Um dos tópicos astrofísicos mais populares atualmente - a busca por planetas semelhantes à Terra em torno de outras estrelas - acaba de receber um impulso importante de novas observações espectrais com o instrumento MIDI no ESO VLT Interferometer (VLTI).
Uma equipe internacional de astrônomos [2] obteve espectros infravermelhos exclusivos da poeira nas regiões mais íntimas dos discos proto-planetários em torno de três estrelas jovens - agora em um estado possivelmente muito semelhante ao do nosso sistema solar em formação, cerca de 4.500 milhão de anos atrás.
Reportando-se na edição desta semana da revista científica Nature, e graças à visão inigualável, nítida e penetrante da interferometria, eles mostram que nos três, os ingredientes certos estão presentes no lugar certo para iniciar a formação de planetas rochosos nessas estrelas.
"Areia" nas regiões internas dos discos estelares
O Sol nasceu cerca de 4.500 milhões de anos atrás, de uma nuvem fria e maciça de gás e poeira interestelar que entrou em colapso sob sua própria força gravitacional. Um disco empoeirado estava presente ao redor da jovem estrela, na qual a Terra e outros planetas, assim como cometas e asteróides foram formados posteriormente.
Essa época já se foi há muito tempo, mas ainda podemos testemunhar o mesmo processo observando a emissão infravermelha de estrelas muito jovens e os discos protoplanetários empoeirados ao seu redor. Até agora, no entanto, a instrumentação disponível não permitia um estudo da distribuição dos diferentes componentes da poeira em tais discos; até os mais próximos são distantes demais para que os melhores telescópios individuais os resolvam. Mas agora, como explica Francesco Paresce, cientista do projeto do interferômetro VLT e membro da equipe do ESO: “Com o VLTI, podemos combinar a luz de dois grandes telescópios bem separados para obter uma resolução angular sem precedentes. Isso nos permitiu, pela primeira vez, espiar diretamente a região mais interna dos discos ao redor de algumas estrelas jovens próximas, exatamente no local em que esperamos que planetas como a nossa Terra estejam se formando ou que em breve se formarão ”.
Especificamente, novas observações interferométricas de três jovens estrelas por uma equipe internacional [2], usando a potência combinada de dois telescópios VLT de 8,2 m, a cem metros de distância, alcançaram nitidez de imagem suficiente (cerca de 0,02 arcseg) para medir a emissão de infravermelho do região interna dos discos em torno de três estrelas (correspondendo aproximadamente ao tamanho da órbita da Terra em torno do Sol) e a emissão da parte externa desses discos. Os espectros de infravermelho correspondentes forneceram informações cruciais sobre a composição química da poeira nos discos e também sobre o tamanho médio dos grãos.
Essas observações pioneiras mostram que a parte interna dos discos é muito rica em grãos de silicato cristalino (“areia”) com um diâmetro médio de cerca de 0,001 mm. Eles são formados pela coagulação de grãos de poeira amorfos muito menores, onipresentes na nuvem interestelar que deu origem às estrelas e seus discos.
Os cálculos dos modelos mostram que os grãos cristalinos devem estar abundantemente presentes na parte interna do disco no momento da formação da Terra. De fato, os meteoritos em nosso próprio sistema solar são compostos principalmente por esse tipo de silicato.
O astrônomo holandês Rens Waters, membro da equipe do Instituto Astronômico da Universidade de Amsterdã, está entusiasmado: “Com todos os ingredientes no lugar e a formação de grãos maiores a partir do pó já começou, a formação de pedaços cada vez maiores de pedra e finalmente, os planetas parecidos com a Terra desses discos são quase inevitáveis! ”
Transformando os grãos
Já se sabe há algum tempo que a maior parte da poeira nos discos ao redor de estrelas recém-nascidas é composta de silicatos. Na nuvem natal, esse pó é amorfo, isto é, os átomos e moléculas que compõem um grão de poeira são reunidos de maneira caótica e os grãos são macios e muito pequenos, tipicamente com cerca de 0,0001 mm de tamanho. No entanto, perto da estrela jovem, onde a temperatura e a densidade são mais altas, as partículas de poeira no disco circunstelar tendem a se unir para que os grãos fiquem maiores. Além disso, a poeira é aquecida por radiação estelar e isso faz com que as moléculas nos grãos se reorganizem em padrões geométricos (cristalinos).
Consequentemente, a poeira nas regiões do disco mais próximas da estrela é logo transformada de grãos “primitivos” (pequenos e amorfos) para grãos “processados” (maiores e cristalinos).
Observações espectrais de grãos de silicato na região do comprimento de onda no infravermelho médio (cerca de 10 m) dirão se elas são “primitivas” ou “processadas”. Observações anteriores de discos em torno de estrelas jovens mostraram que havia uma mistura de material primitivo e processado, mas até agora era impossível dizer onde os diferentes grãos residiam no disco.
Graças ao aumento de cem vezes na resolução angular com o VLTI e o instrumento MIDI altamente sensível, os espectros de infravermelho detalhados das várias regiões dos discos protoplanetários em torno de três estrelas recém-nascidas, com apenas alguns milhões de anos, agora mostram que a poeira está perto de a estrela é muito mais processada do que a poeira nas regiões externas do disco. Em duas estrelas (HD 144432 e HD 163296), o pó no disco interno é bastante processado, enquanto o pó no disco externo é quase puro. Na terceira estrela (HD 142527), a poeira é processada em todo o disco. Na região central deste disco, é extremamente processado, consistente com poeira completamente cristalina.
Uma conclusão importante das observações do VLTI é, portanto, que os blocos de construção dos planetas semelhantes à Terra estão presentes nos discos circunstelares desde o início. Isso é de grande importância, pois indica que planetas do tipo terrestre (rochoso) como a Terra são provavelmente muito comuns em sistemas planetários, também fora do sistema solar.
Os cometas primitivos
As presentes observações também têm implicações para o estudo de cometas. Alguns - talvez todos - cometas no sistema solar contêm poeira pura (amorfa) e processada (cristalina). Os cometas foram definitivamente formados a grandes distâncias do Sol, nas regiões externas do sistema solar, onde sempre esteve muito frio. Portanto, não está claro como os grãos de poeira processados podem acabar em cometas.
Em uma teoria, a poeira processada é transportada para fora do jovem Sol por turbulência no disco circunsolar bastante denso. Outras teorias afirmam que o pó processado nos cometas foi produzido localmente nas regiões frias por muito mais tempo, talvez por ondas de choque ou raios no disco, ou por frequentes colisões entre fragmentos maiores.
A atual equipe de astrônomos agora conclui que a primeira teoria é a explicação mais provável para a presença de poeira processada em cometas. Isso também implica que os cometas de longo período que às vezes nos visitam dos confins do nosso sistema solar são corpos verdadeiramente intocados, que remontam a uma época em que a Terra e os outros planetas ainda não haviam sido formados.
Estudos de tais cometas, especialmente quando realizados in situ, fornecerão acesso direto ao material original a partir do qual o sistema solar foi formado.
Mais Informações
Os resultados relatados neste PR do ESO são apresentados em mais detalhes em um artigo de pesquisa “Os blocos de construção de planetas na região“ terrestre ”de discos protoplanetários”, por Roy van Boekel e co-autores (Nature, 25 de novembro de 2004). As observações foram feitas no curso do programa de demonstração científica do ESO.
Notas
[1]: Este comunicado de imprensa do ESO é publicado em colaboração com o Instituto Astronômico da Universidade de Amsterdã, Holanda (NOVA PR) e o Max-Planck-Institut f? R Astronomie (Heidelberg, Alemanha (MPG PR)).
[2]: A equipe é composta por Roy van Boekel, Michiel Min, Rens Waters, Carsten Dominik e Alex de Koter (Instituto Astronômico da Universidade de Amsterdã, Holanda), Christoph Leinert, Olivier Chesneau, Uwe Graser, Thomas Henning e Rainer K. ? hler e Frank Przygodda (Instituto Max-Planck de Astronomia, Heidelberg, Alemanha), Andrea Richichi, Sebastien Morel, Francesco Paresce, Markus Schlerler e Markus Wittkowski (ESO), Walter Jaffe e Jeroen de Jong (Observatório de Leiden) , Países Baixos), Anne Dutrey e Fabien Malbet (Observatório de Bordeaux, França), Bruno Lopez (Observatório da Côte d'Azur, Nice, França), Guy Perrin (LESIA, Observatório de Paris, França) e Thomas Preibisch (Max -Planck-Institut f? R Radioastronomie, Bonn, Alemanha).
[3]: O instrumento MIDI é o resultado de uma colaboração entre institutos alemães, holandeses e franceses. Veja ESO PR 17/03 e ESO PR 25/02 para obter mais informações.
Fonte original: Comunicado de imprensa do ESO
