Formação de mundos virtuais

O disco de uma estrela jovem é geralmente mais quente perto da estrela, embora o aquecimento também varie consoante a altura, a acreção e as sombras. Os minerais de silicato e os metais podem permanecer sólidos a temperaturas em que muitas substâncias voláteis estão no estado gasoso. Estes materiais resistentes ao calor, ou refractários, representam uma grande parte da massa de um planeta rochoso.[2]

A linha de neve depende de cada substância

A chamada linha de neve da água assinala a transição entre o vapor de água e o gelo de água nas condições locais. O dióxido de carbono e o monóxido de carbono têm as suas próprias transições. À medida que o disco evolui, estas linhas deslocam-se; não existe uma distância fixa que separe todas as rochas de todo o gelo.[3]

Material sem gelo não significa necessariamente ausência de hidrogénio ou de todas as substâncias que contêm água. Parte delas pode estar ligada a minerais ou a outras fases sólidas, e o material pode chegar de outros locais. A química e o transporte no disco tornam mais complexa a ideia de uma região interior uniformemente seca.[4], [5]

A órbita atual de um planeta não é um certificado de nascimento

O material sólido deriva, os corpos dispersam-se gravitacionalmente uns aos outros e os planetas em crescimento trocam momento angular com o disco. Assim, um mundo rochoso pode acumular materiais de várias regiões e acabar numa órbita diferente daquela em que se formaram os seus primeiros núcleos.[6]

Antes de mais, a poeira tem de ultrapassar etapas complexas de agregação, fragmentação e deriva. Os aglomerados de partículas podem colapsar devido à sua própria gravidade e formar planetesimais. Mais tarde, os núcleos já formados podem crescer ao colidir com planetesimais, ao capturar seixos com a ajuda do gás ou através de ambos os processos.[2]

A focalização gravitacional pode ajudar os corpos maiores a colidir com uma quantidade maior de material. Durante o crescimento descontrolado, alguns corpos crescem proporcionalmente mais depressa do que os seus vizinhos mais pequenos. Com o tempo, a sua influência gravitacional excita o movimento dos corpos circundantes, aumentando a velocidade das aproximações e reduzindo a vantagem anterior.[7]

Os corpos maiores começam a dominar o seu ambiente

Durante o crescimento oligárquico, vários embriões de massa aproximadamente semelhante começam a dominar zonas adjacentes de acreção de material. Perturbam o movimento dos corpos menores e incorporam-nos, limitando ao mesmo tempo as reservas de material diretamente acessíveis uns aos outros. O material que chega do exterior pode ainda alterar este equilíbrio.[8]

A resistência do gás e a interação gravitacional com o disco podem atenuar a excitação das órbitas, enquanto os torques do disco podem provocar migração. Enquanto ainda houver gás, os embriões podem colidir ou ficar presos em configurações de órbitas ressonantes. À medida que o gás se dissipa, algumas configurações tornam-se instáveis, podendo ocorrer novas aproximações próximas.[6]

Uma colisão entre embriões planetários pode alterar a forma de ambos os corpos. Consoante a velocidade, o ângulo e a proporção entre as massas, podem fundir-se, trocar material e separar-se ou perder uma grande quantidade de material sob a forma de detritos. A energia libertada pode fundir ou vaporizar rochas e alterar a atmosfera. Uma colisão gigantesca nem sempre deixa para trás um único planeta maior e intacto.[9]

Estas possibilidades dependem da colisão em causa. Modelar cada colisão como uma fusão total não tem em conta resultados importantes.[9]

A Lua dá testemunho de um acontecimento particularmente importante

A principal família de modelos sobre a origem da Lua associa a sua formação a uma colisão gigante sofrida pela Terra em crescimento. Os investigadores avaliam os cenários de colisão com base no movimento do sistema Terra-Lua, na composição da Lua e nas medições isotópicas. As propriedades do corpo impactante, a geometria da colisão e a evolução posterior continuam a ser temas de investigação ativa.[10]

Relógios diferentes registam diferentes fases de crescimento

Em muitos modelos, a Terra formou-se ao longo de dezenas de milhões de anos. Aparentemente, Marte acumulou a maior parte da sua massa mais cedo, mas a evolução exata do seu crescimento depende da interpretação dos dados isotópicos e da mistura química durante as colisões.[7], [11]

A dispersão dos gases, as colisões gigantes, a formação do núcleo e o arrefecimento ocorrem em simultâneo, sobrepondo-se. Não existe uma sequência universal em que um processo termine sempre antes de outro começar.

Os planetas em crescimento têm várias fontes de calor. As colisões convertem energia do movimento em calor, a separação gravitacional dos materiais liberta energia e os elementos radioativos decaem. O alumínio-26 foi especialmente importante para os corpos que se formaram suficientemente cedo para conter uma quantidade considerável deste isótopo de vida curta.[13]

Os meteoritos de ferro mostram que alguns dos primeiros planetesimais já tinham núcleos metálicos formados por diferenciação. Por isso, o planeta pode ter-se formado a partir de corpos nos quais os materiais constituintes começaram a separar-se muito antes de o planeta atingir a sua massa final.[14]

A diferenciação ocorre à medida que o planeta cresce

Quando o metal se separa do material silicatado, o líquido metálico denso pode deslocar-se em direção ao centro e contribuir para a formação do núcleo. Os silicatos à sua volta constituem a maior parte do manto. As reações químicas, a pressão, a temperatura e a quantidade de oxigénio influenciam a distribuição dos elementos entre estas regiões.[15]

O oceano de magma é uma fase, não um manto permanente

O aquecimento intenso pode formar grandes regiões de silicatos fundidos, por vezes chamadas oceano de magma. À medida que arrefecem, podem formar-se cristais, as substâncias químicas redistribuem-se e podem ocorrer trocas de materiais voláteis com a atmosfera. Impactos posteriores podem voltar a fundir parcialmente o corpo e reativar alguns destes processos. A formação da crosta e a fusão posterior continuam a remodelar a parte exterior do planeta.[13]

Ao longo de períodos geológicos prolongados, as rochas sólidas também podem fluir lentamente sob a ação de tensões contínuas. Um manto sujeito a convecção não é necessariamente um oceano de magma líquido que abrange todo o planeta.[16]

A água pode chegar a um planeta antes de este concluir o seu crescimento. Os materiais iniciais que contêm hidrogénio, os corpos ricos em água que colidem com o planeta e as trocas químicas durante a acreção podem contribuir para as suas reservas de água. A importância relativa destas fontes continua a ser investigada.[5]

O termo «acréscimo tardio» (inglês: late veneer) descreve um acréscimo relativamente pequeno de matéria após a principal etapa de formação do núcleo, cuja dimensão é parcialmente definida pelos dados sobre a composição química do manto. Este termo não deve ser usado para designar toda a água que chegou à Terra.[17]

As reservas de água de um planeta podem incluir água dissolvida no magma ou presente na composição de minerais. Os mares visíveis, por si só, não revelam tudo o que o planeta adquiriu ou conservou.[18]

Enquanto os gases do disco ainda não se tiverem dissipado, os corpos em crescimento podem atrair hidrogénio e hélio. A desgaseificação do interior e os impactos também podem acrescentar gases à atmosfera; a sua retenção depende da massa do corpo, da temperatura e da atividade da estrela.[19]

A desgaseificação e o arrefecimento influenciam-se mutuamente

À medida que as condições mudam, podem libertar-se gases do interior fundido. Estes influenciam a eficiência com que o planeta liberta calor para o espaço. Uma atmosfera espessa de vapor de água pode abrandar o arrefecimento; se as condições forem adequadas, a água pode condensar-se mais tarde, à medida que o planeta arrefece. A evolução da atmosfera está ligada ao que acontece por baixo dela.[18]

As atmosferas também podem perder matéria

A radiação da estrela e os impactos podem remover gases da atmosfera. Nas camadas superiores da atmosfera, as moléculas de água podem decompor-se e o hidrogénio pode escapar para o espaço; as reservas iniciais de água não têm necessariamente de persistir.[19]

Šiuos reikalavimus išsamiau nagrinėjame straipsnyje „Gyvybei tinkamos zonos samprata“. Čia svarbiausia sąsaja yra ta, kad planetos paviršius paveldi tiek jos formavimosi telkiantis medžiagai, tiek vėlesnių pokyčių padarinius.

A massa e o raio ajudam a estimar a composição com maior precisão

Os trânsitos ajudam a medir o raio do planeta em relação ao raio da sua estrela. O movimento das estrelas e, nos sistemas adequados, também as interações entre planetas ajudam a determinar os limites da massa. Com a massa e o raio em conjunto, calcula-se a densidade média, que pode ser comparada com modelos de rochas, metais, água e gases.[21]

Várias estruturas internas diferentes podem corresponder à mesma massa e ao mesmo raio medidos. Mesmo um pequeno envoltório gasoso pode alterar significativamente o tamanho do planeta. Assim, as estimativas do interior do planeta obtidas desta forma são intervalos baseados em dados e pressupostos, e não uma imagem direta do núcleo.[21]

A abundância de elementos químicos nas estrelas dá pistas adicionais sobre as quantidades disponíveis de ferro, silício e magnésio. Utilizados em conjunto com a massa e o raio, estes dados podem restringir o conjunto de modelos plausíveis da estrutura interna, embora persistam incertezas quanto à composição e às transformações da matéria ocorridas no planeta.[22]

Os restos estelares revelam a composição química de corpos desintegrados

Algumas anãs brancas atraíram detritos de corpos planetários. As linhas de absorção dos elementos pesados nos espectros das suas atmosferas permitem aos astrónomos reconstituir algumas características da composição desses materiais. Os resultados revelam os componentes dos corpos rochosos situados para lá do Sistema Solar e, em alguns casos, indícios de diferenciação. No entanto, não permitem determinar de forma inequívoca onde se formou o corpo original.[24]

A poeira fornece indícios indiretos de colisões em curso

Os discos de detritos podem conter poeira cuja quantidade é reabastecida pelas colisões entre corpos maiores. A poeira quente pode indicar atividade de corpos sólidos perto da estrela, mas, por si só, não basta para identificar uma colisão que forme um planeta terrestre, nem para provar a existência de um planeta rochoso.[25]

A «Psyche» estudará um possível vestígio da diferenciação inicial

A sonda espacial «Psyche» da NASA foi concebida para estudar a partir da órbita um asteroide selecionado, rico em metais, e medir a sua composição, gravidade e propriedades magnéticas. Um dos objetivos é verificar se o asteroide contém material do núcleo de um planetesimal. A sua origem exata continua a ser uma questão em aberto.[26]

Os modelos de formação têm de explicar sistemas inteiros: o número de planetas, as suas massas, as distâncias entre eles, a composição e os corpos mais pequenos que restaram. Alterações na distribuição e no fornecimento de matéria sólida, na influência dos planetas gigantes ou no momento da migração podem alterar simultaneamente vários resultados da formação.[1]

Não podemos saber apenas pela órbita de um planeta como decorreram estes processos.[1], [9], [19]

Um modelo de formação útil não se limita a reproduzir um planeta conhecido. Permite fazer previsões que podem ser comparadas com dados de meteoritos, medições planetárias, observações de discos e a diversidade cada vez maior de sistemas de exoplanetas.[1]