2. Theoretical background
2.1. Politeness
2.1.5. Brown and Levinson’s politeness framework
Correspondendo aos últimos 3 ou 4 bilhões de anos, é a etapa em que a evolução é muito lenta, com drástica queda no acréscimo de grãos, e em que ocorre a estabilização das órbitas. Pode-se dizer, que corresponde ao atual estado do Sistema Solar. Será discutido a seguir como se dá a formação dos planetas rochosos e dos planetas gigantes.
Figura 2.4: Esquema ilustrativo das etapas de formação dos planetas rochosos e do início da
formação dos planetas gigantes, de acordo com a teoria de acresção. Fonte: < http://www.- mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/graphics/ch07/0711.html > [4]
2.5.2.5.1 Planetas Rochosos
O crescimento dos planetesimais ocorre devido ao processo de acréscimo, que começa a ser dominado pela atração gravitacional quando a massa desses objetos já é grande o suficiente para atrair partículas menores. O crescimento é muito rápido14,
porque a medida que os planetesimais crescem a taxa de acresção aumenta. Isto acaba fazendo com que surjam os primeiros protoplanetas. Esta é a fase em que o planeta será realmente formado. Enquanto alguns dos planetesimais já assumiram formas e tamanhos comparáveis aos dos planetas e satélites rochosos do Sistema Solar, ainda há uma classe intermediária de planetesimais em formação, menores que aqueles. Estes são chamados de competidores, como é o caso dos asteróides, já que não sofreram colisões com os pla- netesimais gigantes. Já no final do processo, ocorrem impactos freqüentes, o que provoca as crateras que hoje se vêem na superfície dos objetos, podendo ainda causar erosão ou até mesmo fragmentação dos planetesimais, o que evidentemente leva a formação de sis- temas binários ou de satélites nos protoplanetas (Fig. 2.4).
Ao término dessa etapa, o acréscimo é interrompido porque houve um esgota- mento de partículas com pequenas velocidades na trajetória do planeta, de modo que os impactos ocorrem com menor freqüência. O gás presente no disco que sofrer atração pelo protoplaneta será retido na forma de atmosfera, cuja composição dependerá das condições iniciais da nuvem primordial.
2.5.2.5.2 Formação dos planetas gigantes
Os modelos que tentam explicar o mecanismo que leva à formação dos plane- tas gigantes gasosos ainda têm muito de obscuro. São modelos baseados nos gigantes gasosos do Sistema Solar, e, mais recentemente, englobando os planetas extrasolares. Estes, por sua vez, detém características que impõe novos desafios às teorias já exis- tentes.
14Um exemplo disso é que em apenas 105
Obviamente, o processo de formação dos gigantes gasosos ocorre de modo dife- renciado daquele que origina os planetas rochosos. Afinal, os gigantes gasosos se for- mam a uma distância na qual a intensidade do vento solar já não é mais tão eficiente na evaporação dos gases quanto seria se eles se encontrassem a menor distância. Assim, o material do disco protoplanetário que dá origem aos gigantes gasosos é constituído de uma poeira imersa em uma considerável quantidade de gás. Esta é sem dúvida uma boa explicação para a presença dos gases nestes objetos. Entretanto, com a descoberta dos planetas extrasolares, gigantes gasosos próximos à estrela central, surgiu a necessidade de uma explicação que levasse em conta este novo fato observacional (Secção 5.1.2.1, página 57).
Tenta-se montar uma explicação para a formação dos gigantes gasosos a partir da distribuição de gás e partículas no disco. Dois modelos bem aceitos atualmente são: o modelo de acresção e o modelo de formação via instabilidade do disco. Novamente, ressaltando que escapa dos objetivos desta dissertação um maior acuramento desses temas, a seguir se tem um apanhado de caráter geral, do que seria esses dois modelos.
2.5.2.5.2.1 Acresção
Segundo este modelo, os gigantes gasosos do Sistema Solar se formaram em duas etapas:
(i) Inicialmente, ocorreu a formação de um núcleo rochoso de acréscimo binário, tal qual ocorreu com os planetas terrestres;
(ii) Em seguida, ocorreu um acréscimo de gás em alta quantidade, já que havia bas- tante disponibilidade de gás na vizinhança da região de formação.
No início, o núcleo foi envolvido por um envelope de gás quase hidrostático, con- tinuando nesse processo até atingir uma massa crítica. Neste momento, se observa uma nova etapa: ocorreu um processo de acréscimo acelerado que esvaziou as proximidades
da órbita do objeto, fazendo surgir algo que pode ser caracterizado como um “vazio”. Isto pode ser observado na figura 2.5. Devido a forte atração gravitacional, quase todo o material foi acretado em um intervalo de tempo pequeno.
Figura 2.5: Formação de vãos, segundo teoria de acresção para formação dos planetas
gasosos.
Dos problemas que esta teoria apresenta, podem-se mencionar dois, a caráter me- ramente ilustrativo:
(i) A dificuldade de enquadrar a formação tão rápida, para a posição em que se encon- tram, de Urano e Netuno neste modelo;
(ii) A estimativa do núcleo de Júpiter feita a partir de dados da sonda Galileu ser menor que aquela feita teoricamente baseando-se neste modelo.
2.5.2.5.2.2 Instabilidade do Disco
Analogamente à formação estelar, surgem regiões de instabilidade gravitacional no disco protoplanetário e ocorre aumento da densidade local do gás implicando em um maior acúmulo de gás e poeira no campo gravitacional. O material do próprio disco passa a ser acumulado por este objeto formado em meio ao disco, chamado caroço, que vai crescendo e esvaziando a região ao seu redor. Uma limitação desse modelo é que nele a formação dos planetas só se mostra eficiente se o disco for muito massivo.
3
Métodos de Busca de Planetas Extrasolares
A vida é uma missão. Qualquer outra definição de vida desorienta aqueles que a aceitam. Religião, ciência, filosofia, embora ainda discordem em muitos pontos, concordam em que toda existência tem um objetivo.
Mazzini
P
LANETASnão são corpos celestes fáceis de se observar, afinal eles não são acessíveis à observação direta. Felizmente, muitos deles são grandes o suficiente para interferir no movimento da estrela, e assim poderem ser observados. As principais técnicas de busca de planetas se baseiam justamente na observação do deslocamento da estrela ao redor do centro de gravidade do sistema.3.1 Métodos de Detecção de Planetas
As técnicas usadas para detectar planetas fora do Sistema Solar são extensões daquelas usadas para estudar os sistemas binários. Os planetas da amostra selecionada para trabalho nessa dissertação foram detectados através do método de velocidade radial
e por trânsito (a exceção de um, AB Pic b, que foi detectado por imagem direta). Nas sub- secções seguintes, será feito um resumo geral de todas as técnicas utilizadas até então. A tabela 3.1 traz a quantidade de planetas descobertos até o presente usando as técnicas disponíveis. Observa-se que aproximadamente 94% desses planetas foram descobertos através do uso da técnica de velocidade radial. Os métodos observacionais podem ser
Tabela 3.1: Quantidade de planetas descoberto de acordo com o método de busca utilizado,
até a data limite de atualização da base para trabalho nesta dissertação, 18 de dezembro de 2007, quando havia 269 planetas descobertos.
Método de Sistemas Total de
Detecção Simples Múltiplos Planetas
Velocidade Radial 219 25 255
Planetas em Trânsito 34 0 34†
Microlentes Gravitacionais 4
Imagem direta 4
Timing 4 1 6
Quantidade total de planetas detectados 269
†Os planetas nos quais foi observado trânsito estão contabilizados junto aqueles que foram descobertos
pelo método de Velocidade Radial. Ou seja, dos 255 planetas descobertos usando este método, em 34 foi observado trânsito.
classificados em cinco grupos distintos quando consideradas as maneiras pelas quais as informações são recebidas, sejam elas diretas ou indiretas. São eles:
• Efeitos na estrela, • Radiação refletida, • Radiação emitida, • Radiação absorvida, e
• Microlentes gravitacionais.
Estes métodos são resumidamente ilustrados no diagrama 3.1. Obviamente, os números apresentados neste diagrama estão defasados com a realidade deste trabalho. Nele, as linhas sólidas se referem a medidas já realizadas, enquanto que as pontilhadas se referem a expectativa de medidas nos próximos 10-20 anos. À esquerda há uma escala logarít- mica de massas, em massas jupterianas e terrestres. As setas sólidas indicam detecções originais já realizadas, enquanto as abertas indicam futuras medidas para sistemas pre- viamente detectados. Medidas ainda não realizadas, ou aquelas sobre as quais ainda há incerteza são indicadas por ?.
Métodos de Detecção de Planetas
Michael Perryman, Rep. Prog. Phys., 2000, 63, 1209 (atualizado 3 Outubro 2007)Binária Eclipsante/ outros Capacidade existente Projetada (10-20 anos) Detecções preliminares Continuação das detecções n = sistemas; ? = incerteza Efeitos dinâmicos Timing (terrestre) Massa planetária detectável Pulsar Astrometria Radio Fotométrica Astrométrica Sinal Fotométrico Diversos imageamento Microlentes Interferometria espacial (infravermelho/ótico) lento 240 planetas (205 sistemas, dos quais 25
múltiplos Miliseg. 4 planetas Ótico terrestre terrestre Espacial Espacial Imagea- mento Resolvido Detecção de Vida? Imageamento Acresção sobre a estrela Auto-acresção - planetesimais Binárias eclipsantes /outros Anãs Brancas Velocidade Radial Rádio -emissão Refletido/ Corpo negro Trânsito Flutuação livre Terrestre ( Ótica Adaptativa) Discos terrestre Espaço Superflares Magnéticos Métodos de Detecção de Planetas 32