Nos últimos anos, os astrônomos desenvolveram técnicas para medir o conteúdo metálico das estrelas com extrema precisão. Com essa capacidade, os astrónomos examinaram estrelas irmãs para ver como a sua metalicidade difere. Algumas destas estrelas co-natais apresentam diferenças pronunciadas na sua metalicidade.
Uma nova pesquisa mostra que as estrelas que engolfam planetas rochosos são as responsáveis.
As estrelas co-natais nascem na mesma nuvem molecular gigante (GMC), embora não estejam necessariamente em relações binárias entre si. Espera-se que estas estrelas tenham metalicidades muito semelhantes, embora nenhum GMC seja totalmente homogéneo e pequenas diferenças sejam comuns nas estrelas que se formam juntas. Mas quando as diferenças são pronunciadas, deve haver alguma outra explicação.
Nova pesquisa intitulada “Poluição metálica em estrelas semelhantes ao Sol devido à destruição de planetas de período ultracurto” sugere que os planetas rochosos são a fonte dessas discrepâncias. Os autores são Christopher E. O’Connor e Dong Lai da Northwestern University e da Cornell University, respectivamente. A pesquisa está no servidor de pré-impressão arxiv.org e foi submetida aos periódicos AAS.
“Estudos detalhados da composição química entre pares estelares co-natais – estrelas com uma origem comum – revelam abundâncias diferenciais inesperadamente grandes entre elementos refratários”, escrevem os autores. Os autores referem-se a isso como poluição, depois de algo semelhante que acontece nas anãs brancas. A fonte desta poluição são os planetas rochosos, ricos em metais.
Período ultracurto (USP) exoplanetas orbitam suas estrelas muito próximas e normalmente completam uma órbita em apenas algumas horas. Eles têm composições semelhantes às da Terra e raramente têm mais de dois raios terrestres. Suas origens não são claras. Eles poderiam ter se formado mais longe e então migraram para mais perto de sua estrela, ou poderiam ser restos de planetas muito maiores que perderam sua atmosfera devido à irradiação estelar.
Os planetas da USP não são muito comuns. Apenas cerca de 0,5% das estrelas semelhantes ao Sol os possuem. Eles são muito quentes, então suas superfícies estão derretidas e eles estão presos às suas estrelas.
Embora incomuns, eles podem se formar em maior número e depois serem consumidos por suas estrelas.
“Os exoplanetas de curto período são potencialmente vulneráveis à perturbação das marés e ao engolfamento pelas suas estrelas hospedeiras”, escrevem os autores. A pesquisa mostra que entre 3 a 30% das estrelas co-natais, da sequência principal, semelhantes ao Sol (FGK), engoliram planetas rochosos entre 1 a 10 massas terrestres.
Há muitas maneiras pelas quais isso pode acontecer. “Muitas formas de evolução dinâmica violenta são possíveis em sistemas planetários, cada uma potencialmente capaz de injetar um planeta na estrela”, escrevem O’Connor e Lai. No entanto, as evidências mostram que, no máximo, cerca de 2% das estrelas FGK individuais estão poluídas por todos os mecanismos violentos combinados.
Os astrônomos propuseram três cenários principais onde as estrelas podem engolir os planetas da USP.
Uma delas é chamada de migração de alta excentricidade (high-e). Nesse cenário, um proto-USP fica muito próximo de sua estrela e apresenta alta excentricidade. Devido à sua proximidade com a estrela e à sua atração gravitacional, o planeta perde rapidamente a sua excentricidade e adota uma órbita circular.
Outra é a migração de baixa excentricidade (low-e). Nesse cenário, o USP migra em direção à sua estrela de forma mais lenta. A migração Low-e ocorre em sistemas compactos com três ou mais planetas, o que ajuda a moderar sua excentricidade.
O terceiro cenário é a migração impulsionada pela obliquidade. Neste cenário, um planeta companheiro do USP excita a obliquidade do USP e o captura em um ressonância spin-órbita secular. O USP migra rapidamente em direção à sua estrela, mas a migração termina quando o USP escapa da ressonância.
Os autores desenvolveram um modelo para prever o número de USPs que se formam e o tempo que leva para serem engolfados. Seu modelo pode reproduzir tanto a baixa ocorrência observada de USPs em torno de estrelas semelhantes ao Sol quanto sua metalicidade poluída. Seus resultados favorecem o cenário de migração de baixa emissividade, onde os USPs fazem parte de sistemas compactos e multiplanetários.
“Descobrimos que o engolfamento da USP é uma consequência natural do cenário de migração de baixa emissividade. Uma ligação entre USPs e planetas rochosos engolfados em estrelas semelhantes ao Sol, portanto, parece plausível”, escrevem eles.
Seus resultados mostram que os USPs são engolfados entre 0,1 e 1 gigaano após sua formação. Se esta absorção é a principal fonte de poluição em estrelas semelhantes ao Sol, os autores dizem que há uma correlação entre a poluição e sistemas multiplanetários compactos. “Cerca de 5 a 10% das estrelas poluídas deveriam ter um planeta de massa em trânsito? 5 milhões? e período de aproximadamente 4 a 12 dias”, explicam. Eles também prevêem o inverso: deveria haver uma anticorrelação entre a ocorrência de USP e a poluição.
Os autores apontam algumas ressalvas em relação aos seus resultados.
As assinaturas da poluição por metalicidade podem desaparecer com o tempo. Os metais podem se depositar na estrela, fazendo com que o sinal desapareça. Dependendo da eficácia disso, pode significar que a nossa compreensão de quantas estrelas estão poluídas é imprecisa. Isso pode significar que mais de 30% das estrelas semelhantes ao Sol estão poluídas.
A segunda advertência é que mecanismos mais violentos poderiam injetar planetas nas suas estrelas. A dispersão planeta-planeta poderia levar os planetas ao engolfamento, especialmente as Super-Terras rochosas. No entanto, os autores explicam que “descobrimos que apenas cerca de 1% das estrelas podem ser poluídas através da destruição violenta de super-Terras, apesar da sua omnipresença como exoplanetas”.
Sua advertência final diz respeito Júpiteres Quentes (HJs). Esses planetas gigantes gasosos orbitam muito próximos de suas estrelas. Os astrónomos acreditam que as HJs são destruídas por engolfamento durante a vida da sequência principal das suas estrelas. Os HJs também têm uma taxa de ocorrência semelhante aos USPs em torno de estrelas semelhantes ao Sol. É justo perguntar se eles contribuem para a poluição de metalicidade observada.
Os autores dizem que é possível que a migração de alta excentricidade possa levar os HJs ao engolfamento estelar. No entanto, eles também apontam que há boas razões para duvidar disso. “Novamente, um HJ engolfado pode não produzir uma assinatura química semelhante a um planeta rochoso: as massas e a metalicidade dos HJs variam
amplamente”, escrevem eles. Todo o hidrogênio e hélio nos HJs também poderiam diluir os metais extras. Além disso, a perturbação das marés dos HJs pode não levar diretamente ao engolfamento. É possível que a transferência de massa reduza o HJ a um remanescente de super-Terra feito do núcleo original e uma atmosfera residual.
De acordo com O’Connor e Lai, são necessários mais estudos antes de podermos compreender como os HJs podem contribuir para a poluição estelar.
Os seus resultados também mostram que uma estrela da sequência principal só pode formar um USP durante a sua sequência principal, pelo que apenas uma pode ser engolfada. Num sistema compacto, apenas o planeta mais interno pode sofrer decadência de maré suficiente para se tornar um USP.
Na sua conclusão, os autores escrevem que as estrelas que hospedam USPs devem ter idades e cinemática semelhantes às estrelas do campo da Via Láctea e raramente devem mostrar sinais de engolfamento anterior de planetas. Eles também concluem que estrelas FGK poluídas deveriam hospedar sistemas multiplanetários compactos.
