Acreção de planetesimais

Grãos muito pequenos podem encontrar-se devido ao movimento térmico aleatório, chamado movimento browniano. Após uma colisão suave, as forças de superfície podem mantê-los unidos. À medida que os agregados crescem, a sedimentação, a turbulência e o movimento desigual no gás provocam novas colisões.[2]

Nem todos os encontros aumentam a massa. Os agregados podem compactar-se e ricochetear, perder material ou fragmentar-se. O resultado depende da velocidade da colisão, do tamanho das partículas, da porosidade e da composição. Um método de crescimento que funciona para um tipo de poeira pode não funcionar para outros.[3]

O gelo altera as condições, mas não elimina o problema

Para lá da linha de neve de uma substância, o gelo pode passar a fazer parte de um grão ou de uma concentração. O seu efeito na aglomeração depende da substância e da temperatura. A palavra «gelado» não significa, por si só, que todas as colisões sejam suaves ou que o crescimento prossiga sem obstáculos.[4]

As partículas podem derivar para o interior à medida que crescem

Onde a pressão do gás diminui com a distância à estrela, o gás sustentado pela pressão orbita ligeiramente mais devagar do que um corpo cuja órbita é sustentada apenas pelo seu movimento. Uma partícula sólida que interaja com esse gás é afetada pelo fluxo contrário e, por isso, pode derivar para o interior. O tamanho físico das partículas mais vulneráveis depende das condições locais do gás.[2]

O termo «barreira do tamanho de um metro» abrange estas dificuldades de crescimento e deriva. Não se trata de um obstáculo universal que surge ao atingir exatamente um metro, nem todas as partículas dispõem do mesmo pouco tempo antes de caírem na sua estrela.[2]

Uma via de formação promissora começa pela concentração de muitas partículas, cuja união é concluída pela gravidade. Um máximo de pressão pode ajudar a reter os sólidos em deriva. Em condições adequadas, a interação entre o gás e as partículas pode intensificar ainda mais a sua concentração.[5]

A instabilidade de streaming altera o próprio fluxo

O arrasto aerodinâmico do gás afeta a poeira, mas esta também afeta o gás. Esta instabilidade de streaming resulta desta interação mútua e do movimento relativo. Pode intensificar-se mesmo sem gravidade própria: inicialmente, é uma forma de concentração de partículas, não o próprio colapso gravitacional.[6]

Se a concentração se tornar suficientemente densa, a sua própria gravidade pode superar a dispersão e o efeito destrutivo do cisalhamento orbital. As simulações numéricas mostram que, nesse caso, podem formar-se planetesimais gravitacionalmente ligados a partir de concentrações de partículas. A sua massa e tamanho dependem do disco modelado e das condições do colapso.[7]

Não existe um limiar universal de concentração

Todos estes fatores são importantes: o acoplamento entre partículas e gás, a quantidade de sólidos, a turbulência e o gradiente de pressão de fundo. As simulações investigam que combinações destes fatores levam a uma forte concentração de partículas. Os limiares determinados são válidos em condições específicas; a percentagem de poeira, por si só, não pode determinar o resultado em todos os discos reais.[8], [9]

Imagine dois corpos sólidos que se aproximam um do outro. Sem atração mútua, as suas superfícies só entrariam em contacto se se deslocassem numa faixa estreita de trajetórias. A gravidade curva as suas trajetórias, fazendo com que alguns corpos que, de outro modo, passariam por pouco, colidam. Este aumento do alvo de colisão chama-se focagem gravitacional.[10]

No problema isolado de dois corpos, a simples deflexão gravitacional da trajetória não consegue capturar permanentemente um corpo inicialmente não ligado gravitacionalmente. Para que um corpo seja capturado de forma duradoura, um impacto, a resistência do gás ou a interação com outro corpo tem de alterar o balanço energético relevante.[11]

Um corpo em crescimento torna-se um alvo físico maior e pode apresentar uma focagem gravitacional mais forte. Quando, graças a esta vantagem, o seu crescimento relativo se torna mais rápido do que o dos corpos vizinhos mais pequenos, começa o crescimento acelerado na população de corpos. Alguns corpos começam a destacar-se dos outros pela sua massa.[12]

A excitação dinâmica e o amortecimento competem

As aproximações gravitacionais intensificam o movimento irregular. A resistência do gás, as colisões inelásticas e as trocas de movimento entre corpos de diferentes dimensões podem atenuar ou redistribuir esta excitação. O equilíbrio entre estes processos altera a frequência das colisões e determina se as aproximações são suficientemente suaves para que os corpos possam agregar material.[10]

A zona de alimentação de um corpo é a região a partir da qual o material consegue chegar facilmente até ele. Não é um limite fixo: a dispersão, a migração e as partículas sólidas afluentes podem alterar o material que fica disponível. A remoção do material das imediações pode abrandar uma fase de crescimento, enquanto a evolução do sistema prossegue.[13]

A acreção de seixos aproveita a gravidade e a resistência do gás. Quando uma pequena partícula sólida passa junto de uma semente maior, a resistência do gás pode reduzir suficientemente o seu movimento relativo para que comece a cair lentamente em direção à semente, em vez de escapar após a aproximação. Em condições favoráveis, esta pode ser uma forma eficaz de aumentar a massa.[14]

Estas categorias descrevem processos de crescimento e comportamento aerodinâmico, não uma escala universal que classifique as partículas segundo um único diâmetro exato.[15], [12]

Entrar apenas na região gravitacional não é suficiente

A dimensão designada por raio de Hill descreve a escala em que a gravidade da semente concorre com o efeito de maré da estrela. A escala de Bondi permite comparar o efeito da gravidade com a pressão do gás ou com o movimento relativo durante o encontro entre corpos, dependendo do problema em análise. Nenhuma delas é uma superfície que capture automaticamente tudo o que a atravessa.[15]

A captura bem-sucedida de seixos depende da força de resistência total, da duração do encontro entre os corpos e da influência gravitacional da semente. Por isso, a acreção de seixos requer uma semente já formada; por si só, não explica como surgiu a primeira semente a partir de grãos microscópicos.[14]

O fornecimento de material também não é ilimitado. Outros corpos podem capturar material em deriva, e um planeta com influência suficiente pode alterar o perfil de pressão do disco e impedir que os seixos se desloquem para o interior. Mesmo um mecanismo de crescimento rápido depende do material que o alimenta.[16]

A velocidade do impacto, o ângulo, a razão entre as massas e a estrutura interna ajudam a determinar o resultado de uma colisão. Por isso, considerar cada colisão uma fusão completa pode dar uma imagem errada da formação dos planetas.[17]

Estes resultados formam um contínuo. Alguns fragmentos podem voltar a juntar-se ou ser posteriormente agregados por outros corpos, enquanto outros são removidos do processo local de crescimento.[17]

O interior dos pequenos corpos também tem uma história evolutiva

Os planetesimais iniciais podem ter sido aquecidos pelo decaimento radioativo, sobretudo pelo decaimento do alumínio-26. Alguns fundiram-se e diferenciaram-se em núcleos ricos em metais e regiões exteriores rochosas; noutros, ocorreram reações entre a água e os minerais. Assim, um corpo relativamente pequeno podia tornar-se quimicamente complexo muito antes de se formarem os planetas finais.[18], [19]

Asteroides como Bennu podem preservar os materiais constituintes iniciais e, ao mesmo tempo, testemunhar alterações e a fragmentação de um corpo progenitor maior. O estudo destas alterações ajuda a reconstituir a sua origem.[19]

Os padrões de contacto são testados em laboratório

As experiências determinam quando os agregados aderem, ressaltam, se compactam ou se fragmentam. Estes resultados impõem restrições aos modelos de colisão, que os investigadores aplicam posteriormente a várias condições do disco. Uma experiência pode testar o comportamento dos materiais sem reproduzir todo o sistema planetário.[3]

Arrokoth é prova de uma fusão suave

A sonda New Horizons visitou o objeto do cinturão de Kuiper Arrokoth em 2019. Numa análise publicada em 2020, os lóbulos unidos e outras características foram interpretados como sinais de uma fusão suave, compatíveis com uma formação resultante do colapso de uma nuvem local. Trata-se de uma importante restrição para os modelos de acreção inicial dos corpos, não de uma prova inequívoca da instabilidade do fluxo.[20]

As amostras fragmentadas revelam tanto os materiais constituintes como as suas alterações

A sonda OSIRIS-REx trouxe material do asteroide «Bennu» em 2023. Uma análise preliminar das amostras, anunciada em 2024, revelou material rico em carbono e minerais que dão testemunho de alterações relacionadas com a água no seu corpo progenitor. As amostras preservaram informação tanto sobre os materiais constituintes como sobre os processos a que foram sujeitos.[19]

As amostras do asteroide «Ryugu», trazidas pela sonda «Hayabusa2», também revelam alterações significativas ocorridas na presença de água. Estas descobertas mostram por que razão «antigo» e «inalterado» são afirmações diferentes: a história registada nos minerais pode ser tão informativa como o material original.[21]

Os discos distantes revelam o ambiente, mas não cada elemento de construção

Os telescópios permitem mapear concentrações de poeira em discos jovens e poeira formada por colisões em sistemas de detritos mais antigos. Em geral, não permitem distinguir planetesimais individuais com quilómetros de dimensão em sistemas distantes. Os investigadores comparam estes indícios indiretos com modelos e verificam também se os mesmos dados observacionais poderiam ser explicados por diferentes processos físicos.[22], [23]

Os planetesimais e os embriões planetários que deles se formam podem tornar-se parte dos planetas rochosos e dos núcleos sólidos dos planetas gigantes. A importância relativa da acreção de planetesimais, da captura de seixos e da fusão de embriões pode variar de um sistema para outro.[13]

Os planetas gigantes têm de acumular gás enquanto ainda há

O núcleo não tem de atingir um limite universal de dez massas terrestres para conseguir reter gás. A formação de um envelope gasoso maciço depende do arrefecimento, da acreção contínua de material sólido e das reservas de gás no disco. Por isso, o crescimento de um planeta gigante tem de ser compatível com a evolução e o tempo de vida do seu disco.[24]

Os mundos rochosos podem continuar a formar-se depois de o gás se dispersar

Os embriões podem continuar a dispersar-se e a colidir mesmo depois de a maior parte do gás primordial ter desaparecido. Material trazido de outras regiões pode transportar minerais hidratados, gelo e compostos orgânicos. O contributo destes materiais e o momento em que chegam variam; a origem da água da Terra não pode ser explicada por uma única fonte universal, comum a todos os planetas.[13]

Parte do material permanece em corpos mais pequenos

Nem todos os primeiros aglomerados se tornam parte de um planeta de grandes dimensões. As populações remanescentes de pequenos corpos colidem e as suas órbitas alteram-se; por vezes, isso dá origem a cinturas de detritos observáveis. Estes corpos sobreviventes permitem estudar um resultado da formação planetária que é fácil ignorar quando toda a atenção se centra apenas nos maiores mundos.[23]