Júpiteres Quentes Não Colidem Com As Estrelas Hospedeiras

Os Júpiteres Quentes são planetas gigantes, semelhantes a Júpiter em massa, dimensão e composição. Ao contrário de Júpiter, no entanto, os Júpiteres Quentes orbitam as estrelas hospedeiras a apenas alguns milhões de quilômetros de distância e, consequentemente, com períodos orbitais típicos de apenas alguns dias. 

A sua massa elevada e proximidade à estrela torna-os nos exoplanetas mais fáceis de detectar pelas técnicas da velocidade radial e dos trânsitos. 

De fato, o primeiro exoplaneta detectado em torno de uma estrela de tipo solar, em 1995, o 51 Pegasi b, é um Júpiter Quente. Apesar de serem fáceis de detectar, estudos recentes demostraram que são relativamente raros, ocorrendo em apenas 1% das estrelas semelhantes ao Sol. 

Estes planetas não poderiam ter-se formado “in loco”, uma vez que, tão próximo da estrela no disco protoplanetário, não haveria hidrogênio e hélio e em geral materiais voláteis em quantidade suficiente. 

Pensa-se assim que estes planetas maciços se formaram longe da estrela e, por interação com o material do disco protoplanetário foram perdendo energia orbital, descrevendo lentamente, ao longo de milhares de anos, uma espiral em direção à estrela. 

Um problema que se põe com este cenário de migração do planeta dentro do disco protoplanetário, diz respeito ao destino final do planeta. 

O que impede o planeta de finalmente colidir com a estrela hospedeira?

Na realidade, observações realizadas ao longo de vários anos pareciam indicar que, por algum mecanismo, os planetas conseguiam parar a espiral no limite e manter-se depois numa órbita estável, muito próxima da estrela durante milhares de milhões de anos. 

Note-se que os planetas acabarão por engolidos pela estrela, mas por motivos diferentes: eventualmente a estrela termina a fusão do hidrogênio em hélio no seu núcleo e sai da sequência principal, transformando-se numa gigante vermelha.

Várias teorias foram avançadas para tentar explicar como é que os planetas conseguem entrar numa órbita estável em torno da estrela. Uma das teorias diz-nos que a magnetosfera da estrela obriga o plasma no disco protoplanetário a circular através das suas linhas de campo até aos pólos magnéticos da estrela (tal como acontece com a magnetosfera da Terra quando esta recebe o impacto de uma tempestade solar). 

Esse facto cria uma espécie de bolha sem material do disco junto à estrela que impede o planeta de se aproximar mais. Outra teoria diz-nos que a parte interna do disco protoplanetário, junto à estrela, deve ser desprovida de gás e poeira devido à radiação e vento estelar intensos. 

Quando o planeta, na sua espiral, chega a esta região, deixa de sentir a fricção do disco e estabiliza a sua órbita. 

Finalmente, a terceira teoria diz-nos que, à medida que o planeta se aproxima da estrela hospedeira, a influência gravitacional da dita torna-se mais importante, nomeadamente, nas forças de maré exercidas sobre o planeta. Estas forças levam à circularização e estabilização da órbita do planeta e, frequentemente, a uma ressonância 1:1 entre a sua rotação e o período orbital. Por outras palavras, o planeta apresenta sempre a mesma face voltada para a estrela.

Durante vários anos foi difícil verificar através de observações qual das teorias estava correta. A amostra de Júpiteres Quentes era reduzida e, sobretudo, pouco homogênea, resultante de descobertas por vários projetos. Esta situação mudou com a missão Kepler, com mais de 2300 candidatos planetários descobertos, muitos deles Júpiteres Quentes. 

Aproveitando esta amostra notável, os astrofísicos Peter Plavchan e Christopher Bilinski (NASA Exoplanet Science Institute/Caltech e Universidade do Arizona, respectivamente) tentaram estabelecer qual das teorias era a correta. Em particular, os cientistas observaram como a distância dos Júpiteres Quentes à estrela hospedeira variava com a massa desta última. 

Estrelas mais maciças fazem sentir as forças de maré a maior distância e portanto estabilizam a órbita de Júpiteres Quentes a uma distância (e período orbital) maior. 

Esta correlação positiva entre a massa das estrelas e os períodos orbitais dos Júpiteres Quentes foi observada na amostra o que marca um ponto importante para a teoria das forças de maré. 

De facto, segundo as outras teorias, o incremento da massa da estrela afetaria de forma diferente a distância (ou período orbital) dos planetas.

(Crédito: NASA/JPL-Caltech)