Os astrônomos conseguiram vincular as propriedades dos planetas internos de nosso sistema solar com nossa história ca³smica: com o surgimento de estruturas em anel no disco girata³rio de gás e poeira em que esses planetas foram formados. Os ananãis estãoassociados a propriedades físicas ba¡sicas, como a transição de uma regia£o externa onde o gelo pode se formar, onde a águasão pode existir como vapor de a¡gua. Os astrônomos fizeram uso de uma sanãrie de simulação para explorar diferentes possibilidades de evolução do planeta interior. As regiaµes 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 hádécadas. Mas muitos dos detalhes ainda não foram explicados - e a busca por explicações éuma 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 tem as propriedades que observamos.

O quadro geral em questãoéo seguinte: Em torno de uma estrela jovem, forma-se um "disco protoplanetario" de gás e poeira, e dentro desse disco crescem pequenos corpos cada vez maiores, chegando a atingir dia¢metros de milhares de quila´metros, ou seja: tornando-se planetas. Mas nos últimos anos, graças aos modernos manãtodos de observação, o quadro moderno da formação do planeta foi refinado e alterado em direções muito especa­ficas.

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 protoplanetario ao redor da jovem estrela HL Tauri em detalhes sem precedentes, e os detalhes mais impressionantes totalizavam um aninhado estrutura de ananãis e lacunas claramente visa­veis nesse disco.

Conforme os pesquisadores envolvidos na simulação de estruturas de disco protoplaneta¡rias analisaram essas novas observações, ficou claro que tais ananãis e lacunas são comumente associados a " colisaµes de pressão ", onde a pressão local éum pouco mais baixa do que nas regiaµes vizinhas. Essasmudanças localizadas são normalmente associadas amudanças na composição do disco, principalmente no tamanho dos gra£os de poeira.

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

Mais além , a 170 Kelvin (-100 graus Celsius), háuma transição entre o vapor d' águade um lado e o gelo de águado outro, conhecida como linha de neve da a¡gua. (A razãopela qual a temperatura émuito mais baixa do que o padrãode 0 graus Celsius, onde a águacongela na Terra, éa pressão muito mais baixa, em comparação com a atmosfera da Terra.) Em temperaturas ainda mais baixas, 30 Kelvin (-240 graus Celsius), éa linha de neve de CO ; abaixo dessa temperatura, o mona³xido de carbono forma um gelo sãolido.

O que isso significa para a formação de sistemas planetarios? Numerosas simulações anteriores já haviam mostrado como tais saliaªncias de pressão facilitam a formação de planetesimais - os pequenos objetos, entre 10 e 100 quila´metros de dia¢metro, que se acredita serem os blocos de construção dos planetas. Afinal, o processo de formação comea§a muito, muito menor, principalmente com gra£os de poeira. Esses gra£os de poeira tendem a se acumular na regia£o de baixa pressão de uma colisão de pressão, a  medida que os gra£os de um certo tamanho se movem para dentro (isto anã, em direção a  estrela) atéserem interrompidos pela pressão mais alta no limite interno da colisão.

Amedida que aumenta a concentração de gra£os no aumento de pressão e, em particular, a proporção de material sãolido (que tende a se agregar) para gás (que tende a separar os gra£os) aumenta, torna-se mais fa¡cil para esses gra£os formarem seixos, e para esses seixos para agregar em objetos maiores. Seixos são o que os astrônomos chamam de agregados sãolidos com tamanhos entre alguns mila­metros e alguns centa­metros.

Mas o que ainda era uma questãoem aberto era o papel dessas subestruturas na forma geral dos sistemas planetarios, como nosso pra³prio sistema solar, com sua distribuição caracterí­stica de planetas internos rochosos e terrestres e planetas gasosos externos. Esta éa 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 construa­ram um modelo de disco de gás, com três saliaªncias de pressão no limite do silicato que se torna gasoso e nas linhas de águae neve de CO. Eles então simularam a maneira como os gra£os de poeira crescem e se fragmentam no disco de gás, a formação de planetesimais, o crescimento de planetesimais a embriaµes planetarios (de 100 km de dia¢metro a 2.000 km) perto da localização de nossa Terra ("1 unidade astrona´mica" distância do sol), o crescimento de embriaµes planetarios em planetas para os planetas terrestres e o acaºmulo de planetesimais em um cintura£o de asteroides recanãm-formado.

Em nosso pra³prio sistema solar, o cintura£o de asteroides entre as a³rbitas de Marte e Jaºpiter éo lar de centenas de corpos menores, que se acredita serem remanescentes ou fragmentos de colisão de planetesimais naquela regia£o que nunca cresceu para formar embriaµes planetarios, muito menos planetas.

Uma questãointeressante para simulações éesta: se a configuração inicial fosse um pouco diferente, o resultado final ainda seria um pouco semelhante? Compreender esses tipos de variações éimportante para entender quais ingredientes são a chave para o resultado da simulação. a‰ por isso que Bitsch e seus colegas analisaram vários cenários diferentes, com propriedades varia¡veis ​​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 a¡gua, 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 protoplanetario. Bertram Bitsch, do Instituto Max Planck de Astronomia, que esteve envolvido tanto no planejamento deste programa de pesquisa quanto no desenvolvimento de alguns dos manãtodos usados, diz: "Para mim, foi uma surpresa completa como nossos modelos foram capazes de capturar o desenvolvimento de um sistema planetario como o nosso - atéas massas e composições químicas ligeiramente diferentes de Vaªnus, Terra e Marte. "

Como esperado, nesses modelos, os planetesimais nessas simulações formaram-se naturalmente perto das colisaµes de pressão, como um "congestionamento ca³smico" para seixos a  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 pra³prio sistema solar: Se a regia£o 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, a  formação de "superterras", isto anã, planetas rochosos consideravelmente mais massivos. Essas super-Terras estariam em a³rbita próxima ao redor da estrela hospedeira, exatamente contra o limite mais interno de pressão. A existaªncia dessa fronteira também pode explicar por que não háplaneta mais pra³ximo do Sol do que Mercaºrio - o material necessa¡rio 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 Vaªnus, do outro: Nos modelos, Terra e Vaªnus de fato coletam a maior parte do material que formara¡ sua massa de regiaµes mais próximas de o sol do que a a³rbita atual da Terra (uma unidade astrona´mica). Os ana¡logos de Marte nas simulações, em contraste, foram construa­dos principalmente com material de regiaµes um pouco mais distantes do sol.

Além da a³rbita de Marte, as simulações produziram uma regia£o que começou esparsamente povoada ou, em alguns casos, atécompletamente vazia de planetesimais - o precursor do atual cintura£o de asteroides de nossos sistemas solares. No entanto, alguns planetesimais das zonas dentro ou diretamente além iriam mais tarde se perder na regia£o do cintura£o de asteroides e ficar presos.

Amedida que esses planetesimais colidiam, os pedaço s 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 sa­lica, seriam os restos de objetos perdidos origina¡rios da regia£o ao redor de Marte, enquanto asteroides do tipo C, que predominantemente conter carbono, seriam os restos de objetos perdidos da regia£o diretamente fora do cintura£o de asteroides .

Nessa regia£o externa, do lado de fora da colisão de pressão que marca o limite interno para a presença de gelo de a¡gua, as simulações mostram o ini­cio das formações de planetas gigantes - os planetesimais pra³ximos a esse limite normalmente tem 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: Jaºpiter, 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 cintura£o de Kuiper, que se formaram fora da colisão de pressão externa, que marca o limite interno para a existaªncia de gelo de mona³xido de carbono. Pode atéexplicar as pequenas diferenças na composição entre os objetos conhecidos do cintura£o 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 la¡, e os planetesimais que se desviaram para o cintura£o de Kuiper da regia£o interna adjacente do planetas gigantes.

De modo geral, a disseminação das simulações levou a dois resultados ba¡sicos: ou um aumento de pressão na linha de neve do gelo formado muito cedo; nesse caso, as regiaµes interna e externa do sistema planetario seguiram caminhos separados bem no ini­cio dos primeiros cem mil anos. Isso levou a  formação de planetas terrestres de baixa massa nas partes internas do sistema, semelhante ao que aconteceu em nosso pra³prio sistema solar.

Alternativamente, se o aumento da pressão da a¡gua-gelo se formar depois disso ou não for tão pronunciado, mais massa pode derivar para a regia£o interna, levando a  formação de super-Terras ou mini-Neptunes nos sistemas planetarios internos. As evidaªncias das observações desses sistemas exoplanetarios que os astrônomos encontraram atéagora mostram que esse caso éde longe o mais prova¡vel - e nosso pra³prio 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 regiaµes externas, com Jaºpiter, Saturno, Urano e Netuno. O objetivo final échegar 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 pra³ximo podem ser atribua­das a alguma física bastante ba¡sica: a fronteira entre águacongelada e vapor de águae seu aumento de pressão associado no disco girata³rio 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 .