Como é a formação do Sistema Solar teve o início?

No Universo conhecido h� muitas nuvens de gases e poeiras � nebulosas � que podem dar origem a sistemas solares (Figura 1). Em princ�pio, nessas nuvens h� duas for�as opostas que se equilibram: a gravidade, que tende a contra�-las, e a press�o t�rmica, que tende a expandi-las.

Por vezes essas nebulosas s�o perturbadas por algum tipo de choque, como a onda provocada pela explos�o de uma supernova ou simplesmente a aproxima��o de outra nuvem.

Quando recebe o choque, a nebulosa come�a a contrair-se. Para que essa contrac��o venha a dar origem a um sistema planet�rio, h� algumas condi��es que t�m 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 contrac��o gravitacional seja acelerada num movimento de rota��o (da mesma forma que um patinador acelera a velocidade das piruetas aproximando os bra�os do corpo).

A contrac��o � acompanhada por um aumento de temperatura mas, desde que a massa nebular seja suficiente (massa de Jeans) a for�a gravitacional � sempre maior que a tend�ncia para expans�o t�rmica. � 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, n�o s� porque � r�pida (alguns milhares de anos), como tamb�m porque estar�o rodeados por gases e poeiras densos. S� quando a temperatura dos fragmentos atinge os 2000 a 3000 K se tornam vis�veis, merecendo agora o nome de protoestrelas.

Uma destas protoestrelas, h� cerca de 4650 milh�es de anos, veio a dar origem ao nosso Sol.

A contrac��o do proto-Sol deixou para tr�s um disco de material, a partir do qual se formou o sistema planet�rio. A composi��o deste material era a mesma do Sol actual e da nebulosa solar original. Esta era demasiado densa e opaca para deixar escapar energia por irradia��o, por isso a contrac��o gravitacional foi sendo acompanhada por um aumento de temperatura. A uma dist�ncia de 300 a 500 milh�es 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 condensa��o fez com que a nebulosa ficasse transparente, come�ando assim a arrefecer. Isto veio a permitir que se produzissem compostos, inicialmente sob a forma de gr�os de poeira. Um dos primeiros a formar-se teria sido o corindo, o �xido de alum�nio que comp�e as safiras e os rubis, aos 1760 K, e os �ltimos os gelos de metano e de azoto, a 70 K, nos bordos mais frios da nebulosa solar. Isto explica a diferencia��o composicional, que se ver� nos pr�ximos cap�tulos, 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. � medida que se iam formando, as poeiras iam estabilizando em �rbitas no plano m�dio da nebulosa, no que viria a ser a Ecl�ptica actual. Podem-se observar estes discos de poeiras em torno, por exemplo da estrela Beta Pictoris (Figura 2).

Os choques aleat�rios entre part�culas e a atrac��o gravitacional foram gerando agregados cada vez maiores, em tempos e com dimens�es dependentes da dist�ncia ao centro gravitacional da nebulosa � o proto-Sol. Assim, estima-se em 2000 anos o tempo necess�rio para coagular gr�os com 10 mm de di�metro a 1 UA do Sol (na �rbita actual da Terra), mas 50000 anos para produzir gr�os com 0.3 mm na �rbita actual de Neptuno.

A coagula��o � um processo acelerado; por isso, ao fim de mais 10000 a 100000 anos j� haveria corpos com menos de 10 km de di�metro � planetesimais � em �rbitas da ordem de 1 UA: os embri�es dos planetas do Sistema Solar interior. Na figura 3 pode ver-se o disco protoplanet�rio da estrela AB Aurigae, j� com granula��es formadas.

O proto-Sol estava ent�o na fase de ser uma estrela de tipo T Tauri: juvenil, pequena (talvez o dobro da massa actual) e produzindo jactos fort�ssimos de part�culas, o vento T-Tauri (Figura 4). Esse vento lan�ou no espa�o os restos da nebulosa solar, impedindo que J�piter capturasse gases suficientes para se tornar, tamb�m ele, uma estrela.

Entretanto, j� estavam definidos os materiais que originariam os planetas do Sistema Solar. A grande massa de J�piter impediu que se formasse um planeta na zona da cintura de aster�ides, fazendo com que as for�as das colis�es entre poeiras e planetesimais fossem demasiado energ�ticas para permitir aglomera��o por gravidade.

Como foi a formação do Sistema Solar teve início?

Como é formado o sistema solar?