O nosso Sistema Solar formou-se a partir de um disco de gás e poeira, chamado um disco protoplanetário, em órbita do Sol. Como os mesmos materiais se encontram por toda a Galáxia, as leis da física prevêem que outros sistemas estelares formarão planetas de um modo semelhante.

Ainda que os planetas possam ser comuns, a sua detecção é difícil devido ao seu baixo brilho e à proximidade da estrela. Assim, os astrónomos procuram planetas buscando indícios indirectos da sua existência. Em sistemas planetários jovens, esses indícios podem estar presentes no próprio disco e no modo como o planeta afecta a poeira do disco onde se forma.

Os planetas grandes, do tamanho de Júpiter, têm um efeito gravitacional forte que afecta o disco poeirento. Um Júpiter pode gerar um "buraco" em forma de anel no disco de poeira, pode torcer o disco poeirento, ou deixar um padrão na distribuição da poeira do disco, o equivalente à "espuma" que a passagem de um navio deixa no mar.

Por outro lado, os planetas pequenos, do tamanho da Terra, têm um efeito gravitacional mais fraco, afectando menos o disco e deixando sinais mais subtis da sua presença. Em vez de procurar discos torcidos, ou com padrões na poeira, deve-se tentar ver como é o sistema estelar no infravermelho. Estrelas com discos poeirentos brilham mais no infravermelho que estrelas sem discos. Quanto mais poeira tiver o sistema estelar, mais brilhante será no infravermelho.

Os astrónomos Scott Kenyon (Observatório Astrofísico Smithsonian) e Benjamin Bromley (Universidade do Utah) mostraram recentemente que o brilho no infravermelho permite não só detectar discos, como também dizer quando um planeta como a Terra se está a formar nesse disco.

A teoria prevalecente para a formação de planetas - Teoria da Coagulação - diz que pequenos pedaços de material do disco protoplanetário (planetesimais) se colam uns aos outros quando colidem. Ao longo de milhares de anos, os pequenos pedaços vão crescendo e ficando maiores. Eventualmente, os pedaços ficam tão grandes que se tornam planetas de pleno direito.

Segundo o modelo de Kenyon e Bromley, o processo de formação de planetas é notavelmente eficiente. Inicialmente a colisão entre planetesimais dá-se a velocidades baixas, pelo que os objectos que colidem tendem a crescer. À distância Terra-Sol típica, demora apenas 1000 anos para que um objecto de 1 km cresça até aos 100 km; em mais 10 000 anos, chega aos 1000 km; e com mais 10 000 anos, alcança os 2000 km de diâmetro. Ou seja, objectos do tamanho da Lua podem formar-se em apenas 20 000 anos.

À medida que os planetesimais crescem, o seu efeito gravitacional também se vai tornando mais forte. Uma vez que os objectos chegam aos 1000 km, começam a "remexer" os objectos menores restantes. Como resultado, a gravidade actua como uma fisga que dispara os pedaços de rocha de tamanhos de asteróides a velocidades mais altas. Estes pedaços viajam tão depressa que, em vez de se colarem quando colidem, pulverizam-se. Assim, enquanto que os protoplanetas maiores continuam a crescer, os pequenos vão-se moendo e tornando poeira.

A poeira forma-se exactamente onde se forma o planeta, à mesma distância da sua estrela. Como resultado, a temperatura da poeira indica o local de formação do planeta. A poeira numa órbita como a de Vénus será mais quente que a poeira de uma órbita como a da Terra, dando uma indicação da distância do planeta bebé ao seu sol.

O tamanho dos objectos maiores determina a taxa de produção de poeira. A quantidade de poeira tem um pico quando se formam protoplanetas de 1000 km. Tais picos deverão ser detectáveis com o Telescópio Espacial Spitzer (NASA).

Fonte da notícia: http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0408.html