qual a teoria de origem do sistema solar?
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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.
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).
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.
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.
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.