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Gigantes do gás e do gelo

Crescimento de núcleos massivos para além da linha de gelo, atraindo espessas camadas de hidrogénio-hélio

1. Para além da linha de gelo

Nos discos protoplanetários, numa região situada para além de certa distância da estrela – frequentemente chamada de linha de gelo (linha da neve) – a água e outras substâncias voláteis podem congelar em grãos de gelo. Isto tem grande importância para a formação dos planetas:

  1. Partículas sólidas enriquecidas com gelo: A temperatura mais baixa permite que a água, amoníaco, metano e outras substâncias voláteis se condensem em grãos de poeira, aumentando a massa total de material sólido.
  2. Núcleos maiores de partículas sólidas: Este aumento de massa ajuda os embriões planetários a acumular rapidamente material e atingir a massa crítica para atrair gases do nebular.

Devido a isso, os planetas que se formam na parte externa do disco podem adquirir espessas camadas de hidrogénio-hélio e tornar-se gigantes gasosos (como Júpiter ou Saturno) ou gigantes gelados (Úrano e Neptuno). Enquanto no disco interno quente os planetas terrestres permanecem de massa relativamente baixa e principalmente rochosos, estes planetas externos do disco podem atingir dezenas ou centenas de massas terrestres, influenciando significativamente a arquitetura planetária geral do sistema.

2. Modelo de acréscimo do núcleo

2.1 Premissa principal

O amplamente aceite modelo de acréscimo do núcleo afirma:

  1. Crescimento do núcleo sólido: O embrião planetário (inicialmente um corpo protoplanetário enriquecido em gelo) acumula partículas sólidas locais até atingir cerca de ~5–10 MTerra.
  2. Atração de gás: Quando o núcleo se torna suficientemente massivo, atrai gravitacionalmente hidrogénio-hélio do disco de forma rápida, iniciando a acreção descontrolada da envoltória.
  3. Crescimento descontrolado: Assim se formam gigantes gasosos do tipo Júpiter ou “gigantes gelados” de tamanho intermédio, se as condições do disco forem menos favoráveis à acumulação da envoltória ou se o disco se dispersar mais cedo.

Este modelo explica de forma fiável a existência de envoltórias massivas de H/He em planetas jovianos e envoltórias mais modestas em “gigantes gelados”, que possivelmente se formaram mais tarde, atraíram gás mais lentamente ou perderam parte da envoltória devido a processos estelares ou do disco.

2.2 Tempo de vida do disco e formação rápida

Os gigantes gasosos devem formar-se antes da dispersão do gás do disco (em cerca de ~3–10 milhões de anos). Se o núcleo crescer demasiado lentamente, o protoplaneta não terá tempo para acumular muito hidrogénio-hélio. Estudos em enxames estelares jovens mostram que os discos desaparecem rapidamente, justificando que a formação de planetas gigantes deve ocorrer suficientemente depressa para aproveitar o reservatório gasoso de curta duração [1], [2].

2.3 Contração e arrefecimento da envoltória

Quando o núcleo ultrapassa a massa crítica, uma camada atmosférica inicialmente rasa entra numa fase de acumulação descontrolada de gás. À medida que a envoltória cresce, a energia gravitacional é irradiada, permitindo que a envoltória se contraia e atraia ainda mais gás. Este feedback positivo pode formar planetas finais com cerca de dezenas a centenas de massas terrestres, dependendo da densidade local do disco, do tempo e de fatores como migração do tipo II ou formação de lacunas no disco.

3. Linhas de gelo e a importância das partículas sólidas geladas

3.1 Compostos voláteis e aumento da massa de partículas sólidas

No disco externo, onde a temperatura desce abaixo de ~170 K (para a água, embora o limite exato dependa dos parâmetros do disco), o vapor de água condensa, aumentando a densidade superficial das partículas sólidas em 2–4 vezes. Outros gelos (CO, CO2, NH3) também condensam a temperaturas ainda mais baixas, mais longe da estrela, aumentando ainda mais a quantidade de material sólido. Esta abundância de planetesimais enriquecidos em gelo leva a núcleos que crescem mais rapidamente, o que é a principal condição para a formação de gigantes gasosos e gigantes gelados [3], [4].

3.2 Por que alguns se tornam gigantes gasosos e outros gigantes de gelo?

  • Gigantes gasosos (ex.: Júpiter, Saturno): Os seus núcleos formam-se suficientemente rápido (>10 massas terrestres) para capturar uma camada enorme de hidrogénio-hélio do disco.
  • Gigantes de gelo (ex.: Urano, Neptuno): Podem ter-se formado mais tarde, acrecionando mais lentamente ou sofrendo maior dispersão do disco, resultando numa envoltura gasosa menor, com grande parte da sua massa composta por gelo de água/amónio/metano.

Assim, se um planeta se torna um "gigante joviano" ou um "gigante de gelo neptuniano" depende da densidade de partículas sólidas, da taxa de crescimento do núcleo e do ambiente externo (por exemplo, fotoevaporação por estrelas massivas próximas).

4. Crescimento de núcleos massivos

4.1 Acreção de planetesimais

Com base no modelo rígido de acrecção do núcleo, planetesimais de gelo (com tamanho de km ou maiores) formam-se por colisões ou instabilidade de streaming. Quando a protoplaneta atinge cerca de 1000 km ou mais, ela intensifica as colisões gravitacionais com os planetesimais restantes:

  1. Crescimento oligárquico: Várias protoplanetas grandes dominam a região, "varrendo" as populações de corpos menores.
  2. Redução da fragmentação: Uma velocidade de colisão menor (devido à amortização parcial pelo gás) favorece a acreção em vez da fragmentação.
  3. Escalas temporais: O núcleo deve atingir ~5–10 MTerra em alguns milhões de anos para aproveitar o gás do disco [5], [6].

4.2 Acreção de "grãos"

Outro mecanismo é a acrecção de "grãos":

  • Grãos (mm–cm) derivam no disco.
  • Um protón suficientemente massivo pode gravitacionalmente "capturar" esses grãos, crescendo muito rapidamente.
  • Isto acelera a transição para um núcleo super-Terra ou gigante, o que é crucial para iniciar a acreção da envoltura.

Quando o núcleo atinge a massa limite, inicia-se a acreção descontrolada de gás, formando um gigante gasoso ou um gigante de gelo, dependendo da massa final da envoltura e das condições do disco.

5. Acreção da envoltura e planetas dominados por gás

5.1 Crescimento descontrolado da envoltura

Quando o núcleo ultrapassa a massa crítica, o planeta pro-gigante inicialmente tem uma atmosfera ténue, que entra numa fase descontrolada de atração de gases. À medida que a envoltura se expande, a energia gravitacional é irradiada, permitindo atrair ainda mais gás do nevoeiro. O fator limitante essencial é frequentemente a fornecimento e renovação de gás ao disco ou a capacidade do planeta de arrefecer e atrair a sua envoltura. Os modelos indicam que se um núcleo de ~10 MTerra se formar, a massa da envoltura pode crescer para dezenas ou centenas de massas terrestres, se o disco permanecer [7], [8].

5.2 Formação de lacunas e migração tipo II

Um planeta suficientemente massivo pode abrir uma lacuna no disco por torques de maré que excedem as forças de pressão local do disco. Isto altera o fluxo de fornecimento de gás e conduz à migração tipo II, onde a evolução orbital do planeta depende da viscosidade do disco. Alguns gigantes podem migrar para dentro (formando „Júpiteres quentes“), se o disco não desaparecer rápido o suficiente, enquanto outros permanecem na sua zona de formação ou mais longe, se as condições do disco inibirem a migração ou se vários gigantes se acoplarem em ressonâncias.

5.3 Várias variantes finais dos gigantes gasosos

  • Semelhantes a Júpiter: Muito massivos, envelope grande (~300 massas terrestres), núcleo de ~10–20 massas terrestres.
  • Semelhantes a Saturno: Tamanho intermédio do envelope (~90 massas terrestres), mas com clara dominância de hidrogénio–hélio.
  • Sub-jovianos: Massa total menor ou crescimento descontrolado incompleto.
  • Anãs castanhas: Ao atingir ~13 massas de Júpiter, surge o limite entre planetas gigantes e anãs castanhas subestelares, embora os mecanismos de formação possam diferir.

6. Gigantes gelados: Urano e Neptuno

6.1 Formação no disco externo

Gigantes gelados, como Urano e Neptuno, têm uma massa total de cerca de 10–20 massas terrestres, das quais ~1–3 MTerra no núcleo e apenas algumas massas terrestres na camada de hidrogénio/hélio. Acredita-se que nasceram a 15–20 UA, onde a densidade do disco é menor e a taxa de acreção é retardada pela maior distância. As causas da sua formação diferem das de Júpiter/Saturno:

  • Formação tardia: O núcleo atingiu a massa crítica bastante tarde, quando o disco já estava disperso, pelo que foi atraída uma menor quantidade de gás.
  • Desaparecimento mais rápido do disco: Menos tempo ou radiação externa reduziram os reservatórios de gás.
  • Migração orbital: Podem ter-se formado mais perto ou mais longe e sido deslocados para as órbitas atuais devido à interação com outros gigantes.

6.2 Composição e estrutura interna

Gigantes gelados contêm muitos gelos de água/amónio/metano — compostos voláteis que condensaram na zona externa fria. A sua maior densidade, comparada com os gigantes gasosos H/He, indica mais „elementos pesados“. A estrutura interna pode ser estratificada: núcleo rochoso/metálico, manto de água com amónio/metano dissolvido e uma camada relativamente fina de H–He no topo.

6.3 Análogos exoplanetários

Muitas exoplanetas, chamadas de „mini-Netunos“, ocupam uma posição intermediária em massa entre super-Terras (~2–10 MTerra) e Saturno. Isto indica que o processo parcial ou incompleto de acreção de envelope é bastante comum assim que se forma um núcleo pelo menos de tamanho médio — uma dinâmica semelhante à formação de um „gigante gelado“ em torno de muitas estrelas.

7. Verificação observacional e considerações teóricas

7.1 Observando gigantes em formação nos discos

Padrões de anéis/espaços detectados pelo ALMA podem ser esculpidos por núcleos de planetas gigantes. Alguns instrumentos de imagem direta (ex., SPHERE/GPI) tentam detectar jovens corpos gigantes ainda imersos no disco. Essas detecções confirmam tensões e acumulação de massa indicadas pela teoria da acreção do núcleo.

7.2 Indícios da composição a partir de espectros atmosféricos

Os espectros de gigantes exoplanetários (de trânsito ou observação direta) revelam a "metallicidade" atmosférica, indicando a quantidade de elementos pesados presentes. Observando as atmosferas de Saturno e Júpiter, também se veem vestígios da química do disco quando se formaram, por exemplo, a relação C/O ou a quantidade de gases nobres. Diferenças podem indicar acreção de planetesimais ou trajetórias de migração dinâmica.

7.3 Impacto da migração e arquitetura do sistema

Inquéritos de exoplanetas mostram muitos sistemas com Júpiteres quentes ou várias planetas jovianas perto da estrela. Isso indica que a formação de planetas gigantes e a interação entre disco ou planetas pode deslocar fortemente as órbitas. Os gigantes gasosos/exteriores do nosso Sistema Solar determinaram a configuração final, dispersando cometas e corpos menores, podendo também ter ajudado a proteger a Terra de uma migração maior (por exemplo, para dentro de Júpiter ou Saturno).

8. Consequências cosmológicas e diversidade

8.1 Influência da metallicidade estelar

Estrelas com maior metallicidade (maior fração de elementos pesados) geralmente têm mais frequentemente planetas gigantes. Estudos mostram uma forte correlação entre a abundância de ferro na estrela e a probabilidade de planetas gigantes. Isso está provavelmente relacionado com uma maior quantidade de poeira no disco, que acelera o crescimento do núcleo. Discos de baixa metallicidade frequentemente formam menos ou menores gigantes, ou talvez mais mundos rochosos/"oceânicos".

8.2 O "deserto" das anãs castanhas?

Quando a acreção de gás atinge cerca de 13 massas de Júpiter, o limite entre planetas gigantes e anãs castanhas subestelares torna-se pouco claro. Observações mostram um "deserto das anãs castanhas" perto de estrelas do tipo solar (anãs castanhas raramente encontradas a pequenas distâncias), possivelmente porque corpos dessa massa seguem um mecanismo de formação diferente, e a fragmentação do disco raramente produz órbitas estáveis para essa faixa de massa.

8.3 Estrelas de baixa massa (anãs M)

Anãs M (estrelas de massa inferior) geralmente têm discos de massa menor. Neles é mais fácil formar mini-Netunos ou super-Terras do que planetas do tamanho de Júpiter, embora existam exceções. A relação entre a massa do disco e a massa da estrela explica por que é mais comum encontrar Netunos ou super-Terras rochosas em torno de estrelas de menor massa.

9. Conclusão

Gigantes gasosos e gelados – são alguns dos resultados mais massivos da formação planetária, surgindo para além da linha de gelo nos discos protoplanetários. Os seus núcleos poderosos, formados rapidamente a partir de planetesimais enriquecidos em gelo, atraem espessas camadas de hidrogénio-hélio enquanto o disco é rico em gás. As consequências finais – gigantes jovianos com enormes camadas, análogos de Saturno adornados com anéis ou “gigantes gelados” menores – dependem das propriedades do disco, do ritmo de formação e da trajetória de migração. Observações de gigantes exoplanetários e lacunas em discos de poeira jovens mostram que este processo é generalizado, determinando a diversidade de órbitas e composições dos planetas gigantes.

Seguindo o modelo de accreção do núcleo, o caminho parece complexo: um corpo enriquecido em gelo ultrapassa várias massas terrestres, provoca uma acreção descontrolada de gás e torna-se um reservatório massivo de H/He, influenciando em grande parte a disposição de todo o sistema planetário – dispersando ou organizando corpos menores, criando o contexto dinâmico principal. À medida que continuamos a observar as estruturas dos anéis ALMA, os dados espectrais das atmosferas dos gigantes e a estatística dos exoplanetas, a nossa compreensão de como as zonas frias dos discos protoplanetários geram os maiores membros das famílias planetárias torna-se cada vez mais profunda.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Formação dos Planetas Gigantes por Acreção Concorrente de Sólidos e Gás.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolução da Nuvem Protoplanetária e Formação da Terra e dos Planetas. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Crescimento rápido dos núcleos de gigantes gasosos por acreção de seixos.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Formação, evolução e estrutura interna dos planetas gigantes.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Formação dos planetas gigantes.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Caracterização de exoplanetas a partir da sua formação. I. Modelos combinados de formação e evolução planetária.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “O crescimento dos planetas por acreção de seixos em discos protoplanetários em evolução.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Formação de planetas extrassolares.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
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