Processo pelo qual pequenos corpos rochosos ou de gelo colidem e formam protoplanetas maiores
1. Introdução: dos grãos de poeira aos planetesimais
Quando uma nova estrela se forma numa nuvem molecular, o disco protoplanetário à sua volta – composto por gás e poeira – torna-se a matéria-prima principal para a formação de planetas. No entanto, o caminho desde grãos de poeira com tamanho inferior a um mícron até planetas do tamanho da Terra ou mesmo de Júpiter está longe de ser simples. A acumulação de planetesimais liga a evolução inicial da poeira (crescimento, fragmentação e aglomeração dos grãos) à formação final de corpos com escala de quilómetros ou centenas de quilómetros, chamados planetesimais. Assim que os planetesimais surgem, a interação gravitacional e as colisões permitem que cresçam para protoplanetas, que por fim determinam a configuração dos sistemas planetários em desenvolvimento.
- Por que é importante: Planetesimais são os “blocos de construção” dos núcleos de todos os planetas rochosos e muitos gasosos. Eles permanecem em corpos atuais, como asteroides, cometas e objetos do Cinturão de Kuiper.
- Desafios: Esquemas simples de colisão e adesão param na faixa de centímetros a metros devido a colisões destrutivas ou arraste radial rápido. As soluções propostas – instabilidade de streaming ou acréscimo de “pebbles” (pebble accretion) – permitem contornar esta “barreira do tamanho metro”.
Em resumo, a acreção de planetesimais é uma fase essencial que transforma pequenos grãos submilimétricos do disco nas sementes dos futuros planetas. Compreender este processo é responder como mundos como a Terra (e provavelmente muitos exoplanetas) nasceram da poeira cósmica.
2. A primeira barreira: crescimento de poeira a objetos métricos
2.1 Coagulação e adesão da poeira
Grãos de poeira no disco começam em escala micrométrica. Podem juntar-se em estruturas maiores:
- Movimento browniano: Colisões lentas entre pequenos grãos ocorrem devagar, permitindo que se unam por forças de van der Waals ou eletrostáticas.
- Movimentos turbulentos: Num ambiente turbulento do disco, grãos ligeiramente maiores colidem com mais frequência, permitindo a formação de agregados de tamanho mm–cm.
- Partículas de gelo: Fora da linha de gelo, as camadas de gelo podem promover uma adesão mais eficaz, acelerando o crescimento dos grãos.
Estas colisões podem formar agregados “fofos”, que crescem até tamanhos milimétricos ou centimétricos. Contudo, à medida que os grãos crescem, a velocidade das colisões aumenta. Ultrapassados certos limites de velocidade ou tamanho, as colisões podem destruir os agregados em vez de os fazer crescer, criando um impasse parcial (chamado “barreira de fragmentação”). [1], [2].
2.2 Barreira do tamanho metro e arraste radial
Mesmo que os grãos consigam crescer até tamanhos de cm–m, enfrentam outro grande desafio:
- Arraste radial: Devido à pressão, o gás do disco gira um pouco mais devagar que a velocidade de Kepler, fazendo com que os corpos sólidos percam momento angular e se movam em espiral em direção à estrela. Partículas métricas podem ser perdidas para a estrela em cerca de ~100–1000 anos, sem se formarem planetesimais.
- Fragmentação: Agregados maiores podem desintegrar-se devido a velocidades de colisão mais elevadas.
- Rebote: Em algumas situações, as partículas apenas rebatem, sem promover um crescimento eficaz.
Assim, o crescimento gradual dos grãos até planetesimais com quilómetros é difícil se predominarem colisões destrutivas e o arraste radial. A solução para este dilema é uma das questões centrais da teoria moderna da formação de planetas.
3. Como superar os obstáculos ao crescimento: soluções propostas
3.1 Instabilidade de streaming
Um dos mecanismos possíveis é a instabilidade de streaming (em inglês, streaming instability, SI). No caso da SI:
- Interação coletiva entre partículas e gás: As partículas afastam-se um pouco do gás, formando sobrecargas locais.
- Feedback positivo: As partículas concentradas localmente aceleram o fluxo de gás, reduzindo o vento contrário que enfrentam, aumentando ainda mais a concentração de partículas.
- Colapso gravitacional: Finalmente, aglomerados densos podem colapsar devido à sua própria gravidade, evitando colisões lentas e graduais.
Este colapso gravitacional produz rapidamente planetesimais com escala de 10–100 km, cruciais para a formação inicial dos protoplanetas [3]. Modelos numéricos indicam fortemente que a instabilidade de streaming pode ser um caminho fiável para a formação de planetesimais, especialmente se a proporção de poeira para gás for aumentada ou se os montículos de pressão concentrarem partículas sólidas.
3.2 Acreção de “pebbles”
Outra forma é a acrecção de “pebbles”, onde os núcleos protoplanetários (~100–1000 km) “recolhem” partículas de tamanho mm–cm que orbitam no disco:
- Raio de Bondi/Hill: Se o protoplaneta for suficientemente grande para que a sua esfera de Hill ou raio de Bondi possa “capturar” os pebbles, as taxas de acreção podem ser muito elevadas.
- Eficiência do crescimento: A baixa velocidade relativa entre os “pebbles” e o núcleo permite que uma grande parte dos “pebbles” se junte, evitando a necessidade de colisões graduais entre partículas de tamanho semelhante [4].
A acreção de “pebbles” pode ser mais importante na fase dos protoplanetas, mas está também relacionada com as planetesimais primárias ou “sementes” remanescentes.
3.3 Subestruturas do disco (“montículos” de pressão, vórtices)
As estruturas em forma de anel detetadas pelo ALMA indicam possíveis “armadilhas” de poeira (por exemplo, máximos de pressão, vórtices), onde as partículas se acumulam. Estas regiões localmente densas podem colapsar devido à instabilidade de streaming ou simplesmente acelerar rapidamente as colisões. Estas estruturas ajudam a evitar a deriva radial “criando locais” para acumulação de poeira. Ao longo de milhares de órbitas, planetesimais podem formar-se nestas armadilhas de poeira.
4. Crescimento adicional para além das planetesimais: formação de protoplanetas
Assim que existem corpos com escala de quilómetros, devido ao “concentramento” gravitacional, as colisões tornam-se ainda mais frequentes:
- Crescimento descontrolado (runaway): As maiores planetesimais crescem mais rapidamente – começa a dominar o crescimento “oligárquico”. Um pequeno número de grandes protoplanetas controla os recursos locais.
- Aceleração / “amortecimento”: As colisões mútuas e o atrito com o gás reduzem as velocidades aleatórias, favorecendo mais a acreção do que a fragmentação.
- Escala temporal: Nas regiões internas (terrestres), os protoplanetas podem formar-se ao longo de vários milhões de anos, deixando alguns embriões que mais tarde, ao colidirem, formam os planetas rochosos finais. Nas regiões externas, os núcleos dos gigantes gasosos necessitam de uma evolução ainda mais rápida para conseguirem captar o gás do disco.
5. Evidências observacionais e laboratoriais
5.1 Objetos remanescentes no nosso Sistema Solar
No nosso sistema, persistem asteroides, cometas e objetos do Cinturão de Kuiper como planetesimais de acreção incompleta ou corpos parcialmente formados. A sua composição e distribuição permitem compreender as condições de formação dos planetesimais no jovem sistema solar:
- Cinturão de asteroides: Na região entre Marte e Júpiter encontramos corpos de composição química variada (rochosos, metálicos, carbonáceos), remanescentes da evolução incompleta dos planetesimais ou órbitas perturbadas pela gravidade de Júpiter.
- Cometas: Planetesimais gelados além da linha de neve, que retêm compostos voláteis primordiais e poeira da parte externa do disco.
As suas assinaturas isotópicas (por exemplo, isótopos de oxigénio em meteoritos) revelam a química local do disco e processos de mistura radial.
5.2 Discos de detritos de exoplanetas
Observações de discos de detritos (poeira) (por exemplo, com ALMA ou Spitzer) em torno de estrelas mais velhas mostram faixas onde os planetesimais colidem. Um exemplo famoso é o sistema β Pictoris com um enorme disco de poeira e possíveis "protuberâncias" de corpos (planetesimais). Sistemas protoplanetários mais jovens têm mais gás, enquanto os mais velhos têm menos, dominando processos de colisão entre planetesimais remanescentes.
5.3 Experiências laboratoriais e física das partículas
Experiências em torres de queda ou microgravidade investigam colisões de grãos de poeira – como os grãos se juntam ou ricocheteiam a certas velocidades? Experiências em maior escala estudam as propriedades mecânicas de agregados de centímetros. Entretanto, simulações HPC integram estes dados para ver como a escala das colisões cresce. Informação sobre taxas de fragmentação, limiares de coesão e composição da poeira complementa os modelos de formação de planetesimais [5], [6].
6. Escalas temporais e aleatoriedade
6.1 Rápido versus lento
Dependendo das condições do disco, os planetesimais podem formar-se rapidamente (em milhares de anos) devido à instabilidade de streaming ou mais lentamente, se o crescimento for limitado por colisões menos frequentes. Os resultados variam bastante:
- Parte externa do disco: Baixa densidade retarda a formação de planetesimais, mas o gelo facilita a aglutinação.
- Parte interna do disco: Maior densidade promove colisões, mas maior velocidade aumenta o risco de impactos destrutivos.
6.2 «Caminho casual» para os protoplanetas
À medida que os planetesimais começam a formar-se, a sua interação gravitacional provoca colisões caóticas, fusões ou ejeções. Em algumas regiões, podem formar-se rapidamente embriões grandes (por exemplo, protoplanetas do tamanho de Marte no sistema interno). Quando a massa acumulada é suficiente, a arquitetura do sistema pode "fixar-se" ou continuar a mudar devido a colisões gigantes, como se pensa no cenário da colisão entre a Terra e a Theia, que explica a origem da Lua.
6.3 Diversidade dos sistemas
Observações de exoplanetas mostram que em alguns sistemas se formam super-Terras ou Júpiteres quentes perto da estrela, enquanto noutros se mantêm órbitas largas ou cadeias ressonantes. Diferentes ritmos de formação e processos de migração dos planetesimais podem gerar configurações planetárias inesperadamente diversas, mesmo com pequenas variações na massa do disco, momento angular ou metalicidade.
7. Papéis principais dos planetesimais
7.1 Núcleos para gigantes gasosos
Na zona externa do disco, quando planetesimais atingem cerca de 10 massas terrestres, podem atrair camadas de hidrogénio-hélio, formando gigantes gasosos do tipo Júpiter. Sem um núcleo planetesimal, essa acumulação de gás pode ser demasiado lenta antes da dissipação do disco. Por isso, os planetesimais são cruciais na formação de gigantes gasosos no modelo de acréscimo de núcleo.
7.2 Compostos voláteis
Os planetesimais formados para lá da linha de neve contêm muito gelo e voláteis. Mais tarde, devido a dispersão ou colisões tardias, podem transportar água e compostos orgânicos para os planetas rochosos interiores, possivelmente contribuindo significativamente para a habitabilidade. A água da Terra pode ter vindo parcialmente de planetesimais do cinturão de asteroides ou cometas.
7.3 Resíduos menores
Nem todos os planetesimais se juntam para formar planetas. Alguns permanecem como asteroides, cometas ou objetos do Cinturão de Kuiper e corpos considerados Troianos. Estas populações preservam o material primário do disco, fornecendo evidências "arqueológicas" sobre as condições e ritmos de formação.
8. Investigação futura sobre a ciência dos planetesimais
8.1 Conquistas observacionais (ALMA, JWST)
Observações de alta resolução podem revelar não só subestruturas do disco, mas também concentrações ou filamentos de partículas sólidas, correspondendo à instabilidade do fluxo. Uma análise química detalhada (ex.: isotopólogos de CO, compostos orgânicos complexos) nestes filamentos ajudaria a confirmar as condições favoráveis à formação de planetesimais.
8.2 Missões espaciais a pequenos corpos
Missões como a OSIRIS-REx (para trazer amostras de Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), as próximas Lucy (asteroides Troianos) e Comet Interceptor ampliam a compreensão sobre a composição e estrutura interna dos planetesimais. Cada recolha de amostras ou passagem próxima ajuda a melhorar os modelos de condensação do disco, as histórias de colisões e a presença de compostos orgânicos, explicando como os planetesimais se formaram e evoluíram.
8.3 Melhoramentos teóricos e computacionais
Modelos particulados ou fluidodinâmico-cinéticos melhores proporcionarão mais oportunidades para compreender a instabilidade do fluxo, a física das colisões de pó e os processos em várias escalas (desde grãos submm até planetesimais de vários quilómetros). Utilizando recursos HPC de alto desempenho, podemos combinar os pormenores das interações microscópicas dos grãos com o comportamento coletivo de enxames de planetesimais.
9. Resumo e nota final
A acreção de planetesimais é uma etapa essencial em que as “poeiras cósmicas” se transformam em mundos tangíveis. Desde as interações microscópicas de colisão de partículas de pó até à instabilidade do fluxo que promove a formação de corpos com quilómetros, o surgimento de planetesimais é tanto complexo quanto necessário para o crescimento de embriões planetários e, finalmente, planetas totalmente desenvolvidos. Observações em discos protoplanetários e de detritos, bem como amostras retornadas de pequenos corpos do Sistema Solar, revelam a interação caótica de colisões, deriva, coesão e colapso gravitacional. Em cada etapa – do pó aos planetesimais e protoplanetas – desenrola-se uma dança cuidadosamente coreografada (embora algo aleatória) de matéria, guiada pela gravidade, dinâmica orbital e física do disco.
Ao combinar estes processos, ligamos a aglomeração das partículas de pó mais finas no disco com as magníficas arquiteturas orbitais de sistemas multiplanetários. Tal como a Terra, muitas exoplanetas começam com a reunião destes pequenos grumos de pó – planetesimais, que semeiam famílias inteiras de planetas que, com o tempo, podem até tornar-se habitáveis.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodinâmica de corpos sólidos na nebulosa solar.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). “Os Mecanismos de Crescimento de Corpos Macroscópicos em Discos Protoplanetários.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). “Formação rápida de planetesimais em discos circunestelares turbulentos.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Crescimento rápido de núcleos de gigantes gasosos por acreção de seixos.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Evolução do Pó e a Formação de Planetesimais.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
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- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Construção de Planetas Terrestres.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.