Formação planetária – parte 1

Figura 01: ERIDANO EPSILON. Crédito da imagem: NASA/SOFIA/LYNETTE COOK ILIUSTR.

Vamos falar um pouco sobre a formação de planetas? Para que um planeta seja formado faz-se necessário o aumento  dos grãos   de poeira. Os quais são agregados  em diferentes tamanhos, no início, muito  pequenos. Por mais que  alteremos os mecanismos  deste processo, sempre teremos uma fase inicial de aglutinação glanular. A qual, se for continuada poderá gerar  planetesimais –em geral, entre 100 km a 1.000 km  de diâmetro– em torno do disco protoplanetário.

Uma vez formado o planetesimal na região  proximal do disco  protoplanetário, o mesmo   por conseguinte  acarreta o crescimento do núcleo, com acreção de atmosfera gasosa  desde que  o núcleo apresente massa suficiente para  segurar  a atmosfera gravitacionalmente.

No século XXI,  os astrónomos notaram que a existência  de qualquer  instabilidade gravítica ao longo da formação planetária  resulta  em uma fragmentação do disco. Neste caso, cada fragmento  geralmente   apresenta  uma  massa  equivalente a algumas  massas  de Júpiter  e contém  uma sub-amostra  da população  de grãos  do disco-pai. Eventualmente, a sub-amostra pode também  crescer e se instalar  no centro de um fragmento  para formar um núcleo.

Claro,  o destino do fragmento  dependerá de outras variáveis, entre as quais  sublinhamos:

a) o tempo de migração interna;

b) tempo de formação do núcleo;

c) tempo de sedimentação.

O tempo de migração  interna   está directamente relacionado com  a ruptura das marés  da estrela-mãe do planeta, ao passo que, o tempo de formação nuclear  está intimamente ligado  ao crescimento granular.

Também denominada “teoria do crescimento ascendente” –  o tempo de migração interna resulta, em geral,  em planetas gigantes gasosos e, em outros casos, em  castanhos anões. Chamamos sua atenção para o processo de migração, uma vez que o mesmo se dá lentamente e a formação nuclear  acontece  rápida o suficiente. Então,  o gás do fragmento  poderá ser removido devido às forças de maré.  Entretanto,  havendo  condições favoráveis,  um processo denominado fotoevaporação se inicia  e, ao final,  teremos  um planeta terreste.  A formação de planetas rochosos via fotoevaporação é rara. Logo, somos levados à hipótese de que  a formação planetária   provavelmente ocorra  bem cedo, ainda  quando o disco é jovem  e altamente massivo.

Em princípio, a teoria descrita acima  aparentemente  explica  o surgimento dos planetas. Porém,  essa impressão  pode nos conduzir  a alguns pontos embaraçosos, por exemplo: como explicar o surgimento de alguns exoplanetas? Tais empecilhos  são encontrados tanto na teoria  do acréscimo nuclear  – devido a barreira de desvio radial – quanto em outras teorias. Em suma, os grãos  de poeira interestelar, cujos  tamanhos são da ordem de alguns micrómetros ou menos,  encontram-se muito bem agrupados  ao gás do disco local. A questão agora é de escala temporal, afinal, o tempo dos processos dinâmicos é mais curto que o estacionário.

Durante o crescimento dos grãos  no disco, os mesmos sentem uma resistência  aerodinâmica significativa ao se deslocarem  à velocidade de kepler, isso é consequência dos efeitos de pressão. Com o tempo,  o vento  que atinge  os grãos  promove um deslocamento radial negativo, e a escala temporal  aumenta paulatinamente, culminando em uma exponencial.

Claro, a perda de grãos  para a estrela  é  rápida   e está intimamente ligada às barreiras de fragmentação, as quais  impedem  que as colisões   dos grãos culminem em acreções bem-sucedidas.

Para contornar os desafios  elencados acima,  temos duas  possibilidades, a saber. A primeira, o sentido do arrasto aerodinâmico  cria uma reação  retroactiva  ao gás, o que aumenta  a velocidade de contração do mesmo. Uma vez concentrados em grupos, suficientemente, massivos – então,  o vento local  será reduzido. Consequência: a velocidade de deriva também diminuirá. Observa-se também que esse  sistema  tende à instabilidade, que  uma vez alcançada acarretará na formação rápida de um planetesimal,  que futuramente gerará o núcleo  protoplanetário.

Sublinha-se ainda que a combinação de força gravítica   e arrasto aerodinâmico podem agir em conjunto  para aumentar consideravelmente a seção transversal de acréscimo do protoplaneta –  facto que explica  com mais eficiência o surgimento de núcleos rochosos por acreção. Neste contexto,  planetas  do tipo “gigantes gasosos”  se formam  em intervalos de tempos relativamente curtos quando comparados aos que  foram descritos acima. Agora sim, estamos em condições de explicar  alguns exoplanetas, como por exemplo,  os planetas  rochosos do sistema TRAPPIST-1.

Outro caminho seria  averiguar o momento angular e fazer uma correcção à massa protoplanetária. Mas para seguir adiante, temos que responder alguns questionamentos, tais como: o quão  rápido e o quão  eficiente  é o processo de acreção  granular? Seria possível  a formação de um planeta rochoso  em discos, sem  o auxílio de fragmentos?

São muitas perguntas em aberto. Precisamos ter um entendimento mais profundo sobre este tema para  que  possamos finalmente  abordar todos os mecanismos  de formação planetária existentes e já  comprovados.

Dr. Nélio M.  S. A. Sasaki

   Coordenador do NEPA

 

 

 

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