O nosso sistema solar
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
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.
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.
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.
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.
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.
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