21.3: Evidências de que planetas se formam em torno de outras estrelas

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Rastreie a evolução da poeira ao redor de uma protoestrela, levando ao desenvolvimento de planetas rochosos e gigantes gasosos
• Estime a escala de tempo para o crescimento dos planetas usando observações dos discos que cercam estrelas jovens
• Avalie evidências de planetas em torno da formação de estrelas com base nas estruturas vistas nas imagens dos discos de poeira circunstelares

Tendo nos desenvolvido em um planeta e achado que ele é essencial para nossa existência, temos um interesse especial em como os planetas se encaixam na história da formação estelar. No entanto, planetas fora do sistema solar são extremamente difíceis de detectar. Lembre-se de que vemos planetas em nosso próprio sistema apenas porque eles refletem a luz do sol e estão por perto. Quando olhamos para as outras estrelas, descobrimos que a quantidade de luz que um planeta reflete é uma fração deprimente minúscula da luz que sua estrela emite. Além disso, à distância, os planetas se perdem no brilho de suas estrelas-mãe muito mais brilhantes.

Discos em torno de protoestrelas: sistemas planetários em formação

É muito mais fácil detectar a matéria-prima dispersa a partir da qual os planetas podem ser montados do que detectar planetas depois de estarem totalmente formados. A partir do nosso estudo do sistema solar, entendemos que os planetas se formam pela reunião de partículas de gás e poeira em órbita ao redor de uma estrela recém-criada. Cada partícula de poeira é aquecida pela jovem protoestrela e irradia na região infravermelha do espectro. Antes que qualquer planeta se forme, podemos detectar essa radiação de todas as partículas de poeira individuais espalhadas que estão destinadas a se tornarem partes de planetas. Também podemos detectar a silhueta do disco se ele bloquear a luz brilhante vinda de uma fonte atrás dele (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Discos em torno de Protostars. Estas imagens do Telescópio Espacial Hubble mostram quatro discos em torno de estrelas jovens na Nebulosa de Orion. Os discos escuros e empoeirados são vistos em silhueta contra o fundo brilhante do gás brilhante na nebulosa. O tamanho de cada imagem é cerca de 30 vezes o diâmetro do nosso sistema planetário; isso significa que os discos que vemos aqui variam em tamanho de duas a oito vezes a órbita de Plutão. O brilho vermelho no centro de cada disco é uma estrela jovem, com menos de um milhão de anos de idade. Essas imagens correspondem ao estágio da vida de uma protoestrela mostrado na parte (d) da Figura\(21.1.7\) na Seção 21.1.

Uma vez que as partículas de poeira se juntam e formam alguns planetas (e talvez algumas luas), a esmagadora maioria da poeira fica escondida no interior dos planetas, onde não podemos vê-la. Tudo o que podemos detectar agora é a radiação das superfícies externas, que cobrem uma área drasticamente menor do que o enorme disco empoeirado do qual elas se formaram. A quantidade de radiação infravermelha é, portanto, maior antes que as partículas de poeira se combinem em planetas. Por esse motivo, nossa busca por planetas começa com uma busca por radiação infravermelha do material necessário para produzi-los.

Um disco de gás e poeira parece ser uma parte essencial da formação estelar. As observações mostram que quase todas as protoestrelas muito jovens têm discos e que os discos variam em tamanho de 10 a 1000 UA. (Para comparação, o diâmetro médio da órbita de Plutão, que pode ser considerado o tamanho aproximado do nosso próprio sistema planetário, é 80 UA, enquanto o diâmetro externo do cinturão de Kuiper de corpos gelados menores é de cerca de 100 UA.) A massa contida nesses discos é tipicamente de 1 a 10% da massa do nosso próprio Sol, que é mais do que a massa de todos os planetas do nosso sistema solar juntos. Essas observações já demonstram que uma grande fração das estrelas começa suas vidas com material suficiente no lugar certo para formar um sistema planetário.

O momento da formação e crescimento do planeta

Podemos usar observações de como os discos mudam com o tempo para estimar quanto tempo leva para os planetas se formarem. Se medirmos a temperatura e a luminosidade de uma protoestrela, então, como vimos, podemos colocá-la em um diagrama H-R como o mostrado na Figura\(21.2.1\). Ao comparar a estrela real com nossos modelos de como as protoestrelas devem evoluir com o tempo, podemos estimar sua idade. Podemos então ver como os discos que observamos mudam com a idade das estrelas que eles cercam.

O que essas observações mostram é que, se uma protoestrela tem menos de 1 a 3 milhões de anos, seu disco se estende de muito perto da superfície da estrela até dezenas ou centenas de UA de distância. Em protoestrelas mais antigas, encontramos discos com partes externas que ainda contêm grandes quantidades de poeira, mas as regiões internas perderam a maior parte de sua poeira. Nesses objetos, o disco parece uma rosquinha, com a protoestrela centrada em seu buraco. As partes internas e densas da maioria dos discos desapareceram quando as estrelas completaram 10 milhões de anos (Figura\(\PageIndex{2}\)).

Figura\(\PageIndex{2}\): Discos protoplanetários em torno de duas estrelas. A visão esquerda de cada estrela mostra observações infravermelhas feitas pelo Telescópio Espacial Hubble de seus discos protoplanetários. A estrela central é muito mais brilhante do que o disco circundante, então o instrumento inclui um coronografo, que tem um pequeno escudo que bloqueia a luz da estrela central, mas permite que o disco circundante seja fotografado. A imagem à direita de cada estrela mostra modelos dos discos com base nas observações. A estrela HD 141943 tem uma idade de cerca de 17 milhões de anos, enquanto HD 191089 tem cerca de 12 milhões de anos.

Os cálculos mostram que a formação de um ou mais planetas poderia produzir uma distribuição de poeira semelhante a uma rosquinha. Suponha que um planeta se forme a algumas UA de distância da protoestrela, presumivelmente devido ao acúmulo de matéria do disco. À medida que o planeta cresce em massa, o processo limpa uma região livre de poeira em sua vizinhança imediata. Os cálculos também mostram que quaisquer pequenas partículas de poeira e gás que estivessem inicialmente localizados na região entre a protoestrela e o planeta, e que não sejam varridas pelo planeta, cairão na estrela muito rapidamente em cerca de 50.000 anos.

A matéria que está fora da órbita do planeta, em contraste, é impedida de entrar no buraco pelas forças gravitacionais exercidas pelo planeta. (Vimos algo semelhante nos anéis de Saturno, onde a ação das luas do pastor impede que o material próximo à borda dos anéis se espalhe.) Se a formação de um planeta é de fato o que produz e sustenta buracos nos discos que cercam estrelas muito jovens, então os planetas devem se formar em 3 a 30 milhões de anos. Este é um período curto comparado com a vida útil da maioria das estrelas e mostra que a formação de planetas pode ser um subproduto rápido do nascimento das estrelas.

Os cálculos mostram que a acreção pode impulsionar o rápido crescimento dos planetas — partículas pequenas do tamanho de grãos de poeira que orbitam no disco colidem e se unem, com as coleções maiores crescendo mais rapidamente à medida que atraem e capturam as menores. Quando esses aglomerados atingem cerca de 10 centímetros de tamanho, eles entram em um estágio perigoso em seu desenvolvimento. Nesse tamanho, a menos que possam crescer até cerca de 100 metros de diâmetro, eles estão sujeitos às forças de arrasto produzidas pelo atrito com o gás no disco — e suas órbitas podem decair rapidamente, mergulhando-as na estrela hospedeira. Portanto, esses corpos devem crescer rapidamente até quase 1 quilômetro de diâmetro para evitar um destino ardente. Nesse estágio, eles são considerados planetesimais (os pequenos pedaços de matéria sólida — partículas de gelo e poeira — que você aprendeu em Outros mundos: uma introdução ao sistema solar). Quando sobreviverem até esses tamanhos, os maiores sobreviventes continuarão a crescer acumulando planetesimais menores; em última análise, esse processo resulta em alguns planetas grandes.

Se os planetas em crescimento atingirem uma massa maior que cerca de 10 vezes a massa da Terra, sua gravidade é forte o suficiente para capturar e reter o gás hidrogênio que permanece no disco. Nesse ponto, eles crescerão rapidamente em massa e raio, atingindo dimensões planetárias gigantes. No entanto, para fazer isso, é necessário que a estrela central em rápida evolução ainda não tenha afastado o gás do disco com seu vento cada vez mais vigoroso (veja a seção anterior sobre Formação Estelar). A partir de observações, vemos que o disco pode ser destruído em 10 milhões de anos, então o crescimento de um planeta gigante também deve ser um processo muito rápido, astronomicamente falando.

Discos de detritos e planetas Shepherd

A poeira ao redor das estrelas recém-formadas é gradualmente incorporada aos planetas em crescimento no sistema planetário recém-formado ou ejetada através de interações gravitacionais com os planetas para o espaço. A poeira desaparecerá após cerca de 30 milhões de anos, a menos que o disco seja continuamente fornecido com material novo. Cometas e asteróides locais são as fontes mais prováveis de poeira nova. À medida que os corpos do tamanho de um planeta crescem, eles estimulam as órbitas de objetos menores na área. Esses pequenos corpos colidem em altas velocidades, se estilhaçam e produzem pequenas partículas de pó e gelo de silicato que podem manter o disco abastecido com os detritos dessas colisões.

Ao longo de várias centenas de milhões de anos, os cometas e asteróides serão gradualmente reduzidos em número, a frequência das colisões diminuirá e o suprimento de poeira fresca diminuirá. Lembre-se de que o bombardeio pesado no início do sistema solar terminou quando o Sol tinha apenas cerca de 500 milhões de anos. As observações mostram que os “discos de detritos” empoeirados ao redor das estrelas também se tornam amplamente indetectáveis quando as estrelas atingem uma idade de 400 a 500 milhões de anos. É provável, no entanto, que uma pequena quantidade de material cometário permaneça em órbita, assim como nosso cinturão de Kuiper, um disco achatado de cometas fora da órbita de Netuno.

Em um sistema planetário jovem, mesmo que não possamos ver os planetas diretamente, os planetas podem concentrar as partículas de poeira em aglomerados e arcos que são muito maiores do que os próprios planetas e mais facilmente imagináveis. Isso é semelhante à forma como as pequenas luas de Saturno pastoreiam as partículas nos anéis e produzem grandes arcos e estruturas nos anéis de Saturno.

Discos de detritos — muitos com esses aglomerados e arcos — já foram encontrados em torno de muitas estrelas, como HL Tau, localizada a cerca de 450 anos-luz da Terra na constelação de Touro (Figura\(\PageIndex{3}\)). Em algumas estrelas, o brilho dos anéis varia com a posição; ao redor de outras estrelas, há arcos brilhantes e lacunas nos anéis. O brilho indica a concentração relativa de poeira, pois o que estamos vendo é infravermelho (radiação térmica) das partículas de poeira nos anéis. Mais poeira significa mais radiação.

Figura\(\PageIndex{3}\): Anel de poeira ao redor de uma estrela jovem. Esta imagem foi feita pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) em um comprimento de onda de 1,3 milímetros e mostra a jovem estrela HL Tau e seu disco protoplanetário. Ele revela vários anéis e lacunas que indicam a presença de planetas emergentes, que estão varrendo suas órbitas sem poeira e gás.

Assista a um pequeno videoclipe do diretor do NRAO (Observatório Nacional de Radioastronomia) descrevendo as observações de alta resolução da jovem estrela HL Tau. Enquanto estiver lá, assista à animação artística de um disco protoplanetário para ver planetas recém-formados viajando ao redor de uma estrela hospedeira (mãe).

Resumo

Evidências observacionais mostram que a maioria das protoestrelas é cercada por discos com diâmetros e massa suficientes (até 10% da do Sol) para formar planetas. Depois de alguns milhões de anos, a parte interna do disco fica livre de poeira, e o disco tem então a forma de uma rosquinha com a protoestrela centrada no buraco — algo que pode ser explicado pela formação de planetas nessa zona interna. Em torno de algumas estrelas mais antigas, vemos discos formados a partir dos detritos produzidos quando pequenos corpos (cometas e asteróides) colidem uns com os outros. A distribuição do material nos anéis dos discos de detritos provavelmente é determinada pelos planetas pastores, assim como as luas pastoras de Saturno afetam as órbitas do material em seus anéis. Protoplanetas que crescem até atingir 10 vezes a massa da Terra ou mais enquanto ainda há um gás considerável em seu disco podem então capturar mais desse gás e se tornar planetas gigantes como Júpiter no sistema solar.