Os sistemas nos estágios iniciais de formação sofrem o maior número de impactos devido à presença de um grande número de embriões em órbitas instáveis. Seremos capazes de considerar esses processos e revelar o passado da Terra?
Nos estágios finais da formação do planeta, os embriões planetários jovens colidem com outros protoplanetas, fazendo com que suas superfícies e mantos derretam intensamente. Uma dessas colisões entre a futura Terra e Theia que a atingiu criou o sistema Terra-Lua e levou ao surgimento do oceano de magma: uma mistura de silicatos derretidos e voláteis que se estende por todo o manto. Oceanos de magma prepararam o terreno para a superfície e a atmosfera primitivas nas quais as condições de vida eventualmente se desenvolveram.
A colisão do recém-nascido Terra e Theia (um objeto do tamanho de Marte), que causou a formação da lua.
Infelizmente para os geofísicos, mas felizmente para a vida em geral, vários bilhões de anos de placas tectônicas na Terra destruíram os sinais claros de um oceano de magma, e então os cientistas dificilmente entendem como este mundo quente e derretido se transformou em um planeta habitável. No entanto, acredita-se que os princípios gerais da formação de planetas rochosos são semelhantes nos sistemas de outras estrelas, e, portanto, os impactos mais poderosos não são raros nos planetas que atualmente se formam nas órbitas de estrelas jovens.
Isso torna possível capturar um instantâneo do brilho remanescente de impactos gigantes em sistemas exoplanetários. A detecção direta de um protoplaneta derretido será a chave para os estágios iniciais da evolução planetária.
A caça aos mundos fundidos
Os protoplanetas jovens são muito quentes e brilhantes, pois suas temperaturas de superfície podem chegar a 3000 ° C. Assim, pode-se pensar que são fáceis de detectar no céu noturno, mas infelizmente isso não é totalmente verdade. Na verdade, conforme o manto derretido se solidifica, os voláteis dissolvidos, como água e dióxido de carbono, são gradualmente liberados na atmosfera. Na ausência de fortes ventos estelares ou altos níveis de radiação ultravioleta da estrela, a atmosfera do planeta ficará mais espessa, obscurecendo a superfície. Ao fazer isso, ele agirá como um cobertor, prolongando o período de resfriamento do oceano de magma.
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Uma representação artística de um exoplaneta coberto por oceanos de magma.
Embora a existência de oceanos de magma tenha sido sugerida por modelos teóricos de formação planetária, o derretimento global de corpos como resultado de colisões entre protoplanetas ainda não foi observado. Uma vez que se espera que o número de tais impactos diminua gradualmente com o tempo, os sistemas planetários jovens oferecem as melhores chances de detectar tais objetos.
No entanto, para serem visíveis, esses corpos fundidos devem satisfazer duas condições. Primeiro, não fique muito perto de sua estrela, caso contrário, o telescópio não será capaz de separar o protoplaneta derretido de seu hospedeiro brilhante. Em segundo lugar, uma quantidade suficiente de radiação do oceano de magma deve penetrar na atmosfera.
Em termos de radiação emitida, os protoplanetas derretidos são um alvo atraente para imagens diretas porque são muito mais brilhantes do que os planetas mais antigos como a Terra. Então, se quisermos começar a coletar fotos imediatas de planetas extrasolares como a Terra, protoplanetas derretidos é um bom lugar para começar!
Quais são as chances de detectar o brilho residual?
Infelizmente, mesmo com as ferramentas de imagem mais avançadas, a detecção direta de planetas fundidos permanece fora de alcance. No entanto, a década de 2020 verá a era dos colossais telescópios terrestres: o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO no Chile, o Giant Magellanic Telescope (GMT) no Chile e o Thirty Meter Telescope (TMT) no Havaí. Além de novos observatórios baseados em terra, conceitos para futuras missões espaciais para imagens diretas de planetas rochosos em zonas habitáveis de estrelas semelhantes ao Sol estão sendo considerados, em particular o interferômetro LIFE (Grande Interferômetro para Exoplaneta), que promete precisão sem precedentes na caracterização de planetas extrasolares.
Representação artística do Extremely Large Telescope do ESO.
A probabilidade de ver um planeta derretido depende de dois fatores principais: o número cumulativo de impactos gigantes sofridos por objetos no sistema planetário e o intervalo de tempo durante o qual o corpo derretido permanece quente o suficiente para ser detectado.
Para determinar a probabilidade de observação de protoplanetas derretidos, você primeiro precisa estabelecer a probabilidade de impactos gigantes simulando a formação de planetas. Simulações de computador rastreiam a evolução da órbita e o crescimento de embriões planetários à medida que eles se fundem em planetas completos durante as colisões.
Os sistemas nos estágios iniciais de formação sofrem o maior número de impactos devido à presença de um grande número de embriões em órbitas instáveis. Dito isso, essas anãs vermelhas em órbita, as estrelas mais comuns na Via Láctea, serão atingidas quase duas vezes mais do que aquelas ao redor de nossas contrapartes solares. Isso é muito promissor em relação à probabilidade de ocorrência de oceanos magmáticos, mas há uma advertência: os protoplanetas em tais sistemas estarão localizados em órbitas próximas e, portanto, não podem ser separados da radiação da estrela. Além disso, as colisões serão menos energéticas e, portanto, os corpos ficarão opacos. Assim, a observabilidade potencial torna-se uma função da idade da estrela, número de impactos e energia de colisão.
Dada a frequência de ocorrência dos oceanos de magma, os cientistas calcularam a evolução e o período de existência dos oceanos de magma para determinar as mudanças na temperatura da superfície dependendo do tamanho do planeta e da espessura de sua atmosfera, que se expressa na chamada emissividade: quanto mais baixa, mais isolante é a atmosfera.
Uma representação artística de um jovem exoplaneta sendo bombardeado constantemente por embriões em órbitas instáveis.
Grandes protoplanetas com uma atmosfera densa suportarão oceanos de magma por mais tempo, mas também exibirão menor radiação e têm maior probabilidade de estar abaixo do nível de sensibilidade dos telescópios. É importante notar que a provável composição dos exoprotoplanetas pode diferir significativamente dos primeiros planetas do sistema solar. Assim, a emissividade depende de um parâmetro adicional: uma variedade de composições e massas de atmosferas exoplanetárias.
Naturalmente, o melhor lugar para começar a procurar planetas derretidos com ELT ou LIFE é determinado pela proximidade com o sistema solar. Os alvos mais promissores são grupos estelares jovens, próximos e massivos. Imagine que os cientistas já tenham um telescópio "adequado" e devam ver todas as estrelas individuais em uma associação. Será encontrado um protoplaneta derretido? Nem sim nem não. A resposta é a probabilidade estatística, dependendo de vários parâmetros físicos.
Foto panorâmica da associação Carina OB1, que contém vários grupos de estrelas jovens, como o aglomerado Trumpler 14, que abriga cerca de 2.000 estrelas. Os sistemas mais próximos de nós, como este, são os principais alvos para a detecção de colisões de protoplanetas.
Por exemplo, a associação β Pictoris (Beta Pictoris), localizada a 63 anos-luz do Sol, inclui 31 estrelas com idade média de 23 milhões de anos. A probabilidade de detectar pelo menos um planeta com oceano de magma entre seus sistemas planetários será desprezível com um filtro insensível, mas pode chegar a 80% para observações com LIFE a 5,6 micrômetros ou com ELT a 2,2 micrômetros.
O que esses números significam e o que fazer a seguir?
Uma série de perguntas permanecem. Por exemplo, ainda não está claro se os planetas nascem ao redor de todas as estrelas e que tipos de planetas devem ser esperados dependendo da classe da estrela.
Estudos anteriores, que discutiam o potencial de observabilidade de planetas derretidos, questionavam se o brilho posterior de um impacto gigante, semelhante ao que criou a Lua, poderia ser registrado em condições proto-terrestres. No entanto, uma pesquisa de exoplanetas nas últimas décadas mostrou que muitas de suas características (composição, massa, raio, órbita e outras) são totalmente diferentes de tudo o que foi assumido como resultado do estudo do sistema solar. Portanto, os cientistas esperam grandes diferenças entre as propriedades composicionais de jovens protoplanetas e suas atmosferas, ou seja, a questão da observabilidade potencial da proto-Terra em formação é interessante, mas não importante devido à probabilidade insignificante da presença de tais protoplanetas nas vizinhanças previsíveis do Sol.
Milhares de sistemas estelares vivendo na Via Láctea.
Para nos aproximarmos da detecção de um protoplaneta derretido nos próximos anos, várias questões-chave precisam ser abordadas: quais são as variações típicas na atmosfera de planetas rochosos, como os voláteis são distribuídos entre o manto e a atmosfera?
As campanhas de observação permitirão aos cientistas melhorar sua compreensão das propriedades atmosféricas e distribuições composicionais. Além disso, será necessário limitar melhor as características das estrelas-membro individuais das associações mais promissoras: β Pictoris, Columba, TW Hydrae e Tucana-Horologium. Isso requer o esforço conjunto de teóricos e observadores, astrônomos, geofísicos e geoquímicos.
Eventualmente, em algum momento em um futuro não muito distante, podemos ter um vislumbre de um jovem mundo brilhante que pode não ser muito diferente de nossa própria casa no universo.
Arina Vasilieva
