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.
 |
|
|
A hipótese moderna para a origem do sistema solar é baseada na hipótese nebular, sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), e desenvolvida em 1796 pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace (1749-1827), em seu livro Exposition du Systéme du Mondeee.
Laplace, que desenvolveu a teoria das probabilidades, calculou que como todos os planetas estão no mesmo plano, giram em torno do Sol na mesma direção, e também giram em torno de si mesmo na mesma direção (com excessão de Vênus), só poderiam ter se formado de uma mesma grande nuvem de partículas em rotação. Essa hipótese sugeria que uma grande nuvem rotante de gás interestelar, a nebulosa solar, colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso. À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por conservação do momentum angular e, com o passar do tempo, a massa de gás rotante assumiria uma forma_discoidal, com uma concentração central que deu origem ao Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco. |
Sucedeu que, num ponto do Universo, perdido entre as miríades de mundos, a matéria_cósmica se condensou sob a forma de imensa nebulosa, animada esta das leis_universais que regem a matéria. Em virtude dessas leis, notadamente da força molecular de atração, tomou ela a forma de um esferóide, a única que pode assumir uma massa de matéria insulada no espaço. O movimento_circular produzido pela gravitação, rigorosamente igual, de todas as zonas moleculares em direção ao centro, logo modificou a esfera primitiva, a fim de a conduzir, de movimento em movimento, à forma lenticular. Falamos do conjunto da nebulosa.
Novas forças surgiram em conseqüência desse movimento de rotação: Ora, acelerando-se o movimento, à medida que a nebulosa se condensa, e aumentando o seu raio, à medida que ela se aproxima da forma lenticular, a força centrífuga, incessantemente desenvolvida por essas duas causas, predominou de pronto sobre a atração central. Assim como um movimento demasiado rápido da funda lhe quebra a corda, indo o projetil cair longe, também a predominância da força centrífuga destacou o circo equatorial da nebulosa e desse anel uma nova massa se formou, isolada da primeira, mas, todavia, submetida ao seu império. Aquela massa conservou o seu movimento equatorial que, modificado, se lhe tornou movimento de translação em torno do astro solar. Ao demais, o seu novo estado lhe dá um movimento de rotação em torno do próprio centro.
A nebulosa_geratriz, que deu origem a esse novo mundo, condensou-se e retomou a forma esférica; mas, como o primitivo calor, desenvolvido por seus diversos movimentos, só com extrema lentidão se atenuasse, o fenômeno que acabamos de descrever se reproduzirá muitas vezes e durante longo período, enquanto a nebulosa não se haja tornado bastante densa, bastante sólida, para oferecer resistência eficaz às modificações de forma, que o seu movimento de rotação sucessivamente lhe imprime. Ela, pois, não terá dado nascimento a um só astro, mas a centenas de mundos destacados do foco central, saídos dela pelo modo de formação mencionado acima. Ora, cada um de seus mundos, revestido, como o mundo primitivo, das forças naturais que presidem à criação dos universos gerará sucessivamente novos globos que desde então lhe gravitarão em torno, como ele, juntamente com seus irmãos, gravita em torno do foco que lhes deu existência e vida. Cada um desses mundos será um Sol, centro de um turbilhão de planetas sucessivamente destacados do seu equador. Esses planetas receberão uma vida especial, particular, embora dependente do astro que os gerou.
Formação do Sistema Solar
Descoberto sistema planetário semelhante ao nosso Sistema Solar Ainda não encontramos um sistema exactamente análogo ao nosso, com um planeta com uma órbita circular e uma massa próxima da de Júpiter, mas esta descoberta mostra que estamos a chegar lá. Estamos a ponto de encontrar planetas que se encontrem a distâncias superiores a 4 u.a. das estrelas que orbitam", afirmou Butler. "Penso que encontraremos mais planetas deste tipo entre as 1200 estrelas que temos vindo a observar." A equipa partilhou os seus dados com o astrónomo Greg Laughlin da Universidade da Califórnia (E.U.A). Os seus cálculos dinâmicos mostraram que um planeta com uma dimensão semelhante há da Terra poderia existir numa órbita estável entre estes dois gigantes gasosos. Mas isto não passa, até ao momento, de pura especulação. No total, a equipa de investigadores, encontrou 13 planetas. Entre eles encontra-se o mais pequeno planeta descoberto até hoje. Ele orbita a estrela HD49674, da constelação Auriga_(O_Cocheiro), da qual se encontra separado por apenas 0,05 u.a. A sua massa é cerca de 15% da de Júpiter (40 vezes a massa da Terra). Este estudo vem assim elevar para 90 o número de planetas extra-solares até hoje descoberto.
Cientistas descobrem planeta maior que Plutão no Sistema Solar
http://commons.wikimedia.org/wiki/File:2003-UB313-orbits.png
As notícias de um novo planeta no Sitema Solar começaram a chegar no Verão passado. O astro rochoso, baptizado com o estranho nome de 2003 UB 313, aparecia como um forte candidato ao lugar de décimo planeta. Hoje, novas observações publicadas na Nature vêm reforçar esta hipótese e relançar a polémica sobre o que é um planeta afinal, o misterioso astro não é só maior do que Plutão, mas é também o maior objecto trans-neptuniano conhecido até hoje.
Recorde-se que, já no Verão passado, a equipa de cientistas norte- -americanos liderada por Mike Brown anunciara a detecção do 2003 UB 313. Na altura, no entanto, pensavam que o corpo celeste, composto de rocha e gelo, seria, no mínimo, do mesmo tamanho que Plutão.
"O que os astrónomos conseguiram agora foi medir definitivamente o tamanho do objecto e concluir de vez que é muito maior do que Plutão", explicou ao DN Nuno Peixinho, investigador do Grupo de Astrofísica da Universidade de Coimbra. Uma descoberta "fantástica", que volta a levantar a questão sobre o que deve ser ou não um planeta.
De acordo com o trabalho publicado hoje na Nature, o 2003 UB 313 tem 3100 quilómetros de diâmetro - bem mais do que os 2300 quilómetros de Plutão. Para chegar a estas conclusões, a equipa liderada por Frank Bertoldi, da Universidade de Bonna, na Alemanha, recorreu a um radiotelescópio de 30 metros de diâmetro, na Sierra Nevada. O trabalho permitiu-lhes medir a razão entre a luz solar recebida pelo objecto e a luz reflectida pelo mesmo (albedo) e calcular o seu tamanho, com base na radiação térmica emitida.
Além de ser o maior objecto da cintura de Kuiper - ou seja, trans-neptuniano - conhecido até hoje, o 2003 UB 313 é também o mais distante detectado no Sistema Solar. Demora 560 anos terrestres a completar uma volta em torno do Sol - quase o dobro do que Plutão. O que levanta questões sobre o lugar deste último no Sistema. É que, se os quatro planetas mais próximos do Sol são corpos rochosos, de tamanho modesto, e os quatro seguintes são gigantes gasosos, Plutão - e 2003 UB 313 -são completamente diferentes com órbitas muito excêntricas e compostos sobretudo de gelo. Por isso, 2003 UB 313 é o décimo planeta ou Plutão deve perder o seu título?
Para Nuno Peixinho, embora seja "fantástico" descobrir um objecto desta dimensão na cintura de Kuiper - onde orbitam milhares de asteróides -, seria "preferível" que nenhum destes objectos trans-neptunianos fosse considerado um planeta - nem mesmo Plutão. Recorde-se que, desde o primeiro, descoberto em 1992, já se detectaram cerca de mil objectos trans-neptunianos.
Segundo o astrofísico, estima-se que haja "mais cinco a dez do tamanho de Plutão, ainda por descobrir". Ou seja, se a União Astronómica Internacional optar por considerar o 2003 UB 313 , é provável que a lista se avolume e a lengalenga - "Mercúrio, Vénus, Terra, Marte..." - que se aprende na escola se torne bem mais difícl de decorar...
|
|
Fonte:
http://www1.ci.uc.pt/
Ver mais informações em: http://astro.if.ufrgs.br/planetas/planetas.htm# guc/atlas/01origem.htm
http://guia.heu.nom.br/sistema_solar.htm
