Com simulações que detalham mais do que nunca, Brooke Polak, da Universidade de Heidelberg, e Hubert Klahr, do Instituto Max Planck de Astronomia (MPIA), modelaram uma fase chave na formação de planetas em nosso sistema solar: a maneira como o centímetro Os seixos de tamanho variável se agregam nos chamados planetesimais com dezenas a centenas de quilômetros de tamanho.
Em um novo estudo publicado no arXiv e aceito para publicação no The Astrophysical Journal, os astrofísicos Brooke Polak, da Universidade de Heidelberg, e Hubert Klahr, do Instituto Max Planck de Astronomia, usaram simulações para derivar as principais propriedades dos chamados planetesimais – o tamanho dos corpos a partir do qual os planetas se formaram em nosso sistema solar há cerca de 4,5 bilhões de anos.
Usando um método inovador para simular a formação de planetesimais, os dois pesquisadores foram capazes de prever a distribuição de tamanho inicial dos planetesimais em nosso sistema solar: quantos provavelmente se formaram nas diferentes “faixas de tamanho” entre aproximadamente 10 km e 200 km.
Vários grupos de objetos no sistema solar atual, especificamente os asteroides do cinturão principal e os objetos do Cinturão de Kuiper, são descendentes diretos de planetesimais que não formaram planetas. Usando reconstruções existentes da distribuição de tamanho inicial dos asteroides do cinturão principal, Polak e Klahr foram capazes de confirmar que sua previsão realmente correspondia às observações.
Além disso, seu modelo faz previsões bem-sucedidas para as diferenças entre planetesimais formados mais perto do sol e aqueles formados mais longe, além de prever quantos se formam como planetesimais binários.
Formação do planeta da poeira aos planetas
A formação do planeta em torno de uma estrela ocorre em vários estágios. Na fase inicial, as partículas de poeira cósmica no disco protoplanetário giratório em torno de uma nova estrela se aglomeram, ligadas por forças eletrostáticas (van der Waals), para formar os chamados seixos de alguns centímetros em Na fase seguinte, os seixos juntam-se para formar os planetesimais: rochas espaciais com dezenas a centenas de quilómetros de diâmetro.
Para esses objetos maiores, a gravidade é tão forte que as colisões entre planetesimais individuais formam objetos cósmicos sólidos ainda maiores, gravitacionalmente ligados: embriões planetários. Esses embriões podem continuar a agregar planetesimais e seixos até se tornarem eplanetas. para acumular camadas espessas principalmente de hidrogênio gás para se tornarem os chamados gigantes gasosos como Júpiter, ou gigantes de gelo como Urano.
Quando os planetesimais não se tornam planetas
Nem todos os planetesimais se tornam planetas. Uma fase da história do sistema solar envolveu a recém-formada Júpiter, hoje o maior planeta do sistema solar, migrando para dentro, em direção a uma órbita mais próxima ao redor do sol. Essa migração interrompeu a formação de planetas em suas vizinhanças diretas, com Júpiter’ impedindo que os planetesimais próximos evoluíssem para embriões planetários. Urano e Netuno também migraram, mas para órbitas mais distantes, enquanto interagiam com os planetesimais além deles.
No processo, eles espalharam alguns dos planetesimais gelados mais distantes para o interior do sistema solar e alguns para fora. Geralmente, longe do sol, as distâncias típicas entre os planetesimais eram muito grandes até mesmo para os relativamente pequenos planetas semelhantes à Terra se formarem. – os únicos embriões planetários que se formaram foram objetos ainda menores como Plutão.A maioria dos planetesimais naquela distância não chegou ao estágio de embrião planetário.
No final, nosso sistema solar acabou com várias regiões contendo planetesimais restantes ou seus descendentes: o principal cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter contém planetesimais que Júpiter impediu de formar embriões e aqueles espalhados por Urano e Netuno.
A estrutura em forma de disco do cinturão de Kuiper, entre 30 e 50 unidades astronômicas do Sol, contém planetesimais distantes demais para serem perturbados pelas migrações de Urano e Netuno, aproximadamente 70.000 deles com tamanhos superiores a 100 km. vêm de médio período que visitam o interior do sistema solar. Mais longe, na chamada nuvem de Oort, estão objetos que foram espalhados para fora pela migração Urano-Netuno.
As limitações das simulações de formação de planetas
Simular a progressão de seixos de tamanho centimétrico para planetesimais é um desafio. Até cerca de uma década atrás, não estava claro como essa transição poderia acontecer – naquela época, as simulações não permitiam que os seixos crescessem além de um tamanho de cerca de um metro. Esse problema específico já foi resolvido, com a percepção de que o movimento turbulento no disco protoplanetário reúne uma quantidade suficiente de seixos para formar objetos maiores. Mas as escalas díspares envolvidas ainda fazem simulações da formação do planeta. muito diferente
As simulações contínuas modelam o disco protoplanetário dividindo o espaço em uma grade de regiões separadas – o análogo tridimensional de dividir um plano em um padrão de tabuleiro de xadrez. Em seguida, usa-se as equações da hidrodinâmica para calcular como a matéria flui de cada célula da grade para a vizinha e como as propriedades da matéria mudam durante esse processo. Mas, para obter resultados significativos, é preciso simular uma seção do disco protoplanetário com centenas de milhares de quilômetros de diâmetro. Simplesmente não há poder de computação suficiente para tornar o “tabuleiro de xadrez” suficientemente pequeno para simular a estrutura em escala de quilômetros de planetesimais individuais ao mesmo tempo.
Uma alternativa são as simulações que modelam grupos de seixos como “superpartículas” separadas e, em seguida, os fundem em objetos semelhantes a pontos únicos, uma vez que eles se aproximam mais do que um limite de cerca de 1.000 km. Mas esse método falha em capturar outro aspecto importante de formação de planetesimais: planetesimais binários próximos, onde dois planetesimais orbitam um ao outro ou até mesmo se juntam como “binários de contato”.
Simulando um ‘gás de seixo’
As simulações realizadas por Polak e Klahr vão em uma direção diferente, tomando emprestados conceitos de um modelo físico aparentemente não relacionado: a descrição cinética de um gás, onde miríades de moléculas voam em alta velocidade, suas colisões com as laterais de um recipiente exercendo cumulativamente sobre as paredes do recipiente.
Quando a temperatura do gás é baixa o suficiente e a pressão alta o suficiente, um gás passa por uma chamada transição de fase, tornando-se líquido.Sob certas condições, a transição de fase pode levar uma substância diretamente do estado gasoso para o estado sólido.
A simulação de Polak e Klahr tratou pequenos grupos de seixos em uma nuvem em colapso em um disco protoplanetário de forma análoga a partículas desse tipo de gás. Em vez de modelar explicitamente as colisões entre os vários grupos de seixos, eles atribuíram uma pressão ao seu “gás de seixos”. chamada equação de estado, que dá a pressão em função da densidade, eles escolheram a chamada equação de estado adiabática – o tipo de equação que, em uma situação esfericamente simétrica, tem uma estrutura de densidade semelhante à de da Terra.
Com esta escolha, o gás de seixo também pode passar por uma mudança de fase: em baixa densidade, há uma “fase de gás” na qual seixos separados voam e colidem com frequência. Aumente a densidade e você pode fazer a transição para um “sólido fase”, onde os seixos formaram planetesimais sólidos. O critério-chave para quando o gás do seixo se torna sólido é se a atração gravitacional dos seixos é ou não maior do que a pressão sustentada pelas colisões.
As propriedades planetesimais dependem da distância do sol
Trabalhos anteriores do grupo de Hubert Klahr mostraram que a formação de planetesimais sempre começa com uma nuvem compacta de seixos dentro do disco protoplanetário colapsando sobre si mesmo – e também produziu valores concretos para os tamanhos dessas regiões separadas em colapso. Neste novo workla, Polak Veja várias versões dessa região em colapso, cada uma com uma distância diferente do Sol, começando com uma distância tão próxima quanto a órbita de Mercúrio e terminando com uma região em colapso tão distante quanto Netuno.
Como suas equações simplificadas são muito menos complexas do que as dos modelos colisionais de superpartículas, os pesquisadores foram capazes de usar seu poder de computação disponível para simular detalhes mais finos do que nunca – até as escalas nas quais os planetesimais binários podem formar contatos binários.
Simulações anteriores, sem a capacidade de rastrear detalhes tão finos, assumiriam apenas que dois planetesimais chegando o mais próximo necessário para formar um binário próximo se transformariam em um único objeto sem estrutura e, portanto, perderiam aqueles binários também próximos.
Prevendo a distribuição de tamanho dos planetesimais
Seus resultados mostram um quadro interessante da formação de planetesimais como um todo. A distância do Sol é fundamental: uma região em colapso muito próxima do Sol produzirá apenas um único planetesimal. A distâncias maiores, cada região em colapso formará mais e mais planetesimais na mesmo tempo.Além disso, os maiores planetesimais se formam mais próximos do sol.
Os maiores planetesimais produzidos por uma nuvem de seixos em colapso à distância da Terra ao Sol são cerca de 30% mais massivos e 10% maiores do que aqueles produzidos dez vezes mais longe. No geral, a produção de planetesimais acaba sendo muito eficiente, com mais de 90% das pedras disponíveis terminando nos planetesimais resultantes, independentemente da localização no sistema solar.
A previsão da simulação para a distribuição de tamanho dos planetesimais é precisa. Claro, mesmo para os asteróides do cinturão principal, a vida continuou nos últimos bilhões de anos, com inúmeras colisões quebrando planetesimais maiores em fragmentos menores. Mas análises que visam reconstruir o distribuição de tamanho inicial do que se vê hoje chegam a resultados muito semelhantes aos das novas simulações.
E houve uma surpresa: “Anteriormente, pensava-se que a distribuição de tamanho inicial entre os asteróides reflete a distribuição de massa das nuvens de seixos”, diz Brooke Polak, “então ficamos muito surpresos que nossas simulações, sempre usando a mesma massa inicial para as nuvens de seixos, criaram a mesma distribuição de massa de asteróides durante o colapso gravitacional como é encontrado nas observações. Isso muda drasticamente as restrições nos processos que criam as nuvens de seixos na nebulosa solar.”
Em outras palavras: as simulações dos estágios iniciais do nosso sistema solar não precisarão se preocupar em obter os tamanhos das nuvens de seixos – a formação planetesimal cuidará da distribuição de tamanho adequada por conta própria.
Binários e luas
O olho para o detalhe que a simulação de Polak e Klahr construiu também produziu resultados sem precedentes sobre planetesimais binários, com pares de planetesimais orbitando um ao outro. quatro os próprios planetesimais.
As previsões para a prevalência e propriedades de binários, incluindo binários com pequenas “luas” adicionais orbitando-os, combinam perfeitamente com as propriedades observadas de objetos do cinturão de Kuiper nos limites externos do sistema solar, bem como com as dos asteróides do cinturão principal.
Uma das previsões é que os binários próximos se formam em grande número no início, à medida que os seixos se fundem em planetesimais – em vez de se formar por meio de quase colisões posteriores e outras interações. A missão espacial Lucy da NASA, lançada em 2021, promete um particípio Oportunidade interessante de testar essa previsão.
“Nem todos os planetesimais terminam no asteroide ou no cinturão de Kuiper. Alguns ficam presos em uma co-órbita com o próprio Júpiter, os chamados troianos”, diz Hubert Klahr. “A missão Lucy visitará vários deles nos próximos anos. Em Em março de 2033, ele passará pelos asteróides Patroclus e Menoetius. Cada um tem 100 km de tamanho e os dois orbitam um ao outro a uma distância de apenas 680 km. Nossa previsão é que esses dois terão a mesma cor e aparência externa, como esperamos que tenham se formado a partir da mesma nuvem de seixos. Gêmeos idênticos desde o nascimento.
Direções futuras para pesquisas
A versão atual das simulações de Polak e Klahr examina apenas a formação de planetesimais até a órbita atual de Netuno. Em seguida, os dois pesquisadores planejam explorar o início da história de nosso sistema solar a distâncias ainda maiores. Enquanto as simulações atuais já produzem objetos como o binário de contato Arrokoth, que foi visitado pela sonda New Horizons da NASA em 2019 após sua visita ao sistema Plutão-Caronte, seria interessante ver como objetos como esse poderiam se formar na distância orbital real de Arrokoth – 45 vezes mais longe do sol como a Terra (ao contrário dos 30 tempos de Netuno).
Outra limitação da presente simulação é que os planetesimais só podem se formar como esferas perfeitas de tamanhos diferentes. Uma equação de estado mais sofisticada que incorpore a capacidade dos corpos sólidos de manter sua forma permitiria uma descrição de objetos com as propriedades materiais de uma mistura de gelo poroso e poeira.Com base nisso, os cálculos poderiam ser estendidos a planetesimais de formas variadas, permitindo ainda mais detalhes entre nossa compreensão da formação do sistema solar e observações.
Publicado em 09/02/2023 18h05
Artigo original:
Estudo original: