• Começa com um estrondo

Estávamos errados: todas as estrelas não têm planetas, afinal

A menos que você tenha uma massa crítica de elementos pesados ​​quando sua estrela se forma, planetas, incluindo os rochosos, são praticamente impossíveis.

Principais conclusões

• Depois de ver mais de 100.000 estrelas durante anos, procurando trânsitos planetários, a missão Kepler chegou a uma conclusão surpreendente: praticamente todas as estrelas têm pelo menos um planeta.
• Mas um olhar mais atento aos dados de onde os planetas existem mostra algo chocante: dos primeiros 5.000 exoplanetas descobertos, 99,9% deles são encontrados em torno de estrelas ricas em metais; estrelas pobres em metal são predominantemente livres de planetas.
• Isso nos diz que uma grande fração de estrelas no Universo nunca teve planetas, e que levou bilhões de anos de evolução cósmica para planetas rochosos e potencialmente habitáveis ​​serem possíveis.

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Foi apenas 30 anos atrás que a humanidade estava descobrindo nossos primeiros planetas em órbita ao redor de outras estrelas além do nosso Sol. Esses primeiros planetas extra-solares, agora conhecidos coletivamente como exoplanetas, eram incomuns em comparação com os encontrados em nosso próprio Sistema Solar: eles eram do tamanho de Júpiter, mas localizados mais perto de suas estrelas-mãe do que Mercúrio está da nossa. Esses “Júpiteres quentes” eram apenas a ponta do iceberg, pois eram apenas os primeiros aos quais nossa tecnologia de detecção se tornou sensível.

Toda a história mudou há pouco mais de 10 anos, com o lançamento da missão Kepler da NASA. Projetado para medir mais de 100.000 estrelas de uma só vez, simultaneamente, procurando um sinal de trânsito – onde a luz da estrela-mãe é parcialmente bloqueada, periodicamente, por um planeta em órbita passando por seu disco – Kepler descobriu algo surpreendente. Com base na probabilidade estatística de estar alinhado por acaso com a geometria de um planeta em órbita em torno de sua estrela-mãe, a média foi de modo que praticamente todas as estrelas (entre 80-100%) deveriam possuir planetas.

Apenas alguns meses atrás, passamos um marco nos estudos de exoplanetas: mais de 5000 exoplanetas confirmados agora são conhecidos. Mas, surpreendentemente, um olhar mais atento aos exoplanetas conhecidos revela um fato fascinante: podemos ter superestimado quantas estrelas têm planetas, afinal. Aqui está a história cósmica do porquê.

Se quisermos saber quantos planetas existem no Universo, uma maneira de fazer tal estimativa é detectar planetas até os limites das capacidades de um observatório, e então extrapolar quantos planetas existiriam se o víssemos com uma visão ilimitada. observatório. Embora permaneçam tremendas incertezas, podemos dizer com segurança, hoje, que o número médio de planetas por estrela é maior que 1.

Em teoria, existem apenas dois cenários conhecidos que podem formar planetas em torno de estrelas. Ambos começam da mesma maneira: uma nuvem molecular de gás se contrai e esfria, e as regiões inicialmente superdensas começam a atrair cada vez mais matéria circundante. Inevitavelmente, qualquer superdensidade que cresça mais massivamente mais rapidamente começa a formar uma proto-estrela, e o ambiente ao redor dessa proto-estrela forma o que chamamos de disco circunstelar.

Este disco desenvolverá imperfeições gravitacionais dentro dele, e essas imperfeições tentarão crescer via gravidade, enquanto as forças do material circundante, a radiação e os ventos das estrelas e proto-estrelas próximas e as interações com outros protoplanetesimais trabalharão contra seu crescimento. . As duas maneiras pelas quais os planetas podem se formar, dadas essas condições, são as seguintes.

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1. O cenário de acreção do núcleo, onde um núcleo suficientemente massivo de elementos pesados ​​– em grande parte composto de rocha e metal – pode se formar primeiro, com o restante de um planeta, incluindo elementos leves e material semelhante a um cometa, pode se acumular em torno dele.
2. o cenário de instabilidade do disco , onde, longe da estrela-mãe, o material esfria rapidamente e se fragmenta, levando ao rápido colapso em um planeta de tamanho gigante.

De acordo com simulações de formação de discos protoplanetários, aglomerados assimétricos de matéria se contraem em uma dimensão primeiro, onde então começam a girar. Esse “plano” é onde os planetas se formam, com esse processo se repetindo em escalas menores em torno de planetas gigantes: formando discos circumplanetários que levam a um sistema lunar.

Quase todos os planetas que descobrimos são consistentes apenas com o cenário de acreção do núcleo, mas havia alguns exoplanetas gigantes, principalmente descobertos longe de sua estrela-mãe por meio de técnicas de imagem direta, para os quais a instabilidade do disco permaneceu uma forte possibilidade na medida em que eles foram formadas.

O cenário de instabilidade do disco ganhou um grande impulso no início de 2022, quando uma equipe descobriu um exoplaneta recém-formado em um jovem sistema protoplanetário a uma distância colossal três vezes a distância Sol-Netuno. Melhor ainda: eles foram capazes de ver precisamente em quais comprimentos de onda e onde, em relação às instabilidades no disco protoplanetário, o próprio planeta apareceu.

Isso ocorreu em um raio tão grande da estrela-mãe, e muito além do raio no qual os processos de acreção do núcleo podem explicar a formação de um planeta tão massivo tão cedo no ciclo de vida de um sistema estelar, que só poderia ter se formado através da instabilidade do disco cenário. Acreditamos agora que a esmagadora maioria dos planetas gigantes gasosos formados a distâncias extremamente grandes de suas estrelas-mãe provavelmente se formaram através do cenário de instabilidade do disco, enquanto os planetas mais próximos devem ter se formado através do cenário de acreção do núcleo.

Um disco empoeirado de material protoplanetário (vermelho) envolve o sistema estelar interno (azul) ao redor da jovem estrela AB Aurigae (estrela amarela), com um planeta candidato revelado no local identificado pela seta verde. Este objeto possui propriedades que o tornam incompatível com o cenário de acréscimo de núcleo padrão.

É apenas por causa do que somos mais sensíveis - grandes mudanças no movimento aparente da estrela-mãe ou no brilho aparente em curtos períodos de tempo - que a maioria dos planetas que encontramos deve ter se formado por acreção do núcleo. A realidade é que não temos dados suficientes para identificar a esmagadora maioria dos planetas do tamanho de Júpiter a distâncias muito grandes de suas estrelas-mãe. Isso pode ser algo, dadas as capacidades coronagráficas de novos observatórios como o JWST e os telescópios terrestres da classe de trinta metros atualmente em construção aqui na Terra, que serão remediados nos próximos anos.

O cenário de instabilidade do disco não depende de quantos elementos pesados ​​estão disponíveis para formar núcleos de rocha e metal para planetas, então podemos esperar, a distâncias muito grandes de uma estrela, encontrar o mesmo número de planetas independentemente de que abundância de elementos pesados ​​existe nesse sistema estelar particular.

Mas para o cenário de acreção do núcleo, que deve se aplicar a todos os planetas encontrados com períodos orbitais que variam de horas a alguns anos terrestres, deve haver um limite. Apenas estrelas com discos circunstelares que possuem pelo menos um limiar crítico de elementos pesados ​​devem ser capazes de formar planetas por meio de acreção de núcleo.

A massa, período e método de descoberta/medição usado para determinar as propriedades dos primeiros 5000+ (tecnicamente, 5005) exoplanetas já descobertos. Embora existam planetas de todos os tamanhos e períodos, atualmente estamos inclinados a planetas maiores e mais pesados ​​que orbitam estrelas menores em distâncias orbitais mais curtas. Os planetas externos na maioria dos sistemas estelares permanecem em grande parte desconhecidos, mas aqueles que foram descobertos, em grande parte por meio de imagens diretas, são difíceis de explicar com o cenário de acreção do núcleo.

Esta é uma percepção selvagem com implicações de longo alcance. Quando o Universo começou há cerca de 13,8 bilhões de anos com o início do Big Bang quente, ele formou rapidamente os primeiros núcleos atômicos através de processos de fusão nuclear que ocorreram durante esses primeiros 3-4 minutos. Ao longo das próximas centenas de milhares de anos, ainda estava muito quente para formar átomos neutros, mas muito frio para que ocorressem outras reações de fusão nuclear. Decaimentos radioativos ainda podem ocorrer, no entanto, pondo fim a quaisquer isótopos instáveis ​​que existiam, incluindo todo o trítio e berílio do Universo.

Quando os átomos neutros se formaram pela primeira vez, possuíamos um Universo consistindo, em massa, de:

• 75% de hidrogênio,
• 25% de hélio-4,
• ~ 0,01% deutério (um isótopo estável e pesado de hidrogênio),
• ~0,01% de hélio-3 (um isótopo leve e estável de hélio),
• e ~0,0000001% lítio-7.

Esse último componente – a pequena quantidade de lítio no Universo – é o único elemento que se enquadra na categoria “rocha e metal”. Com apenas uma parte em um bilhão do Universo feita de algo diferente de hidrogênio ou hélio, podemos ter certeza de que as primeiras estrelas de todas, feitas desse material intocado que sobrou do Big Bang, não poderiam formaram quaisquer planetas através de acreção do núcleo.

Uma amostra de 20 discos protoplanetários em torno de estrelas jovens e infantis, conforme medido pelo Disk Substructures at High Angular Resolution Project: DSHARP. Observações como essas nos ensinaram que os discos protoplanetários se formam principalmente em um único plano e tendem a apoiar o cenário de acreção central da formação do planeta. As estruturas do disco são vistas em comprimentos de onda infravermelhos e milimétricos/submilimétricos.

Isso significa que planetas rochosos simplesmente não eram possíveis nos estágios iniciais do Universo!

Essa realização simples, mas essencial, por si só, é revolucionária. Isso nos diz que deve haver uma quantidade mínima de elementos pesados ​​criados no Universo antes que planetas, luas ou mesmo planetas gigantes próximos de suas estrelas-mãe possam existir. Se planetas e/ou outros mundos rochosos são necessários para a vida, uma conjectura plausível, mas incerta, então a vida não poderia ter surgido no Universo até que existissem elementos pesados ​​suficientes para formar planetas.

Isso foi reforçado na década de 2000, quando dois grandes estudos foram feitos procurando estrelas com planetas em trânsito dentro dos dois aglomerados globulares mais brilhantes vistos da Terra: 47 Tucanae e Ômega Centauro . Apesar de ter pelo menos centenas de milhares de estrelas em seu interior, nenhum planeta foi encontrado ao redor de nenhuma delas. Uma possível razão apresentada foi que, com tantas estrelas em uma região tão densa do espaço, talvez quaisquer planetas fossem ejetados gravitacionalmente de seus sistemas estelares. Mas há outra razão que deve ser considerada neste novo contexto: talvez simplesmente não houvesse elementos pesados ​​suficientes presentes nesses sistemas antigos para formar planetas quando as estrelas se formaram.

Na verdade, essa é uma explicação muito convincente. As estrelas em 47 Tucanae se formaram em grande parte de uma só vez cerca de 13,06 bilhões de anos atrás. Uma análise das estrelas gigantes vermelhas no interior revelou que elas contêm apenas cerca de 16% dos elementos pesados ​​encontrados no Sol, o que pode não ser suficiente para formar planetas por acreção do núcleo. Omega Centauri, por outro lado, teve vários períodos de formação de estrelas no interior, com as estrelas mais pesadas pobres em elementos tendo apenas ~0,5% dos elementos pesados ​​que o Sol possui, enquanto as estrelas mais pesadas ricas em elementos têm cerca de ~25% de os elementos pesados ​​presentes no Sol.

Você pode então pensar em veja o maior conjunto de dados que temos — o conjunto completo de todos os 5069 (no momento atual) exoplanetas confirmados — e pergunte, dos exoplanetas encontrados com períodos orbitais inferiores a ~2000 dias (cerca de 6 anos terrestres), quantos deles são conhecidos com teores extremamente baixos de elementos pesados ?

• Apenas 10 exoplanetas orbitam estrelas com 10% ou menos dos elementos pesados ​​encontrados no Sol.
• Apenas 32 exoplanetas orbitam estrelas com entre 10% e 16% dos elementos pesados ​​do Sol.
• E apenas 50 exoplanetas orbitam estrelas com entre 16% e 25% dos elementos pesados ​​do Sol.

Isso significa, ao todo, que apenas 92 dos 5.069 exoplanetas – apenas 1,8% – existem em torno de estrelas com um quarto ou menos dos elementos pesados ​​encontrados no Sol.

Este diagrama mostra a descoberta dos primeiros mais de 5.000 exoplanetas que conhecemos e onde eles estão localizados no céu. Os círculos mostram a localização e o tamanho da órbita, enquanto sua cor indica o método de detecção. Observe que os recursos de agrupamento dependem de onde estamos procurando, não necessariamente de onde os planetas são encontrados preferencialmente. Mas, apesar do que dizem os números, nem todas as estrelas são capazes de ter planetas.

Há um exoplaneta em torno de uma estrela com menos de 1% dos elementos pesados ​​do Sol ( Kepler-1071b ), um segundo em torno de uma estrela com cerca de 2% dos elementos pesados ​​do Sol ( Kepler-749b ), quatro deles em torno de uma estrela com cerca de 4% dos elementos pesados ​​do Sol ( Kepler-1593b , 636b , 1178b , e 662b ), e depois quatro adicionais com entre 8-10% dos elementos pesados ​​do Sol.

Em outras palavras, quando observamos detalhadamente os exoplanetas que existem ao redor das estrelas, descobrimos que há uma queda acentuada em sua abundância com base em quantos elementos pesados ​​estão presentes. Abaixo de cerca de 20-30% da abundância de elementos pesados ​​do Sol, há um “penhasco” na população de exoplanetas, com um declínio extremamente acentuado na abundância de exoplanetas.

Com base no que sabemos sobre elementos pesados ​​e como/onde eles se formam, isso tem um conjunto significativo de implicações para as chances de planetas e luas rochosos – e, portanto, para mundos vivos e habitados – em todo o Universo.

As primeiras estrelas a se formarem no universo eram diferentes das estrelas de hoje: livres de metal, extremamente massivas e destinadas a uma supernova cercada por um casulo de gás. Planetas, pelo menos planetas formados através do cenário de acreção do núcleo, devem ser praticamente impossíveis por muitas centenas de milhões de anos após essas primeiras estrelas terem surgido.

As primeiras estrelas que se formam são as primeiras estrelas a produzir elementos pesados ​​como carbono, oxigênio, nitrogênio, néon, magnésio, silício, enxofre e ferro: os elementos mais abundantes no Universo além de hidrogênio e hélio. Mas eles só são capazes de aumentar a abundância de elementos pesados ​​em cerca de 0,001% do que encontramos no Sol; a próxima geração de estrelas a se formar permanecerá extremamente pobre em elementos pesados, mesmo que seu conteúdo não seja mais puro.

Isso significa que muitas gerações de estrelas, todas processando, reprocessando e reciclando os detritos de cada geração anterior, devem existir para construir elementos pesados ​​suficientes para formar um planeta rico em rochas e metais. Até que um limiar crítico desses elementos pesados ​​seja atingido, planetas semelhantes à Terra são impossíveis.

• Haverá um período de tempo, com duração de mais de meio bilhão de anos e talvez mais de um bilhão de anos, em que nenhum planeta semelhante à Terra poderá se formar.
• Chegará então um período, com duração de vários bilhões de anos, em que apenas as regiões centrais e mais ricas das galáxias poderão possuir planetas semelhantes à Terra.
• Depois disso, haverá outro período de vários bilhões de anos em que as regiões galácticas centrais e porções do disco galáctico podem possuir planetas semelhantes à Terra.
• E então, até e incluindo os dias atuais, haverá muitas regiões, particularmente nos arredores das galáxias, no halo galáctico e em aglomerados globulares encontrados em toda a galáxia, onde regiões pobres em elementos pesados ​​ainda não podem formar como a Terra. planetas.

Este mapa codificado por cores mostra a abundância de elementos pesados ​​de mais de 6 milhões de estrelas dentro da Via Láctea. Estrelas em vermelho, laranja e amarelo são tão ricas em elementos pesados ​​que deveriam ter planetas; estrelas codificadas em verde e ciano raramente deveriam ter planetas, e estrelas codificadas em azul ou violeta não deveriam ter absolutamente nenhum planeta ao seu redor.

Quando olhamos apenas para os números brutos e extrapolamos com base no que vimos, aprendemos que existem pelo menos tantos planetas quanto estrelas no Universo. Isso continua sendo uma afirmação verdadeira, mas não é mais uma aposta inteligente presumir que todas, ou quase todas, as estrelas do Universo possuem planetas. Em vez disso, parece que os planetas são mais abundantes onde os elementos pesados ​​que são necessários para formá-los através da acreção do núcleo também são mais abundantes, e que o número de planetas que existe diminui à medida que suas estrelas-mãe possuem cada vez menos elementos.

A queda é relativamente lenta e constante até atingir algo em torno de 20-30% da abundância de elementos encontrados no Sol, e então há um penhasco: uma queda acentuada. Abaixo de um certo limite, não deve haver planetas que se formem por acreção de núcleo - incluindo todos os planetas potenciais semelhantes à Terra -. Demorou bilhões de anos antes que a maioria das estrelas recém-nascidas tivesse planetas ao seu redor, e tem implicações severas que restringem as possibilidades de vida em aglomerados globulares, nos arredores de galáxias e em todo o Universo nos primeiros tempos cósmicos.

O Universo de hoje pode estar repleto de planetas e talvez também de planetas habitados, mas nem sempre foi assim. No início, e em qualquer lugar onde a abundância de elementos pesados ​​permanece baixa, os ingredientes necessários simplesmente não estavam por perto.

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