Para desvendar este mistério, várias equipes com diferentes habilidades do Departamento de Astrofísica tiveram que se reunir, pois a arquitetura que une a estrela ao seu planeta é muito complexa. Foi necessário fundir um entendimento refinado da física estelar e planetária, explorando suas interações, e ter um conhecimento profundo das observações do satélite Kepler (NASA) para ser capaz de decifrar os dados.
O estudo demonstra que a raridade observada parece decorrer não de um viés observacional, mas sim de causas físicas. Os efeitos de maré e o magnetismo são suficientes para explicar qualitativa e quantitativamente a migração dos planetas próximos em torno das estrelas de rotação rápida. Além disso, essa migração parece ser dependente do tipo espectral da estrela (que depende fundamentalmente da massa). Embora esses resultados sejam promissores, ainda é necessário ampliar o tamanho da amostra para melhorar a restrição da escassez e compreender melhor os mecanismos envolvidos. Em particular, este estudo destaca a importância de considerar o tipo espectral das estrelas (suas massas) se quisermos modelar corretamente as interações estrela-planeta.
Este trabalho foi publicado na revista
Astronomy & Astrophysics.
Uma lacuna nos dados: viés observacional ou realidade física?
Lançado em 2009, o satélite Kepler observou a mesma parte do céu por mais de 4 anos à procura de exoplanetas pelo método dos trânsitos. Com a descoberta de mais de 3000 exoplanetas em seu ativo, contribuindo assim para mais da metade das descobertas confirmadas até hoje, Kepler revolucionou nossa compreensão dos planetas e de suas estrelas hospedeiras.
Figura 1 - Modelagem da interação magnética estrela-planeta.
Crédito: CEA/A. Strugarek A ciência é feita de descobertas, mas sempre sob o manto das incertezas e vieses, relacionados a vários fatores, conhecidos ou não. Há especialmente os vieses observacionais que podem levar a conclusões errôneas apenas porque a amostra estudada não é representativa. Os pesquisadores, portanto, buscam identificá-los, por meio de testes estatísticos, por exemplo.
No caso das observações do Kepler, a partir de 2013 (McQuillan et al. 2013), notou-se uma escassez de planetas à medida que eles estão próximos das estrelas, mas não de quaisquer estrelas: aquelas que giram rapidamente sobre si mesmas, ditas "de rotação rápida" (ou seja, até 10 vezes mais rápido que o nosso Sol). Na figura 2, essa escassez é claramente visível abaixo da linha magenta. Essa lacuna se deve simplesmente a um viés observacional, ligado, por exemplo, a um número muito baixo de observações, ou existiria uma razão física subjacente?
Dados meticulosamente selecionados
Com o objetivo de entender essa escassez nos dados, os pesquisadores vão comparar esses sistemas observados com uma população sintética calculada com o código de evolução estrela-planeta ESPEM (Evolução dos Sistemas Planetários e do Magnetismo). Este último calcula as interações de marés e magnéticas em um sistema composto por uma única estrela e um único planeta, desde a fase de dissipação do disco de gás no qual o sistema exoplanetário se forma até o final da sequência principal.
Então, assim como um bom cozinheiro seleciona cuidadosamente seus ingredientes antes de preparar um prato, os pesquisadores começam selecionando a amostra de estudo de maneira rigorosa para não introduzir um viés observacional que poderia distorcer os resultados.
Figura 2 - O diagrama mostra o período de rotação da estrela (Prot) em função do período orbital dos planetas (Porb) detectados pelo satélite Kepler. Os pontos azuis representam um sistema composto por um único planeta e uma única estrela. Quanto mais baixo neste diagrama, mais rapidamente a estrela hospedeira gira sobre si mesma. Quanto mais à esquerda, mais rapidamente o planeta gira em torno de sua estrela, significando que está mais próximo dela.
Assim, constata-se uma escassez de planetas próximos a estrelas de rotação rápida (na parte inferior esquerda, portanto), representada pela linha pontilhada magenta. A linha pontilhada cinza corresponde à sincronização 1:1, ou seja, o planeta gira em torno de sua estrela à mesma velocidade que esta gira sobre si mesma.
Crédito: Garcia et al. 2023. Para isso, os dados das observações devem seguir dois critérios:
- Utilizar apenas as observações do Kepler cujas características são muito bem conhecidas e controladas. Um mix de dados provenientes de diferentes telescópios poderia introduzir vieses observacionais.
- Sistemas que podem ser modelados pelo código ESPEM. Isto é: Os sistemas devem conter apenas um planeta e uma única estrela. Esta última deve estar na sequência principal (ou seja, estrelas que queimam Hidrogênio em seu núcleo), e possuir suficientes manchas de origem magnética em sua superfície para poder medir precisamente seu período de rotação (Prot).
Ao final, são 576 sistemas exoplanetários observados pelo Kepler que cumprem esses critérios.
Uma escassez confirmada pelos modelos estelares
Os sistemas exoplanetários sintéticos gerados pelo código de modelos ESPEM também preveem uma escassez de planetas em órbita próxima de estrelas de rotação rápida, predição em concordância com a amostra de dados Kepler como mostra a Figura 2. Além disso, uma correlação parece emergir com o tipo espectral das estrelas, em outras palavras, com sua massa: Haveria mais planetas próximos de estrelas de rotação rápida frias do tipo K, portanto pouco massivas (0,436 ≤ M ≤ 0,896 M☉), do que em torno de estrelas quentes do tipo F, portanto massivas (M >= 1.015 M☉).
Esta tendência é explicada pela interação complexa entre a estrela e o planeta, principalmente regida pela força da gravidade e pelas forças magnéticas.
A interação gravitacional entre dois corpos celestes gera efeitos de maré, causando deformações em suas estruturas. Estas deformações dissipam energia (inicialmente na forma gravitacional) em forma de calor, levando a uma troca de momento angular que pode desacelerar ou acelerar a rotação da estrela central e fazer com que o planeta migre para fora ou em direção à estrela. É por esta razão que a Lua se afasta da Terra 3,8 cm por ano: as marés terrestres, principalmente causadas pela Lua, induzem uma desaceleração da rotação da Terra, contribuindo para o afastamento da Lua. Da mesma forma, um planeta pode migrar devido aos efeitos de maré que gera em sua estrela, com efeitos tanto mais marcados quanto mais massivo for o planeta.
Em seguida, de intensidade geralmente menor (mas não sempre), o magnetismo entra em jogo. Da mesma forma que um grande navio perturba a velocidade de um menor que entra em sua esteira, a pegada magnética de uma estrela em seu ambiente aplica um efeito de arrasto magnético sobre os planetas em órbita. Quanto mais próximo o planeta está da estrela, mais intenso é esse arrasto, e pode então fazer o planeta migrar em escalas de tempo típicas de centenas de milhões de anos.
Figura 3 - Mesma legenda da figura 2, separada desta vez pelo tipo espectral da estrela, as mais frias em cima, sobre a qual foi superposta a distribuição estrela-planeta possível calculada pelo código ESPEM, com vermelho indicando a maior densidade. Observa-se que há uma diferença de fator de 100 entre as cores vermelhas e verdes na escala de densidade. A zona cinza corresponde ao espaço dos parâmetros que não podem ser calculados pelo ESPEM.
Crédito: Garcia et al. 2023 As órbitas dos planetas massivos são principalmente influenciadas pelas marés, enquanto os planetas menos massivos são principalmente afetados pelo magnetismo. Para estrelas quentes do tipo F, a influência predominante é magnética, enquanto para as outras estrelas mais frias, são principalmente as marés que desempenham um papel determinante. Assim, dependendo do tipo espectral da estrela e da massa do planeta, um planeta pode migrar mais ou menos longe de sua estrela, explicando a distribuição planetária em órbita em torno das estrelas de rotação rápida observada.
Entretanto, embora esses resultados sejam promissores, é necessário aumentar o tamanho da amostra para restringir melhor a escassez e compreender os mecanismos envolvidos. Estas conclusões preliminares, no entanto, destacam a importância de considerar no futuro o tipo espectral das estrelas quando modelamos as interações que unem uma estrela ao seu planeta.
Fonte: CEA IRFU