14.4: Comparação com outros sistemas planetários
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva como as observações de discos protoplanetários fornecem evidências da existência de outros sistemas planetários
- Explicar os dois métodos principais para detecção de exoplanetas
- Compare as principais características de outros sistemas planetários com as características do sistema solar
Até meados da década de 1990, o estudo prático da origem dos planetas se concentrou em nosso único exemplo conhecido: o sistema solar. Embora tenha havido muita especulação sobre planetas circulando outras estrelas, nenhum foi realmente detectado. Logicamente, na ausência de dados, a maioria dos cientistas presumiu que nosso próprio sistema provavelmente seria típico. Eles estavam prestes a ter uma grande surpresa.
Descoberta de outros sistemas planetários
Em O Nascimento das Estrelas e a Descoberta de Planetas fora do Sistema Solar, discutimos a formação de estrelas e planetas com alguns detalhes. Estrelas como o nosso Sol se formam quando regiões densas em uma nuvem molecular (feita de gás e poeira) sentem uma força gravitacional extra e começam a entrar em colapso. Esse é um processo descontrolado: à medida que a nuvem colapsa, a força gravitacional fica mais forte, concentrando o material em uma protoestrela. Aproximadamente metade do tempo, a protoestrela se fragmenta ou fica gravitacionalmente ligada a outras protoestrelas, formando um sistema estelar binário ou múltiplo - estrelas que estão gravitacionalmente ligadas e orbitam umas às outras. No resto do tempo, a protoestrela colapsa isoladamente, como foi o caso do nosso Sol. Em todos os casos, como vimos, a conservação do momento angular resulta em uma rotação da protoestrela em colapso, com o material circundante achatado em um disco. Hoje, esse tipo de estrutura pode realmente ser observado. O Telescópio Espacial Hubble, bem como novos telescópios terrestres poderosos, permitem que os astrônomos estudem diretamente o mais próximo desses discos circunstelares em regiões do espaço onde as estrelas estão nascendo hoje, como a Nebulosa de Orion (Figura\(\PageIndex{1}\)) ou a região de formação estelar de Touro.
Muitos dos discos circunstelares que descobrimos mostram estrutura interna. Os discos parecem ter a forma de rosquinha, com lacunas próximas à estrela. Essas lacunas indicam que o gás e a poeira no disco já entraram em colapso para formar grandes planetas (Figura\(\PageIndex{2}\)). Os protoplanetas recém-nascidos são muito pequenos e fracos para serem vistos diretamente, mas o esgotamento das matérias-primas nas lacunas sugere a presença de algo invisível na parte interna do disco circunstelar — e que algo é quase certamente um ou mais planetas. Modelos teóricos de formação de planetas, como o visto à direita na Figura\(\PageIndex{2}\), há muito apoiam a ideia de que os planetas eliminariam lacunas à medida que se formavam em discos.
Nossa figura mostra HL Tau, uma estrela “recém-nascida” de um milhão de anos na região de formação estelar de Taurus. A estrela está embutida em uma camada de poeira e gás que obscurece nossa visão de luz visível de um disco circunstelar ao redor da estrela. Em 2014, os astrônomos obtiveram uma visão dramática do disco circunstelar HL Tau usando ondas milimétricas, que perfuram o casulo de poeira ao redor da estrela, mostrando faixas de poeira sendo esculpidas por vários protoplanetas recém-formados. À medida que a massa dos protoplanetas aumenta, eles viajam em suas órbitas a velocidades mais rápidas do que a poeira e o gás no disco circunstelar. À medida que os protoplanetas atravessam o disco, seu alcance gravitacional começa a ultrapassar sua área de seção transversal e eles se tornam muito eficientes em varrer material e crescer até que eliminem uma lacuna no disco. A imagem da Figura nos\(\PageIndex{2}\) mostra que vários protoplanetas estão se formando no disco e que eles foram capazes de se formar mais rápido do que nossas ideias anteriores haviam sugerido - tudo nos primeiros milhões de anos de formação estelar.
Para uma explicação das observações inovadoras do ALMA sobre HL Tau e o que elas revelam sobre a formação de plantas, assista a este vídeo do Observatório Europeu do Sul.
Descobrindo exoplanetas
Você pode pensar que, com os telescópios e detectores avançados que os astrônomos têm hoje, eles poderiam obter imagens diretas de planetas ao redor de estrelas próximas (que chamamos de exoplanetas). Isso tem se mostrado extremamente difícil, no entanto, não apenas porque os exoplanetas são fracos, mas também porque geralmente se perdem no brilho brilhante da estrela que orbitam. Conforme discutimos com mais detalhes em O Nascimento de Estrelas e a Descoberta de Planetas Fora do Sistema Solar, as técnicas de detecção que funcionam melhor são indiretas: elas observam os efeitos do planeta na estrela que ele orbita, em vez de ver o próprio planeta.
A primeira técnica que produziu muitas detecções de planetas é a espectroscopia estelar de altíssima resolução. O efeito Doppler permite aos astrônomos medir a velocidade radial da estrela: ou seja, a velocidade da estrela, em nossa direção ou longe de nós, em relação ao observador. Se houver um planeta massivo em órbita ao redor da estrela, a gravidade do planeta faz com que a estrela oscile, alterando sua velocidade radial em uma quantidade pequena, mas detectável. A distância da estrela não importa, desde que seja brilhante o suficiente para obtermos espectros de altíssima qualidade.
Medições da variação na velocidade radial da estrela à medida que o planeta gira em torno da estrela podem nos dizer a massa e o período orbital do planeta. Se houver vários planetas presentes, seus efeitos na velocidade radial podem ser separados, para que todo o sistema planetário possa ser decifrado, desde que os planetas sejam massivos o suficiente para produzir um efeito Doppler mensurável. Essa técnica de detecção é mais sensível a grandes planetas orbitando perto da estrela, já que estes produzem a maior oscilação em suas estrelas. Ele tem sido usado em grandes telescópios terrestres para detectar centenas de planetas, incluindo um em torno de Proxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol.
A segunda técnica indireta é baseada no leve escurecimento de uma estrela quando um de seus planetas transita ou cruza a face da estrela, visto da Terra. Os astrônomos não veem o planeta, mas apenas detectam sua presença a partir de medições cuidadosas de uma mudança no brilho da estrela por longos períodos de tempo. Se as pequenas quedas no brilho se repetirem em intervalos regulares, podemos determinar o período orbital do planeta. A partir da quantidade de luz estelar obscurecida, podemos medir o tamanho do planeta.
Embora alguns trânsitos tenham sido medidos a partir da Terra, a aplicação em larga escala dessa técnica de trânsito requer um telescópio no espaço, acima da atmosfera e suas distorções nas imagens das estrelas. Ele foi aplicado com mais sucesso a partir do observatório espacial Kepler da NASA, que foi construído com o único propósito de “olhar” por 5 anos para uma única parte do céu, monitorando continuamente a luz de mais de 150.000 estrelas. O objetivo principal do Kepler era determinar a frequência de ocorrência de exoplanetas de tamanhos diferentes em torno de diferentes classes de estrelas. Como a técnica Doppler, as observações de trânsito favorecem a descoberta de planetas grandes e órbitas de curto período.
A detecção recente de exoplanetas usando as técnicas de Doppler e de trânsito tem sido incrivelmente bem-sucedida. Em duas décadas, passamos do desconhecimento de outros sistemas planetários para um catálogo de milhares de exoplanetas. A maioria dos exoplanetas encontrados até agora são mais massivos ou maiores do que a Terra. Não é que os análogos da Terra não existam. Pelo contrário, a escassez de pequenos planetas rochosos é um viés observacional: planetas menores são mais difíceis de detectar.
As análises dos dados para corrigir esses vieses ou efeitos de seleção indicam que planetas pequenos (como os planetas terrestres em nosso sistema) são, na verdade, muito mais comuns do que planetas gigantes. Também são relativamente comuns as “superTerras”, planetas com duas a dez vezes a massa do nosso planeta (Figura\(\PageIndex{3}\)). Não temos nada disso em nosso sistema solar, mas a natureza parece não ter problemas em fabricá-los em outro lugar. No geral, os dados do Kepler sugerem que aproximadamente um quarto das estrelas têm sistemas de exoplanetas, o que implica a existência de pelo menos 50 bilhões de planetas somente em nossa galáxia.
As configurações de outros sistemas planetários
Vamos examinar mais de perto o progresso na detecção de exoplanetas. A figura\(\PageIndex{4}\) mostra os planetas que foram descobertos a cada ano pelas duas técnicas que discutimos. Nos primeiros anos da descoberta de exoplanetas, a maioria dos planetas tinha massa semelhante à de Júpiter. Isso porque, como mencionado acima, os planetas mais massivos eram mais fáceis de detectar. Nos anos mais recentes, planetas menores que Netuno e até próximos do tamanho da Terra foram detectados.
Também sabemos que muitos exoplanetas estão em sistemas multiplanetários. Essa é uma característica que nosso sistema solar compartilha com os exossistemas. Olhando para a Figura\(\PageIndex{2}\) e vendo como discos tão grandes podem dar origem a mais de um centro de condensação, não é muito surpreendente que sistemas multiplanetários sejam um resultado típico da formação de planetas. Os astrônomos tentaram medir se vários sistemas planetários estão todos no mesmo plano usando a astrometria. Essa é uma medição difícil de fazer com a tecnologia atual, mas é uma medida importante que pode nos ajudar a entender a origem e a evolução dos sistemas planetários.
Comparação entre teoria e dados
Muitos dos sistemas planetários descobertos até agora não se assemelham ao nosso próprio sistema solar. Consequentemente, tivemos que reavaliar alguns aspectos dos “modelos padrão” para a formação de sistemas planetários. A ciência às vezes funciona dessa maneira, com novos dados contradizendo nossas expectativas. A imprensa costuma falar sobre um cientista fazendo experimentos para “confirmar” uma teoria. De fato, é reconfortante quando novos dados apoiam uma hipótese ou teoria e aumentam nossa confiança em um resultado anterior. Mas os momentos mais empolgantes e produtivos da ciência geralmente surgem quando novos dados não apoiam as teorias existentes, forçando os cientistas a repensar sua posição e desenvolver novas e mais profundas percepções sobre a forma como a natureza funciona.
Nada sobre os novos sistemas planetários contradiz a ideia básica de que os planetas se formam a partir da agregação (aglomeração) de material em discos circunstelares. No entanto, a existência de “Júpiters quentes” - planetas de massa joviana que estão mais próximos de suas estrelas do que a órbita de Mercúrio - representa o maior problema. Até onde sabemos, um planeta gigante não pode ser formado sem a condensação do gelo de água, e o gelo de água não é estável tão perto do calor de uma estrela. Parece provável que todos os planetas gigantes, “quentes” ou “normais”, tenham se formado a uma distância de várias unidades astronômicas da estrela, mas agora vemos que eles não necessariamente permaneceram lá. Essa descoberta levou a uma revisão em nossa compreensão da formação de planetas que agora inclui “migrações de planetas” dentro do disco protoplanetário, ou encontros gravitacionais posteriores entre planetas irmãos que dispersam um dos planetas para dentro.
Muitos exoplanetas têm uma grande excentricidade orbital (lembre-se de que isso significa que as órbitas não são circulares). Não eram esperadas altas excentricidades para planetas que se formam em um disco. Essa descoberta fornece suporte adicional para a dispersão de planetas quando eles interagem gravitacionalmente. Quando os planetas mudam os movimentos uns dos outros, suas órbitas podem se tornar muito mais excêntricas do que aquelas com as quais começaram.
Há várias sugestões de como a migração pode ter ocorrido. A maioria envolve interações entre os planetas gigantes e o material remanescente no disco circunstelar do qual eles se formaram. Essas interações teriam ocorrido quando o sistema era muito jovem, enquanto o material ainda permanecia no disco. Nesses casos, o planeta viaja a uma velocidade mais rápida do que o gás e a poeira e sente uma espécie de “vento contrário” (ou atrito) que faz com que ele perca energia e espirale para dentro. Ainda não está claro como o planeta em espiral para antes de mergulhar na estrela. Nossa melhor suposição é que esse mergulho na estrela é o destino de muitos protoplanetas; no entanto, claramente, alguns planetas migrantes podem interromper seus movimentos internos e escapar dessa destruição, já que encontramos Júpiters quentes em muitos sistemas planetários maduros.
Conceitos principais e resumo
O primeiro planeta circulando uma estrela distante do tipo solar foi anunciado em 1995. Vinte anos depois, milhares de exoplanetas foram identificados, incluindo planetas com tamanhos e massas entre a Terra e Netuno, que não temos em nosso próprio sistema solar. Alguns por cento dos sistemas de exoplanetas têm “Júpiters quentes”, planetas massivos que orbitam perto de suas estrelas e muitos exoplanetas também estão em órbitas excêntricas. Essas duas características são fundamentalmente diferentes dos atributos dos planetas gigantes gasosos em nosso próprio sistema solar e sugerem que planetas gigantes podem migrar para dentro de seu local de formação, onde está frio o suficiente para que o gelo se forme. Os dados atuais indicam que pequenos planetas rochosos (do tipo terrestre) são comuns em nossa galáxia; na verdade, deve haver dezenas de bilhões desses planetas semelhantes à Terra.
Glossário
- exoplaneta
- um planeta orbitando uma estrela diferente do nosso Sol