Um vislumbre de um planeta em formação: AB Aurigae b detectado em luz H-alfa

Desde a primeira descoberta de planetas fora do sistema solar, em 1995, mais de 6.000 exoplanetas foram identificados. Muitos desses planetas têm propriedades significativamente diferentes das dos oito planetas do nosso sistema solar. Como exoplanetas tão diversos se formam e evoluem, e quais deles poderiam se tornar planetas semelhantes à Terra, capazes de abrigar vida?

Imagem de AB Aurigae em luz de hidrogênio-alfa (Hα), mostrando o protoplaneta recém-nascido AB Aurigae b claramente detectado a cerca de 15 cm, quase ao sul da estrela central. A região central de 7,5 cm ao redor da estrela está mascarada para maior clareza. Crédito: T. Currie / Centro de Astrobiologia

Para responder a essas questões, é essencial observar planetas jovens em seu próprio processo de formação, em seus locais de nascimento. No entanto, devido a desafios observacionais, observações diretas de planetas com apenas alguns milhões de anos têm sido extremamente limitadas.

Pequenos planetas rochosos como a Terra, que podem abrigar vida, e planetas gasosos gigantes como Júpiter nascem em torno de estrelas como o Sol. Seu local de nascimento é uma estrutura fina, em forma de disco, de gás e poeira, conhecida como disco protoplanetário. Discos protoplanetários são observados não apenas ao redor de estrelas semelhantes ao Sol, mas também ao redor de estrelas jovens, mais massivas ou mais leves.

Desde a década de 2010, suas estruturas detalhadas foram reveladas por telescópios de classe de 8 metros, como o Telescópio Subaru (em luz visível e infravermelha ) e o Observatório ALMA (em comprimentos de onda de rádio).

Embora muitos planetas tenham sido inferidos indiretamente a partir de estruturas finas nesses discos — como lacunas ou braços espirais —, a captura direta de planetas recém-formados (protoplanetas) dentro dos discos foi alcançada até agora apenas em alguns casos, incluindo PDS 70 b e c e AB Aurigae b (AB Aur b). Acredita-se que isso se deva ao fato de a maioria dos protoplanetas estarem inseridos no disco e se tornarem mais visíveis apenas quando esculpem lacunas no disco ou são observados diretamente de cima.

Acredita-se também que protoplanetas estejam coletando ativamente material do disco circundante à medida que crescem. No entanto, observações espectroscópicas detalhadas dessa acreção de massa a partir de um disco incrustado têm se limitado, até agora, ao sistema PDS 70.

Em um novo estudo, publicado no The Astrophysical Journal Letters , uma equipe internacional de pesquisadores liderada pelo Centro de Astrobiologia (Japão) e pela Universidade do Texas em San Antonio (EUA) conseguiu detectar linhas de emissão de hidrogênio de AB Aur b usando o espectrógrafo multiobjeto MUSE montado no VLT. Essas linhas de emissão são interpretadas como evidência de acreção de massa do disco circumplanetário para o protoplaneta . 

A emissão de hidrogênio é comumente observada ao redor de estrelas jovens e seus discos protoplanetários. No caso em questão, a emissão provém do material que se acumula no pequeno disco que circunda o protoplaneta ainda incrustado.

Utilizando o MUSE, que permite imagens espectroscópicas de alta resolução de estruturas estendidas, a equipe conseguiu separar a emissão do protoplaneta e do disco protoplanetário . A alta resolução espacial (0,3 segundos de arco) e espectral (λ/Δλ ~ 3000) do MUSE sob excelentes condições de visibilidade chilena tornaram isso possível.

A emissão de Hα detectada na posição de AB Aur b mostra um perfil inverso de P Cygni, semelhante ao observado em estrelas jovens em processo de acreção de massa. Até o momento, AB Aur b é o único protoplaneta com esse tipo de emissão. Sua pouca idade (~2 milhões de anos) e a grande quantidade de material circundante corroboram fortemente a hipótese de AB Aur b ser um protoplaneta ainda em formação.

Anteriormente, apenas PDS 70 b e c mostravam emissão de Hα, mas esses planetas estão localizados em lacunas no disco; AB Aur b ainda está embutido no disco, tornando esta a primeira observação desse tipo com a assinatura de queda.

AB Aur b tem cerca de quatro vezes a massa de Júpiter e orbita a 93 UA de sua estrela. Um planeta gigante tão distante não existe no Sistema Solar. Os modelos padrão de formação planetária não conseguem explicar completamente sua formação tão distante da estrela, antes que ocorra a migração. Esta descoberta corrobora um cenário em que planetas massivos podem se formar por meio da instabilidade gravitacional dentro do disco, fornecendo informações sobre um tipo de planeta gigante não visto em nosso Sistema Solar.

Phys.org