Por que Júpiter e Saturno giram tão lentamente?

Título original: On the Terminal Rotation Rates of Giant Planets

Author: Konstaintin Batygin

Instituição do primeiro autor: California Institute of Technology, Division of Geological and Planetary Sciences

Status: Publicado no Astronomical Journal, acesso livre no arXiv

Os períodos de rotação de Júpiter e Saturno são de 9.93 e 10.7 horas, respectivamente. Comparados à nossa pequena Terra, que gira em torno de si mesma em um período de 24 horas, você pode pensar que estes planetas são super ágeis, não? Contudo, nossas melhores teorias de formação planetária nos dizem que, considerando o quão massivos eles eram quando se formaram, eles deveriam ter períodos de rotação bem mais rápidos.

Como forma-se um Júpiter?

Digamos que você quer criar um Júpiter, apenas por passatempo. Se você seguir as regras do nosso entendimento de formação planetária geral, existem três passos principais. Começamos dentro de um disco protoplanetário. Nele, existe uma instabilidade gravitacional onde metais pesados podem colapsar gravitacionalmente e começam a formar um núcleo metálico. Este núcleo adquire um envoltório gasoso que então pode produzir os planetas em formação. Uma vez que o envoltório gasosos apresenta o tamanho do núcleo inicial, o planeta entra num estágio chamado “acreção de fuga”. Isto significa que o material ao redor do planeta cai rapidamente e eficientemente, adicionando massa rapidamente. Assim, temos um planeta tipo Júpiter formado (tecnicamente chamado planeta Joviano). Porém, ao seguir este modelo simples, assim que o processo de fuga inicializa, o planeta está acretando tanta massa que o nosso novo Júpiter gira cada vez mais rápido, e não tem jeito de reduzir seu momentum angular. Neste modelo simples, a superfície do planeta que alcança velocidades equivalentes a sua velocidade de escape, de modo que este planeta se romperia. Isto não é ideal para formação planetária. Além disto, ao observarmos Júpiter e Saturno, além de planetas Jovianos fora do nosso sistema solar (exo-Jovianos), continuamos a obter velocidades rotacionais bem abaixo das velocidades de escape dos planetas. Então, como podemos desacelerar um planeta jovem e energético? Para tal, voltamos à resposta que todos os astrônomos olham em tempos de necessidade: campos magnéticos.

Figura 1: Esta imagem foi retirada de uma simulação em alta resolução da formação de Júpiter utilizando o método descrito acima. O Júpiter jovem é mostrado como um globo brilhante eliminando um vão dentro do disco protoplanetário (Imagem: Frederic Masset via “How Planets Like Jupiter Form”)

Como podemos frear um gigante como Júpiter?

O artigo de hoje tenta fundamentar o cenário para a resolução do problema do momentum angular na formação de planejtas Jovianos usando magneto-hidrodinâmica. Palavra grande e assustadora, de fato, mas colocando de forma mais simples, este artigo cria um modelo semi-analítico de formação e um planeta Joviano com forte campo magnético, e explora como ele poderia desacelerar o planeta. Este modelo divide o problema em duas partes: o disco circumplanetário e o planeta em si. Cada parte do problema apresenta equações que descrevem os parâmeteos chave, por exemplo tempreratura, densidade, e abundância de metais no envoltório superficial. Acerca da parte planetária, o autor calcula a intensidade do campo magnético baseando-se na luminosidade típica de planetas jovens exo-Jovianos, e então faz uso destas propriedades para calcular a condutividade elétrica e indução magnética do sistema, as quais produzem forças que afetam a velocidade de rotação do planeta. “Rodar” este modelo consiste em calcular cada uma destas equações sobre uma série de passos temporais para que então possamos entender melhor como cada um destes fatores mudam e afetam uns os outros enquanto o planeta é formado.

Como o gigante foi freado

Os resultados do modelo são ilustrados na Figura 2 abaixo. A descoberta deste paper é que, se considerar que o protoplaneta Joviano tem um campo magnético significante, este campo invoca uma força no sentido oposto à rotação de ambos os discos circumplanetários e o planeta. Basicamente, o campo magnético se acopla ao disco ao seu redor. Uma vez que existe uma força na direção oposta ao movimento original, o planeta reduz a sua rotação. Assim, o momentum angular se dissipa do sistema como um material que alimenta conforme o material que alimenta o planeta é ejetado do sistema, voltando ao disco protoplanetário.

Figura 2: Uma visão ilustrativa da formação planetária e o efeito dos campos magnéticos (linhas vermelhas). Estamos olhando dentro do disco protoplanetário, com a estrela hospedeira à esquerda, e dando um zoom no planeta Joviano sendo formado. O planeta tem o seu próprio círculo de influência, cujas bordas correspondem às regiões roxas. Podemos ver que o material flui sobre o planeta de cima, e que o material pode somente cair sobre ele verticalmente. Material que cai logo ao lado é adicionado ao disco de decreção e assim ejetado para a nebula gasosa. O planeta desacelera via indução do campo magnético que invoca uma força de direção contrária à rotação Kepleriana original, que apresenta a mesma direção que a rotação do planeta. [Figura do artigo, veja artigo para imagem em mais alta resolução]

Este artigo então propôs um modelo semi-analítico que adicionou campos magnéticos ao nosso quadro de formação planetária. E este modelo mostrou então que, através de campos magnéticos fortes, não é apenas possível reduzir a rotação do planeta a velocidades que de fato observamos, mas que este processo de desaceleração ocorre rapidamente. Obviamente, existem mais detalhes que poderiam ser adicionados para aprimorar este modelo, e existem pressupostos feitos que não exatamente conciliam com as observações. Formação planetária parece que geralmente ocorre relativamente rápido e cedo no período de vida de em um sistema solar, por isso é escondida da nossa vista e muito difícil de capturar. Mas mesmo com este modelo ‘simples’, podemos ver que campos magnéticos são certamente um fator chave no mistério de desaceleração de rotação de planetas Jovianos.

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