RADEIRIS: AS ORIGENS DO SISTEMA SOLAR

Se alguma vez fiz descobertas valiosas,

tal deveu-se mais a uma observação paciente,

do que a qualquer outro talento.

Isaac Newton

Galáxias longínquas.

À escala do tempo médio de vida de um ser humano, a dinâmica dos corpos celestes, dos quais fazem parte as estrelas, os planetas, as nebulosas, os cometas, entre outros, parece-nos tranquila, lenta e imutável. No entanto, se pudéssemos observar o cosmos em câmara acelerada, seríamos surpreendidos pelo insuspeitado dinamismo que existe às grandes escalas do Universo: o movimento das galáxias, o nascimento e morte de estrelas e sistemas solares, e todo o movimento imperceptível aos nossos olhos das grandes nebulosas e das poeiras interestelares.

O processo da nucleosíntese: –As reacções que dão origem à formação de núcleos de elementos leves no Universo, ocorreu quando este tinha entre um segundo e alguns minutos de vida. Um dos grandes sucessos do actual modelo de formação do Universo é o cálculo das abundâncias relativas destes núcleos, em bom acordo com as observações:

75% de núcleos de hidrogénio,
25% de núcleos de hélio,
pequeníssimas fracções de núcleos de deutério, de ³He (um isótopo do hélio) e de lítio.

Desde a sua formação o Universo tem arrefecido e quando a sua temperatura desceu para os 3000 K (o Universo tinha nessa altura cerca de 300 000 anos) a radiação e matéria desacoplaram-se, o que permitiu a formação dos átomos a partir dos núcleos e dos electrões e a libertação da radiação de fundo. As espécies presentes e as abundâncias relativas são as que resultam da nucleosíntese, e só existem os elementos químicos mais leves. É apenas mais tarde, com as reacções nucleares ocorridas no interior das estrelas, que os elementos mais pesados, essenciais à vida, são sintetizados.

As previsões da Lei de Hubble apontam para uma idade do Universo entre 13 e 15 mil milhões de anos. Para a Via Láctea, quase tão velha como o próprio Universo, é estimada uma idade de 13.6 mil milhões de anos. A datação de meteoritos do sistema solar, das rochas mais antigas da Terra (pequenos cristais de zircónio provenientes das Jack Hills, Austrália Ocidental), assim como dados obtidos da actual fase da vida do Sol apontam para uma idade do sistema solar entre 4.5 e 4.6 mil milhões de anos.

Portanto, foi aproximadamente a dois terços da idade actual do Universo que num dos braços da Via Láctea, no seio de uma nuvem molecular gigante, se precipitou a agregação, por gravidade mútua dessas partículas, dando origem ao Sol e, na sua periferia, ao sistema solar.

Onde nascem as estrelas?

A dinâmica gravitacional das galáxias acumula em certas zonas, com anos luz de tamanho, grandes quantidades de gás e pó interestelar a densidades muito baixas. É no seio destas nebulosas que se pode dar o nascimento de estrelas. Para tal, é necessário que a atracção gravitacional entre os átomos ou moléculas do gás suplante a pressão do gás, que tende a afastá-los.

Por esta razão, numa zona de formação de estrelas é preciso, por um lado, que a densidade não seja demasiado baixa, de forma a que as partículas possam "comunicar" gravitacionalmente de forma significativa, por outro é necessário que a temperatura seja reduzida de forma a que a pressão também seja pequena.

Existem vários tipos de nebulosas, a maioria demasiado rarefeitas para que possa acontecer o nascimento de uma estrela. Mas uma perturbação exterior, como a onda de choque criada pela explosão supernova de uma estrela próxima, pode provocar uma contracção nos gases e poeiras levando à formação de uma nuvem mais densa, opaca, chamada por isso nebulosa escura. É nestas nebulosas, com uma massa equivalente a centenas ou milhares de massas solares e com dezenas de anos luz de comprimento, que nascem as estrelas. Na figura pode ver a famosa nebulosa cabeça de cavalo, um exemplo de uma nebulosa escura.

De uma nebulosa escura ao sistema solar

Formação do sistema solar.

Numa nebulosa escura a densidade de gases e poeiras é suficiente para precipitar a sua contracção gravitacional. Forma-se uma grande nuvem de gás, muito maior do que o nosso sistema solar, chamada nebulosa solar onde a pressão é suficientemente baixa para que a atracção gravitacional domine. À medida que a nuvem se vai contraindo, a temperatura dos gases que a constituem aumenta, assim como a pressão. O desenlace deste processo depende da massa da nuvem em contracção.

Para uma estrela típica, com uma massa da ordem da massa do Sol, a contracção continua até que o seu interior atinge os milhões de Kelvins e têm início as reacções termonucleares: –A transformação de hidrogénio em hélio por via da fusão nuclear. Estas reacções libertam uma quantidade tal de energia que a pressão no interior da estrela aumenta o suficiente para travar a contracção gravitacional e a estrela atinge um equilíbrio hidrostático, que manterá ao longo de muitos milhões de anos (10 mil milhões de anos para uma estrela com a massa do nosso Sol) até esgotar o seu combustível nuclear: –O hidrogénio.

No Sol, assim como noutros sistemas solares, a nuvem inicial teria algum movimento de rotação em torno do seu centro, resultado do balanço global dos movimentos desordenados das partículas. À medida que a nuvem foi encolhendo, e à semelhança do que acontece com um patinador que encolhe os braços para girar mais rápido, como pode ser visto no seguinte vídeo (cortesia de Mike Pavol), a velocidade de rotação das partículas foi aumentando e a força centrífuga associada a esta rotação fez com que as partículas a rodar suficientemente longe do eixo de rotação pudessem escapar ao colapso gravitacional na protoestrela, ficando a formar uma nuvem achatada perpendicular ao eixo de rotação, ver figura.

É neste disco de partículas em órbitas aproximadamente circulares e coplanares que se vão formar os planetas .

A formação do nosso sistema solar

Nos diversos ramos da Física, o uso de computadores é cada vez mais indispensável como ferramenta para o teste de modelos teóricos através das chamadas simulações computacionais. Se quisermos testar a plausibilidade de um modelo ou uma teoria física podemos, usando um computador, criar um fenómeno virtual que se comporta de acordo com esse modelo. Comparando os resultados obtidos com aquilo que nos mostra a realidade, podemos ajuizar mais facilmente sobre a qualidade do modelo e, eventualmente, melhorá-lo.

As simulações computacionais baseadas nas teorias de que dispomos mostram que, em circunstâncias semelhantes aquelas que deram origem ao nosso sistema solar, da periferia da nebulosa solar resultaria um sistema solar semelhante ao nosso. Os seus traços gerais mais evidentes são um primeiro grupo de planetas rochosos, relativamente pequenos, chamados planetas terrestres ou interiores dos quais fazem parte: Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte. Separados destes pela cintura de asteróides estão os planetas exteriores, gigantes gasosos, também conhecidos como planetas jovianos: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno e Plutão (na verdade Plutão não é um gigante gasoso, mas pela posição da sua órbita no sistema solar é agrupado neste 2º grupo de planetas).

Estes dois grupos de planetas diferem entre si na sua composição química, tamanho e aspecto. No entanto todos eles exibem um comportamento semelhante: –Orbitam em torno do Sol, no mesmo sentido e aproximadamente no mesmo plano, como um relógio que funciona desde há milhões de anos. Explicar como é que a partir da nebulosa solar, o sistema solar ganhou as características actuais é ainda um desafio, no entanto os aspectos mais importantes parecem ter sido já identificados e podem resumir-se nos seguintes pontos:

A nebulosa solar

Nebulosa solar.

Como foi dito, a nebulosa solar começou por ser uma nuvem gigante de densidade baixa, mas contudo suficiente para possibilitar a contracção gravitacional dos seus gases e poeiras que, no centro, onde a concentração de matéria era maior, começaram a formar uma protoestrela.

À medida que a nebulosa solar diminuía de tamanho, aumentava a sua velocidade de rotação e o material das zonas exteriores, que não foi incorporado na protoestrela devido à força centrífuga, formou o chamado disco protoplanetário. Foi a partir do material deste disco, composto principalmente por hidrogénio e hélio no estado gasoso e uma pequena percentagem de outros elementos mais pesados, que se formaram os planetas do sistema solar.

Disco protoplanetário.

Desde o princípio da contracção da nebulosa solar até à formação do disco protoplanetário terão passado 100 mil anos; Até ao início das reacções termonucleares no interior da estrela terão passado 10 milhões de anos. Por esta razão pensa-se que a formação dos planetas começou muito antes de o Sol ter o tamanho e a luminosidade actuais. No início da contracção, a nebulosa solar teria uma temperatura de 50 K, mas à medida que a protoestrela foi aquecendo, a temperatura da parte interior do disco foi também aumentando até cerca de 2000 K na zona mais próxima do Sol.

Assim, o disco protoplanetário então formado ganhou duas regiões distintas: uma interior, donde resultaram os planetas terrestres, onde as temperaturas eram da ordem das centenas de graus Kelvin, e uma região exterior, que deu origem aos planetas gasosos e onde as temperaturas mantiveram-se na ordem das dezenas de graus Kelvin.

Planetas exteriores e planetas interiores

Nesta fase a pressão era suficientemente baixa para que as substâncias não pudessem existir no estado líquido, ou se encontravam no estado sólido ou no estado gasoso, dependendo da sua temperatura de condensação. O hidrogénio e o hélio têm temperaturas de condensação muito baixas e consequentemente em toda a nebulosa encontravam-se no estado gasoso. No entanto, na zona interior do disco, apenas os materiais com altas temperaturas de condensação como o ferro, o magnésio, o enxofre, entre outros, sobreviveram no seu estado sólido. Substâncias como a água, o metano e a amónia foram vaporizadas pelas altas temperaturas.

Planetesimais.

Nestas condições, na zona interior, os pequenos corpos que resistiam às altas temperaturas em órbita do futuro Sol começaram a atrair-se gravitacionalmente, a colidir e a ligar-se, dando origem a objectos cada vez maiores. À medida que foram aumentando de tamanho, passando de planetesimais a protoplanetas, as colisões entre os vários corpos foram sendo cada vez mais espectaculares. Foi provavelmente numa destas colisões que a Lua ficou gravitacionalmente ligada à Terra. Foi ainda devido ao calor libertado nestas colisões que o material dos planetas recém-formados derreteu, permitindo que os materiais mais pesados se 'afundassem', dando origem aos densos núcleos de ferro dos planetas interiores.

Protoplanetas.

Quanto aos planetas exteriores, também começaram por ser pequenos planetesimais, mas desta feita não só os materiais rochosos estavam disponíveis para formar pequenos planetas, mas também o gelo existia em quantidades muito superiores. Esta é uma das razões pelas quais os planetas exteriores são muito maiores do que os interiores. Além disso havia ainda grandes quantidades de hidrogénio e hélio, que pelas baixas temperaturas se moviam mais lentamente, o que facilitou a sua captura pelos planetas em formação. O resultado foram vários planetas gigantes, com núcleos rochosos, de massas 5 a 10 vezes superiores à massa da Terra e com uma grande atmosfera de hidrogénio envolvente.

Sistema solar.

Entre Marte e Júpiter sobreviveu ainda a chamada cintura de asteróides. Ao que tudo indica são protoplanetas que nunca chegaram a formar um planeta devido às perturbações gravitacionais causadas por Júpiter.
Julga-se que a restante matéria da nebulosa solar, que não foi incorporada na formação de nenhum planeta, tenha sido ejectada para fora do sistema solar pelo vento solar, então milhares de vezes mais forte do que actualmente e por encontros gravitacionais.