Fonte: https://pt.wikipedia.org/wiki/Forma%C3%A7%C3%A3o_e_evolu%C3%A7%C3%A3o_do_Sistema_Solar
Formação
Ver artigo principal: Hipótese nebularNebulosa 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 2][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 por nucleossíntese, 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 de isótopos-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 mais supernovas ocorreram perto do Sol enquanto este se formava. A onda de choque de 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 em alguns 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, protoestrela[nota 3] 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 Órion[24] - 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 o hidrogénio começou a fundir, criando uma fonte interna de energia que contrariou a contração gravitacional até atingir um equilíbrio 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
Pensa-se que os vários planetas se tenham formado a partir de uma "nebulosa solar", a nuvem de gás e poeira criada quando da formação do Sol.[28] Atualmente, embora as evidências, a partir das observações da estrela 49 Ceti, solicitem reconsideração do entendimento atual da formação do planeta,[29] 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).[30] Estes, através de colisões, aumentaram, gradualmente, o seu tamanho, crescendo apenas alguns centímetros por ano, ao longo dos milhões de anos seguintes.[30]
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 os silicatos. 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 (ver abaixo).[31]
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.[32]
Os gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Úrano 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.[11] Planetesimais que se formem para além da linha de gelo acumulam até quatro vezes a massa da Terra em 3 milhões de anos.[31] Atualmente, os quatro gigantes gasosos compreendem quase 99% da massa total que orbita o Sol.[nota 4]
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.[31]
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 Úrano e Neptuno se formaram depois de Júpiter e Saturno, quando o forte vento solar afastou 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.[33] 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 ocorresse a acreção dos seus núcleos. Isto significa que, provavelmente, Úrano e Neptuno se formaram mais perto do Sol, perto ou até mesmo entre Júpiter e Saturno e, posteriormente migraram para mais longe do Sol.[33][34] 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.[35]
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.[36]
Passados entre três a dez milhões de anos da formação do Sol,[31] o vento solar dissipou as partículas de gás e poeira do disco protoplanetário para o espaço interestelar, cessando o crescimento dos planetas.[37][38]
