A Origem do Sistema Solar
Autor: Lost | Publicado: 2010-04-22T17:55:00-07:00

A Origem do Sistema Solar   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.       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).      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.     Figura 3 – Disco protoplanetário em torno da estrela AB Aurigae, já com  granulações formadas. Imagem HST. As bandas negras destinam-se a  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.       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 gravidade.