Formação de Sistemas Planetários
Por: António Bento
Explorar o universo é um dos esforços mais excitantes e recompensadores em que os humanos se podem envolver. A cada dia que passa, aprendemos mais sobre ele, desde as suas mais grandiosas estruturas até às suas mais pequenas partículas. Mas um dos maiores mistérios que permanece por resolver é como os planetas se formam e evoluem para sistemas planetários como o nosso próprio Sistema Solar. Os sistemas protoplanetários são uma parte fundamental deste processo, pois são o berço de planetas, luas e asteroides. Neste artigo, vamos explorar o que sabemos sobre estes sistemas, como se formam e como podemos detetá-los utilizando tecnologia moderna. Estas regiões são o local de nascimento dos planetas, e podem ser encontradas em todos os lugares para onde apontarmos um telescópio no espaço... é apenas muito difícil observá-los.
A formação de um sistema planetário começa com o colapso de uma grande nuvem molecular, composta principalmente de hidrogénio e hélio. Esta contração leva à formação de um núcleo quente, ou protoestrela, no seu centro. À medida que a protoestrela continua a contrair-se, começa a girar cada vez mais rápido (devido à conservação do momento angular, tal como uma bailarina gira mais rápido ao encolher os braços), criando um disco de acreção (isto é, um disco rotativo criado pela acumulação de material à sua volta, é geralmente encontrado à volta de estrelas, buracos negros e outros objetos com grande gravidade). Este disco contém todo o material que irá eventualmente formar planetas. Ao longo do tempo, as partículas do disco começam a colidir à medida que interagem gravitacionalmente, formando planetesimais, alguns destes podem colidir entre si e fundir-se em corpos maiores que podem variar em tamanho desde planetas anões (como Plutão) até aos gigantes gasosos como Júpiter ou Saturno.
Mas estes planetas não se formaram onde atualmente orbitam, orbitaram muito mais perto do Sol do que a Terra, mas devido ao fenómeno da “migração orbital” estes planetas com massas bastante superiores à Terra foram “empurrados” pelo sol, enquanto os planetas rochosos têm densidades bastante altas, os gigantes gasosos formaram-se perto do sol e devido à pressão fotónica (isto é, a radiação que o sol liberta na forma de ondas eletromagnéticas) que exerceu uma força ínfima nesses planetas de baixas densidades, foi migrando as suas órbitas para longe da sua estrela ao longo de milhões de anos. Entretanto, os restos de material como grãos de poeira e pequenas rochas continuam a orbitar à volta da estrela, enquanto gradualmente são arrastados pela radiação solar ou absorvidos pelos planetas existentes no sistema. Eventualmente, após milhões ou biliões de anos, o que resta é um sistema planetário composto principalmente de planetas rochosos próximos da estrela e gigantes gasosos mais afastados dela, dispostos de forma semelhante ao nosso próprio Sistema Solar.
A descoberta destes sistemas é possível graças a poderosos instrumentos como o VLT (Very Large Telescope), ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), JWST (James Webb Space Telescope) e o HST (Hubble Space Telescope). Estes instrumentos permitem-nos observar estrelas distantes que estão frequentemente escondidas atrás de nuvens espessas de poeira interestelar. A luz emitida por estas estrelas é utilizada para determinar a sua composição e massa, podendo mesmo revelar detalhes sobre quaisquer planetas potenciais que as orbitem. Além disso, os dados do ALMA podem ser utilizados para medir a temperatura e densidade de qualquer poeira e gás na região, o que nos pode ajudar a compreender a forma como estes sistemas planetários se formam.
O método mais comum para a deteção de sistemas protoplanetários é observá-los em infravermelhos e comprimentos das ondas de rádio. Isto permite-nos captar a luz emitida por pequenas partículas de poeira e gás que são demasiado pequenas para serem detetadas por telescópios óticos.
Outro método para detetar sistemas protoplanetários é a procura de estrelas que já tenham planetas em órbita. Para procurarem as “assinaturas” dos exoplanetas, os principais métodos utilizados são as velocidades radial, fotometria ou trânsitos planetários, observação direta, e microlentes gravitacionais. Cada método tem as suas próprias vantagens e desvantagens para a deteção de exoplanetas por isso vamos dar uma vista de olhos a cada um deles com mais detalhe.
Método da Velocidade Radial: Esta é a técnica mais utilizada hoje em dia, ao procurar pequenas alterações na velocidade radial (a velocidade de um objeto ao longo da nossa linha de visão) de uma estrela devido à atração gravitacional de planetas que não podem ser vistos na sua órbita. Tal como a estrela puxa o planeta, um planeta em órbita puxa uma estrela com a sua gravidade, provocando movimentos de vaivém na velocidade da estrela. Estas deslocações podem ser medidas com precisão através de técnicas de espectroscopia precisas (utilizando o efeito Doppler, medindo quanto é que as estrelas variam em velocidade em relação à Terra baseado apenas na cor da estrela, onde conseguem detetar movimentos tão pequenos como 10 centímetros por segundo) que permitem aos astrónomos estimar a massa e o período orbital de quaisquer planetas detetados.
Método dos Trânsitos ou Fotometria: Este método procura a escurecimento periódico de uma estrela causado por um planeta em órbita que atravessa entre nós e a fonte de luz. Ao medir estas alterações subtis de brilho ao longo do tempo podemos identificar potenciais exoplanetas em torno de estrelas distantes. Ao analisar as mudanças da luminosidade estelar ao longo do tempo a partir de múltiplas observações, os astrónomos podem determinar a dimensão de um planeta em órbita em relação à sua estrela mãe e a distância a que este orbita do seu sistema estelar hospedeiro.
Imagem: Interpretação artística dum sistema protoplanetário, NASA - Dana Berry