Pese todo o potássio que existe no manto da Terra e compare o resultado com a proporção desse elemento no Sol. Falta a maior parte. O mesmo vale para o sódio, o zinco, o flúor, o lítio e uma série de outros elementos que, em laboratório, viram vapor a temperaturas relativamente baixas. Esse déficit não é um detalhe de química fina: ele é uma impressão digital deixada no planeta inteiro, e um grupo de pesquisadores acaba de propor que ela registra, com precisão quantificável, de que modo a Terra foi construída. A leitura é esta: cerca de três quartos do nosso planeta vieram de dois protoplanetas que engordaram capturando uma chuva de seixos aquecidos em suas próprias atmosferas, e até um quarto veio de planetesimais antigos e ressecados, parecidos com o asteroide Vesta. Marte seguiu a receita inversa.

O trabalho foi publicado na Nature Astronomy em 25 de setembro de 2026 sob o título “Volatile depletion in rocky planets as a chemical fingerprint of hybrid accretion”, algo como “A escassez de voláteis em planetas rochosos como impressão digital química da acreção híbrida”. Os autores principais são Haiyang S. Wang e Anders Johansen, do Centro de Formação de Estrelas e Planetas do Globe Institute, na Universidade de Copenhague, na Dinamarca. A equipe reúne nomes de peso da cosmoquímica e da dinâmica de discos, entre eles Martin Bizzarro, Michiel Lambrechts, Elishevah van Kooten e Ziyan Xu, também de Copenhague, Marie-Luise Steinmeyer, da ETH Zurique, Chao-Chin Yang, da Universidade do Alabama, Zhaohuan Zhu, da Universidade de Nevada em Las Vegas, e Dante Lauretta, o investigador principal da missão OSIRIS-REx, que trouxe à Terra amostras do asteroide Bennu.

Para entender o que foi medido, é preciso conhecer a categoria de elementos em jogo. Os geoquímicos chamam de elementos litófilos moderadamente voláteis aqueles que condensam a partir do gás a temperaturas mais baixas do que o magnésio e o silício, os grandes formadores de rocha, mas mais altas do que substâncias como a água, e que têm afinidade por silicatos, ou seja, permanecem no manto quando um planeta separa seu núcleo metálico. Lítio, manganês, sódio, potássio, flúor, zinco e índio são os representantes usados no estudo. Como ficam no manto, eles funcionam como arquivo: a quantidade que sobrou de cada um deles informa o que o planeta perdeu enquanto crescia, sem a complicação de parte do estoque ter afundado para o centro junto com o ferro.

O estudo organiza esses elementos em uma escada de temperaturas de sublimação, calculadas para a pressão do gás em que os seixos se encontravam. No topo ficam o alumínio, com 1.824 kelvin, o titânio, com 1.769 K, e o cálcio, com 1.706 K. Vêm depois o cromo, com 1.496 K, o magnésio, com 1.478 K, e o silício, com 1.450 K. A partir daí começa o território dos voláteis: lítio a 1.314 K, manganês a 1.280 K, sódio a 1.054 K, potássio a 1.042 K, flúor a 747 K, zinco a 711 K e índio a 461 K. Quando se coloca a abundância de cada elemento no manto terrestre, dividida pela abundância no Sol e normalizada pelo alumínio, em função dessa escada, surge uma inclinação descendente: quanto mais baixa a temperatura em que o elemento vira vapor, menos dele a Terra guardou.

Marte exibe a mesma rampa, um pouco menos íngreme. Vesta, o segundo maior corpo do cinturão de asteroides, mostra algo diferente: um degrau. Os meteoritos do grupo HED, sigla de howarditos, eucritos e diogenitos, que são fragmentos arrancados de Vesta, guardam quase todo o seu estoque de elementos que sublimam acima de uns 1.200 K e quase nada do que sublima abaixo disso. Essa diferença de formato, rampa suave em um caso e queda abrupta no outro, é a pista central do trabalho. Dois processos distintos deixam marcas de formatos distintos, e a composição de um planeta pode ser lida como uma mistura, em proporções mensuráveis, dos ingredientes que o compuseram.

Há décadas três explicações disputam a origem dessa escassez. A primeira atribui tudo ao disco protoplanetário: em uma fase inicial muito quente, os elementos mais voláteis simplesmente não teriam condensado em grãos sólidos antes que o gás se dispersasse. A segunda aposta no aquecimento dos planetesimais, os corpos de dezenas a centenas de quilômetros que se formaram nos primeiros milhões de anos. O decaimento de isótopos radioativos de vida curta, como o alumínio-26 e o ferro-60, e a energia das colisões teriam derretido esses corpos, e o vapor dos elementos voláteis teria escapado para o espaço. A terceira invoca os impactos gigantes do fim da formação planetária, capazes de vaporizar parte de um protoplaneta inteiro.

A primeira explicação vem perdendo terreno por um motivo que pouco tem a ver com os planetas e muito com a física do disco. Os modelos mais recentes indicam que o transporte de massa em direção à estrela jovem é conduzido sobretudo por ventos lançados por campos magnéticos de grande escala, os chamados disk winds, ventos de disco, e não pela turbulência que os modelos antigos supunham. Um disco movido a vento aquece muito menos: a temperatura no plano médio, à distância em que a Terra orbita hoje, fica abaixo de uns 300 K, cerca de 27 graus Celsius. Em um disco assim frio não há calor suficiente para impedir a condensação do potássio ou do sódio nos grãos que formariam os primeiros planetesimais.

As evidências de campo apontam na mesma direção. Os corpos de onde vêm os meteoritos de ferro, que são pedaços de núcleos metálicos das primeiríssimas gerações de planetesimais, conservam elementos siderófilos moderadamente voláteis, além de carbono, nitrogênio e água, sinal de que se formaram em condições frias. E as amostras trazidas pela Hayabusa2, do asteroide Ryugu, e pela OSIRIS-REx, de Bennu, mostraram que a poeira com composição semelhante à dos condritos CI, praticamente solar em tudo exceto nos elementos mais voláteis como hidrogênio, carbono, nitrogênio e gases nobres, estava espalhada pelo Sistema Solar. A matéria-prima dos planetas, portanto, não nasceu empobrecida. O empobrecimento aconteceu durante a construção.

Esse diagnóstico desloca a pergunta para um debate ainda mais acalorado: como, afinal, os planetas rochosos cresceram? O modelo clássico descreve dezenas de milhões de anos de colisões. Planetesimais se aglutinam em embriões do tamanho da Lua ou de Marte, e esses embriões colidem entre si em uma sequência de impactos gigantes até restarem quatro sobreviventes. O modelo alternativo, desenvolvido na última década em boa parte pelo próprio Johansen e por Lambrechts, chama-se pebble accretion, acreção de seixos. Nele, um embrião embutido no disco gasoso captura, com a ajuda do arrasto do gás, uma corrente de seixos de milímetros a centímetros que derivam em espiral em direção ao Sol, e cresce rápido, dentro dos poucos milhões de anos de vida do disco.

O mecanismo merece uma imagem concreta. Um planetesimal nu, sem atmosfera, só captura o que o atinge frontalmente, como um para-brisa recolhendo insetos. Um protoplaneta envolto em um envelope de hidrogênio e hélio funciona de outro jeito: o gás freia os seixos que passam por perto, eles perdem velocidade, caem em espiral e são engolidos. A seção de captura cresce para muito além do tamanho físico do corpo, e a taxa de crescimento dispara. Simulações mostram que tanto esse processo quanto as colisões convencionais são capazes de fazer planetas na região interna de um disco. O objetivo do estudo não era declarar um vencedor, mas testar se uma combinação dos dois, a acreção híbrida, explicaria a química observada.

O argumento ganha força porque a equipe identificou um mecanismo novo de perda de voláteis, inerente à própria acreção de seixos. Um seixo capturado não cai direto na superfície: ele atravessa um envelope gasoso cuja temperatura aumenta com a profundidade e com a massa do protoplaneta. O grupo usou um modelo unidimensional desse envelope para calcular a temperatura e a pressão em sua base ao longo do crescimento de um corpo até uma massa terrestre, partindo de condições de disco a 1 unidade astronômica de cerca de 120 K e 0,2 pascal e supondo que a massa cresce com tempo característico de 0,7 milhão de anos. Quando a temperatura na base do envelope supera a temperatura de sublimação de um elemento, esse elemento deixa o seixo em forma de vapor.

O destino desse vapor depende de quem ele é. A figura 2 do artigo mostra um mapa de cores da fração sublimada de cada elemento em função da massa do protoplaneta. Pela leitura do gráfico, um corpo com cerca de dois centésimos da massa da Terra já aquece sua base o suficiente para evaporar o índio dos seixos que chegam; com um vigésimo, o zinco e o flúor; perto de um décimo, o sódio e o potássio; e por volta de 0,15 massa terrestre, pouco mais que a massa de Marte, tudo o que sublima abaixo de uns 1.400 K, inclusive lítio e manganês, deixa de ser incorporado. O vapor dos voláteis é arrastado para cima pela convecção do envelope e, ao atingir a região externa onde o gás do disco entra e sai, o chamado recycling flow, fluxo de reciclagem, é devolvido ao disco e perdido para sempre pelo planeta.

Magnésio e silício têm outra sorte. Quando a base do envelope passa de uns 1.450 K, esses elementos também sublimam dos seixos, mas formam uma atmosfera profunda de vapor de silicatos em equilíbrio com o oceano de magma da superfície. Um trabalho anterior do mesmo grupo, liderado por Marie-Luise Steinmeyer, havia mostrado que a condensação de nuvens de silicatos nessa camada inibe a convecção e cria uma zona radiativa interna que funciona como tampa: o vapor refratário não consegue se difundir para cima e escapar. É esse contraste, voláteis evacuados e refratários retidos, que produz o degrau entre o lítio e o manganês, de um lado, e o magnésio e o silício, do outro, na curva modelada para a Terra. Os autores adotam 1.400 K como a temperatura característica dessa transição.

Para confirmar que o vapor de voláteis realmente escapa, e não apenas circula dentro do envelope, a equipe recorreu a simulações hidrodinâmicas tridimensionais com o código Athena++. O cenário foi um protoplaneta de uma massa terrestre a 1 unidade astronômica de uma estrela com a massa do Sol, imerso em gás a cerca de 250 K com densidade de um bilionésimo de grama por centímetro cúbico. O domínio computacional ia de 7 a 2.111 raios terrestres, com 140 células radiais, 160 azimutais e 40 poloidais, e cerca de 900 mil partículas traçadoras representavam o material sublimado, liberadas entre um décimo e um raio de Bondi, a distância dentro da qual a gravidade do planeta vence a pressão térmica do gás.

O resultado foi inequívoco. Depois de um ano, apenas cerca de 30% das partículas ainda estavam no envelope. Depois de cinco anos, restavam menos de 3%. A escala de tempo de difusão medida a partir da dispersão de velocidades das partículas é de aproximadamente um ano. E a hipótese adotada, de que a região de reciclagem começa a dois raios de Bondi, é conservadora: simulações anteriores sugerem que ela começa já em um raio de Bondi, o que encurta o tempo de escape para algo entre um décimo de ano e um ano. Na escala de um disco que vive milhões de anos, o planeta exala seus voláteis quase instantaneamente.

Uma objeção natural é que o vapor poderia recondensar em grãos e voltar a cair. Os autores examinaram essa possibilidade. Grãos de até uns 10 micrômetros ficam tão bem acoplados ao gás que sobem com ele e escapam do mesmo jeito. E mesmo no caso extremo em que o vapor se depositasse sobre partículas do tamanho de seixos, de milímetros a centímetros, capazes de afundar, elas voltariam a sublimar nas profundezas quentes do envelope, e o material teria mais chance de condensar da próxima vez em grãos minúsculos, que oferecem muito mais área superficial. O sistema funciona como um alambique do qual só os refratários não conseguem sair.

O segundo ingrediente do modelo são os planetesimais ressecados, cuja composição foi tomada da de Vesta. O asteroide, visitado pela sonda Dawn entre 2011 e 2012 e descrito pelos pesquisadores da missão como um embrião planetário sobrevivente, separou núcleo e manto e passou por uma fase de oceano de magma. Não se sabe ao certo se a depleção de seus voláteis veio de um disco quente, da evaporação do magma ou do sequestro de parte dos elementos pelo núcleo; o estudo se declara agnóstico sobre a causa. O que importa é a forma: ajustando uma função logística à composição de Vesta, obtém-se um ponto de inflexão de 1.135 ± 35 K e uma largura de 62 ± 24 K, a tal queda abrupta. Os desvios do zinco e do índio em relação a essa curva são atribuídos à recondensação.

Os angritos, outro grupo de meteoritos, mostram que a natureza foi capaz de ir além: eles estão empobrecidos até em silício e magnésio, prova de que a fusão de planetesimais foi um mecanismo de perda de voláteis amplamente disseminado. O modelo também contemplou, como terceiro ingrediente possível, uma população de planetesimais primitivos com composição semelhante aos condritos CI, que nunca perderam voláteis. Os condritos EH, que vêm do Sistema Solar interno, apresentam níveis de voláteis parecidos com os CI, e os autores usam o rótulo CI apenas por simplicidade de notação para designar material não empobrecido, seja qual for a sua origem.

Com os ingredientes definidos, o problema vira uma questão de proporções. Para a Terra, o cenário de referência mistura três componentes: uma proto-Terra crescida por acreção de seixos e devolatilizada ao longo do processo, um impactor também crescido por seixos, e os planetesimais tipo Vesta. O ajuste é feito sobre 13 elementos: alumínio, titânio, cálcio, cromo, magnésio, silício, lítio, manganês, sódio, potássio, flúor, zinco e índio. Cloro, bromo e iodo ficaram de fora porque suas abundâncias nos condritos CI, a referência de normalização, foram revistas para baixo em 2017 e essa revisão segue contestada. Cromo, manganês e zinco receberam correções pela tendência de parte do seu estoque ter se associado ao ferro ou ao enxofre do núcleo.

O primeiro teste foi uma minimização de qui-quadrado reduzido em uma grade bidimensional que varia a razão de massa entre impactor e proto-Terra e a fração de massa dos planetesimais. O melhor ajuste chega a um qui-quadrado reduzido de 3,3, e dentro de uma unidade acima desse mínimo cabe uma faixa larga de soluções, com razão de massa do impactor entre 0,1 e 1 e fração de planetesimais entre zero e 0,4. Como esse critério é apenas uma medida de primeira ordem da qualidade do ajuste, a equipe passou a uma inferência bayesiana completa, usando amostragem aninhada dinâmica, nested sampling, com o pacote dynesty, técnica adequada a problemas com parâmetros fortemente correlacionados e degenerescências.

A inferência bayesiana entrega duas coisas. A primeira é a distribuição de probabilidade de cada parâmetro, com mediana e intervalos entre os percentis 16 e 84. A segunda é a evidência, uma medida de quão bem o modelo como um todo explica os dados, penalizando complexidade desnecessária. A comparação entre dois modelos se faz pela diferença dos logaritmos de suas evidências, interpretada pela escala de Jeffreys: diferença entre 0 e 1 é insignificante, entre 1 e 2,5 é substancial, entre 2,5 e 5 é forte, e acima de 5 é decisiva. Os priors foram amplos e simples: as frações de massa somam um, a massa do impactor não pode superar a do protoplaneta, e um segundo impactor não pode ser maior que o primeiro.

A solução mediana para a Terra ficou em 64% de proto-Terra, 14% de planetesimais tipo Vesta e 22% de impactor, com incertezas da ordem de 10 a 15 pontos percentuais em cada fração. A evidência logarítmica desse modelo foi de 6,09 ± 0,05. Um modelo mais simples, apenas proto-Terra e impactor em proporção de 71% e 29%, atingiu 6,16 ± 0,04, diferença de 0,07, estatisticamente nula. Os dois modelos funcionam igualmente bem, com uma nuance: o componente de planetesimais melhora o ajuste do lítio, cuja abundância na Terra é maior do que a mistura pura de corpos crescidos por seixos consegue produzir. Lidos em conjunto, os dois resultados dizem que pelo menos cerca de 75% da massa terrestre veio de corpos formados por acreção de seixos, com até cerca de 25% de planetesimais tipo Vesta.

Os testes de necessidade são a parte mais reveladora. Tirar o impactor e deixar apenas a proto-Terra com os planetesimais reduz a evidência em 1,31, uma desvantagem substancial. Tirar qualquer corpo crescido por seixos e tentar fazer a Terra só com planetesimais primitivos e planetesimais tipo Vesta derruba a evidência em 11,31, um veredito decisivo contra a Terra puramente colisional, com o qui-quadrado reduzido saltando para 11,2. A razão é visível no gráfico: uma mistura de material CI com material tipo Vesta produz um degrau, nunca uma rampa, e a Terra é uma rampa. Reintroduzir um ou dois corpos de seixos ao lado do componente CI recupera parte do terreno, mas esses modelos continuam substancialmente desfavorecidos, e a contribuição de planetesimais primitivos nunca passa de 10% da massa terrestre.

O impactor tem nome na mitologia científica: Theia, o corpo cuja colisão com a proto-Terra, há cerca de 4,5 bilhões de anos, lançou em órbita o material que formou a Lua. A massa do impactor inferida pela química, entre 8% e 43% da massa da Terra, acomoda tanto a Theia canônica das simulações de Robin Canup e Erik Asphaug, de 10% a 15% da massa terrestre, quanto a Theia mais pesada, de 28% a 46%, exigida por um estudo de 2025 para romper a cadeia ressonante primordial em que os planetas internos teriam nascido e levá-los à configuração atual. A química não decide entre essas opções, mas as abriga.

O modelo assume que o impacto gigante em si não removeu voláteis do manto. Essa hipótese se apoia em um resultado recente sobre a perda de potássio por colisões: a devolatilização por impacto só é eficiente para corpos de até aproximadamente a massa da Lua. Acima disso, o poço gravitacional é fundo demais e não há energia suficiente para o vapor escapar. Existe aqui uma complementaridade elegante entre os mecanismos. Corpos pequenos perdem voláteis por calor radiogênico e colisões; corpos maiores do que a Lua já aqueceram seus envelopes a ponto de perder voláteis pelo caminho dos seixos. Os autores admitem, contudo, que a devolatilização colisional durante a fase de disco ainda é mal compreendida, porque o gás ao redor pode facilitar a perda do vapor.

E se a Terra tivesse sofrido mais de um impacto gigante? O modelo com dois impactores é plausível, com diferença de evidência menor que uma unidade, desde que o segundo corpo seja pequeno, em torno de 4% da massa terrestre, e a distribuição de probabilidade se inclina para o limite inferior. Três impactores já são desfavorecidos, com diferença de 1,77, e a massa de um hipotético terceiro corpo cai para cerca de 1% da massa da Terra. Isso é menos do que as simulações de N corpos do modelo clássico costumam produzir, em média cerca de três impactos gigantes por planeta semelhante à Terra. A explicação é natural: se os seixos fazem boa parte do trabalho de crescimento, são necessárias menos sementes de planetesimais, surgem menos protoplanetas e há menos colisões entre eles.

Os seixos poderiam já chegar empobrecidos? A equipe testou essa possibilidade escalonando a composição dos seixos entre a solar e a dos condritos H, um dos grupos de condritos mais pobres em voláteis do Sistema Solar interno, cuja depleção se descreve por uma exponencial de inclinação −3,12 abaixo de 997 K. O resultado é que o ajuste piora continuamente à medida que a pré-depleção aumenta, com o qui-quadrado reduzido subindo de 3,3 para 5,9 no caso dos seixos totalmente parecidos com condritos H, embora a evidência bayesiana não consiga excluir essa alternativa de maneira formal. Seixos empobrecidos podem ter alimentado a fase final de crescimento da proto-Terra, acima de 0,15 massa terrestre, quando todos os voláteis moderados seriam perdidos de qualquer maneira.

Marte conta outra história, e as evidências isotópicas já sugeriam isso. O sistema háfnio-tungstênio indica que o planeta formou seu núcleo em poucos milhões de anos, dentro da vida do disco, sem a longa fase de impactos gigantes que a Terra atravessou. O modelo de referência para Marte, portanto, mistura apenas um componente crescido por seixos e os planetesimais tipo Vesta. A inferência bayesiana devolveu 27 ± 5% de material acretado por seixos e 73 ± 5% de planetesimais, com qui-quadrado reduzido de 1,2 e evidência logarítmica de 4,23. O ajuste reproduz a rampa marciana com folga, e a proporção coincide com o que os isótopos de silício, em um estudo de 2023, já haviam indicado: uma contribuição substancial de material parecido com Vesta.

Os testes alternativos para Marte repetiram o padrão terrestre. Substituir o componente de seixos por planetesimais primitivos tipo CI é fortemente desfavorecido, com diferença de evidência de −4,11, e o ajuste do zinco e do índio piora de maneira visível. Somar o componente CI ao modelo de referência leva a diferença a −2,37, ainda substancialmente desfavorecida pela complexidade desnecessária, e a contribuição de material primitivo fica em cerca de 3% da massa de Marte, bem abaixo dos 10% a 15% de material carbonáceo que um estudo de 2019 havia proposto para a Terra. Seixos pré-empobrecidos aumentam a fração de seixos em cerca de 10%, mas pioram o ajuste global.

A equipe foi além e deixou a composição dos planetesimais marcianos variar livremente. Com o ponto de inflexão da função logística solto, o melhor ajuste encontrou 1.363 K, com incertezas de +43 e −52 K, e uma fração de planetesimais de 68 ± 5%, o que sugere que um tipo de planetesimal ainda não identificado, mais empobrecido do que Vesta, pode ter alimentado Marte. Soltando também a largura da transição, para representar uma mistura de populações com graus variados de depleção, o modelo de maior evidência convergiu para 1.273 K e largura de 227 K, com 79% de planetesimais e 21% de seixos. Em todos os casos testados, os planetesimais dominam, acima de 65%, e os seixos nunca caem abaixo de 10%. Marte é híbrido, mas de maioria planetesimal.

Por que vizinhos tão próximos cresceram de maneiras tão diferentes? O estudo sugere que a Terra experimentou uma taxa alta de acreção de seixos, enquanto a de Marte permaneceu lenta, talvez porque sua órbita tenha sido agitada gravitacionalmente por protoplanetas mais massivos nas redondezas. A acreção de seixos é um processo que exige calma: um embrião em órbita circular e no plano do disco atravessa a corrente de seixos devagar e captura muitos; um embrião excitado para uma órbita excêntrica ou inclinada cruza a corrente em alta velocidade relativa e captura poucos. Para a Terra, aliás, liberar a composição dos planetesimais da restrição de serem iguais a Vesta permite que a fração deles chegue a 40%, com incertezas de +15 e −14 pontos, sem que a natureza híbrida da formação se desfaça.

A história tem um capítulo subterrâneo. Os elementos siderófilos moderadamente voláteis, os que preferem o ferro, não se comportam como os litófilos: eles podem ficar preservados nos núcleos dos planetesimais, e os meteoritos de ferro não carbonáceos, que amostram esses núcleos, são de fato ricos neles. O enxofre é o caso mais relevante, por ser um dos principais candidatos a elemento leve dos núcleos da Terra e de Marte. Adotando para os planetesimais tipo Vesta uma abundância de enxofre entre 10% e 100% da solar, a faixa registrada nos corpos-mãe dos meteoritos de ferro, o modelo prevê para a Terra inteira um teor de enxofre entre 10% e 23% do solar, e para Marte entre 19% e 85%.

Esses valores conversam com medições independentes. Para a Terra, concordam com a estimativa mais recente e mais alta do conteúdo de enxofre no núcleo; para Marte, concordam com as restrições sísmicas obtidas pela missão InSight, que em 2021 detectou o núcleo marciano e mostrou que ele é maior e menos denso do que se supunha, o que exige mais elementos leves. Em ambos os casos, o modelo favorece os valores altos em detrimento das estimativas tradicionais mais baixas, que haviam sido deduzidas justamente das tendências de volatilidade das rochas do manto. A química do manto e a sísmica do núcleo passam a contar a mesma história.

Outro relógio isotópico também se alinha. O tungstênio-182 é produzido no manto pelo decaimento do háfnio-182, com meia-vida de 8,9 milhões de anos, e, como o tungstênio é siderófilo, cada episódio de separação de metal para o núcleo remove do manto o tungstênio já acumulado. O excesso relativamente baixo de tungstênio-182 no manto terrestre é explicado por um modelo de 2023, de Peter Olson e Zachary Sharp, com 20% de planetesimais e 80% vindos de dois protoplanetas, de 0,7 e 0,1 massa terrestre, ambos crescidos por seixos. A semelhança com o resultado químico, 14% de planetesimais e dois corpos crescidos por seixos, não é casual: ela sugere que a entrega contínua de metal ao núcleo, por planetesimais e no impacto que formou a Lua, deixou marcas coerentes em dois sistemas independentes.

O debate isotópico mais amplo também encontra eco no modelo. Em elementos como silício e cálcio, a Terra se situa sobre uma linha de mistura entre os ureilitos, do Sistema Solar interno, e os condritos CI, do externo; em molibdênio e zircônio, ela aparece como um extremo isolado. Uma interpretação invoca um reservatório perdido de planetesimais. Outra propõe que a Terra perdeu um componente isotopicamente distinto, carregado em grãos de sulfetos de ferro, cálcio e magnésio e em gelo de água, quando esses materiais sublimaram durante a acreção de seixos. O modelo térmico para os seixos, que sustenta a acreção híbrida da Terra, encaixa-se nessa segunda leitura e oferece a ela um mecanismo físico explícito.

As consequências para a habitabilidade são diretas. Os elementos essenciais à vida, carbono, hidrogênio, nitrogênio, oxigênio, fósforo e enxofre, devem ter sido removidos em grande parte durante a fase de acreção de seixos, mesmo para um protoplaneta crescendo logo além da linha de gelo da água. Sobram três vias de entrega: os seixos ricos em voláteis capturados no início, antes de o envelope esquentar o suficiente; os impactos de protoplanetas menores, que não aqueceram tanto; e os planetesimais primitivos acretados tarde o bastante para terem escapado da devolatilização. A água e o carbono que permitem a existência de oceanos e de bioquímica na Terra seriam, nessa visão, uma adição tardia e relativamente modesta a um corpo que nasceu seco.

O alcance do resultado vai além do Sistema Solar. Anãs brancas poluídas, estrelas mortas cujas atmosferas exibem os destroços de corpos rochosos que elas engoliram, e estrelas parecidas com o Sol com sinais de ingestão de planetas, encontrados em cerca de um quarto dos pares estelares examinados em um estudo de 2021 e em pelo menos uma de cada doze estrelas em um levantamento de 2024, mostram o mesmo empobrecimento em elementos moderadamente voláteis. Isso sugere que a perda de voláteis é universal na formação de planetas rochosos. Se o padrão de depleção de um exoplaneta puder ser medido, ele poderá ser lido com a mesma ferramenta, revelando quanto o planeta cresceu por seixos, quanto por planetesimais, e quanto ele teve de receber depois para abrigar água.

Os autores são cuidadosos com os limites do que fizeram. O modelo não captura o regime transitório em que seixos acretados cedo perdem uma fração de silício, magnésio e cromo antes de a zona radiativa protetora se formar, e sabe-se que os planetas terrestres mostram depleção de 10% a 20% nesse grupo; essa marca pode vir tanto desse regime quanto de planetesimais ainda mais ressecados, como os corpos-mãe dos angritos. Os halogênios pesados ficaram fora do ajuste. E a estimativa de enxofre depende de uma faixa aproximada. Os códigos estão disponíveis no Code Ocean, os dados no figshare, e os pareceres dos revisores, entre eles Katherine Dale e Damanveer Grewal, são públicos, como pede a boa prática da ciência aberta.

Há uma linhagem intelectual nesse trabalho. Em 2009, Francis Albarède já lia a história de acreção dos planetas terrestres em seus voláteis. Em 2018 e 2019, o próprio Wang quantificou a tendência de volatilidade da Terra e a comparou com a do Sol. Em 2021, Johansen e colegas publicaram o modelo de acreção de seixos para os planetas terrestres, e em 2022 um grupo liderado por Paolo Sossi descreveu a acreção estocástica da Terra a partir de planetesimais formados em um disco quente. O novo estudo não anula essas contribuições; ele as reorganiza em um quadro em que cada processo recebe uma cota mensurável, e em que a Terra e Marte, pela primeira vez, têm suas receitas escritas lado a lado com os mesmos ingredientes.

O que resta ao fim da leitura é uma imagem. A Terra guarda, no potássio que lhe falta, a lembrança de ter crescido quase inteira sob uma chuva de seixos que se desfaziam em vapor ao atravessar sua atmosfera primitiva, devolvendo ao disco tudo o que era fácil de evaporar e retendo apenas o que era refratário. A esse corpo seco somaram-se os planetesimais antigos, ressecados por dentro desde os primeiros milhões de anos, e, por último, um impacto que fez a Lua e fechou a conta. Marte cresceu com as mesmas peças em proporções opostas. Cada planeta rochoso, aqui ou em torno de outra estrela, carrega na própria química a certidão de como nasceu, e agora existe um modo de lê-la.