Os astrônomos conseguiram vincular as propriedades dos planetas internos de nosso sistema solar com nossa história cósmica: com o surgimento de estruturas em anel no disco giratório de gás e poeira em que esses planetas foram formados. Os anéis estão associados a propriedades físicas básicas, como a transição de uma região externa onde o gelo pode se formar, onde a água só pode existir como vapor de água. Os astrônomos fizeram uso de uma série de simulação para explorar diferentes possibilidades de evolução do planeta interior. As regiões internas do nosso sistema solar são um resultado raro, mas possível dessa evolução. Os resultados foram publicados na Nature Astronomy .

O quadro geral da formação de planetas em torno das estrelas permanece o mesmo há décadas. Mas muitos dos detalhes ainda não foram explicados - e a busca por explicações é uma parte importante da pesquisa atual. Agora, um grupo de astrônomos liderados por Andre Izidoro da Rice University, que inclui Bertram Bitsch do Max Planck Institute for Astronomy, encontrou uma explicação para o motivo pelo qual os planetas internos de nosso sistema solar têm as propriedades que observamos.

O quadro geral em questão é o seguinte: Em torno de uma estrela jovem, forma-se um "disco protoplanetário" de gás e poeira, e dentro desse disco crescem pequenos corpos cada vez maiores, chegando a atingir diâmetros de milhares de quilômetros, ou seja: tornando-se planetas. Mas nos últimos anos, graças aos modernos métodos de observação, o quadro moderno da formação do planeta foi refinado e alterado em direções muito específicas.

A mudança mais marcante foi desencadeada por uma imagem literal: a primeira imagem obtida pela observação do ALMA após sua conclusão em 2014. A imagem mostrava o disco protoplanetário ao redor da jovem estrela HL Tauri em detalhes sem precedentes, e os detalhes mais impressionantes totalizavam um aninhado estrutura de anéis e lacunas claramente visíveis nesse disco.

Conforme os pesquisadores envolvidos na simulação de estruturas de disco protoplanetárias analisaram essas novas observações, ficou claro que tais anéis e lacunas são comumente associados a " colisões de pressão ", onde a pressão local é um pouco mais baixa do que nas regiões vizinhas. Essas mudanças localizadas são normalmente associadas a mudanças na composição do disco, principalmente no tamanho dos grãos de poeira.

Em particular, existem saliências de pressão associadas a transições particularmente importantes no disco que podem ser vinculadas diretamente à física fundamental. Muito perto da estrela, em temperaturas superiores a 1400 Kelvin, os compostos de silicato (pense nos "grãos de areia") são gasosos - é simplesmente quente demais para existir em qualquer outro estado. Claro, isso significa que os planetas não podem se formar em uma região tão quente. Abaixo dessa temperatura, os compostos de silicato "sublimam", ou seja, quaisquer gases de silicato passam diretamente para o estado sólido. Este aumento de pressão define uma fronteira interna geral para a formação de planetas.

Mais além, a 170 Kelvin (-100 graus Celsius), há uma transição entre o vapor d'água de um lado e o gelo de água do outro, conhecida como linha de neve da água. (A razão pela qual a temperatura é muito mais baixa do que o padrão de 0 graus Celsius, onde a água congela na Terra, é a pressão muito mais baixa, em comparação com a atmosfera da Terra.) Em temperaturas ainda mais baixas, 30 Kelvin (-240 graus Celsius), é a linha de neve de CO ; abaixo dessa temperatura, o monóxido de carbono forma um gelo sólido.

O que isso significa para a formação de sistemas planetários? Numerosas simulações anteriores já haviam mostrado como tais saliências de pressão facilitam a formação de planetesimais - os pequenos objetos, entre 10 e 100 quilômetros de diâmetro, que se acredita serem os blocos de construção dos planetas. Afinal, o processo de formação começa muito, muito menor, principalmente com grãos de poeira. Esses grãos de poeira tendem a se acumular na região de baixa pressão de uma colisão de pressão, à medida que os grãos de um certo tamanho se movem para dentro (isto é, em direção à estrela) até serem interrompidos pela pressão mais alta no limite interno da colisão.

À medida que aumenta a concentração de grãos no aumento de pressão e, em particular, a proporção de material sólido (que tende a se agregar) para gás (que tende a separar os grãos) aumenta, torna-se mais fácil para esses grãos formarem seixos, e para esses seixos para agregar em objetos maiores. Seixos são o que os astrônomos chamam de agregados sólidos com tamanhos entre alguns milímetros e alguns centímetros.

Mas o que ainda era uma questão em aberto era o papel dessas subestruturas na forma geral dos sistemas planetários, como nosso próprio sistema solar, com sua distribuição característica de planetas internos rochosos e terrestres e planetas gasosos externos. Esta é a pergunta que Andre Izidoro (Rice University), Bertram Bitsch do Instituto Max Planck de Astronomia e seus colegas fizeram. Em sua busca por respostas, eles combinaram várias simulações cobrindo diferentes aspectos e diferentes fases da formação do planeta.

Especificamente, os astrônomos construíram um modelo de disco de gás, com três saliências de pressão no limite do silicato que se torna gasoso e nas linhas de água e neve de CO. Eles então simularam a maneira como os grãos de poeira crescem e se fragmentam no disco de gás, a formação de planetesimais, o crescimento de planetesimais a embriões planetários (de 100 km de diâmetro a 2.000 km) perto da localização de nossa Terra ("1 unidade astronômica" distância do sol), o crescimento de embriões planetários em planetas para os planetas terrestres e o acúmulo de planetesimais em um cinturão de asteroides recém-formado.

Em nosso próprio sistema solar, o cinturão de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter é o lar de centenas de corpos menores, que se acredita serem remanescentes ou fragmentos de colisão de planetesimais naquela região que nunca cresceu para formar embriões planetários, muito menos planetas.

Uma questão interessante para simulações é esta: se a configuração inicial fosse um pouco diferente, o resultado final ainda seria um pouco semelhante? Compreender esses tipos de variações é importante para entender quais ingredientes são a chave para o resultado da simulação. É por isso que Bitsch e seus colegas analisaram vários cenários diferentes, com propriedades variáveis ​​para a composição e para o perfil de temperatura do disco. Em algumas das simulações, eles apenas os choques de pressão do silicato e do gelo de água, em outras, todos os três.

Os resultados sugerem uma ligação direta entre o aparecimento de nosso sistema solar e a estrutura em anel de seu disco protoplanetário. Bertram Bitsch, do Instituto Max Planck de Astronomia, que esteve envolvido tanto no planejamento deste programa de pesquisa quanto no desenvolvimento de alguns dos métodos usados, diz: "Para mim, foi uma surpresa completa como nossos modelos foram capazes de capturar o desenvolvimento de um sistema planetário como o nosso - até as massas e composições químicas ligeiramente diferentes de Vênus, Terra e Marte. "

Como esperado, nesses modelos, os planetesimais nessas simulações formaram-se naturalmente perto das colisões de pressão, como um "congestionamento cósmico" para seixos à deriva para dentro, que seriam então interrompidos pela pressão mais alta no limite interno da colisão de pressão.

Para as partes internas dos sistemas simulados, os pesquisadores identificaram as condições certas para a formação de algo como nosso próprio sistema solar: Se a região logo fora da colisão de pressão mais interna (silicato) contiver cerca de 2,5 massas terrestres de planetesimais, eles crescem para formar corpos do tamanho de Marte - consistentes com os planetas internos do sistema solar.

Um disco mais massivo, ou então uma maior eficiência na formação de planetesimais, levaria, em vez disso, à formação de "superterras", isto é, planetas rochosos consideravelmente mais massivos. Essas super-Terras estariam em órbita próxima ao redor da estrela hospedeira, exatamente contra o limite mais interno de pressão. A existência dessa fronteira também pode explicar por que não há planeta mais próximo do Sol do que Mercúrio - o material necessário simplesmente teria evaporado tão perto da estrela.

As simulações chegam ao ponto de explicar as composições químicas ligeiramente diferentes de Marte, por um lado, Terra e Vênus, do outro: Nos modelos, Terra e Vênus de fato coletam a maior parte do material que formará sua massa de regiões mais próximas de o sol do que a órbita atual da Terra (uma unidade astronômica). Os análogos de Marte nas simulações, em contraste, foram construídos principalmente com material de regiões um pouco mais distantes do sol.

Além da órbita de Marte, as simulações produziram uma região que começou esparsamente povoada ou, em alguns casos, até completamente vazia de planetesimais - o precursor do atual cinturão de asteroides de nossos sistemas solares. No entanto, alguns planetesimais das zonas dentro ou diretamente além iriam mais tarde se perder na região do cinturão de asteroides e ficar presos.

À medida que esses planetesimais colidiam, os pedaços menores resultantes formariam o que hoje observamos como asteroides. As simulações são ainda capazes de explicar as diferentes populações de asteroides: o que os astrônomos chamam de asteroides do tipo S, corpos feitos principalmente de sílica, seriam os restos de objetos perdidos originários da região ao redor de Marte, enquanto asteroides do tipo C, que predominantemente conter carbono, seriam os restos de objetos perdidos da região diretamente fora do cinturão de asteroides .

Nessa região externa, do lado de fora da colisão de pressão que marca o limite interno para a presença de gelo de água, as simulações mostram o início das formações de planetas gigantes - os planetesimais próximos a esse limite normalmente têm uma massa total entre 40 e 100 vezes a massa da Terra, consistente com as estimativas da massa total dos núcleos dos planetas gigantes em nosso sistema solar: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.

Nessa situação, os planetesimais mais massivos rapidamente acumulariam mais massa. As presentes simulações não seguiram a evolução posterior (já bem estudada) desses planetas gigantes, que envolve um grupo inicialmente bastante restrito, do qual Urano e Netuno mais tarde migraram para suas posições atuais.

Por último, mas não menos importante, as simulações podem explicar a classe final dos objetos e suas propriedades: os chamados objetos do cinturão de Kuiper, que se formaram fora da colisão de pressão externa, que marca o limite interno para a existência de gelo de monóxido de carbono. Pode até explicar as pequenas diferenças na composição entre os objetos conhecidos do cinturão de Kuiper: novamente como a diferença entre os planetesimais que se formaram originalmente fora da colisão de pressão da linha de neve de CO e permaneceram lá, e os planetesimais que se desviaram para o cinturão de Kuiper da região interna adjacente do planetas gigantes.

De modo geral, a disseminação das simulações levou a dois resultados básicos: ou um aumento de pressão na linha de neve do gelo formado muito cedo; nesse caso, as regiões interna e externa do sistema planetário seguiram caminhos separados bem no início dos primeiros cem mil anos. Isso levou à formação de planetas terrestres de baixa massa nas partes internas do sistema, semelhante ao que aconteceu em nosso próprio sistema solar.

Alternativamente, se o aumento da pressão da água-gelo se formar depois disso ou não for tão pronunciado, mais massa pode derivar para a região interna, levando à formação de super-Terras ou mini-Neptunes nos sistemas planetários internos. As evidências das observações desses sistemas exoplanetários que os astrônomos encontraram até agora mostram que esse caso é de longe o mais provável - e nosso próprio sistema solar um resultado comparativamente raro da formação de planetas.

Nesta pesquisa, o foco dos astrônomos estava no sistema solar interno e nos planetas terrestres . Em seguida, eles querem fazer simulações que incluam detalhes das regiões externas, com Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. O objetivo final é chegar a uma explicação completa para as propriedades do nosso e de outros sistemas solares.

Para o sistema solar interno, pelo menos, agora sabemos que as principais propriedades da Terra e de seu planeta vizinho mais próximo podem ser atribuídas a alguma física bastante básica: a fronteira entre água congelada e vapor de água e seu aumento de pressão associado no disco giratório de gás e poeira que rodeava o jovem sol.

Os resultados descritos aqui foram publicados como A. Izidoro et al., "Planetesimal rings as the cause of the Solar System's planetary architecture" na revista Nature Astronomy .