AS MEGATERRAS QUE PROVAVELMENTE NÃO EXISTEM

A teoria de formação planetária impõe um teto aos mundos rochosos. Um núcleo em crescimento que ultrapassa cerca de 10 massas terrestres já não consegue evitar a acreção descontrolada de gás: ele puxa gás do disco em torno de sua estrela jovem e se torna um planeta rico em gás. Simulações de colisões e erosão dão o mesmo limite. Medições de planetas reais situam a passagem de rocha nua a mundos envoltos em gás ainda mais abaixo, em torno de 4 a 5 massas terrestres.

E, no entanto, nos últimos anos, apareceram alguns planetas com a densidade da rocha e massas bem acima de dez Terras. Alguns astrônomos os chamam de “Megaterras”. Explicá-los exigiria histórias exóticas: colisões tardias depois que o disco de gás desapareceu, ou os núcleos despidos de antigos gigantes.

Casey Brinkman e Nicolas Cowan, do Trottier Space Institute da Universidade McGill, em Montreal, fizeram uma pergunta mais simples: esses planetas são realmente tão pesados?

Pesar um planeta pelo balanço de sua estrela

A maioria dessas massas vem das velocidades radiais: enquanto o planeta orbita, ele puxa sua estrela para lá e para cá, e a luz da estrela muda muito ligeiramente de cor. A amplitude desse balanço dá a massa do planeta.

O problema é que as estrelas não são quietas. Estrelas magneticamente ativas têm manchas escuras e regiões brilhantes que giram com a estrela. Elas acrescentam ruído às medições, e uma mancha que entra no campo de visão ao girar pode imitar — ou inflar — o sinal de um planeta.

Oito suspeitos, um traço comum

A dupla partiu do NASA Exoplanet Archive e manteve 333 planetas menores do que quatro raios terrestres, com raio confiável e massa obtida por velocidade radial. Encontraram:

• 4 planetas com densidade rochosa e mais de 10 massas terrestres: WASP-84 c, TOI-1347 b, TOI-2322 c e HD 63433 b.
• Mais 4 acima do limite e quase sem envelope de hidrogênio e hélio: GJ 523 b, TOI-815 c, HD 18599 b e GJ 143 b.

Para medir a atividade de cada estrela hospedeira, usaram um índice baseado na luz do cálcio emitida pela camada externa quente da estrela, que fica mais brilhante com o aquecimento magnético. Acima de um valor de −4,75, a estrela é considerada ativa. Medições de brilho da missão TESS também mostram cada estrela escurecendo e clareando à medida que suas manchas giram.

O resultado: os oito orbitam estrelas ativas. Entre 37 estrelas com massa planetária e medição de atividade, apenas 13 são ativas.

A chance de uma coincidência

Se as Megaterras estivessem distribuídas uniformemente, a chance de que as quatro rochosas tivessem todas caído em torno de estrelas ativas seria:

p = 13/37 × 12/36 × 11/35 × 10/34 = 0.01

Cerca de 1%. Somando as outras quatro, cai para 0,0003.

Será que estrelas jovens e ativas simplesmente são melhores em formar Megaterras? Os autores não veem motivo para isso. Formar uma exigiria colisões adicionais, uma migração para dentro até órbitas de 0,8 a 20 dias e talvez a perda de uma atmosfera espessa — tudo isso leva tempo. Se algo, esses mundos deveriam favorecer estrelas mais velhas.

Onde as massas dão errado

Todas as medições originais usaram processos gaussianos, uma ferramenta estatística que modela o ruído da estrela para que o sinal do planeta possa ser separado. Mas um modelo flexível demais pode absorver o sinal errado e produzir massas grandes demais. Os casos parecem frágeis:

• Em torno de WASP-84, a agitação da estrela (cerca de 13 m/s) é maior que o sinal do planeta (7,7 m/s).
• TOI-2322 gira em 21,28 dias; seu planeta orbita em 20,23 dias.
• HD 63433 b, o mais pesado, com 37 massas terrestres, não foi detectado de forma alguma por uma segunda equipe, que estabeleceu um limite superior de 21 massas terrestres.
• Três dos planetas ficam abaixo de um limiar publicado de relação sinal-ruído abaixo do qual esses modelos são sabidamente pouco confiáveis.

Os autores lembram um precedente: outro planeta cuja massa se revelou inflada por um fator de três por um sinal periódico não tratado.

Nenhum gigante rochoso — por enquanto

A conclusão deles: não há evidência convincente de planetas rochosos acima de dez massas terrestres. As massas por velocidade radial de planetas em torno de estrelas ativas merecem ceticismo, “especialmente quando a existência de tais planetas desafiaria nossas noções sobre a formação planetária”. Eles sugerem programar as observações de modo que tanto a atividade da estrela quanto o planeta sejam bem amostrados.

O argumento é estatístico e se apoia numa amostra pequena: oito planetas e 37 estrelas. Os autores não refizeram os ajustes de massa originais.