O nosso sistema solar

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

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:

1. 75% de núcleos de hidrogénio,
2. 25% de núcleos de hélio,
3. 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

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 .