A origem do nosso sistema solar
Autor: Física Astronomia | Publicado: 2011-08-20T15:17:00-07:00


No Universo conhecido há muitas nuvens de gases e poeiras – nebulosas – que podem dar origem a sistemas solares (Figura 1). Em princípio, nessas nuvens há duas forças opostas que se equilibram: a gravidade, que tende a contraí-las, e a pressão térmica, que tende a expandi-las.


&nbsp;Figura 1 – A “maternidade de estrelas” na galáxia M16. Imagem HST.
Por vezes essas nebulosas são perturbadas por algum tipo de choque, como a onda provocada pela explosão de uma supernova ou simplesmente a aproximação de outra nuvem.
Quando recebe o choque, a nebulosa começa a contrair-se. Para que essa contracção venha a dar origem a um sistema planetário, há algumas condições que têm que se cumprir: A nuvem tem que ter massa suficiente, ser densa, relativamente fria, e tem que estar animada de algum movimento inicial de modo a que a contracção gravitacional seja acelerada num movimento de rotação (da mesma forma que um patinador acelera a velocidade das piruetas aproximando os braços do corpo).
A contracção é acompanhada por um aumento de temperatura mas, desde que a massa nebular seja suficiente (massa de Jeans) a força gravitacional é sempre maior que a tendência para expansão térmica. À medida que a nebulosa inicial roda e se contrai, fragmenta-se. Cada um dos fragmentos, desde que tenha massa e densidade suficientes, individualiza-se e, por sua vez, roda e contrai-se mais.
Nunca se observaram fragmentos nesta fase, não só porque é rápida (alguns milhares de anos), como também porque estarão rodeados por gases e poeiras densos. Só quando a temperatura dos fragmentos atinge os 2000 a 3000 K se tornam visíveis, merecendo agora o nome de protoestrelas.
Uma destas protoestrelas, há cerca de 4650 milhões de anos, veio a dar origem ao nosso Sol.
A contracção do proto-Sol deixou para trás um disco de material, a partir do qual se formou o sistema planetário. A composição deste material era a mesma do Sol actual e da nebulosa solar original. Esta era demasiado densa e opaca para deixar escapar energia por irradiação, por isso a contracção gravitacional foi sendo acompanhada por um aumento de temperatura. A uma distância de 300 a 500 milhões de km do proto-Sol, as temperaturas seriam ainda da ordem dos 2000 K pelo que quaisquer elementos estariam no estado gasoso.
Mas, a um certo ponto, a condensação fez com que a nebulosa ficasse transparente, começando assim a arrefecer. Isto veio a permitir que se produzissem compostos, inicialmente sob a forma de grãos de poeira. Um dos primeiros a formar-se teria sido o corindo, o óxido de alumínio que compõe as safiras e os rubis, aos 1760 K, e os últimos os gelos de metano e de azoto, a 70 K, nos bordos mais frios da nebulosa solar. Isto explica a diferenciação composicional, que se verá nos próximos capítulos, entre os planetas interiores e exteriores.
Mas havia ainda um longo caminho a percorrer entre esta nuvem de poeiras minerais e gelos e um Sistema Solar. À medida que se iam formando, as poeiras iam estabilizando em órbitas no plano médio da nebulosa, no que viria a ser a Eclíptica actual. Podem-se observar estes discos de poeiras em torno, por exemplo da estrela Beta Pictoris (Figura 2).

&nbsp;Figura 2 – O disco de poeiras em torno da estrela Beta Pictoris. Imagem HST, no infravermelho.
Os choques aleatórios entre partículas e a atracção gravitacional foram gerando agregados cada vez maiores, em tempos e com dimensões dependentes da distância ao centro gravitacional da nebulosa – o proto-Sol. Assim, estima-se em 2000 anos o tempo necessário para coagular grãos com 10 mm de diâmetro a 1 UA do Sol (na órbita actual da Terra), mas 50000 anos para produzir grãos com 0.3 mm na órbita actual de Neptuno.
A coagulação é um processo acelerado; por isso, ao fim de mais 10000 a 100000 anos já haveria corpos com menos de 10 km de diâmetro – planetesimais – em órbitas da ordem de 1 UA: os embriões dos planetas do Sistema Solar interior. Na figura 3 pode ver-se o disco protoplanetário da estrela AB Aurigae, já com granulações formadas.

&nbsp;Figura 3 – Disco protoplanetário em torno da estrela AB Aurigae, já com granulações formadas. Imagem HST. As bandas negras destinam-se a&nbsp;ocultar o brilho das estrelas e os rosários em diagonal são fenómenos de difracção.
O proto-Sol estava então na fase de ser uma estrela de tipo T Tauri: juvenil, pequena (talvez o dobro da massa actual) e produzindo jactos fortíssimos de partículas, o vento T-Tauri (Figura 4). Esse vento lançou no espaço os restos da nebulosa solar, impedindo que Júpiter capturasse gases suficientes para se tornar, também ele, uma estrela.


&nbsp;Figura 4 – HL Tau, uma estrela de tipo T-Tauri, e o vento estelar que projecta. Imagem do telescópio França-Canadá-Hawaii.
Entretanto, já estavam definidos os materiais que originariam os planetas do Sistema Solar. A grande massa de Júpiter impediu que se formasse um planeta na zona da cintura de asteróides, fazendo com que as forças das colisões entre poeiras e planetesimais fossem demasiado energéticas para permitir aglomeração por gravidad