Fatores Envolvidos na Habitabilidade e Migração Planetária

Foram criados modelos de como seriam os sistemas planetários com estrelas com aproximadamente 0,1 massas solares, envolvendo questões relacionadas ao conteúdo de água em exoplanetas desses sistemas e de algumas propriedades, como a formação e composição desses planetas. Isso foi feito porque a massa de uma estrela influencia em algumas características dos exoplanetas. Esse estudo feito por Y. Alibert e W.Bent, sendo que nele não foram analisadas somente as propriedades da estrela, como também seu disco protoplanetário.

No início das simulações feitas, a maior parte da massa estava nos planetesimais, e não nos embriões planetários, sendo que a quantidade inicial de planetesimais depende da metalicidade do disco, densidade e da superfície de gás local. Os modelosoram criados com base em uma estrela central com uma massa de 0,1 M⨀ (um décimo da massa do sol), e isso foi feito porque a massa da estrela central afeta em alguns processos, como a estrutura do disco protoplanetário, porque estrelas com massas baixas são estrelas que têm discos protoplanetários diferentes em alguns sentidos que as demais.

ha 0,1 M⨀ (um décimo da massa do sol), uma estrela com pouca massa, raio igual a 1,004 R⨀ (1,004 raios solares) e uma temperatura superficial de 2935 K. Nos experimentos os astrônomos também levaram em consideração um cenário de 10 planetas que crescem em um mesmo disco protoplanetário, e nele, a massa de cada um desses embriões protoplanetários é igual à massa da lua (além de conter outras informações). Os estudos nos mostram que os exoplanetas que ficam nas partes mais externas influenciam no crescimento e na migração de exoplanetas que estão em partes internas para partes mais externas. Isso é válido para essa situação. Além disso, estudos demonstram que entre as diversas populações de exoplanetas, uma delas é formada de exoplanetas que migram para partes onde tem abundância de gelo (entre 0,1 UA e 1 UA) e a partir disso temos a formação de planetas com água, e eles geralmente têm mais massa que os demais porque adquiriram “materiais” durante suas migrações.

Também levaram em consideração outros cenários, em um deles, havia 20 embriões planetários, e mesmo assim mão encontraram diferenças significativas comparadas aos 10 embriões planetários. Foram feitas análises, e com isso, descobriram que o número de embriões planetários (quando maior que 10) não é o responsável pelas propriedades dos exoplanetas com 5 massas terrestres para uma estrela com 1,0 M⨀. Estudos demonstram que exoplanetas que estão em áreas menores que 0,1 UA de distância da estrela podem migrar para áreas mais externas, onde temos temperaturas menores, que é responsável pela quantidade de planetesimais frios.

Fatores envolvidos na habitabilidade

O tipo espectral da estrela que o exoplaneta orbita associado á distância do exoplaneta da estrela é outro fator envolvente na habitabilidade de exoplanetas, e ele determina algumas características da estrela, por isso eu escrevi sobre a classificação estelar, porque ela influencia seu exoplaneta em alguns “pontos”.

Para classificar uma estrela precisa-se de informações, como a temperatura da fotosfera e as características espectrais dessa estela. Para determinar a temperatura de uma estrela, precisa-se de utilizar a Lei de Wien, também conhecida como lei do deslocamento de Wien, e podemos determinar a temperatura dessa estrela relacionando a constante de proporcionalidade (ou constante de dispersão de Wien) com o comprimento de onda onde temos a máxima emissão de radiação eletromagnética, vejam essa fórmula que é utilizada na lei de Wien:

Λmax = b/T

onde Λmax é o comprimento de onda onde temos a máxima emissão de radiação eletromagnética; b é a constante de proporcionalidade, também conhecida como constante de dispersão de Wien, dada por: b = 2.8977685 x 10-3 m.K; T é a temperatura da estrela em Kelvin. Com isso, podemos dizer que a temperatura de uma estrela é dada Por:

T = b/Λmax

Ou seja, basta dividirmos 2.8977685 x 10-3 m.K pelo comprimento de onda onde temos a máxima emissão de radiação eletromagnética para calcularmos a temperatura de uma estrela, mas essa lei não é muito boa para estrelas muito distantes. Para se classificar uma estrela, é preciso saber sua temperatura, como vimos, e é preciso saber sobre sua luminosidade, sendo que a luminosidade e temperatura de uma estrela estão interligadas. No início do século XX, Ejnar Hertzsprung, um químico e físico dinamarquês, e Henry Norris Russell, um astrônomo, descobriram que há relação entre o brilho intrínseco e a temperatura de uma estrela com seu tamanho.

Com isso, foram criados gráficos com esses parâmetros relacionados às diferentes categorias de estrelas, conhecido como Diagrama de Hertzsprung-Russell. Nele temos as temperaturas das estrelas no eixo das abscissas (x) e a luminosidade da estrela no eixo das ordenadas (y). No Diagrama de Hertzsprong-Russell temos as temperaturas menores à direita e as temperaturas maiores à esquerda.

No Diagrama de H-R vemos a faixa onde de encontra o sol, conhecida como faixa principal, e nessa faixa, se encontram estrelas com magnitude absoluta e temperaturas próximas, sendo um exemplo a Alpha Centauri. Betelgeuse por exemplo, é uma estrela muito mais fria que o sol, porém, o fato de ter um raio maior que o raio do sol faz dela uma estrela brilhante.

Estrelas gigantes têm suas atmosferas estelares menos densas que a atmosfera estelar de uma estrela anã. Os astrônomos utilizam linhas espectrais nos estudos astronômicos, com isso, conseguem determinar a fase evolutiva de uma estrela.

Para se classificar uma estrela, existe a classificação espectral de Harvard, de Yerkes e outras. Em um delas, temos estrelas de classes “O”, “B”, “A”, “F”, “G”, “K”, e “M”, nela temos a relação de basicamente a temperatura e luminosidade de uma estrela. Os tipos mais próximos do M são chamados de tipos tardios, enquanto os tipos mais próximos do tipo O são conhecidos como primeiros tipos, e cada tipo é divididos em 10 partes, que vão de 0 a 9. Como exemplo temos estrelas de tipos G6, G7, G8, O3, O4, O5… Existe a classificação espectral de Yerkes, e nela, temos a classe 0, que é composta por Hipergigantes, a classe Ia e Ib, que são respectivamente das estrelas Supergigantes brilhantes e Supergigantes menos brilhantes, temos a classe II que é das estrelas Gigantes luminosas, a classe III que é das estrelas Gigantes menos luminosas, a classe IV das Subgigantes, existe a classe V, que são das estrelas de Sequência principal, a classe VI das sub-anãs, e finalmente, a classe VII das anãs brancas. Na imagem a seguir, veremos a classificação estelar de Morgan-Keenan:

Exoplanetas fascinantes são os exoplanetas potencialmente habitáveis, (além de existir outros), porque especulamos sobre a possibilidade de haver vida nesses exoplanetas, talvez existam bactérias, ou até mesmo vida inteligente, apesar de ser mais difícil, porque, para o surgimento de vida inteligente precisamos de mais fatores envolvidos.

Existe uma instituição que mantém esses catálogos, que é o Laboratório de Habitabilidade Planetária, da Universidade de Porto Rico, localizada em Arecibo. Nos estudos astronômicos temos um índice conhecido como ESI, o índice de Similaridade com a Terra (Earth Simiraty Index), sendo um índice que varia de 0 a 1 e, quando supera 0,8 significa que o exoplaneta é como a Terra, o que desperta interesse sobre ele.

Os exoplanetas potencialmente habitáveis são aqueles com massa de 0,1 M⊕ a 10M⊕ , raio de 0,4⊕ a 2,5 R⊕ e que se localizam na Zona Habitável Otimista de sua estrela e, podemos calcular a temperatura do fluxo de insolação de uma estrela sobre um exoplaneta em uma distância de sua estrela.

Atualmente existem cerca de 40 exoplanetas potencialmente habitáveis, sendo que 9 deles foram selecionados porque se destacaram, por apresentarem características prometedoras, com massa de 0,5 a 5 M⊕ e raio entre 0,8 e 1,5 R⊕ .

No ano de 2007, Stéphane Udry anunciou sua descoberta, do exoplaneta Gliese 581 d, com 0,72 de ESI, um exoplaneta que ainda hoje não sabemos se é real ou se foi um falso positivo e, por causa dessa descoberta ele lançou vários artigos científicos sobre esse ele. Em seguida, no ano de 2011, Xavier Bonfils, do Observatório Ginebra (assim como Stéphane Udry) anunciou a descoberta do exoplaneta Gliese 667C c, sendo um dos mais promissores em questões de habitabilidade, com um ESI de 0,85. E depois os astrônomos com o Telescópio Espacial Kepler fizeram descobertas de vários tipos de exoplanetas, inclusive de exoplanetas potencialmente habitáveis e muito outros interessantes.

O exoplaneta HD 85512 b localiza-se a 36 anos-luz de distância de nós, estando na constelação de Vela, um exoplaneta que tem um ESI de 0,78, ou seja, mais alto que exoplanetas como Marte (com índice de semelhança com a Terra de 0,66) e Gliese 581 d. A NASA anunciou a descoberta de 4000 candidatos a exoplanetas, descobrindo 104 candidatos na Zona Habitável e 20 mais prometedores de terem um ambiente habitável e, 5 deles são exoplanetas confirmados. Vejam essa concepção artística do HD 85512 b:

Pesquisas demonstram que o tamanho de um exoplaneta se relaciona com o fato de ser gasoso ou rochoso. A tendência é que entre 1,5 e 1,6 R⊕ esteja o raio que “separa” os planetas terrestres e gasosos, enquanto há alguns que acreditam que o “raio de corte” seria de 2R⊕ , porém, tem a possibilidade de não ser e se não for, terá uma parte positiva, porque servirá para os mundos de oceano, pois são menos densos que a Terra e, consequentemente, maiores, podendo ter 2 R⊕ como “raio de corte”.

Os exoplanetas Kepler-1229 b, Kepler-442 b, Kepler-62 f e Kepler-186 f estão na Zona Habitável Conservadora, diferente dos exoplanetas Kepler-296 e, Kepler-440 b, Kepler-62 e e Kepler-452b. Um fato interessante é que o Kepler-438 b tem o maior ESI (com 0,88) e não pertence à Zona Habitável Otimista.