anel do seu disco protoplanet\u00e1rio. Bitsch, que esteve envolvido no planeamento deste programa de investiga\u00e7\u00e3o e no desenvolvimento de alguns dos m\u00e9todos que foram utilizados, diz: “Para mim, foi uma completa surpresa a forma como os nossos modelos foram capazes de captar o desenvolvimento de um sistema planet\u00e1rio como o nosso – at\u00e9 \u00e0s massas e composi\u00e7\u00f5es qu\u00edmicas ligeiramente diferentes de V\u00e9nus, Terra e Marte.”<\/p>\n\n\n\n Como era de esperar, nesses modelos, os planetesimais nessas simula\u00e7\u00f5es formaram-se naturalmente perto dos choques de press\u00e3o, como um “engarrafamento c\u00f3smico” para seixos \u00e0 deriva para o interior, que seria ent\u00e3o parado pela press\u00e3o mais elevada no limite interior do choque de press\u00e3o.<\/p>\n\n\n\n Receita para o nosso Sistema Solar (interior)<\/strong><\/p>\n\n\n\n Para as partes interiores dos sistemas simulados, os investigadores identificaram as condi\u00e7\u00f5es ideais para a forma\u00e7\u00e3o de algo como o nosso pr\u00f3prio Sistema Solar: se a regi\u00e3o logo para fora do choque de press\u00e3o mais interior (a dos silicatos) contiver cerca de 2,5 massas terrestres de planetesimais, estes crescem para formar corpos aproximadamente do tamanho de Marte – consistentes com os planetas do Sistema Solar interior.<\/p>\n\n\n\n Um disco mais massivo, ou uma maior efic\u00e1cia na forma\u00e7\u00e3o de planetesimais, conduziria ao inv\u00e9s \u00e0 forma\u00e7\u00e3o de “super-Terras”, ou seja, planetas rochosos consideravelmente mais massivos. Essas super-Terras estariam em \u00f3rbita pr\u00f3xima da estrela hospedeira, mesmo muito perto da fronteira do choque de press\u00e3o mais interior. A exist\u00eancia dessa fronteira tamb\u00e9m pode explicar porque n\u00e3o h\u00e1 nenhum planeta mais pr\u00f3ximo do Sol do que Merc\u00fario – o material necess\u00e1rio teria simplesmente evaporado t\u00e3o perto da estrela.<\/p>\n\n\n\n As simula\u00e7\u00f5es chegam ao ponto de explicar as composi\u00e7\u00f5es qu\u00edmicas ligeiramente diferentes de por um lado, Marte, e pelo outro, da Terra e de V\u00e9nus: nos modelos, a Terra e V\u00e9nus recolhem de facto a maior parte do material que ir\u00e1 formar o grosso das regi\u00f5es mais pr\u00f3ximas do Sol do que a atual \u00f3rbita da Terra (uma unidade astron\u00f3mica). Os an\u00e1logos de Marte nas simula\u00e7\u00f5es, em contraste, foram constru\u00eddos maioritariamente a partir de material de regi\u00f5es um pouco mais afastadas do Sol.<\/p>\n\n\n\n Como construir uma cintura de asteroides<\/strong><\/p>\n\n\n\n Para l\u00e1 da \u00f3rbita de Marte, as simula\u00e7\u00f5es produziram uma regi\u00e3o que come\u00e7ou por ser pouco povoada com, ou em alguns casos, at\u00e9 completamente vazia de planetesimais – o precursor da atual cintura de asteroides do nosso Sistema Solar. No entanto, alguns planetesimais provenientes das zonas dentro ou diretamente para l\u00e1 das mesmas, mais tarde, entrariam na regi\u00e3o da cintura de asteroides e ficariam encurralados.<\/p>\n\n\n\n \u00c0 medida que esses planetesimais colidiam, os resultantes peda\u00e7os mais pequenos formariam o que hoje observamos como asteroides. As simula\u00e7\u00f5es s\u00e3o mesmo capazes explicar as diferentes popula\u00e7\u00f5es de asteroides: aquilo a que os astr\u00f3nomos chamam de asteroides do tipo S, corpos que s\u00e3o feitos principalmente de s\u00edlica, seriam os remanescentes de objetos errantes origin\u00e1rios da regi\u00e3o \u00e0 volta de Marte, enquanto que os asteroides do tipo C, que cont\u00eam predominantemente carbono, seriam os remanescentes de objetos errantes da regi\u00e3o diretamente para l\u00e1 da cintura de asteroides.<\/p>\n\n\n\n Planetas exteriores e a cintura de Kuiper<\/strong><\/p>\n\n\n\n Nessa regi\u00e3o externa, logo para l\u00e1 do choque de press\u00e3o que assinala o limite interior para a presen\u00e7a de \u00e1gua gelada, as simula\u00e7\u00f5es mostram o in\u00edcio da forma\u00e7\u00e3o de planetas gigantes – os planetesimais perto desse limite t\u00eam tipicamente uma massa total entre 40 e 100 vezes a massa da Terra, consistente com as estimativas da massa total dos n\u00facleos dos planetas gigantes no nosso Sistema Solar: J\u00fapiter, Saturno, \u00darano e Neptuno.<\/p>\n\n\n\n Nessa situa\u00e7\u00e3o, os planetesimais mais massivos reuniriam rapidamente mais massa. As presentes simula\u00e7\u00f5es n\u00e3o deram seguimento \u00e0 evolu\u00e7\u00e3o posterior (j\u00e1 bem estudada) desses planetas gigantes, que envolve um grupo inicialmente bastante restrito, do qual \u00darano e Neptuno mais tarde migrariam para fora, at\u00e9 \u00e0s suas posi\u00e7\u00f5es atuais.<\/p>\n\n\n\n Por \u00faltimo, mas n\u00e3o menos importante, as simula\u00e7\u00f5es podem explicar a classe final de objetos e as suas propriedades: os chamados objetos da cintura de Kuiper, que se formaram fora do choque de press\u00e3o mais distante da estrela, que marca o limite interior da exist\u00eancia de gelo de mon\u00f3xido de carbono. At\u00e9 pode explicar as ligeiras diferen\u00e7as entre os objetos conhecidos da cintura de Kuiper: mais uma vez, explicar as diferen\u00e7as entre planetesimais que se formaram originalmente fora do choque de press\u00e3o da linha de neve do CO e que a\u00ed permaneceram, e os planetesimais que se desviaram para a cintura de Kuiper a partir da regi\u00e3o interior adjacente dos planetas gigantes.<\/p>\n\n\n\n Dois resultados b\u00e1sicos e o nosso Sistema Solar raro<\/strong><\/p>\n\n\n\n No global, a diversidade das simula\u00e7\u00f5es levou a dois resultados b\u00e1sicos: ou um choque de press\u00e3o na linha de neve da \u00e1gua se formou muito cedo; nesse caso, as regi\u00f5es interiores e exteriores do sistema planet\u00e1rio seguiram os seus caminhos separados bastante cedo dentro dos primeiros cem mil anos. Isto levou \u00e0 forma\u00e7\u00e3o de planetas terrestres de baixa massa nas partes internas do sistema, \u00e0 semelhan\u00e7a do que aconteceu no nosso pr\u00f3prio Sistema Solar.<\/p>\n\n\n\n Alternativamente, se o choque de press\u00e3o da \u00e1gua gelada se formar mais tarde ou n\u00e3o for t\u00e3o pronunciada, mais massa pode vaguear para a regi\u00e3o interna, levando em vez disso \u00e0 forma\u00e7\u00e3o de super-Terras ou mini-Neptunos nos sistemas planet\u00e1rios interiores. As evid\u00eancias das observa\u00e7\u00f5es desses sistemas exoplanet\u00e1rios que os astr\u00f3nomos encontraram at\u00e9 agora mostram que este caso \u00e9 de longe o mais prov\u00e1vel – e o nosso pr\u00f3prio Sistema Solar um resultado comparativamente raro da forma\u00e7\u00e3o planet\u00e1ria.<\/p>\n\n\n\n Perspetivas<\/strong><\/p>\n\n\n\n Nesta investiga\u00e7\u00e3o, o foco dos astr\u00f3nomos foi o Sistema Solar interior e os planetas terrestres. No futuro, querem realizar simula\u00e7\u00f5es que incluam detalhes das regi\u00f5es externas, com J\u00fapiter, Saturno, \u00darano e Neptuno. O objetivo final \u00e9 chegar a uma explica\u00e7\u00e3o completa das propriedades do nosso e de outros sistemas solares.<\/p>\n\n\n\n Para o Sistema Solar interior, pelo menos, sabemos agora que as principais propriedades da Terra e do seu vizinho planet\u00e1rio mais pr\u00f3ximo podem ser rastreadas a alguma f\u00edsica b\u00e1sica: a fronteira entre a \u00e1gua gelada e o vapor de \u00e1gua e o seu choque de press\u00e3o associado no disco girat\u00f3rio de g\u00e1s e poeira que rodeava o jovem Sol.<\/p>\n\n\n\n \/\/ Instituto Max Planck para Astronomia (comunicado de imprensa)<\/a> Discos protoplanet\u00e1rios:<\/strong> Linha de neve: HL Tauri:<\/strong> Exoplanetas: Os astr\u00f3nomos conseguiram ligar as propriedades dos planetas interiores do nosso Sistema Solar com a nossa hist\u00f3ria c\u00f3smica: ao aparecimento de estruturas anulares no disco girat\u00f3rio de g\u00e1s e poeira em que estes planetas foram formados. Os an\u00e9is est\u00e3o associados a propriedades f\u00edsicas b\u00e1sicas tais como a transi\u00e7\u00e3o de uma regi\u00e3o exterior onde o gelo …<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":4754,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[72,9],"tags":[306,147,289,1249,1248,413],"class_list":["post-4753","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","","category-exoplanetas","category-sistema-solar","tag-disco-protoplanetario","tag-exoplaneta","tag-formacao-planetaria","tag-hl-tauri","tag-linha-de-neve","tag-sistema-solar"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/4753","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=4753"}],"version-history":[{"count":1,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/4753\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":4755,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/4753\/revisions\/4755"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media\/4754"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=4753"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=4753"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=4753"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}<\/a>
Cr\u00e9dito: Rajdeep Dasgupta<\/figcaption><\/figure><\/div>\n\n\n\n
\/\/ Universidade Rice (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ SwRI (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (Nature Astronomy)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (arXiv.org)<\/a><\/p>\n\n\n\nSaiba mais:<\/h3>\n\n\n\n
Wikipedia<\/a>
Forma\u00e7\u00e3o planet\u00e1ria (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n
<\/strong>Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n
<\/strong>Wikipedia<\/a>
Lista de planetas (Wikipedia)<\/a>
Lista de exoplanetas potencialmente habit\u00e1veis (Wikipedia)<\/a>
Lista de extremos (Wikipedia)<\/a>
Open Exoplanet Catalogue<\/a>
NASA<\/a>
Enciclop\u00e9dia dos Planetas Extrasolares<\/a>
J\u00fapiteres quentes (Wikipedia)<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"