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Introdução à Astronomia – AGA210 Prof. Enos Picazzio

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As propostas teóricas são basicamente modelos nebulares, baseados na contração de

uma nuvem interestelar de gás e poeira. Embora o modelo atual ainda careça de aperfeiçoamento, ele explica razoavelmente bem as características mais genéricas. A formação estelar será tratada em detalhes em capítulo específico, por isso faremos aqui uma pequena abordagem superficial deste assunto antes de discutirmos o caso solar. 5.17 Formação de uma estrela As estrelas são formadas a partir de imensas nuvens interestelares de gás e poeira que, em dado momento, perdem a sustentação e entram em colapso gravitacional. A distribuição de matéria na nuvem não é homogênea e, por influência do campo gravitacional local, as regiões com concentração maior de matéria crescem com o colapso da nuvem. Assim são formadas inúmeras estrelas de diferentes massas. A figura de capa desta apostila mostra a imagem de uma região da constelação de Órion onde inúmeras estrelas estão nascendo, obtida pelo satélite infravermelho IRAS. Uma característica do processo de contração é o surgimento da rotação: quanto mais a nuvem se contrai, mais rápido ela gira. Assim, no centro de cada núcleo de contração, vai-se formando uma proto-estrela. A rotação achata a nuvem e provoca a formação de um disco de matéria na região equatorial. No centro o acúmulo gradativo de massa comprime o núcleo da proto-estrela, aumentando a pressão e a temperatura. Quando a temperatura atinge cerca de 10 milhões de graus os núcleos dos átomos de hidrogênio são fundidos para dar origem ao átomo de hélio. É a fusão nuclear do hidrogênio. Neste momento, a proto-estrela transforma-se em estrela e passa a gerar energia. A energia da proto-estrela provém da conversão de energia gravitacional, enquanto a energia da estrela vem da fusão nuclear. É neste estágio de fusão do hidrogênio em hélio que a estrela passará a maior parte de sua vida. Assim se formou o Sol há 4,6 bilhões de anos. Ele se encontra praticamente na metade de sua vida e, ao envelhecer, passará por uma fase expansiva quando seu raio deverá atingir a órbita de Marte. Todo o Sistema Solar sofrerá com as conseqüências dramáticas desta expansão. 5.18 Formação do Sistema Solar

Ao se analisar as propriedades dinâmicas e físicas do SS nota-se uma certa regularidade, a saber: 1. os sentidos de revolução e de rotação dos planetas (exceto Vênus) coincidem com o sentido

de rotação do Sol; 2. as órbitas dos planetas (exceto Mercúrio) são quase circulares e praticamente coplanares à

eclíptica; 3. as órbitas da maioria dos satélites também são quase circulares e coplanares ao equador dos

seus planetas; 4. as distâncias heliocêntricas dos planetas, assim como as distâncias orbitais dos satélites,

seguem uma lei de espaçamento regular; 5. juntos, os planetas apresentam momento angular1 muito maior que o do Sol; 1 medida da quantidade de rotação, ou movimento orbital, de um corpo. Matematicamente, a quantidade de movimento angular é dada pelo produto “m×v×r” (m é massa, v é velocidade orbital e r é raio).

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6. os cometas de períodos longos apresentam órbitas com direções e ângulos diversos, ao contrário dos cometas de períodos curtos e dos demais corpos do SS;

7. os planetas gasosos apresentam anéis; 8. adiante de Netuno há uma população de corpos pequenos com quase órbitas circulares, em

alguns casos altamente excêntricas; 9. os planetas apresentam composição química diferenciada, relacionada com a distância

heliocêntrica. O modelo que explica melhor estes fatos é o da contração nebular, descrito no item anterior. Esta teoria evolucionária foi apresentada pela primeira vez por René Descartes em 1644. Posteriormente, ela foi aperfeiçoada por Immanuel Kant (1775) e por Pierre-Simon de Laplace (1796), mas os melhoramentos mais significativos surgiram apenas neste século. A formação do SS começou com a contração da Nebulosa Solar Primitiva (NSP), há 4,6 bilhões de anos (Figura 5.63). Durante esta fase, o proto-Sol ia se formando no centro da NSP, a temperatura local aumentava gradativamente, e ele emitia radiação infravermelha. Pela lei de conservação do momento angular2, quanto mais a NSP se contraía, mais rapidamente ela girava. Essa rotação achatava a nuvem gradativamente criando um disco de matéria no plano equatorial NSP.

2 De acordo com as leis de movimento de Newton o momento angular de qualquer objeto deve permanecer constante antes, durante e depois de uma mudança física. Em outras palavras, se a distância r diminui então a velocidade v deve aumentar pois mvr é contante.

Figura 5.63 Na contração da Nebulosa Solar Primitiva, o Sol formou-se no centro da nuvem. Os planetas e seus satélites foram formados a partir da matéria do disco circunsolar. (E.Cahisson e S. McMillan , 1999)

A temperatura no disco circunsolar diminuía com a distância heliocêntrica. Portanto, a seqüência de condensação era comandada pela distribuição de temperatura no disco (Figura 5.64A). Até a órbita de Mercúrio, a temperatura era elevada o suficiente para vaporizar até mesmo os grãos. Os planetas telúricos formaram-se numa região relativamente quente, portanto empobrecida de gases leves. Isto explica a composição química desses planetas. Com o aumento da densidade de matéria no disco, as colisões entre moléculas de gás e/ou grãos de poeira, já presentes na NSP, se tornaram mais freqüentes, acelerando o crescimento dos grãos por coalescência. Blocos maiores se formaram por agregação, através de colisões e colapso gravitacional (elementos com maior massa atraiam mais fortemente a matéria das vizinhanças). Formados por coalescência e já com dimensões quilométricas, os planetesimais1 orbitaram o Sol. Colisões mútuas entre eles levaram à formação de blocos maiores, que se agregaram por colapso gravitacional formando os planetas.

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Na região onde se encontram os planetas jovianos as temperaturas eram bem mais

baixas, composta predominantemente por gases, principalmente hidrogênio e hélio. O processo de formação desses planetas, principalmente Júpiter e Saturno, assemelha-se mais ao processo de formação das estrelas. Instabilidades gravitacionais no disco formam glóbulos de gás, que se tornam planetas por auto-gravitação. Grãos de poeira coagulam e sedimentam no centro do protoplaneta, formando um núcleo. O planeta abre uma lacuna (clareira anular) no disco enquanto acumula massa (Figura 5.64B). O processo não se interrompe após o esvaziamento do anel. O planeta continua acumulando matéria do disco no bordo do anel, através de duas pontes que se formam unindo o planeta ao disco.

Grandes massas implicam campos gravitacionais intensos. Assim, estes planetas atraíram para si a maior parte do gás das vizinhanças, modificando com isto a composição química dos seus satélites que se formavam na região. Acredita-se ainda que esses planetas passaram por um breve período de alta luminosidade, aquecendo os satélites mais próximos. Estes dois mecanismos juntos podem explicar algumas propriedades dos satélites como, por exemplo, o decréscimo de densidade média dos satélites galileanos à medida em que se afasta de Júpiter3. A influência gravitacional dos planetas gigantes teria expulsado para os confins do SS uma fração dos planetesimais que se formaram nesta região, dando origem à Nuvem de Oort (Figura 5.65). A região adiante de Saturno, caracterizada pela baixíssima temperatura, é local propício para a formação de gelos a partir da condensação de diferentes gases. Os planetesimais formados nessa região seriam os cometas de curto e médio períodos. Urano e Netuno, teriam se formado através da aglutinação gravitacional desses planetesimais. Comparativamente a Júpiter e Saturno, eles possuem menos hidrogênio e hélio porque a região onde se formaram já estava mais empobrecida destes gases. Os planetesimais que não se agregaram aos planetas permaneceram nessa região formando o cinturão de Kuiper.

3 No caso de Io a atividade vulcânica é a principal causa da sua alta densidade média.

Figura 5.64 (A) No início o material nebular estava distribuído uniformemente na nuvem. No centro da nuvem a matéria era gradativamente comprimida e aquecida: nascia o proto-Sol. Os elementos mais voláteis foram “soprados” da região central, concentrando-se nas regiões mais frias. Aqui formaram-se os planetas jovianos e os cometas (Adaptado de R.R.Robbins et al.1995, pág.113). (B) Um planeta se forma acumulando matéria de um anel circular, abrindo uma clareira anular no disco. Assim, ele pode atingir o tamanho de Júpiter (Papaloiziu, Celestial Mechanics & Dinamical Astronomy, v.87, 2003).

A

B

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As diferenças observadas na composição química dos asteróides do cinturão também encontram suporte na seqüência de condensação. Na região mais interna e mais quente (próxima de Marte) condensaram os silicatos, enquanto os compostos de carbono se condensaram a temperaturas mais baixas, portanto mais próximas de Júpiter. Entretanto, a seqüência de condensação não explica a presença de asteróides metálicos (liga ferro-níquel) do cinturão. Estes devem ter sido partes de um ou mais corpos maiores, diferenciados e resfriados que se fragmentaram, expondo o material do núcleo. Neste panorama, os meteoróides seriam fragmentos de material que não foram agregados aos corpos maiores, que convivem com restos de corpos fragmentados. Os meteoróides de baixa densidade são provenientes da crosta, enquanto os de maior densidade de regiões mais internas. 5.19 Sistemas planetários externos Durante muito tempo este modelo de formação planetária fundamentado nas características do SS era apenas uma evidência teórica que permitia prever a existência de sistemas planetários associados a outras estrelas. Embora a procura por sistemas planetários externos tenha sido uma preocupação constante dos astrônomos, as provas mais evidentes surgiram mais recentemente. A primeira delas surgiu inesperadamente. Na década de 80, o céu foi mapeado com o satélite infravermelho IRAS. Os dados coletados eram calibrados através de estrelas padrão, ou seja, os astros observados tinham seus brilhos expressos em termos do brilho dessas estrelas. Uma dessas estrelas padrão era Vega (alfa da Lira). A análise cuidadosa dos dados do IRAS revelou, no entanto, que Vega apresentava brilho infravermelho maior do que o esperado. Não demorou muito para se descobrir que esse excesso de radiação infravermelha vinha de um disco de poeira que envolvia a estrela. Assim também apareciam

Figura 5.65 Outro cenário possível na formação do Sistema Solar: por influência gravitacional dos planetas maiores, uma parcela dos planetesimais foi ejetada para os confins do SS, formando a Nuvem de Oort. (Adaptado de Astronomy, Fevereiro 1997, pág.49)

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outras estrelas como Formalhaut (alfa do Peixe Austral), beta do Pintor (Figura 5.66) e epsilon do Eridano. Hoje, observações que envolvem técnicas mais avançadas e equipamentos mais sofisticados revelam a existência de vários outros casos, não apenas de discos de poeira circunstelar como também de exoplanetas, alguns pertencentes a sistemas binários4 ou strelas mortas (pulsares). Até março de 2007 foram catalogados 216 planetas, assim distribuídos: 208 planetas em 178 sistemas planetários, e 8 planetas associados a 8 estrelas. Praticamente a totalidade desses planetas são gasosos, como Júpiter, alguns com Saturno. Isto é resultado do viés introduzido pelos métodos observacionais, limitados à detecção de planetas de grande massa. Ainda carecemos de instrumentação potente o suficiente para isolar um planeta pequeno como a Terra.

Descobrir novos planetas não é o objetivo principal da busca. O maior objetivo é saber como se formam e evoluem os sistemas planetários. Compreendendo o processo de formação certamente entenderemos melhor o nosso sistema (Solar) assim como o processo de formação de planetas sólidos e objetos menores.

O primeiro registro de procura por exoplanetas pode ter sido de Cristian Huygens, no final do século 17. Porém apenas nos meados do século 20 surgiram os primeiros relatos oficiais de busca. Peter van de Kamp passou décadas fotografando o movimento próprio5 da “estrela de Barnard”, uma estrela de brilho débil da constelação do Ofiúco, a 6 anos-luz. Sua conclusão final foi a de que a oscilação na posição da estrelas era causada pela presença de um planeta com massa cerca de 1,6 vezes maior que a de Júpiter. Cáculos posteriores mais refinados sugeriam a presença de dois outros planetas, com massas equivalentes a 0,7 e 0,5 massa e Júpiter. Peter van de Kamp morreu em 1995 sem ver suas provisões confirmadas.

A primeira observação concreta de planetas orbitando uma estrela do tipo solar foi a de “upsilon Andromeda”, anunciada em 15 de abril de 1999. O planeta mais interno, com período de apenas 4,6 dias, foi o primeiro a ser descoberto. Posteriormente, foram descobertos outros dois, com períodos de 240 e 1267 dias. Há duas características peculiares nesses planetas: progressivamente com o aumento dos períodos as órbitas tornam-se mais excêntricas e as massas aumentam, ou seja, quanto mais distante o planeta, mais excêntrica é sua órbita e maior é sua massa. À primeira vista essas características fortalecem a teoria de migração dos planetas, onde planetas gigantes formam-se nas regiões mais frias (distantes) do disco protoplanetário, abundantes em material, e a interação gravitacional move um ou mais planetas para as regiões mais internas do sistema, enquanto outros planetas são ejetados para fora do sistema. Nesse cenário, os planetas do sistema upsilon Andromeda são gigantes gasosos como Júpiter, inadequados para abrigar vida. Porém, esse planetas podem ter satélites rochosos com Júpiter e, estando mais próximos de suas estrelas do que Júpiter está do Sol, as chances de se encontrar mundos propícios à vida aumentam.

Outro ponto importante a se considerar sobre as evidências da migração planetária é que a estrutura do Sistema Solar é o “resultado final” dessa migração, ou seja, nos primórdios a configuração e a constituição podem ter sido bem diferentes do que é atualmente. Do ponto de vista biológico isto tem implicações profundas. Como as condições mudam com a evolução do sistema, locais propícios para o desenvolvimento da vida podem tornar-se indadequados com o tempo, enquanto outros que eram inadequados podem adquirir condições favoráveis. Em outras palavras, a vida pode ter caráter migratório.

4 Sistema composto de duas estrelas que giram em torno do centro de massa do sistema. Este assunto será abordado no capítulo Estrelas. 5 movimento da estrela relativamente às demais estrelas do campo.

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A figura 5.67 apresenta a distribuição de apenas 156 exoplanetas, segundo o semi-eixo maior da órbita. Um fato surpreendente é que a maioria dos planetas, muitos de grande massa, estão bem mais próximos de suas estrelas que Júpiter está do Sol. Em alguns casos, a distância do planeta à estrela é bem menor que a distância heliocêntrica de Mercúrio. Por ora esse fato é explicado pela migração.

Referências B.A.Smith, R.J.Terrile (1987), Bulletim of American Astronomical Society, vol.19, p.829. E.Chaisson e S.McMillan (1999), Astronomy Today, Prentice Hall. R.R.Robbins, W.H.Jefferys, S.J.Shawl (1995), Discovering Astronomy, John Wiley & Sons, Inc.

Figura 5.66 Imagem da estrela beta da constelação do Pintor mostra um disco protoplanetário estenso. A temperatura é indicada pela cor: do branco (quente) ao azul (frio). Visto em detalhe (foto inferior) a parte central do disco apresenta uma inclinação do plano do disco, possivelmente provocada por um planeta de grande massa. A inclinação oscila para cima e para baixo. A estrela, que fica na parte central, é muito mais brilhante que o disco por isso foi artificialmente ocultada. (Smith & Terrile, 1987)

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Júpiter

Figura 5.67 Distribuição de 156 exoplanetas, em ordem de semi-eixo maior