Formação e evolução do Sistema Solar
A formação e evolução do Sistema Solar iniciou-se a cerca de 4,568 bilhões de anos com o colapso gravitacional de uma pequena parte de uma nuvem molecular.1 A maior parte da massa colapsada ficou no centro, formando o Sol, enquanto que o resto achatou, devido à força gravitacional, tornando-se num disco protoplanetário, que mais tarde viria a formar os planetas, luas,asteroides e outros corpos menores do sistema solar.
Este modelo amplamente aceite, conhecido por hipótese nebular, foi desenvolvido no século XVIII por Emanuel Swedenborg,Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace. O desenvolvimento desta teoria teve um grande impacto noutras disciplinas científicas, como a astronomia, física, geologia e planetologia. Desde o início da era espacial na década de 50 e da descoberta de exoplanetas na década de 90, o modelo têm sido testado e melhorado para que possa explicar as novas observações.
O Sistema Solar evoluiu bastante desde o momento da sua formação. Muitas das luas se formaram a partir de discos circulares de poeira e gás, à volta dos planetas parceiros, enquanto que outras se pensa terem-se formado de forma independente e, mais tarde, foram capturadas por planetas. Há ainda quem defenda a hipótese de que algumas luas, tal como a da Terra, Lua, se formaram a partir de um grande impacto. As colisões entre corpos têm sempre ocorrido até ao presente e foram fundamentais para a evolução do Sistema Solar. As posições dos planetas foram várias vezes deslocadas, tendo estes mudado de lugar.2 Pensa-se agora que esta migração planetária seja responsável por grande parte da evolução inicial do Sistema Solar.
Daqui a cerca de 5 biliões de anos, o Sol irá arrefecer e expandir-se até muitas vezes o seu diâmetro atual (tornando-se uma gigante vermelha), antes de perder para o espaço as suas camadas exteriores numa nebulosa planetária e de deixar para trás os uns restos estelares conhecidos por anã branca. Num futuro muito distante, a passagem de estrelas, por ação da gravidade, irá moldar a sequência de planetas em redor do Sol. Alguns dos planetas serão destruídos, outros ejetados para o espaço interestelar. Finalmente, passados biliões de anos, é provável que se encontre o Sol sem um dos corpos originais a orbitá-lo.
História:
Pierre Simon Laplace, um dos autores da hipótese nebular.
São formadas ideias a respeito da origem e do destino do mundo desde os primeiros registos escritos. No entanto, durante grande parte desse tempo, não houve qualquer tentativa de ligar tais teorias à existência de um "Sistema Solar", simplesmente, porque não se pensava que o Sistema Solar, da forma como o conhecemos, existisse. O primeiro passo para a teoria da formação e evolução do Sistema Solar foi a aceitação da teoria heliocêntrica, que colocava o Sol no centro do sistema e a Terra a orbitá-lo. Esta hipótese já tinha sido colocada à milénios (Aristarco de Samos sugeriu perto do ano de 250 a.C4 ), mas só foi maioritariamente aceite no final do século XVII. O termo "Sistema Solar" só foi usado, pela primeira vez, em 1704.5
A teoria aceite atualmente para descrever a formação do Sistema Solar, ahipótese nebular, tem sido apoiada e refutada desde que foi formulada porEmanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace, no século XVIII. A crítica mais significativa a esta hipótese era a sua aparente incapacidade para explicar a falta de momento angular do Sol comparando com os planetas.6Contudo, desde o início da década de 1980, estudos sobre estrelas jovens demonstraram-nas com rodeadas por discos gelados de poeira e gás, exatamente como a hipótese nebular previa, o que levou novamente à sua aceitação.7
Para perceber como o Sol vai continuar a evoluir é necessário compreender a sua fonte de energia. A aceitação, por parte de Arthur Stanley Eddington, da teoria da relatividade de Albert Einstein, levou-o a constatar que a energia do Sol tem como origem reações de fusão nuclear no seu núcleo.8 Em 1935, Eddington foi mais longe, sugerindo que os elementos eram formados dentro das estrelas.9 Fred Hoyle apoiou a premissa, argumentando que estrelas mais evoluídas chamadas gigantes vermelhas criavam muitos dos elementos mais pesados que o hidrogénio e hélio nos seus núcleos. Quando uma gigante vermelha finalmente perdia as suas camadas exteriores, esses elementos eram reciclados para formar outros sistemas planetários.9
Formação:
Nebulosa pré-solar
A hipótese nebular defende que o Sistema Solar se formou a partir do colapso gravitacional de um fragmento de uma grande nuvem molecular.10 O tamanho da nuvem era de 20 pc,10 enquanto que os fragmentos tinham cerca de 1 pc de extensão.11 O colapso posterior dos fragmentos levou à formação de núcleos mais densos com 0,01 a 0,1 pc (2000 a 20000 UA de tamanho.nota 1 10 12 Um desses fragmentos colapsados, conhecido por nebulosa pré-solar, acabaria por formar o Sistema Solar.13 Esta região apresentava uma massa ligeiramente superior e uma constituição muito semelhante à do Sol na atualidade, em que hidrogénio, hélio e vestígios de lítio resultantes da Nucleossíntese primordial, formam 98% da sua massa. Os restantes 2% da sua massa são os elementos mais pesados, criados pornucleossíntese, pelas estrelas numa fase jovem da sua vida.14 Numa fase mais adiantada da vida de uma estrela como o Sol, elas ejetam os elementos mais pesados para o meio interestelar.15
Imagem, tirada pelo Hubble, de um disco protoplanetário na Nebulosa de Órion. É uma "maternidade estelar", provavelmente, muito semelhante à nebulosa primordial da qual se formou o Sol.
Estudos de antigos meteoritos revelaram vestígios de núcleos estáveis deisótopos-filho com períodos de vida curtos, tal como o ferro-60, que apenas se formou em explosões das estrelas de vida curta. Isto indica que uma ou maissupernovas ocorreram perto do Sol enquanto este se formava. A onda de choquede uma supernova pode ter desencadeado a formação do Sol, ao criar regiões de elevada densidade dentro da nuvem, levando essas regiões a colapsar.16 Devido ao facto de apenas estrelas massivas de vida curta, produzirem supernovas, o Sol deve-se ter formado numa grande região de formação de estrelas que produzia estrelas massivas, possivelmente como a Nebulosa de Órion.17 18 Estudos sobre a estrutura da Cintura de Kuiper e de materiais anómalos nesta cintura sugerem que o Sol se formou num aglomerado de estrelas com um diâmetro entre 6,5 e 19,5 anos-luz e uma massa total equivalente a 3000 sóis.19 Várias simulações da interação do Sol, ainda jovem, com estrelas passageiras próximas durante os primeiros 100 milhões de anos da sua vida produziram estranhas órbitas, observadas nalguns corpos do Sistema Solar exterior, tais como os objetos do disco disperso.20
Devido à conservação do momento angular, a nebulosa começou a girar mais depressa e colapsou. Enquanto o material dentro da nebulosa condensava, os átomos desta começaram a colidir mais frequentemente, convertendo a sua energia cinética em calor. O centro, onde a maior parte da massa se encontrava, tornou-se mais quente que o disco circundante.11 Durante cerca de 100 000 anos,10 a força da gravidade, pressão do gás, campos magnéticos e a rotação causada pela contração da nebulosa, até achatar, tornado-se num disco protoplanetário, de, aproximadamente, 200 UA, e com movimento de rotação,11 formando uma quente e densa, protoestrelanota 2 no centro.21
Nessa fase da sua evolução, crê-se que o Sol tenha sido uma estrela T Tauri.22 Estudos de estrelas T Tauri mostram que estas costumam estar acompanhadas por discos de matéria pré-planetária com uma massa solar compreendida entre 0,001 e 0,1.23 Estes discos podem ter várias centenas de UA - o Telescópio Espacial Hubble observou discos protoplanetários com 1000 UA de diâmetro em regiões de formação estelar, como a Nebulosa de Órion24 - e são bastante frios, chegando a um milhar de graus Kelvin, no máximo.25
Passados 50 milhões de anos, a temperatura e a pressão do núcleo do Sol tornou-se tão grande que começou o hidrogénio começou a fundir, criando uma fonte interna de energia que contrariou a contração gravitacional até atingir umequilíbrio hidrostático.26 Esta alteração marcou a entrada do Sol na primeira fase da sua vida, conhecida como sequência principal. As estrelas da sequência principal produzem energia através da fusão do hidrogénio em hélio nos seus núcleos. O Sol, ainda hoje, é uma estrela da sequência principal.27
Formação dos planetas:
Representação artística da nebulosa solar.
Pensa-se que os vários planetas se tenham formado a partir de uma "nebulosa solar", a nuvem de gás e poeira criada aquando da formação do Sol.28Atualmente, o método aceite que explica a formação dos planetas é conhecido como acreção, em que os planetas começam por ser grãos de poeira orbitando a protoestrela. Através do contato direto, estes grãos juntam-se em aglomerados de poeira que podem chegar a ter 200 metros de diâmetro, que, por sua vez, colidem uns com os outros, formando corpos maiores (planetesimais) com dimensões de cerca de 10 quilómetros (Km).29 Estes, através de colisões, aumentaram, gradualmente, o seu tamanho, crescendo apenas alguns centímetros por ano, ao longo dos milhões de anos seguintes.29
O Sistema Solar interior, a região compreendida entre o Sol e a cintura de asteroides (aproximadamente, 4 UA), era demasiado quente para ocorrer a condensação das moléculas mais voláteis como a água e o metano, por isso, os planetesimais que se formaram nessa zona, apenas se poderiam formar a partir de compostos com pontos de fusão muito altos, como os metais (ferro, níquel e alumínio), ou como minerais tal como ossilicatos. Esses corpos rochosos tornar-se-iam os planetas telúricos (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte). Os compostos que formam estes planetas são bastante raros no Universo, representando apenas 0,6% da massa da nebulosa, por isso os planetas telúricos não poderiam crescer muito.11 Os planetas terrestres em formação cresceram até a 0,05 o tamanho da Terra e cessaram a acumulação de matéria 100 000 anos após a formação do Sol; as colisões seguintes e fusões com outros corpos do tamanho de planetas permitiu os planetas telúricos crescerem até aos seus tamanhos atuais (verabaixo).30
Os planetas telúricos encontravam-se, aquando da sua formação, envoltos num disco de gás e poeira. O gás, por ser parcialmente retido pela pressão, não orbitava o Sol tão rapidamente como os planetas. O arrasto daí resultante causou uma mudança no momento angular, fazendo com que os planetas migrassem para novas órbitas. Alguns modelos mostram que as variações de temperatura no disco influenciaram a taxa de migração planetária, mas os planetas interiores tinham tendência a migrarem para posições mais perto do Sol, à medida que o disco se dissipava, até atingirem as suas posições atuais.31
Os gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno) formaram-se para lá da linha do gelo, uma zona localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter, onde o material arrefece o suficiente para voláteis compostos de gelo permanecerem no estado sólido. Os gelos que formaram os planetas jovianos eram mais abundantes do que os metais e silicatos, dos quais os planetas telúricos são formados, permitindo aos planetas jovianos aumentar a sua massa. Esse crescimento permitiu a estes planetas a captura de hidrogénio e hélio, que são os mais leves e abundantes elementos químicos.11Planetesimais que se formem para além da linha de gelo acumulam até quatro vezes a massa da Terra em 3 milhões de anos.30 Atualmente, os quatro gigantes gasosos compreendem quase 99% da massa total que orbita o Sol.nota 3
Os teóricos acreditam que o facto de Júpiter se encontrar imediatamente atrás da linha de gelo não é fruto do acaso. Uma vez que esta linha de gelo acumulou uma imensa quantidade de água, através da evaporação da precipitação de gelo atraída pela força gravitacional, deu origem a uma região de baixas pressões que aumentou a velocidade das partículas orbitais e interrompeu a sua trajectória em direcção ao Sol. De facto, a linha de gelo atuou como uma barreira que levou a que a matéria rapidamente se acumulasse a cerca de 5 UA do Sol. Esta matéria excedentária agregou-se numa massa cerca de dez vezes maior que a da Terra, que começou a aumentar rapidamente de tamanho ao absorver hidrogénio do anel em volta, atingindo então 150 vezes a massa terrestre num milénio apenas, e estabilizando por fim a 318 vezes a massa terrestre. Por outro lado, a massa de Saturno, significativamente menor, pode dever-se simplesmente ao facto de este planeta se ter formado alguns milhões de anos depois de Júpiter, numa altura em que existiam menos gases disponíveis para serem consumidos.30
As estrelas T Tauri, no grupo das quais se incluía o jovem Sol, têm ventos estelares muito mais fortes que estrelas mais velhas e estáveis. Pensa-se que Urano e Neptuno se formaram depois de Júpiter e Saturno, quando o forte vento solarafastou grande parte do material contido no disco protoplanetário. Em resultado deste evento, os planetas acumularam pouco hidrogénio e hélio (não mais que 1 massa terrestre cada um). Certas vezes, referem-se a estes planetas como tendo fracos núcleos.32 O principal problema das teorias sobre a formação destes planetas é a escala temporal da sua formação. Nas suas localizações atuais seriam necessárias centenas de milhões de anos para que ocorre-se a acreção dos seus núcleos. Isto significa que, provavelmente, Urano e Neptuno se formaram mais perto do Sol, perto ou até mesmo entre Júpiter e Saturno e, posteriormente migraram para mais longe do Sol.32 33 As migrações na era planetesimal não eram todas em direção ao Sol. As amostras do cometa Wild 2 colhidas pela Stardust sugerem que os materiais da altura da formação inicial do Sistema Solar migraram das zonas mais quentes do Sistema Solar para a região da Cintura de Kuiper.34
Com base em simulação computacionais, os compostos orgânicos necessários para a existência de vida podem-se ter formado no disco protoplanetário, antes da formação dos planetas.35
Passados entre três a dez milhões de anos da formação do Sol,30 o vento solar dissipou as partículas de gás e poeira do disco protoplanetário para o espaço interestelar, cessando o crescimento dos planetas.
Evolução:
Concepção artística do grande impacto através do qual a Lua se formou.
Inicialmente pensava-se que os planetas se tinham formado perto das suas atuais órbitas. No entanto, no final do século XX e início do século XXI, esta ideia mudou radicalmente. Atualmente, pensa-se que o aspeto do Sistema Solar, logo após a sua formação, era muito diferente: vários objetos, pelo menos tão massivos quanto Mercúrio, estavam presentes no Sistema Solar interior; o Sistema Solar exterior era muito mais compacto do que na atualidade e a Cintura de Kuiper estava muito mais próxima do Sol.38
Planetas telúricos:
No final da época de formação planetária, o Sistema Solar interior estava povoado por entre 50 a 100 protoplanetas, com tamanhos entre os da Lua e Marte.39 40 O crescimento dessas massas planetárias foi possível devido às colisões e fusões entres esses corpos, fase esta que durou menos de 100 milhões de anos. Esses protoplanetas interagiam gravitacionalmente uns com os outros, atraindo-se para órbitas mais próximas até colidirem, crescendo, até que os quatro planetas telúricos existentes atualmente, tomaram forma.30 Pensa-se que foi uma colisão gigante que formou a Lua (ver abaixo), enquanto que outra colisão removeu as camadas exteriores do jovem Mercúrio.41
No entanto, este modelo de evolução planetária não consegue explicar como é que as órbitas iniciais dos protoplanetas telúricos, que teriam de ser muito excêntricas para colidirem, produziram as órbitas estáveis e quase circulares que os planetas telúricos possuem atualmente.39 Uma hipótese para explicar esta perda de excentricidade orbital defende que os planetas telúricos se formaram no disco de gás ainda não expulso pelos ventos solares. A fricção (ou arrasto gravitacional) causada por estes gases residuais acabou por baixar a energia cinética planetária, suavizando as suas órbitas.40 Contudo, caso esse gás realmente existi-se, teria evitado que as órbitas planetárias se tornassem tão excêntricas.30 Existe outra hipótese que defende que o arrasto gravitacional ocorreu, não entre os planetas e os gases residuais, mas sim entre estes e pequenos corpos restantes. À medida que os maiores corpos se moviam e atravessavam grupos de objetos mais pequenos, os corpos mais pequenos, atraídos pela gravidade dos corpos maiores, formavam uma região de alta densidade na órbita dos corpos maiores. Ocorrendo este fenómeno, a gravidade desta região aumentou, diminuindo a velocidade planetária gerando órbitas mais regulares.42
Cintura de asteroides:
A fronteira exterior do região telúrica, entre 2 e 4 UA do Sol, é chamada cintura de asteroides. A cintura de asteroides inicialmente continha matéria mais do que suficiente para formar 2 ou 3 planetas iguais à Terra, e, de facto, um grande número de planetesimais formou-se lá. Como os planetas telúricos, os planetesimais nesta região colidiram e fundiram-se, formando entre 30 protoplanetas com tamanhos entre os da Lua e Marte.43 No entanto, a proximidade de Júpiter fez com que a história desta região tenha mudado drasticamente, quando este planeta gasoso se formou, 3 milhões de anos após a formação do Sol.39 Ressonâncias orbitais entre Júpiter e Saturno são particularmente fortes na cintura de asteroides e interações gravitacionais com protoplanetas mais massivos dispersou muitos planetesimais para essas ressonâncias. A gravidade de Júpiter aumentou a velocidade dos objetos nessas ressonâncias, levando-os à destruição, quando colidem com outros corpos, em vez de se agregarem.44
À medida que Júpiter, após a sua formação, migrava para o interior do Sistema Solar (ver abaixo), a cintura de asteroides era varrida por diversas ressonâncias, excitando dinamicamente os corpos astronómicos dessa região, aumentando a velocidade relativa entre eles.45 A ação das ressonâncias e dos embriões planetários levaram a dois efeitos: a expulsão de planetesimais da cintura de asteroides ou a um aumento das suas inclinações e excentricidades orbitais.43 46 Alguns dos protoplanetas mais massivos também foram expulsos por Júpiter, enquanto outros migraram para o Sistema Solar interior e fizeram parte da acreção final dos planetas telúricos.43 47 48 O efeito dos planetas gigantes e dos protoplanetas, durante este primeiro período de diminuição do número de corpos planetários, deixou a cintura de asteroides com uma massa equivalente a menos de 1 % a massa da Terra, composta principalmente por pequenos planetesimais.46 No entanto, este número é entre 10 a 20 vezes maior que o número de massa existente atualmente na cintura de asteroides, que é cerca de 1/2 000 a massa da Terra.nota 4 49 Um segundo período de diminuição da massa na cintura de asteroides baixou o número de massa planetária para os níveis atuais. Pensa-se que esse período ocorreu quando Júpiter e Saturno entraram, temporariamente, numa ressonância orbital de 2 para 1, (ver imagem abaixo).
O período de impactos gigantes no Sistema Solar interior teve, provavelmente, um papel importante na aquisição, por parte da Terra, do atual volume de água (aproximadamente 6×1021 kg), adquirido a partir dos corpos da cintura de asteroides inicial. A água é um composto demasiado volátil para ter estado presente na formação da Terra e, por essa razão, deve ter vindo de fora, de zonas mais frias do Sistema Solar,50 provavelmente trazida por embriões planetários ou pequenos planetesimais expulsos da cintura de asteroides por Júpiter.47 Uma população de cometas da cintura de asteroides descoberta em 2006 foi sugerida como uma possível fonte para a água da Terra.50 51 Contrastando com este cenário, os cometas da cintura de Kuiper ou de regiões mais longínquas não contribuíram com mais de 6% da água atualmente existente na Terra.2 52 A hipótese da panspermia sustenta que a vida em si foi depositada no planeta Terra, no entanto esta ideia não é muito aceite pela comunidade científica.53
Migração planetária:
Segundo a hipótese nebular, os dois planetas mais exteriores encontram-se no "lugar errado". A hipótese de Urano e Netuno se terem formado no local que atualmente orbitam é muito implausível, pois a reduzida densidade de nebulosa solar dessa região e os longos períodos orbitais desses corpos, seriam sérios obstáculos à formação de planetas.54Pensa-se, por isso, que ambos os planetas se tenham formado em órbitas mais próximas de Júpiter e Saturno, onde existia uma maior abundância de materiais, e, posteriormente, migraram para o exterior até às suas atuais posições, tendo durado esta migração cerca de cem milhões de anos.32
Simulação representando os planetas gasosos (verde: Júpiter;laranja: Saturno; azul claro: Urano; azul escuro: Netuno) e acintura de Kuiper.
1º: Antes da ressonância 2 para 1 entre Júpiter e Saturno; 2º: Dispersão de objetos da cintura de Kuiper para o interior do Sistema Solar após a mudança orbital de Netuno; 3º: Ejeção de objetos da cintura de asteroides pela ação de Júpiter.2
A migração dos planetas exteriores é, também, necessária para explicar a existência e as propriedades dos objetos das região mais exteriores do Sistema Solar.33 Para lá de Netuno, onde se encontram os objetos transneptunianos, o Sistema Solar expande-se até à cintura de Kuiper, o disco disperso e anuvem de Oort, três regiões povoadas por pequenos corpos gelados, onde se pensa ser a origem dos cometas mais observados. A tal distância do Sol, a acreção é muito lenta para permitir que se formem planetas antes da dispersão da nebulosa solar, pois faltava massa ao disco inicial para que esta se consolidasse num planeta.54 A cintura de Kuiper encontra-se numa região entre 30 a 55 UA do Sol, enquanto o mais longínquo disco disperso, se estende até às 100 UA do Sol,33 e a nuvem de Oort, a região mais distante, começa nas 50 000 UA a contar do Sol.55 No entanto, aquando da sua formação, a cintura de Kuiper era muito mais densa e próxima do Sol, com um limite exterior aproximadamente nas 30 UA. O seu limite interior estaria logo após as órbitas de Urano e Netuno, que, por sua vez, também estavam muito mais próximas do Sol no momento da sua formação que atualmente (provavelmente, entre 15 a 20 UA), estando Urano muito mais longe do Sol que Netuno.2 33
Após a formação do Sistema Solar, as órbitas dos planetas gigantes continuaram a mudar, mas mais lentamente, devido à interação com vários planetesimais ainda existentes. Entre 500 a 600 milhões de anos mais tarde (ou seja, há cerca de 4 biliões de anos atrás) Júpiter e Saturno caíram numa ressonância de 2 para 1: Saturno completa uma órbita por cada duas de Júpiter.33 Esta ressonância criou pressionou o outros planetas, fazendo com que Netuno ultrapassa-se Urano, ficando mais longe do Sol. Estes planetas dispersaram a maior parte dos pequenos corpos de gelo para o interior enquanto migravam para o exterior do Sistema Solar. Por sua vez, os planetesimais, ao encontrar os planetas gasosos seguintes, sofriam o mesmo processo, movendo-se cada vez mais para o interior, enquanto os planetas gasosos se moviam no sentido oposto.33 Este processo continuou até que os planetesimais interagiram com Júpiter, cuja enorme força gravítica enviou estes corpos em órbitas extremamente elípticas ou expulsou-os do Sistema Solar. Isto fez com que Júpiter, contrariamente aos outros planetas gasosos, se move-se ligeiramente para o interior do Sistema Solar.
Cronologia do Sistema Solar
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
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