Caros Leitores;
Se os processos que ocorrem durante a formação de
múltiplos sistemas estelares não forem proibitivos, parece bastante provável
que os planetas possam existir em órbitas estáveis e aproximadamente
circulares em torno de um ou dois membros de tipos comuns de múltiplos sistemas
estelares.
O
Universo está cheio de múltiplos sistemas estelares. As estimativas mais
conservadoras sugerem que pelo menos um terço de todos os objetos aparentemente
estelares são sistemas múltiplos, com algumas estimativas indo de mais da
metade a praticamente todos. Essas não são apenas estrelas binárias, já
que pelo menos um terço de todos os sistemas múltiplos têm três ou mais componentes
(organizados em hierarquias de espaçamento de modo que qualquer sistema
múltiplo estável pode ser pensado como um conjunto de binários). No
entanto, quando se trata de selecionar objetos que podem ser capazes de
suportar um sistema planetário com planetas potencialmente portadores de vida,
é tradicional descartar esses sistemas múltiplos imediatamente. Tem sido
argumentado que as órbitas planetárias seriam instáveis e que os planetas
seriam ejetados do sistema, ou pelo menos que as perturbações nas órbitas
planetárias seriam tão grandes que a constância das condições exigidas para
sustentar a vida seria impossível. Assim, vários sistemas (binários em
particular não foram considerados como possíveis alvos em muitas listas SETI.
Esta questão agora precisa ser examinada com mais cuidado.
Duas
questões devem ser consideradas. Primeiro, as órbitas planetárias em
vários sistemas são suficientemente estáveis para permitir o desenvolvimento
da vida? Em segundo lugar, os planetas poderiam se formar nesses sistemas
em primeiro lugar? Um trabalho considerável foi feito nos últimos anos na
primeira questão. Antes de prosseguirmos, devemos esclarecer a definição
de estabilidade, uma vez que existem várias em uso comum. Aqui, queremos
dizer apenas o que geralmente é referido como estabilidade orbital; que isto é, uma órbita é estável se não houver variações
significativas em seus parâmetros característicos (basicamente, os eixos, ou o
eixo principal e excentricidade), e isso deve ser verdade em particular para
órbitas de baixa excentricidade. Observe que isso é diferente e muito mais
fraco do que a estabilidade linear mais padrão, mas é fisicamente muito mais
razoável (afinal, mesmo o problema de dois corpos é linearmente
instável). O que exatamente constitui uma variação significativa é deixado
um tanto vago, embora na prática a transição da insignificância para a
significância seja bastante abrupta e fácil de identificar.
Szebehely
(1977) e seus alunos (Szebehely e Zare, 1977) examinaram o problema da
estabilidade do ponto de vista da topologia das superfícies de velocidade zero
de Hill. Se uma superfície de velocidade zero permanecer fechada em torno
dos componentes de um sistema binário, uma pequena massa não pode
escapar; se a superfície permanece fechada em torno de todo o corpo, um
corpo externo não pode entrar na chamada região de interação. Se,
entretanto, a superfície se abrir (Szebehely considera a primeira abertura,
aquela do ponto neutro entre os componentes do binário), então existe a
possibilidade de troca ou escape, e o sistema é classificado como instável. Observe
que esta é uma condição suficiente para a estabilidade, mas apenas necessária
para a instabilidade, em que um sistema não precisa ser realmente instável
apenas porque uma superfície de velocidade zero se abre. De
fato, enquanto muitas estrelas múltiplas são estáveis por este teste,
uma órbita planetária em um binário (o caso de uma única massa pequena, mas
diferente de zero) é instável em geral. Isso pode ser um pouco pessimista.
Uma
abordagem alternativa é experimental / estatística. Aqui, muitos sistemas
múltiplos são integrados numericamente em um computador, cada sistema é
avaliado quanto à estabilidade (geralmente qualitativamente) e os parâmetros
pertinentes para estabilidade são identificados e quantificados. As
desvantagens de tal abordagem são que nenhum sistema pode ser seguido por algo
como uma extensão de tempo cosmológica (por causa da acumulação de erros, se
nada mais) e que, uma vez que não podemos considerar todos os casos possíveis,
os resultados são apenas médias empíricas. Os fatores positivos incluem um
mínimo de suposições analíticas, o fato de que sistemas instáveis decaem
muito rapidamente e o fato de que uma conclusão estatística é tudo o que é
necessário agora.
Um
extenso estudo dessa natureza foi realizado por Harrington (1977), e os
resultados serão apenas resumidos aqui (ver também Harrington e Harrington,
1978). Basicamente, um planeta pode ficar em uma órbita estável em um
sistema binário se ficar perto de um componente (vendo a outra estrela apenas
como uma influência perturbativa distante) ou bem fora do sistema (vendo as
duas estrelas como aproximadamente um único objeto ) O primeiro caso
ocorreria nos sistemas binários visuais, o segundo nos sistemas
espectroscópicos. As proporções de distância limitantes reais dependem da
excentricidade do binário se o planeta estiver próximo a um componente, no
sentido relativo de revolução e fracamente na proporção de massa do
binário. Uma afirmação conservadora e abrangente é que um sistema será
estável se as relações de distância permanecerem acima de 4: 1.
O limite acima estabelece uma região bastante extensa em um binário (e, por
extensão, em qualquer sistema múltiplo) em que as órbitas planetárias seriam
bastante estáveis. se a chamada zona habitável também está dentro desta
região, então o sistema é capaz de suportar um planeta com vida e é um possível
candidato do SETI. Observe que todos os problemas associados à
identificação da zona habitável (temperatura, variabilidade, evolução, etc.)
ainda existem com estrelas múltiplas e que, se um sistema não se qualificar por
outras razões, as considerações aqui são irrelevantes. No entanto, se
tomarmos a definição mais simples de zona habitável, uma região onde a energia
total recebida é igual à recebida de um 1
Talvez
mais séria seja a segunda questão, se os planetas poderiam se formar em
sistemas estelares múltiplos. O modo atualmente aceito de formação de
planetas - condensação na nebulosa proto-estelar - é atraente porque torna a
formação planetária um fenômeno comum; portanto, presume-se que o que
poderia acontecer em torno de estrelas isoladas também poderia acontecer em
torno de componentes de um sistema múltiplo. No entanto, quando
Heppenheimer (1974, 1978) estudou o problema em detalhes, suas conclusões foram
pessimistas. O mecanismo básico assumido envolve uma nuvem de partículas
orbitando uma estrela recém-formada e submetendo-se a colisões com uma
frequência razoável. Se as velocidades de colisão relativas estão abaixo
de um certo valor limite, a colisão é inelástica e as partículas se unem,
eventualmente construindo corpos do tamanho de planetas.
Para
uma única estrela, com todos os planetesimais em órbitas essencialmente
circulares, o mecanismo funciona bem. Para um binário, as partículas
orbitando um componente sofrem perturbações pelo outro componente. Essas
perturbações irão, em particular, produzir aumentos seculares nas
excentricidades das órbitas planetesimais, que por sua vez produzem aumentos na
dispersão da velocidade. Com um conjunto de suposições razoáveis sobre
as condições dentro da nuvem de partículas e a natureza das próprias
partículas, esta dispersão de velocidade aumentada pode elevar as velocidades
de colisão relativas acima da velocidade limite para acreção. Heppenheimer
conclui que, uma vez que o semi-eixo maior do binário precisa ser maior que 50
UA, a maioria dos binários próximos são de fato inadequados para a formação de
planetas.
Várias
considerações podem tornar a perspectiva menos sombria. Primeiro, como
Heppenheimer aponta, a situação física real é mais complicada. A nebulosa
proto-estrela não é uma nuvem de partículas sem massa orbitando uma massa
pontual. A nebulosa tem massa e suas perturbações devem ser
consideradas. Mais significativamente, a nebulosa
produzirá arrasto aerodinâmico nas partículas, e isso tende a diminuir a
excentricidade, compensando os efeitos do outro componente. Infelizmente,
a nebulosa tem que ser bastante massiva para qualquer um desses efeitos ser
significativo nos binários em consideração, provavelmente mais massiva do que
pode ser razoavelmente justificado.
Outra
possibilidade é que os planetas sejam criados sobre os componentes antes que os
binários finais sejam formados. Agora parece bastante razoável que as
estrelas se formem a partir de nuvens bastante grandes, inicialmente em
aglomerados e associações soltas. Essas configurações instáveis sofrem
decadência dinâmica, deixando para trás a distribuição observada de estrelas
únicas e múltiplas (Harrington, 1975). As energias de escape para a
decadência são retiradas das energias de ligação dos múltiplos sistemas
restantes, de modo que esses sistemas fechem conforme a decadência prossegue. Se
as nebulosas ao redor das estrelas se contraíssem e formassem planetas antes da
decadência do sistema (Larson, 1978; Kobrick e Kaula, 1979), não haveria
perturbações significativas para aumentar a dispersão da velocidade dentro da
nebulosa.
Finalmente,
sempre existe a possibilidade de que ainda não entendamos totalmente o processo
(ou processos) de formação do planeta. Na verdade, esta é a principal área
de incerteza. Se a imagem de Goldreich e Ward (1973) da formação dos
planetas estiver basicamente correta, e se as várias suposições sobre as
condições nebulares empregadas por Heppenheimer estiverem corretas, então é
difícil reconciliar a existência de planetas em estrelas múltiplas. No
entanto, há incertezas consideráveis nessas suposições, o que tornaria
prematuro descartar vários sistemas como possíveis localizações de
planetas. Na verdade, uma determinação observacional do número relativo de
planetas em torno de estrelas únicas e múltiplas faria muito para colocar
limites empíricos sobre os possíveis mecanismos de formação de planetas.
Fonte: NASA / 07-06-2021
https://history.nasa.gov/CP-2156/ch2.5.htm
Obrigado pela sua visita e volte sempre!
Hélio R.M.Cabral
(Economista, Escritor e Divulgador de conteúdos da
Astronomia, Astrofísica, Astrobiologia e Climatologia).Participou do curso (EAD)
de Astrofísica, concluído em 2020, pela Universidade Federal de Santa Catarina
(UFSC).
Autor do livro: “Conhecendo o Sol e outras Estrelas”.
Acompanha e
divulga os conteúdos científicos da NASA (National Aeronautics and Space
Administration), ESA (European Space Agency) e outras organizações científicas
e tecnológicas.
Participa
do projeto S`Cool Ground Observation (Observações de Nuvens) que é integrado ao
Projeto CERES (Clouds and Earth´s Radiant Energy System) administrado pela
NASA.A partir de 2019, tornou-se membro da Sociedade Astronômica
Brasileira (SAB), como astrônomo amador.
Participa também do projeto The Globe Program / NASA
Globe Cloud, um Programa de Ciência e Educação Worldwide, que também tem o
objetivo de monitorar o Clima em toda a Terra. Este projeto é patrocinado pela
NASA e National Science Fundation (NSF), e apoiado pela National Oceanic and Atmospheric
Administration (NOAA) e U.S Department of State.
e-mail: heliocabral@coseno.com.br
Page:
http://pesqciencias.blogspot.com.br
Page: http://livroseducacionais.blogspot.com.br
Nenhum comentário:
Postar um comentário