Explicar como ocorreu a origem do Sistema Solar não é tarefafácil, porque não se conhecem, exatamente, quais as condições reinantesnaquele momento. Como num trabalho de detetive, os astrônomos vãocoletando pistas, por meio da utilização de detectores, observatóriosterrestres, telescópios e sondas espaciais e outros instrumentos, paraobservar os planetas e suas luas, o Sol, fragmentos de material que orbitamno espaço interplanetário e ainda, visualizar, em grandes nuvens de gáse poeira, outros sistemas planetários em diferentes estágios de evolução.

Partindo da suposição de que os mesmos processos básicosdevem ter ocorrido durante o estágio de formação da maioria das estrelas,as informações coletadas tornam mais clara a arquitetura e ocomportamento dos componentes do nosso próprio sistema planetário enos ajudam a desenvolver modelos científicos que esclaressem a suaorigem e evolução.

Apesar de termos atualmente, modelos explicativos muitoconsistentes, nenhum deles é, ainda, definitivo ou abrangente o suficiente,para incluir todas as características do Sistema Solar, como ele é hoje.O que faremos aqui é “pintar um quadro geral”, incerindo as evidênciasobservacionais e as conclusões tiradas a partir delas, ou seja, incluindotudo o que sabemos, até os dias de hoje.

Figura 2.2- A nebulosa de Órion (M42)é uma região de formação de estrelaslocalizada a 1500 anos-luz da Terra.

O SISTEMA SOLAR

2.1 Como foi o início?

Essas são imagens do TelescópioEspacialHubble da Nebulosa de Órion,

região de formação de estrelas á1500 anos-luz da Terra. A foto acima e a direita,mostra quatro novos discos protoplanetários ao

redor de estrelas jovens, dentro da nebulosa.Os discos de gás e poeira, que a muito tempo osastrônomos suspeitavam que fossem um estágio

inicial da formação de planetas, podem servistosno espectro visível, por meio do Hubble.

Acima e a esquerda, temos uma foto da mesmaregião assinalada na foto central, mas tirada

na faixa do ultravioleta.2

Até pouco tempo, o Sistema Solar constituia a única porção deuniverso que nos era acessível por meio da exploração espacial. Essa é umaregião imensa para os padrões humanos, mas extremamente irrelevante emtermos de universo. O desenvolvimento tecnológico dos últimos 30 anospermitiu que nossa espécie expandisse seu alcance para ver, ouvir, tocar eaté caminhar por outros mundos. Atualmente sentamo-nos na sala, em frentea TV, e podemos assistir a sonda Opportunity passeando sobre o solo deMarte ou a nave Cassini , voando entre os anéis de Saturno. Essa odisséiateve início em 1957, com o lançamento do primeiro satélite artificial, oSputinick soviético, e até o início da década de 90, todos os planetas doSistema Solar, exceto Plutão, já tinham sido visitados, fotografados emapeados por sondas espaciais. Entre esses equipamentos estão as pioneirassondas Pioneers e Voyagers. A Pioneer 10, hoje é o objeto humano maisafastado do nosso planeta e o primeiro a enfrentar o espaço interestelar.Lançada há mais de 30 anos, fez observações diretas de Júpiter. As navesVoyager 1 e 2, há mais de 26 anos no espaço, exploraram os planetas gigantesAtualmente, fazem parte da missão de exploração das fronteiras do SistemaSolar. Em 1990 os Estados Unidos lançaram o HST (HubbleSaceTelescope), com capacidade de observar eventos a mais de 10 bilhões deanos-luz da Terra. Com ele pôde-se visualizar grandes nuvens de gás epoeira dentro da nossa galáxia, contendo outros sistemas planetários emdiferentes estágios de evolução.

Essas são as fontes do conhecimento que temos atualmente arespeito do Sistema Solar. Basicamente duas: a observação decomponentes do nosso próprio sistema planetário, por meio de sondasinterplanetárias, e a observação de estrelas nos estágios iniciais de formaçãoatravés de telescópios terrestres ou espaciais, e de outros detectores.

2. O SISTEMA SOLAR

Trabalhando no Quebra-Cabeças

“A Terra saiu do abismo, Erosa seu lado. Pariu Urano, océu estrelado, e Pontos, o

mar fecundo, depois unindi-sea eles, todos os deuses e

todas as coisas.” (Hesíodo)

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Qual a origem do SistemaSolar?

Quão comum é a presençade sistemas planetáriosao redor das estrelas?

Quais as condições quefavoreceram o surgimentodos planetas rochosos?

Há vida em outro lugar nosistema solar? Se não, porque Terra é especial?

Há vida além do sistemasolar? Vida inteligente?

Se há 100 anos, quase nada se sabia sobre o Sistema Solar, nas trêsúltimas décadas proveram a astronomia de uma tamanha quantidade deinformações, que esse quadro de desconhecimento mudou completamente.Num trabalho de detetive, astrônomos utilizaram os dados para montar oquebra-cabeças de “proporções astronômicas”: explicar como ocorreram aorigem, formação e evolução do Sistema Solar. Essa não foi uma tarefasimples, pois não se sabe exatamente quais eram as condições reinantesnaquele período. Os astrônomos estudaram os constituintes do nossosistema em busca de vestígios do passado e em especial, os corpos celestesinértes (sem atmosfera ou atividade vulcânica) que conservaram intacta amemória da origem do Sistema Solar (na Terra tudo se modificarápidamente). Também a observação de outros sistemas planetários ajudoua esclarescer diversos aspectos da arquitetura do nosso próprio Sistema,admitindo que a maioria das estrelas tenha passado pelos mesmos processosbásicos durante seu estágio de formação. Esse contexto facilitou odesenvolvimento de diversos modelos científicos, um dos quais foi eleitopela comunidade astronômica, como sendo o mais consistente: a Teoria daCondensação. Ainda assim, essa hipótese está em processo de construção,ou seja, não é definitiva ou abrangente o suficiente para explicar todas ascaracterísticas apresentada pelo Sistema Solar.

Nesse capítulo, iremos recuar o pensamento à gigantesca nuvem degás e poeira que nos deu origem e delinear o cenário do início e evoluçãode nosso sistema planetário. Seguiremos os passos que levaram os cientistasa explicar nosso Sistema Solar com suas características que possibilitarama nossa existência. E combinando as informações recolhidas, verificaremosa probabilidade de vida em outros mundos.

2.1 Como foi o início?

Cada planeta está relativamenteisolado no espaço e a distânciasque seguem uma regra específica.

Nosso Sistema Solar possui osplanetas próximos ao Sol(telúricos, por parecerem com aTerra), rochosos e com poucossatélites, atmosferas moderadase pequena velocidade de rotaçãoe os mais afastados do Sol(jovianos, por parecerem comJúpiter), gasosos, atmosferasespessas, movimento de rotaçãorápido e muitos satélites e anéis.

As órbitas dos planetas estãosituadas próximas de um mesmoplano (com exceção de Plutão).

A maioria dos satélitesconhecidos que giram ao redordos planetas tem a mesmadireção orbital que o movimentode rotação desses mesmosplanetas.

A direção do movimento derotação dos planetas em torno deseus eixos (exceto Vênus eUrano) é a mesma do Sol, emtorno de seu eixo.

As órbitas planetárias são elípsesaproximadamente circulares (comexceção das de Plutão eMercúrio).

A direção da órbita dos planetasao redor do Sol é a mesma comque o Sol gira, em movimento derotação, em torno de seu eixo.

Os cometas de longo períodopodem vir de todas as direções einclinações em contraste com asórbitas coplanares de planetas,satélites, asteróides e cometas decurto período.

Há muito tempo nossa espécie tenta compreender a origem e aestrutura da Terra e de tudo o que existe ao seu redor. Seria nosso mundouma semiesfera apoiada em quatro elefantes, como acreditavam os antigos

indianos, ou o produto do amor entre deuses egípcios, Geb ( Terra) eNut (céu)? Cada povo desenvolveu sua própria estória para explicar osurgimento do mundo, mas os instrumentos astronômicos foramcoletando informações, fornecendo novas pistas e modificando a maneirade entender nosso sistema planetário. O homem pré-científicoconsiderava-se colocado no centro do mundo e de algum modo,acreditava ser ele e para ele a razão de tudo o que foi criado. DesdeCopérnico sabemos que a Terra não é o centro do universo e nem mesmoo centro do nosso Sistema Solar. Empreendeu-se uma longa jornada atéalcançar o desenvolvimento dos modelos científicos da atualidade e muitohá ainda o que caminhar para entender o que é nossa espécie e seu papelno universo.

O fato é que a ciência exige bem mais do que apenas boas estóriaspara explicar qualquer coisa. Uma teoria científica tem que se ater aosfatos, ser verificável e capaz de fazer previsões. Assim, qualquer modelocientífico criado para explicar nosso mundo teria que ser capaz deesclarecer a sua origem, suas estruturas química e física (box 2.1) e assemelhanças e divergências observadas nas característicasplanetárias.Tem que explicar também a composição e o comportamentodos “ escombros” (asteróides e cometas) presentes em nosso sistema.

Box 2.1 - Exigências do modelo

As peças do quebra-cabeças

Fig 2.1 - Região na Nebulosa EtaCarinae com nuvens de poeira egás que contém sistemas solaresembrionários.

Então vamos lá: o que realmente sabemos? O que as presentespropriedades do Sistema Solar revelam a respeito da sua origem eevolução que propiciaram a nossa existência?

Observando a arquitetura do nosso sistema, percebemos que émuito organizada e que a idade de seus componentes é uniforme demais

para ser o resultado apenas de eventos aleatórios. Certamente não se tratade um punhado de objetos orbitando caoticamente, por isso, é improvávelque o Sistema Solar tenha sido formado por acaso, devido à acumulaçãolenta de “planetas” prontos e apenas capturados pelo Sol. Na realidade, osfatos apontam para uma origem e formação únicas, em torno de 4,6 bilhõesde anos, idade determinada por meio do decaimento radioativo emmeteoritos (leitura complementar 2.1). Devemos ficar atentos quanto ao fatode que nem todas as circunstâncias planetárias atuais estão diretamenteassociadas ao desenvolvimento do estado inicial do Sistema Solar, já quehouve tempo para os planetas evoluírem após sua formação, gerando umalonga lista de peculiaridades.

O nosso Sistema

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Os asteróides são muito antigose tem características que não sãotípicas de planetas ou satélites.

O Sol gira lentamente e só tem1% do momento angular de nossosistema, mas 99,9% de suamassa, enquanto os planetas sãopossuem 99% do momentoangular e só 0,1% da massatotal.

Teorias de formação do nosso Sistema

Box 2.2 - As falhas na Teoria deLaplace

Fig 2.2 - Selocom a estampade Simon deLaplace

Laplace imaginou que ao girar, anebulosa solar deixaria para trásuma série de anéis que setransformariam em protoplanetasorbitando em torno de um proto-Sol.A descrição do colapso e doachatamento da nebulosa solar eraessencialmente correta, masquando os astrônomos modernosusaram computadores para estudaros aspectos mais sutis do problema,alguns erros foram verificados nateoria nebular de Laplace. Oscálculos mostraram por exemplo,que os anéis do tipo previsto pelateoria, dificilmente se formariam e,se isso ocorresse, não secondensariam transformando-se emplanetas, mas tenderiam adispersar-se.

Há dois tipos básicos de explicações para a formação do SistemaSolar. As teorias Evolucionárias, propõem a origem em termos de processosrelativamente lentos e graduais. As grandes alterações sãoresultados do acúmulo de pequenas mudanças. As teorias dotipo Catástrofe, por sua vez, explicam a origem por meio deprocessos relativamente rápidos, até abruptos e freqüentemente,acidentais. Há uma certa tendência dos cientistas em preferirpropostas evolucionárias, talvez porque essas tenham se saídomelhor ao longo da história da ciência, mas também porque dealgum modo, explicações de eventos previsíveis seguidos dedesdobramentos graduais parecem atrair mais que ocorrênciascom mudanças súbitas e intensas. É interessante lembrar que amaioria dos mitos pré-científicos, pelo contrário, freqüentementeexplicam a origem do nosso mundo em termos cataclísmicos.

A escolha do modelo de formação de sistemas planetáriosleva também a uma outra questão: a possível existência devida extraterrestre. A quantidade de planetas existentes no universo definea probabilidade de encontrarmos ambientes favoráveis à existência dediferentes formas de vida. E a quantidade desses astros é resultado defenômenos estelares. Modelos que considerem a formação de um sistemaplanetário como um evento raro (a colisão entre duas estrelas, por exemplo)levarão a considerar a vida extraterrestre também como um processo raro.Por outro lado, se a escolha recair num Modelo Evolucionista, que consideraa formação de sistemas planetários como um evento comum na origem damaioria das estrelas, aumentará muito a probabilidade de existir vida forada Terra.

Hipótese da nebulosa primitiva

“O homem surgenum pequenoplaneta, quaseimperceptível navasta extensão doSistema Solar. Elepróprio é apenasum ponto insensívelna imensidão doespaço. Os sublimesresultados aos quais essadescoberta levou , podemconsolá-lo do limitado lugara ele atribuído no universo.” Simon Laplace

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A primeira teoria científica sobre a formação do nosso sistema foievolucionária e emitida, em 1644 pelo filósofo francês René Descartes(1596-1650), que imaginava sua origem a partir de uma “nebulosa” (palavraoriginária do latim, nébula, que significa “nuvem”). Mais tarde, foi atribuídaa uma colisão entre duas estrelas. Em 1755, o filósofo alemão ImmanuelKant (1724-1804) sugeriu a teoria da Nebulosa Solar Primitiva (NSP),que é um exemplo de teoria evolutiva e descreve o desenvolvimento dosistema como uma série de passos graduais e naturais. O matemático francêsPierre-Simon de Laplace (1749-1827), trabalhando independentementena mesma idéia, apresentou-a em 1796 no seu livro Exposition du System duMonde. Laplace propôs que, como todos os planetas estão aproximadamente

num mesmo plano, giram em torno do Sol e emtorno de si mesmos numa mesma direção (comexceção de Vênus), só poderiam ter se formadode uma mesma grande nuvem de partículas emrotação. Essa hipótese sugeriu o seguinte cenário:imagine uma enorme nuvem rodopiante de gásinterestelar, de dimensões bem superiores às doatual Sistema Solar e animada com um lentomovimento de rotação, que começa a colapsar.Uma vez iniciada a contração, a forçagravitacional da nuvem, atuando sobre si mesma,acelera o colapso e à medida que a nuvem contrai,a rotação aumenta. A nuvem assume uma formadiscoidal com uma concentração central maior,dando origem ao Sol (figura 2.3).

Fig 2.3 - A NSP (Nebulosa SolarPrimitiva) começa a colapsar eo material da nuvem irá adqüiriruma estrutura discoidal.

Essa idéia foi sugerida em 1745, pelo naturalista francês Georges Buffon(1707-1788) e segundo ele, o Sistema Solar teria se originado a partir dosdejetos produzidos pela colisão entre o Sol e um objeto maciço (ao qualchamou de cometa). Em 1900, essa hipótese foi resgatada pelo geologistaThomas Camberlin (1843-1928) e pelo astrônomo Forest Moulton (1872-1952). Sua proposta era que outra estrela, deslocando-se dentro da galáxia,

passou muito próxima do Sol (quando relativamente jovem) causandoimensas marés. A interação gravitacional entre esses astros teriaprovocado o lançamento de gigantescos jatos de gases a partir do Solpara o espaço. E a partir desse material em volta da nossa estrela é queteriam se formado os planetas. Uma variante dessa teoria foi formuladapelos astrônomos James Jeans (1877-1946) e Harold Jeffreys(1891-1989). Para eles, a maré causada no Sol devido a aproximação de outraestrela geraria apenas uma única erupção de gás. Esse filamento gasososeria mais grosso no centro e fino nas extremidades e ao esfriar, teriase separado em regiões independentes, cada uma dando origem a um

planeta (box 2.3). A forma do filamento justificaria o fato de os planetascentrais Júpiter e Saturno, serem maiores que os demais.

De fato, a hipótese da colisão entre o Sol e outra estrela forneciaalgumas respostas: o porquê dos planetas orbitarem na mesma direção queo Sol gira em torno de seu eixo e a razão pela qual as órbitas planetáriasestão praticamente no mesmo plano (coplanares).

Teoria da Catástrofe

Observou-se que a teoria da NSP realmente explicavamuitas das regularidades do Sistema Solar, mas em outros casoschegava a conclusões que estavam em franca oposição aos fatosverificados. Teoricamente, quando nuvens formadoras de estrelasse contraem, espera-se que girem mais rápido, do mesmo modoque patinadores no gelo o fazem ao encolher os braços. Ou seja,quanto mais concentrada a massa da nebulosa, mais rapidamenteela deveria girar, segundo o princípio da concervação do momentoangular (Para saber mais 2.1), mas não é o que se observa.Atualmente, o Sol é 100 vezes mais lento no seu movimento derotação, do que o previsto pela hipótese nebular. Além disso, ateoria não explicava a diferença de composição entre os planetasgigantes e os terrestres (box 2.2). Ainda outra questão, referia-se àemissão de anéis gasosos pelo protosol. Cálculos mais apuradosmostraram que esse fenômeno só aconteceria se o Sol tivesse umavelocidade de rotação 200 vezes maior que a atual. Essasdificuldades da teoria fizeram com que fossem construídas ouresgatadas outras hipóteses explicativas para a origem e evoluçãodo nosso Sistema Solar, entre elas a que ficou conhecida comoTeoria da Catástrofe.

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Uma estrelaaproxíma-se doSol quandojovem.

A aproximaçãoprovoca imensasmarés devido ainteraçãogravitacional.

Um grande jato degases é projetadopara fora Sol.

Esse materialprincipia acondensar-se.

O materiallançado pelo Solcontinua acondensar-seformando osplanetas.

Os planetasformadoscontinuam girandoem torno do Solmantendo adireção.

Fig 2.3 - Nossa galáxia inteiraestá coberta de lixo com pedaçosgrossos e pequenos de matériafria e rochosa que têm tamanhosque variam de 10-7m a 0,01mmde diâmetro.

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As questões em aberto

Os planetas se formarão a partir do material no discoseguindo esse processo: o aumento da velocidade de rotação damassa central provocará o desprendimento de um anel gasoso, quecontinuará a girar independentemente, e posteriormente, formaráum planeta. Esse processo se repetirá algumas vezes, e a partirdaí, o “proto-Sol” passará a girar mais lentamente. Uma importanteimplicação da hipótese NSP, é que se todas as estrelas se formaremcomo o nosso Sol, deverão então nascer com planetas.

“Se os planetasforem resultado daaproximação deduas estrelas ecomo sabemos, asestrelas estãoincrivelmenteespalhadas peloespaço, então esseencontro deve serum eventoextremamente raro.Assim, a Astronomia não sabese a vida é ou não importante noesquema das coisas, mas elacomeça a sussurrar que,certamente, deve ser rara.”

James Jeans

Figura 2.5 - Astrônomoamericano naUniversidade deChicago que, junto comMoulton, desenvolveuuma variante da Teoriada Catastrófe sobre aorigem dos planetas.

A visão moderna

O material Interestelar

A partir da observação da formação e evolução desistemas planetários em outras regiões da galáxia e da suposiçãode que os mesmos processos básicos devem ter ocorrido paraa maioria das estrelas durante seu estágio de formação, foi sendoconstruída a visão moderna para a origem do Sistema Solar.Descendente direta da teoria de Laplace, esse modelo denominado “Teoriada Condensação”, elaborada em 1948 por Fred Hoyle e Hannes Alfren erefinada ao longo dos anos por eminentes pesquisadores como Safronov -1969, Cameron -1969, Hayashi -1970, combina a hipótese nebular comnovas informações sobre química interestelar, eliminando a maioria dosproblemas da teoria que lhe deu origem. O ingrediente novo e fundamentalno quadro moderno é a presença da poeira cósmica interestelar na nebulosasolar (figura 2.3).

A cena se passa há 4,5 bilhões de anos quando o universo já existehá 15 bilhões de anos e muitos bilhões de estrelas em nossa galáxia jáexistiram, evoluiram e explodiram. Seus destroços misturamra-se aos gasesprimordiais do cosmos fornecendo a quantidade de substâncias necessáriaspara produzir planetas e coisas vivas. Está montado ocenário para o surgimento do nosso Sistema Solar.

A nossa galáxia assim como todo o universo,continha origináriamente apenas Hidrogênioe Hélio (e traços de Lítio), além da radiação.Os elementos pesados tais como Ferro (Fe),presente em nosso sangue, ou o Oxigênio(O) que respiramos, e também o Silício (Si)e o Carbono (C), foram todos produzidos nointerior de estrelas massivas (acima de 8massas solares). O espaço entre as estrelas oumeio “interestelar” está permeado por grãos depó microscópicos, compostos com esseselementos, num processo cumulativo resultanteda destruição de determinadas estrelas, no final desua vida evolutiva. É nesse meio de nuvens interestelares compostaspelas cinzas de gerações anteriores, onde nascem as novas estrelas e épara ele que retornam todos esses elementos quando estrelas velhas emassivas explodem. Nessa “reciclagem cósmica”(figura2.4), oenriquecimento da região interestelar com elementos pesados, faz com queestrelas mais jovens tenham uma pequena proporção desse material emsua composição. Quando o Sol se formou, apenas 2% do Hidrogênio dagaláxia tinha se convertido em elementos pesados, mas foi o suficientepara formar os asteróides, os planetas rochosos e os seres vivos.

As falhas do sistema

A Teoria da Catástrofe foi muito popular até a décadade 30, mas cálculos posteriores detectaram algumas falhas. Umdos problemas estava relacionado aos gases que teriam sidoexpelidos pelo Sol em função devido à aproximação ou colisãocom outra estrela. Lyman Spitzer (1914-1997) mostrou em 1939que esses gases, por estarem muito quentes, teriam se dispersadoao invés de concentrar-se para formar planetas. Henry Russell(1877-1957) verificou em 1943, que se esse material fossearrancado do Sol com impulso suficiente, não teria entradoem órbita, mas escapado da gravidade solar. Esses e outrosproblemas mostraram-se intransponíveis, fazendo com que essemodelo fosse abandonado e se retomasse a Teoria da Nebulosa,com alguns ajustes.

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Fig 2.4 - As supernovas, explosõesde estrelas massivas no final da suavida evolutiva, lançam para oespaço escombros com todos oselementos pesados que geraramdentro delas. Como uma reciclagemcósmica, esses elemento irão fazerparte de novas estrelas, seus

planetas, montanhas,plantas, animais e

pessoas.

2.1 Como foi o início?

Fig 2.5 - Aglomerado estelar NGC1850 localizado em uma das galáxiassatélite, a Grande Nuvem deMagalhães.

Fig 2.6 - Na figura vemos o tempomédio que o material permanece emcada etapa da formação de uma estrelae seus planetas.

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Fig 2.7 - A onda dechoque produzida pelasupernova é o início daformação de novasestrelas.

Os mecanismos que desencadeiam o colapso

Qual mecanismo desencadeia o colapso final dessa imensa nuvemé incerto, mas deve envolver algum empurrão externo como a explosão deuma supernova nas vizinhanças (figura 2.7), ou talvez a extinção dos camposmagnéticos que dão sustentação à nuvem ou ainda, porque a turbulênciase dissipa. O que sabemos é que quando as regiões mais densas da nuvenmolecular começam a desmoronar sobre si mesmas, devido à gravidade,estrelas podem se formar. A massa crítica ou necessária para gerar a

instabilidade inicial é a chamada Massa de Jeans eestabelece o nível abaixo do qual a nuvem não entra emcolapso. Os valores típicos da massa de uma nuvemmolecular em contração, situam-se entre 1mil e 1 milhãode vezes maior que a massa do Sol, podendo um únicocolapso produzir dezenas e até milhares de estrelas (figura2.5). O tempo necessário para esse processo é de milhõesde anos (figura 2.6). A medida que a estrutura entra emcolapso, deixa de se estabelecer a pressão para suportaras camadas imediatamente acima dela (Leituracomplementar 2.1- Embriões estelares), de modo que o colapsocontinua a ocorrer de dentro para fora. Enquanto o gásmolecular é atraído continuamente para dentro, em

direção a um ponto de acumulação, as altas desidades próximas a essecentro forçam a produção de uma protoestrela (figura 2.9-A e B). O períodonecessário para a formação de uma estrela, representa uma pequena fraçãoda vida estelar e no caso do nosso Sol, equivale a um dia na vida de umapessoa (figura 2.6).A historia da Nebulosa Solar Primitiva (NSP) começa quandoum fragmento que dará origem ao Sistema Solar, adquire individualidade.

As observações modernas indicam que concentrações relativamente densasde gás e poeira interestelar (que para os padrões da Terrasão extremamente rarefeitas) conhecidas como nuvensmoleculares, estão no processo de colapsar em estrelas.Essas são regiões extremamente frias com temperaturasda ordem de 10K (-270°C) e essas baixas temperaturasfavorecem a aglomeração, a densidades maiores, dasmoléculas de monóxido de carbono (CO) e hidrogênio(H2), materiais mais comuns nas nuvens de gásinterestelar. As nebulosas contém também pequenaspartículas de gelo e grãos de poeira cuja composição émais complexa (tabela 2.1). Campos magnéticos emovimentos turbulentos sustentam as nuvens, mas nofinal, elas colapsam sob a própria gravidade.

Os principais processos que deram forma ao nosso Sistema

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Fig 2.8 (A) - Aglomerado do Trapéziona Nebulosa de Órion.

Fig 2.9 - (A) Uma parte mais densa deuma nuvem molecular colapsagravitacionalmente, destacando-se dorestante da nebulosa. (B) Devido aconservação do Momento Angular, essefragmento adqüire um formato discoidal.A região central é mais densa e quente eforma a protoestrela. (C) O disco emrotação evolui lentamente para umsistema planetário. Matéria continua acair em direção a protoestrelaaumentando muito o seu tamanho. (D) Aqueda de matéria em direção ao centro éinterrompida quando se iniciam asreações de fusão nuclear no centro daprotoestrela, que a partir daí passa a seruma jovem estrela T-Tauri. Essefenômeno produz um forte vento deradiação e partículas a partir da estrela.(E) Esse vento “varre” os escombrospara regiões mais distantes do centro dosistema planetário.

VISÍVEL INFRAVERMELHO

A primeira parte do processo - o aquecimento da Nebulosa

A contração na NSP se produz, inicialmente, em “queda livre” ouseja, apenas sob a sua própria gravidade, resultando numa concentraçãomaior perto do centro que no resto da nuvem. Essa zona central é a primeiraa tornar-se opaca e a aquecer e a medida em que gás vai em sua direção, ocorpo estelar embrionário fica cada vez maior. As primeiras fases do colapsonão são visíveis, pois só é possível perceber o processo quando massasuficiente for acumulada nesse centro. A “chuva torrencial” de matérianebular que se desloca à esse núcleo, possui uma enorme quantidade deenergia de movimento denominada Energia Cinética, resultante da interaçãogravitacional. Com esse aumento de densidade na região central, surge umapressão que tende a refrear a queda na direção do centro e deter a contração.Num certo momento, a pressão praticamente contrabalança a contração(que passa a ocorrer mais lentamente) e surge então um núcleo denso ebastante estável, que constitui o embrião estelar ou protoestrela.

A seqüência é a seguinte: assim como outras nuvens de gás e poeira, a NSPtem uma certa energia armazenada devido a presença da gravidade. Essaenergia é chamada de “ Energia Potêncial Gravitacional” que, ao longo doprocesso de contração, transforma-se em outros tipos de energia (princípioda concervação da energia - Para saber mais 2.2). Esse gás em colapso converteEnergia Potencial Gravitacional em movimento, ou seja, em Energia Cinética.As partículas desse gás, movimentam-se rapidamente, colidindo umas comas outras e contra a superfície estelar em crescimento, causando umacréscimo de agitação no material da nuvem e portanto, num aumento desua temperatura. Ou seja, a transformação da Energia Cinética em EnergiaTérmica Interna da nuvem, faz com que a sua temperatura suba. A NebulosaSolar é mais quente próxima ao seu centro, onde grande parte do materialda nuvem colapsa para formar o protosol.

Depois que esse fragmento se destaca dasoutras partes da região de formação estelar, pode-se considerá-lo como um objeto bem definido,com identidade própria e campo gravitacionalrelativamente dissociado do restante da nuvem.Seu diâmetro é algo em torno de 200 UA, odobro da distância média atual entre Plutão e oSol. A partir daí, a NSP passa por três principaisprocessos: a temperatura da NSP aumenta amedida que ela colapsa (princípio da conservaçãoda energia), a NSP gira mais rápido a medidaque se contrai e o seu raio diminui (princípio daconservação do momento angular) e a NSP vaiassumindo uma forma discoidal, o disco protoplanetário, onde se formarão osplanetas.

(A) (D) (E)(B) (C)

Energias se transmutando

2.1 Como foi o início?Ao atingir alguns milhares de graus Celcius, a protoestrela, na região cen-tral da NSP, começa a irradiar tornando-se uma fonte de infra-vermelho (acolisão entre as partículas que colapsam, exitam alguns átomos que passama emitir fótons). Durante algum tempo a radiação emitida pela protoestrelatem origem nesse processo.Na realidade, a estrela em formação está, nessafase, embutida numa espessa nuvem de gás que a ocultacompletamente.Toda a luz gerada pela protoestrela é, na verdade, absorvidapelo material circundante para depois ser novamente irradiada, mas emfótons de energia mais baixa, na faixa do infravermelho. Assim, o pontochave é: quando a nebulosa se contrai, ela sofre aquecimento ou seja, comoresultado da contração nebular ocorre a transformação de parte da energiagravitacional inicial em energia térmica e energia radiante (liberação defótons). A protoestrela tem inicialmente, apenas cerca de 1% de sua massafinal, mas mais material continua a cair em direção à região central e aprotoestrela que começa a produzir um vento forte em que partículas sãoprojetadas para fora com velocidades acima de duzentos quilómetros porhora (com essa velocidade poderíamos dar a volta à Terra em apenas trêsminutos). Esse forte vento estelar (radiação e partículas) produzido pelaprotoestrela e lançado para fora, vence a chuva de material nebular queentra e o corpo estelar separa-se do material da nuvem. Assim nasce aestrela que passa a ser ópticamente visível, pois a nebulosidade que a rodeiatorna-se mais tênue e, portanto, mais transparente. O núcleo quente aparececomo uma estrela avermelhada e de enorme diâmentro.

A formação de Discos Proplanetários e a Conservação do Momento Angular

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Fig 2.10 - Na figura podemos observara contração da NSP ao mesmo tempoem que o material nebular, em suamaioria, desloca-se para o disco.

Figura 2.11 - Nebulosas são, freqüentemente, locaisde formação de estrelas, mas podem permanecerimperturbaveis por milhões ou bilhões de anos, aespera das condições adequadas à formação deobjetos estelares. Eventualmente, uma perturbaçãogravitacional, devido a passagem de uma estrela ou aexplosão de uma supernova, pode causar turbulênciase ondas de choque dentro da nuvem fazendo com quea matéria nebular se subdivida em aglomerações.Essas aglomerações começam a crescer, devido aatração gravitacional, até atingir a massa críticasuficiente para inicíar o colapso da nebulosa. Acontração da nuvem implica num aumento detemperatura e quando o núcleo da protoestrela alcançacerca de 10 milhões de graus Celcius, começam asreações de fusão nuclear e a estrela nasce. O ventosolar da estrela sopra para fora todo o excesso de gáse poeira remanescentes na sua próximimidade. Foramobervadas várias nebulosas que podem ser berçáriosestelares. A s nebulosas da Águia, e Orion são locaisativos de formação estelar.

De acordo com a hipótese de Laplace, as estrelas surgem da acreçãogravitacional; logo, os astrônomos esperavam ver sinais de gás deslocando-se rapidamente em direção ao núcleo. Para sua surpresa, eles descobriramque o gás, na forma de moléculas, estava na verdade se deslocando parafora. Normalmente, são encontrados dois lóbulos gigantes de gás molecu-lar, um de cada lado de estrelas jovens. Tipicamente de alguns anos luz decomprimento, esses lóbulos tem massas similares ou até maiores que amassa da estrela jovem, e se afastam com uma velocidade de váriosquilômetros por segundo. Essas áreas, como pequenas nuvens, hojeconhecidas como objetos de Herbig-Haro são formados por gás aquecidoque escapa da estrela. Os jatos têm uma temperatura de cerca de 10 milkelvins (1273ºC) e contêm cem átomos por cm3: mais densos do que avizinhança, mas ainda menos densos do que o melhor vácuo produzido naTerra.

Um dado observacional obtido a partir da análise das órbitasplanetárias, no Sistema Solar, mostra que todas as órbitas dos planetas sãoquase-circulares e, principalmente, têm inclinações pequenas. Isto quer dizerque nosso sistema planetário formou-se a partir de algo inicialmente“achatado”, semelhante a um disco. De fato, a produção estelar éacompanhada pela produção de um disco nebular circundante de gás epoeira que, mais tarde, pode dar origem aos planetas. Essa estrutura giranum ritmo muito lento, realizando uma volta em alguns bilhões de anos,tempo que supera o necessário para a formação de uma estrela. Assim, asregiões mais externas da nuvem nunca chegam a completar uma revoluçãodurante o processo de formação estelar. Já as regiões internas na nuvem emais próximas ao centro, tem outro comportamento em função da conservaçãodo momento angular (para saber mais 2.1).

Fig 2.13 - As partículas danuvem rotatória são atraídas

gravitacionalmente para ocentro da nuvem (B). Dividindo

a força gravitacional total emduas componentes, como

mostra a figura (A): acomponente horizontal mantéma partícula girando em torno do

eixo de rotação enquanto acomponente vertical, induz a

partícula deslocar-se para o disco.

distância (figura 2.10) mantendo seu momento angular constante. A mudançade velocidade de rotação é muito expressiva! Sabemos que omomento angular é proporcional a distância e a velocidade(ambos em relação ao eixo de rotação). Então, imagineuma dada porção de material nebular (com massaconstante) deslocando-se de um décimo de anoluz até1UA (equivalente ao raio médio da órbita terrestre),valor 100 milhões de vezes menor que a distânciainicial. O fator de decrécimo na distância, tem queser o mesmo de acréscimo no ritmo de rotação orbital,já que o momento angular é constante. Assim, essaporção de material nebular será 100 milhões de vezesmais veloz que no início! Noi entanto, se o momentoangular do corpo for muito grande, ele será

Fig 2.12 - A medida em que aNSP colapsa e se contrai

vai assumindo umaestrutura cada vez mais

achatada (discoidal)até que reste umdisco (onde seformará os planetas)e um bojo (ondeestará o protosol).

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(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

(6)(7)

(8)

Uma rotação mais rápida evita que todo o material que colapsa vá para aregião central da nuvem.A gravidade atrai a matéria radialmente para o centro de massa, mas aforça centrifuga atua perpendicularmente ao eixo de rotação (figura 2.13).À medida que a nuvem protosolar colapsa, a matéria vai se distribuindonum disco fino. Ao longo desse disco a massa vai sendo transferida para ocentro ao mesmo tempo em que o momento angular é transferido para aperiferia. Das observações de estrelas em formação sabemos que, ao mesmotempo em que a estrela recebe matéria do disco, ocorre também umescoamento molecular bipolar (jatos), através das duas extremidades doeixo de rotação (figura 2.15). A teoria proposta por Hoyle e Alfven supõe aexistência de um campo magnético no interior da NSP (figura 2.14) e quandoessa inicia um movimento giratório.

2.1 Como foi o início?

Fig 2.16- Objetos do tipo Herbi-Haro.

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Os jatos - Objetos Herbing-Haro

Assim, o protosol ejeta para fora, parte damatéria da NSP e perde, nesse processo,grande parte de seu momento angularoriginal passando a ter um movimento derotação mais lento. Em protoestrelasainda encobertas por gás e poeira, pode-se ver as duas nuvens produzidas pelosjatos. Normalmente, são encontrados doislóbulos gigantes de gás molecular, um decada lado de estrelas jovens (figura 2.16 -B). Esses lóbulos, com alguns anos-luz decomprimento, tem massas similares ou atémaiores que a massa da estrela jovem, ese afastam com uma velocidade de vários quilômetros por segundo. Essasáreas, como pequenas nuvens, hoje conhecidas como objetos Herbig-Harosão formados por gás aquecido que escapa da estrela. Os jatos têm umatemperatura de cerca de 10 mil kelvins (1273ºC) e contêm cem átomos porcm3: mais densos do que a vizinhança, mas ainda menos densos do que omelhor vácuo produzido na Terra. Perto da estrela, os jatos são estreitos emais afastados eles se abrem, alcançando um diâmetro maior que a órbitade Plutão. Supõem-se que um lóbulo molécular é formado quando o gásambiente atravessa o caminho do jato e é acelerado.

A menos da metade da distancia de Mercúrio o disco se aquece aponto de ocorrer o chamado “congelamento” do campo magnético do proto-Sol. Assim, essa parte do disco é compelida a girar com a mesma velocidadeangular do protosol. Como as partículas dessa região estão girando maislentamente, esse aumento de velocidadefaz com que muitas sejam lançadas para

Cerca de 100 milhões de anos após o surgimento da NSP, o proto-Solcomeçou a produzir um intenso vento que dissipou os últimos restos degás e poeira, desobstruindo a passagem para a luz visível. O proto-Solestava na fase conhecida como T-Tauri (estrelas jovens de massa~1M<&). O atual vento solar é uma perda de massa muito menosintensa.

As jovens estrelas no estágio T-Tauri

Em 1993, C. Robert O’Dell, da Universidade Rice,e seus colegasobservaram Órion com o telescópio e viram os discos que Laplace tinhaproposto. O material que havia sido atingido pela intensa radiação e pelosventos das estrelas maciças das proximidades, parecia estar evaporando.O’Dell batizou esses discos como proplys (do inglês protoplanetary disks).Nas diversas imagens obtidas (figura 2.10), O’Dell detectou, no entanto,algumas jovens estrelas sem a presença do disco. Ao que parece, algunsdiscos evaporam em um milhão de anos, antes que planetas possam seformar, mas discos similares em ambientes menos violentos parecemperdurar o bastante para dar origem a planetas.

Fig 2.17

Dessa combinação de forças resulta uma concentraçãomaior de matéria no centro, que vai transformar-se no protosol e,no plano equatorial, um disco de gás e poeira.

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Ao iniciar as reações de fusão nuclear, a protoestrela passa a serconsiderada uma estrela jovem, já que sua massa não mais se alterasignificativamente e sua evolução futura está definida. Estrelas nestas fasesinicias, chamadas de T-Tauri (figura 2.9-D) são sempre encontradas no in-terior de nuvens de gás das quais nascem. Um exemplo é o aglomerado doTrapézio no interior da Nebulosa de Órion (figura 2.8). No caso da NSP, osfluxos lançados pelo Sol e seus contemporâneos estelares (outras estrelasformadas a partir da mesma nuvem molecular) contribuíram para eliminaro gás e a poeira residuais que preenchiam o espaço entre eles (ventos solare estelar). Isso provavelmente enfraqueceu o vinculo gravitacional quemantinha essas jovens estrelas próximas, e ao longo de alguns milhões deanos, elas se dispersaram. Hoje a mais próxima do Sol esta a cerca de quatroanos-luz de distância.

Fig 2.10 - Fotos do HSP(Hubble Space Telescope.

Após alguns milhões de anos, reações de fusão termonucleariniciam-se no núcleo e dá fim à queda do gás em direção ao centro(figura 2.9).

A mudança leve em densidade ativará a contração da nuvem por sua própriagravidade. Um “ esfera ” conhecido como protostar é formado então. Desdeentão não há nenhuma reação nuclear dentro do protostar, um protostarnão é uma estrela contudo. As nuvens que evoluirão a estrelas com umamassa de 10 a 30 contrato de massas solar para aproximadamente o tamanhode nosso sistema solar em só 10,000 anos ou assim e se torna O e estrelasde B. Menos volumoso formam T Tauri digitam estrelas que formarãoestrelas eventualmente de espectral digita G, K ou M. T estrelas de Taurisão rodeadas por uma nuvem enorme e eles são muito jovens, com baixatemperatura de superfície. Eles emitem a maioria da luz deles/delas naregião infravermelha e eles se aparecem vermelhos. (Um princípio geral é,uma reação violenta distribuirá ondas de comprimento de onda curtas, comoraios de gama ou Radiografias; enquanto um processo suave radiará quecomprimento de onda longo ondula, como rádio ou infravermelho.)Diversas imagens obtidas de protoestrelas obtidas em diferentes regiões dagaláxia mostram que elas tem discos de acreção e jatos. Os jatos nãoparecem ser duradouros, aproximadamente 100.000 anos. Em protoestrelasainda encobertas por gás e poeira, pode-se ver as duas nuvens produzidaspelos jatos. os astrônomos esperavam ver sinais de gás deslocando-serapidamente em direção ao núcleo. Para sua surpresa, eles descobriramque o gás, na forma de moléculas, estava na verdade se deslocando parafora. Normalmente, são encontrados dois lóbulos gigantes de gás molecu-lar, um de cada lado de estrelas jovens. Tipicamente de alguns anos luz decomprimento, esses lóbulos tem massas similares ou até maiores que amassa da estrela jovem, e se afastam com uma velocidade de váriosquilômetros por segundo. Essas áreas, como pequenas nuvens, hojeconhecidas como objetos de Herbig-Haro são formados por gás aquecidoque escapa da estrela. Os jatos têm uma temperatura de cerca de 10 milkelvins (1273ºC) e contêm cem átomos por cm3: mais densos do que avizinhança, mas ainda menos densos do que o melhor vácuo produzido naTerra. Perto da estrela, os jatos são estreitos, abrindo-se em ângulo de algunsgraus; mais afastados dela, eles se abrem em leque, alcançando um diâmetromaior que a órbita de Plutão. A explicação mais aceita é: um lóbulomolécular é formado quando o gás ambiente atravessa o caminhodo jato e é acelerado.