Título: Chemical evidence for planetary ingestion in a quarter of Sun-like stars
Autores: Lorenzo Spina, Parth Sharma, Jorge Meléndez, Megan Bedell, Andrew R. Casey, Marília Carlos, Elena Franciosini, Antonella Vallenari
Instituição do primeiro autor: INAF – Osservatorio Astronomico di Padova, Itália
Status: Publicado em na Nature Astronomy [acesso aberto no arXiv]
Você sabia que as estrelas também se alimentam? Para nossa sorte, não parece que nosso Sol tem um gosto por planetas. As órbitas relativamente circulares e estáveis em que se encontram os planetas do Sistema Solar os põem a salvo das garras famintas do Sol (por enquanto). Outros sistemas planetários não têm tanta sorte. Sistemas com condições iniciais turbulentas podem dar origem a planetas em órbitas dinamicamente instáveis que levam o planeta a mergulhar na estrela hospedeira.
Com que frequência esse tipo de banquete acontece? E, inversamente, quão comum é encontrar uma estrela como o nosso Sol, que é capaz de hospedar um sistema planetário tão dinamicamente pacífico? Essas questões são importantes não apenas para o estudo da formação de planetas, mas também para a busca de vida fora de Sistema Solar. Os autores de hoje se propuseram a abordar essas questões importantes, procurando por sinais químicos de engolfamento de planetas em estrelas semelhantes ao Sol.
Você é o que você come
Nosso entendimento é que planetas se formam no disco protoplanetário ao redor de uma jovem estrela. Esse disco é feito de gás, poeira e gelo, e em geral contém a mesma abundância de elementos encontrados na estrela. O material vai conter tanto elementos refratários, que têm altas temperaturas de condensação, quanto elementos voláteis, com baixas temperaturas de condensação. Nas temperaturas de 500 a 1500 K do disco protoplanetário interno, os elementos refratários são capazes de condensar e formar planetas, enquanto os elementos voláteis permanecerão em grande parte na forma gasosa. Como consequência, os planetas rochosos e os núcleos dos planetas gasosos são compostos principalmente de elementos refratários, que condensam primeiro. O gás rico em elementos voláteis é depois capturado, formando planetas gasosos. O gás restante que não é capturado por um planeta recém-formado é eventualmente dissipado.
Agora que sabemos do que os planetas são feitos, podemos inferir quais mudanças químicas ocorrem em uma estrela que acabou de fazer uma refeição planetária. Quando uma estrela devora um planeta, a estrela hospedeira torna-se quimicamente enriquecida em elementos refratários em comparação com antes da refeição, graças ao material rochoso rico em refratários que entra em seu sistema. Isso significa que podemos comparar a química inicial da estrela com a química observada para dizer se uma estrela teve um banquete planetário. Mas como podemos saber qual era sua composição química antes da refeição? Os autores de hoje resolvem essa questão de maneira esperta, usando estrelas binárias bem separadas.
Estrelas binárias distantes nos ajudam a decifrar a composição inicial
Binárias são pares de estrelas gravitacionalmente vinculadas e, portanto, orbitando um centro de massa comum. Quando elas estão suficientemente distantes uma da outra, podemos estudar cada estrela do par separadamente. Entende-se que estrelas binárias nascem juntas, ao mesmo tempo, da mesma nuvem molecular, de modo que se espera que sejam quimicamente idênticas. Isso ocorre porque as nuvens moleculares são turbulentas por natureza, misturando muito bem seu conteúdo antes do início da formação estelar. Dessa forma, quaisquer diferenças nas composições observadas de estrelas em uma binária devem ser ou consequência de uma diferenças nos parâmetros estelares (como temperatura efetiva, gravidade superficial ou massa do envelope convectivo, que não alteram a composição química intrínseca de uma estrela como um todo, mas sim as abundâncias que observamos na suas camadas externas visíveis,) ou devido a um evento que ocorreu depois que a estrela foi formada, como um engolfamento planetário. Para limitar os efeitos do primeiro caso e maximizar a probabilidade de que quaisquer diferenças observadas na composição química se devam ao último caso, os autores de hoje escolhem sistemas binários distantes em que as estrelas têm parâmetros estelares semelhantes.
Com isso tudo em mente, fica claro por que os autores do artigo de hoje escolheram binárias bem separadas: assumindo que apenas uma estrela na binária ingere um planeta, podemos usar a outra estrela como uma ferramenta para estimar a composição inicial da estrela faminta. Para este estudo, os autores escolheram 107 binárias distantes compostas por estrelas com temperaturas efetivas e gravidades superficiais semelhantes às do Sol. Eles então estudaram o quanto as de cada par eram quimicamente semelhantes. Os autores escolheram usar o elemento ferro para sondar a similaridade química entre estrelas em cada par. O ferro é uma ótima escolha porque i) as abundâncias de ferro podem ser medidas com alta precisão devido às muitas linhas de absorção do elemento que são visíveis em espectros estelares e ii) o ferro é um elemento refratário e, portanto, pode ser usado para inferir a presença de material planetário rochoso.
Quase um terço das estrelas observadas em binárias distantes fizeram uma refeição planetária!
Os autores descobriram que 30% das 107 binárias investigadas mostram diferenças químicas significativas (> 2 sigma) entre seus membros (veja a Figura 1). Além disso, eles notaram que as binárias mais quentes (com temperaturas efetivas que se aproximam de 6.000 K) têm maior probabilidade de apresentar diferenças químicas entre os membros do par.
Como sabemos que essas diferenças químicas ocorrem porque um dos membros do par engoliu um planeta? Em primeiro lugar, a dependência com temperatura na Figura 1 é um bom sinal. Os autores sugerem que essa dependência pode ser explicada pela física da estrutura estelar. Estrelas com massas entre 0,4 e 1,3 vezes a do Sol (como é o caso das estrelas neste estudo) têm envelopes convectivos que estão constantemente misturando o conteúdo de seu envelope, tipo um liquidificador. A espessura deste envelope convectivo é inversamente proporcional à massa e à temperatura da estrela. Em outras palavras, estrelas mais frias e de menor massa têm envelopes convectivos mais espessos, que são mais eficientes em misturar gás na superfície estelar do que estrelas de massa mais alta, que têm envelopes convectivos mais finos. Isso significa que se jogássemos um planeta na superfície de uma estrela mais fria, a assinatura química desse planeta, ou seja, o excesso de elementos refratários como o ferro, seria eficientemente misturado nas profundezas da estrela, e os sinais de engolfamento planetário desapareceriam mais rápido. No entanto, se repetíssemos isso com uma estrela mais quente, que tem um envelope convectivo mais fino, seríamos capazes de ver os sinais químicos de engolfamento muito mais facilmente, e possivelmente por mais tempo, devido ao fino envelope que não mistura o conteúdo planetário tão profundamente na estrela. Isso poderia explicar a relação entre a temperatura e a probabilidade de encontrar pares quimicamente diferentes de estrelas binárias. Para explorar ainda mais essa relação, os autores simulam uma amostra de binárias com uma faixa de temperaturas e, portanto, uma faixa de espessuras de envelope convectivo. Se eles assumirem uma probabilidade de engolfamento do planeta de 27%, algo que eles derivam de suas observações, eles são capazes de recriar a relação entre a temperatura e a probabilidade de encontrar um par binário quimicamente distinto com seus dados simulados (linhas tracejadas na Figura 1).
Para explorar ainda mais a possibilidade de que as diferenças químicas nos pares binários são devidas a eventos de engolfamento planetário, os autores observam a razão entre ferro e carbono, [Fe/C], em cada membro das binárias quimicamente distintas. Eles escolheram essa proporção específica porque ela reflete a abundância de elementos refratários (ferro) para elementos voláteis (carbono). Assim, um aumento de [Fe/C] em relação ao valor esperado pode ser causado pelo engolfamento de um planeta rico em elementos refratários. Os autores descobriram que, na maioria dos pares binários quimicamente diferentes, o componente ligeiramente mais rico em metal tende a ter um maior valor de [Fe/C] (ver Figura 2). Isso sugere fortemente que o material rochoso engolfado é responsável pela diferença química entre os membros dos pares.
No geral, os autores do artigo de hoje descobriram que cerca de 30% das estrelas semelhantes ao Sol em binárias bem separadas mostram sinais de envolvimento planetário. Além disso, ao estudar essas diferenças químicas, eles descobriram que o componente mais rico em metais provavelmente estaria envolvido na ingestão planetária. Finalmente, eles descobriram que é mais fácil detectar uma estrela que comeu um planeta quando ela é quente. Esses resultados enfatizam o poder que a química estelar tem no estudo de exoplanetas. Além disso, os autores dão um passo inicial para estudar observacionalmente a probabilidade de encontrar sistemas solares dinamicamente pacíficos como o nosso, algo que desempenha um papel importante em nossa busca por vida extraterrestre. Esses resultados abrem a porta para estudos futuros que examinem a taxa de ocorrência de ingestão planetária por estrelas hospedeiras. Seria interessante expandir este estudo para binárias com pequena separação para explorar se a distância entre as estrelas em um par tem um efeito sobre a probabilidade de ingestão planetária, o que poderia servir para indicar se o resultado encontrado pelos autores se aplica também a estrelas isoladas.
Adaptado de Hey, you’ve got some planet stuck in your teeth…, escrito por Catherine Manea.
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