Quantos anos tem os primeiros planetas do universo?
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Para construir um planeta, você precisa de muitos escombros e isso significa muitos elementos pesados ​​- coisas mais massivas que átomos de hidrogênio e hélio. A composição elementar da nebulosa em colapso que deu à luz o Sol e os planetas do Sistema Solar incluía coisas como ferro, silício e magnésio, que formam a maior parte dos planetas rochosos, e carbono, oxigênio, nitrogênio, potássio e outros elementos que são essencial para a vida.

No entanto, esses materiais estavam presentes apenas em pequenas quantidades, totalizando não mais de dois por cento de toda a nebulosa que era dominada por hidrogênio (74 por cento) e hélio (24 por cento). No entanto, essa nuvem gasosa era enorme; estima-se que tenha elementos pesados ​​o suficiente para construir pelo menos trinta planetas como a Terra.

Esses elementos pesados ​​- ‘metais’ na linguagem dos astrônomos – não se materializam do nada. Eles são os produtos do poder de fusão dentro das estrelas, subseqüentemente espalhados pelo cosmos nas ondas de supernovas, amarrando o meio interestelar com os ingredientes crus dos planetas. Para construir o suficiente desses materiais, muitas estrelas devem primeiro viver e morrer, cada uma contribuindo para a química em evolução do Universo, mas quanto material é realmente necessário para construir um planeta e com que rapidez o Universo acumulou um nível suficiente para fazer assim?

Planetas de metais pesados

A Terra nasceu dos escombros de um disco protoplanetário em torno de um Sol nascente, há 4,54 bilhões de anos atrás – uma grande parte do tempo no livro de qualquer pessoa. No entanto, o Universo tem 13,7 bilhões de anos – o Sistema Solar existe há apenas o último terço da história cósmica. É possível que planetas rochosos tenham se formado em torno de outras estrelas muito antes? Somos os novos garotos da quadra em comparação?

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Até recentemente, não pensávamos assim. A sabedoria predominante fora que a magia da alquimia estelar não produzia “material estelar” suficiente para construir mundos terrestres até pelo menos seis ou sete bilhões de anos após o Big Bang. Os estudos iniciais de exoplanetas confirmaram isso, encontrando mundos ao redor de estrelas com uma “metalicidade” (isto é, uma abundância de elementos pesados) igual ou superior ao nosso Sol. No entanto, verifica-se que os vieses que afetaram nossa caça ao planeta também distorceram nossa compreensão dos tipos de estrelas que poderiam formar planetas. Até 2009 e o lançamento da missão Kepler da NASA, a grande maioria dos exoplanetas conhecidos por existir eram gigantes gasosos perto de suas estrelas, simplesmente porque esses eram os mais fáceis de detectar. Esses planetas pareciam preferir estrelas com maior metalicidade.

Kepler, no entanto, mudou a maneira como vemos os exoplanetas. Simplesmente observando tantos de uma só vez em seu campo de visão, o telescópio espacial está fazendo um censo sem precedentes de mundos alienígenas. Até o momento, foram encontrados 2.321 planetas candidatos, mais de um terço dos quais são planetas rochosos menores (gigantes de gás do tamanho de Júpiter ou maiores representam apenas 11%, sendo o restante mundos de natureza indeterminada do tamanho de Netuno), enquanto antes do Kepler você poderia contar o número de exoplanetas rochosos descobertos por um lado. Os estudos de acompanhamento de suas estrelas anfitriãs revelaram uma descoberta surpreendente.

“Descobrimos que a existência de planetas pequenos não depende tão fortemente da metalicidade de sua estrela como é o caso dos planetas maiores”, diz Lars Buchhave, do Instituto Niels Bohr, da Universidade de Copenhague. Buchhave é o principal autor de um novo estudo envolvendo um grupo multinacional de astrônomos que investiga os espectros de 150 estrelas que abrigam 226 candidatos a planetas encontrados por Kepler. Sua pesquisa foi apresentada inicialmente na 220ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Anchorage, no Alasca, em junho deste ano, seguida de um artigo na Nature .

“À primeira vista, parece muito contra-intuitivo que gigantes de gás devam se importar menos com metalicidade e planetas terrestres”, diz Anders Johansen, do Observatório Lund, na Suécia, co-autor do artigo da Buchhave. Somente quando você para para pensar em como os planetas são construídos é que isso começa a fazer sentido. O processo de acumular hierarquicamente a partir de blocos de construção menores é denominado acréscimo básico, mas houve um debate em torno de gigantes de gás como Júpiter. Eles podem se condensar diretamente do gás da nebulosa solar como uma estrela ou precisam de uma semente grande em torno da qual possam crescer reunindo rapidamente o gás do disco protoplanetário em um processo descontrolado?

A preferência dos gigantes gasosos por estrelas de maior metalicidade indica que elas se formaram através da acumulação de núcleos, construindo um núcleo rochoso central dez vezes a massa da Terra que poderia dominar o disco protoplanetário e varrer grande parte do gás antes que ele se dissolva após cerca de dez milhões de anos . Em sistemas de menor metalicidade, não haveria elementos pesados ​​suficientes para formar núcleos grandes, deixando apenas pequenos mundos rochosos. Como tal, Johansen sugere que uma maneira de ver os planetas terrestres é vê-los como núcleos gigantes gasosos.

Limites à vida

Os sistemas planetários em torno de estrelas com deficiência de elementos pesados ​​podem revelar-se locais atraentes para procurar vida, porque, sem a presença de gigantes gasosos, a vida pode ser mais fácil. A maioria dos gigantes de gás extra-solar que descobrimos são os chamados ‘Júpiteres quentes’ localizados muito perto de suas estrelas e completando uma órbita em apenas alguns dias. Esses planetas não nasceram tão perto, mas migraram no sistema de suas órbitas de nascimento. Johansen diz que cada vez mais astrônomos estão adotando a idéia de que essa migração é forçada pela força gravitacional e pela fricção dinâmica do gás, ou por encontros próximos com outros planetas. Essas interações com colegas constituintes do disco protoplanetário removeram o momento angular dos planetas, fazendo com que eles espiralassem em direção às estrelas.

“Se um planeta do tipo Júpiter migra e, no processo, espalha todos os planetas menores, provavelmente deve-se procurar planetas terrestres em outros lugares”, diz Buchhave. A vida pode ter tido um percurso mais agradável no início do Universo, quando, graças à menor metalicidade, não havia gigantes gasosos – e o argumento de que planetas do tamanho de Júpiter são necessários como escudo contra os impactadores de cometas também não retém água. A vida pode passar sem planetas gigantes gasosos.

Se planetas do tamanho da Terra não exigem estrelas com alta abundância de elementos pesados, isso tem enormes implicações, expandindo as possíveis moradas da vida no espaço e no tempo. Considere: as galáxias tendem a evoluir quimicamente de dentro para fora, com as maiores abundâncias de elementos pesados ​​mais próximas do centro galáctico do que nos arredores dos braços em espiral. Sob o paradigma anterior, as regiões externas dos braços espirais eram efetivamente o ermo, incapazes de construir planetas ou vida. No entanto, quando a metalicidade não é mais um problema tão grande, a zona habitável galáctica – uma região onde as condições ambientais, incluindo a metalicidade e a taxa de supernovas, conspiram para tornar possíveis planetas habitáveis ​​- de repente se amplia para abranger áreas muito mais amplas de uma galáxia.

Agora considere que a abundância de elementos pesados ​​no Universo cresceu ao longo da história. No passado, a metalicidade média seria bem menor. Mais uma vez, sob o paradigma anterior, supunha-se que isso impedisse a formação rochosa de planetas no início do Universo, mas agora sabemos que esses planetas poderiam ter sido construídos em ambientes que continham níveis muito mais pobres de elementos pesados. Isso significa que os planetas que poderiam potencialmente sustentar a vida podem ter se formado oito, dez, talvez até doze bilhões de anos atrás.

Pesquisas detectam uma diminuição no número de estrelas que hospedam planetas com metalicidade decrescente, mas essa queda é muito mais rasa para planetas terrestres do que para gigantes gasosos. Obviamente, é necessária a presença de alguns elementos pesados ​​durante as fases de construção do planeta, mas o nível mínimo ainda não foi determinado.

“Espero que haja um limite mais baixo”, diz Johansen. “Simplesmente porque abaixo de um limiar de metalicidade não há material de construção suficiente para formar planetas de massa terrestre”. Claramente, um elemento pesado em abundância, um décimo do Sol ou menos, lutaria para construir quaisquer planetas. No entanto, cada galáxia evolui de maneira diferente e não há como dizer com certeza quando a Via Láctea ultrapassou esse limiar, embora seja provável que tenha sido no início da história do Universo, pois o jovem cosmo era particularmente hábil em produzir várias gerações de estrelas em rápida sucessão. As taxas de formação de estrelas de 4.000 massas solares por ano foram medidas menos de um bilhão de anos após o Big Bang, em comparação com as insignificantes dez massas solares de gás convertidas em estrelas a cada ano na Via Láctea.

“Uma estrela massiva típica que explodiu e liberou elementos pesados ​​de 10 a 12 bilhões de anos atrás tinha uma metalicidade de cerca de um décimo do Sol”, acrescenta Johan Fynbo, professor de cosmologia do Instituto Niels Bohr. “Mas sempre que você tem uma nova geração de estrelas, começa a enriquecer o gás interestelar com elementos pesados.”

O Paradoxo Fermi

Então, planetas rochosos em torno de mais estrelas, através de grandes extensões da Via Láctea e voltando mais fundo do que jamais sonhamos, adicionam mais combustível ao fogo do Paradoxo Fermi. Expressado pela primeira vez pelo brilhante físico nuclear Enrico Fermi em 1950, o Fermi Paradox questiona por que, dadas todas as estrelas e planetas por aí juntamente com a imensa era do Universo, ainda não havia civilizações alienígenas encontradas na Terra? Onde eles estão todos?

O problema fica ainda pior quando você considera que o primeiro termo na Equação de Drake – o método de Frank Drake para estimar o número de civilizações inteligentes na Galáxia – é a taxa de formação de estrelas, que em média foi muito maior no Universo 10 a 13 bilhões de anos atrás, quando parece que os planetas poderiam começar a se formar. Hoje, na Via Láctea, a taxa média anual de formação de estrelas é de dez massas solares; uma ordem de dez ou cem a mais tem o efeito de aumentar o produto da equação: o número estimado de civilizações.

Um dos contra-argumentos favoritos do Paradoxo de Fermi era que o limiar da metalicidade leva tempo para se acumular, resultando no Sol sendo uma das primeiras estrelas no nível exigido e, portanto, a Terra seria um dos primeiros planetas com vida. Agora vemos que os planetas e possivelmente a vida poderiam ter surgido em praticamente qualquer ponto da história cósmica, minando esse contra-argumento e mais uma vez nos forçando a perguntar: onde estão todos? Se a vida apareceu pela primeira vez nos mundos 12 a 13 bilhões de anos atrás, então as civilizações inteligentes (se elas sobreviveram todo esse tempo) agora estariam bilhões de anos à nossa frente e suas preocupações podem não incluir mais os acontecimentos em um campo de lama úmido em algum lugar da galáxia sertão.Esferas de Dyson .

Existem, no entanto, algumas reviravoltas na história. Em 2010, pesquisadores do Instituto Max Planck de Astronomia, em Heidelberg, Alemanha, encontraram um planeta gigante gasoso ao redor de uma estrela tão carente de elementos pesados ​​que deve ter se formado muito cedo na história do Universo. Para aumentar a intriga, a estrela, conhecida como HIP 13044 e localizada a 2.000 anos-luz de distância, faz parte de um fluxo estelar que é tudo o que resta de uma galáxia anã que foi canibalizada pela Via Láctea. Este ano, os mesmos pesquisadores encontraram outra estrela de baixa metalicidade com dois gigantes gasosos. Com base em sua abundância de hidrogênio e hélio, a estrela, conhecida como HIP 11952, nasceu 12,8 bilhões de anos atrás, apenas 900 milhões de anos após o Big Bang. Por que os gigantes gasosos foram capazes de se formar em torno dessas estrelas deficientes em metais pesados ​​é desconhecido,

Por outro lado, novos resultados sugerem que, pelo menos em algumas regiões do Universo, gigantes gasosos foram capazes de se formar o tempo todo.

Abundância Elementar

Para algumas galáxias fracas no universo distante, cuja luz é muito fraca para permitir a medição de seus espectros, é possível trapacear usando luzes de fundo naturais, como quasares altamente luminosos, para sondar galáxias fracas em primeiro plano. Ao aproveitar esse método para estudar a composição química de uma galáxia que existia 12 bilhões de anos atrás, uma equipe de astrônomos como Johan Fynbo fez uma revelação bastante surpreendente.

“Observamos um quasar de fundo cuja luz passava por uma galáxia à sua frente, onde a luz do quasar era absorvida”, diz Fynbo. “Isso nos permitiu ver as linhas de absorção de oxigênio, enxofre, carbono e todos os elementos que foram sintetizados na galáxia.”

Doze bilhões de anos atrás, a química das galáxias deveria ter sido bastante primitiva, mas nesta galáxia em particular, Fynbo e seus colegas, que relataram suas descobertas no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, encontraram abundância de elementos pesados ​​equivalentes à abundância na galáxia. Sol. Tais achados a grandes distâncias não são incomuns em si mesmos, mas tendem a ocorrer no coração dos quasares, em uma área muito pequena de uma galáxia. Nesse caso, no entanto, a luz do quasar estava brilhando através do disco da galáxia em primeiro plano, revelando os níveis solares de elementos pesados ​​a 52.000 anos-luz do centro, nos arredores. Ainda hoje a nossa Via Láctea não é tão quimicamente processada até a borda de seus braços espirais, então como essa galáxia distante se tornou tão enriquecida em toda a sua extensão tão rapidamente?

A melhor explicação até agora é que uma explosão estelar – um ataque ferozmente rápido de formação estelar – dentro das regiões internas da galáxia explodiu os elementos pesados ​​nas regiões galácticas. Isso pode ser feito simplesmente através dos ventos estelares da radiação que emanam de estrelas quentes e maciças ou das ondas de choque das supernovas. Além disso, a luz do quasar foi avermelhada pela poeira interveniente na galáxia. O pó é o elemento básico da formação do planeta, reunindo-se em conglomerados e aglomerados que se transformam em protoplanetas. O pó também é um produto da violenta fase de bombardeio sofrida pelos jovens sistemas planetários e é copiosamente fabricado em supernovas.

“Para criar planetas, você claramente precisa de metais e isso parece possível em uma galáxia muito cedo, o que nos surpreendeu”, diz Fynbo. No entanto, essas metalidades altas permitem que planetas gigantes de gás também se formem, mas, embora Lars Buchhave tenha mencionado as dificuldades que os gigantes de gás podem causar para planetas habitáveis, eles não precisam necessariamente ser um sinal de alerta e nosso Sistema Solar com Júpiter e Saturno é não é a única exceção.

“No sistema planetário Kepler-20, existem cinco planetas”, diz ele, “três são do tamanho de Saturno e dois são do tamanho terrestre, com a ordem sendo grande-pequena-grande-pequena-grande. Se os planetas de massa de Saturno migraram, como os pequenos planetas podem estar entre os maiores?

Independentemente disso, uma coisa está ficando clara: que matérias-primas suficientes para a construção de planetas terrestres estavam disponíveis logo após o Big Bang, aumentando a possibilidade de que pudesse haver vida no Universo muito mais antiga do que nós. Talvez eles residam em torno de estrelas anãs vermelhas de vida longa ou tenham saído de seu sistema doméstico depois que sua estrela expirou. Ou, talvez, realmente somos o primeiro, o que significa que, se a vida aconteceu apenas uma vez ao longo de toda a história do Universo, nossa existência deve ser um acaso e nosso planeta é muito, muito especial.

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