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
