O que a composição dos exoplanetas pode nos dizer sobre sua formação?

Título: Compositional Imprints in Density-Distance-Time: A Rocky Composition for Close-in Low-mass Exoplanets from the Location of the Valley of Evaporation

Autores: Sheng Jin e Christoph Mordasini

Instituição do primeiro autor: CAS Key Laboratory of Planetary Sciences, Purple Mountain Observatory, EUA?

Status: Publicado no The Astrophysical Journal, acesso aberto

Nas últimas décadas o número de exoplanetas descobertos cresceu dramaticamente, graças aos avanços nas técnicas de trânsito planetário (utilizado pelo telescópio espacial Kepler) e velocidade radial. Inesperadamente, descobriu-se que a maior parte desses planetas tem uma característica incomum aqui no sistema solar: seus tamanhos variam entre o tamanho do planeta Terra e o de Netuno.

Além disso, ao olhar a distribuição do tamanho (raio) desses planetas, notou-se que eles se dividem em dois grupos: o primeiro possui tamanho similar ao da Terra (raio entre 1 e 1.5 vezes o raio terrestre) e outro grupo possui raio de 2 a 3.5 vezes o raio da Terra (um pouco menor que o tamanho de Netuno, por isso esse grupo foi denominado de sub-Netunos). Entre esses dois grupos existe uma ausência de exoplanetas, um vale, também conhecido como “Fulton gap” – uma referência ao autor do artigo que mostrou a existência do vale (ver Fig. 1). Mas esse não é o único nome dado ao vale. Acredita-se que este vale é uma região de transição devido a fotoevaporação de planetas um pouco menores que Netuno que perderam seu envelope atmosférico de H/He – por serem pequenos, esses planetas possuem fraco poder gravitacional – e acabaram apenas com seus núcleos expostos. Com a perda do envelope, o raio desses planetas diminuiu e sua densidade aumentou. Isso significa que a perda do envelope gasoso de H/He pode fazer com que os planetas pulem o vale da evaporação, saindo do grupo de sub-Netunos diretamente ao grupo de super-Terras.

 

A composição do núcleo desses planetas pode ter ligação direta com a localização do vale da evaporação. Porém, tem um único probleminha: nós não sabemos do que o núcleo desses planetas são compostos. Para isso, o artigo de hoje utiliza uma população modelada de planetas com dois tipos de núcleos diferentes – um rochoso e outro só composto de gelo – para investigar os seguintes pontos:

1. Como a composição do planeta pode afetar a localização do vale de fotoevaporação no diagrama da distribuição do tamanho do planeta
2. Como a variação da massa e a densidade dos planetas ao longo do tempo de vida do planeta pode nos revelar características importantes sobre sua formação e evolução

1) A localização do vale de evaporação

Ao comparar a distribuição do raio da população modelada de exoplanetas com núcleos rochosos (vermelho) e de gelo (azul) com os dados observacionais (verde, ver Fig. 2), os autores encontraram que a localização do vale da fotoevaporação na distribuição dos planetas rochosos é consistente com a distribuição da população observada, localizada em torno de 1.7 raio terrestre. Já para os planetas feito de gelo, o vale ocorre em raios muito grandes (1.8 – 2.3 raio da Terra) comparado com o vale observacional.

Isso nos leva a concluir que se o vale é realmente devido a fotoevaporação, seria possível dizer que os núcleos dos planetas observados pelo Kepler são realmente rochosos – predominantemente feito de silício e ferro (com pouca quantidade de gelo). Entretanto, é importante ressaltar que outros fenômenos podem também estar associados com a presença do vale: 1) remoção do envelope atmosférico devido ao impacto de planetesimais 2) evaporação do envelope atmosférico através da liberação de energia do núcleo à medida que o planeta vai esfriando após sua formação.

 

2) Variação da massa e densidade dos planetas ao longo do tempo

Para analisar o diagrama de massa versus densidade ao longo do tempo, os autores usaram uma amostra modelada de planetas com núcleo rochoso. Eles encontraram que planetas com baixa densidade (menor do que 10-1 g/cm3) – ou seja, com envelope gasoso – e que recebem alto nível de irradiação, sofrem fotoevaporação nos primeiros anos de vida, entre 20 e 110 milhões de anos, quando o nível de radiação XUV da estrela-mãe é maior. Por isso, esses planetas com baixa densidade desaparecem nos diagramas após 0.02 bilhões de ano (ver Fig. 3). Em torno de 10 bilhões de anos, a densidade dos planetas que ainda retém um envelope gasoso cresce devido a contração e esfriamento do núcleo do planeta.

Mas.. e a comparação do modelo com dados observacionais?

O fato de a maior parte da variação na densidade e massa do planeta acontecer nos seus primeiros anos de vida (até 0.1 bilhão de ano) torna difícil a observação direta já que a maior parte das melhores estrelas para se observar (ou seja, mais brilhantes) são mais velhas do que isso.

Esse cenário nebuloso mudará em poucos anos, pois a futura missão PLATO vai determinar com precisão da idade de várias estrelas, nos possibilitando observar a evolução temporal dos planetas.