14.3: Formação do Sistema Solar

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva as restrições de movimento, química e idade que devem ser atendidas por qualquer teoria da formação do sistema solar
• Resuma as mudanças físicas e químicas durante o estágio da nebulosa solar da formação do sistema solar
• Explique o processo de formação dos planetas terrestres e gigantes
• Descreva os principais eventos da evolução futura do sistema solar

Como vimos, os cometas, asteróides e meteoritos são remanescentes sobreviventes dos processos que formaram o sistema solar. Os planetas, as luas e o Sol, é claro, também são produtos do processo de formação, embora o material neles tenha sofrido uma ampla gama de mudanças. Agora estamos prontos para reunir as informações de todos esses objetos para discutir o que se sabe sobre a origem do sistema solar.

Restrições observacionais

Há certas propriedades básicas do sistema planetário que qualquer teoria de sua formação deve explicar. Eles podem ser resumidos em três categorias: restrições de movimento, restrições químicas e restrições de idade. Nós as chamamos de restrições porque elas impõem restrições às nossas teorias; a menos que uma teoria possa explicar os fatos observados, ela não sobreviverá no mercado competitivo de ideias que caracteriza o esforço da ciência. Vamos dar uma olhada nessas restrições, uma por uma.

Há muitas regularidades nos movimentos do sistema solar. Vimos que todos os planetas giram em torno do Sol na mesma direção e aproximadamente no plano de rotação do próprio Sol. Além disso, a maioria dos planetas gira na mesma direção em que giram, e a maioria das luas também se move em órbitas no sentido anti-horário (quando vistas do norte). Com exceção dos cometas e outros objetos transnetunianos, os movimentos dos membros do sistema definem a forma de um disco ou frisbee. No entanto, uma teoria completa também deve ser preparada para lidar com as exceções a essas tendências, como a rotação retrógrada (não a revolução) de Vênus.

No campo da química, vimos que Júpiter e Saturno têm aproximadamente a mesma composição, dominada pelo hidrogênio e pelo hélio. Esses são os dois maiores planetas, com gravidade suficiente para reter qualquer gás presente quando e onde eles se formaram; portanto, podemos esperar que eles sejam representativos do material original do qual o sistema solar se formou. Cada um dos outros membros do sistema planetário é, até certo ponto, carente de elementos de luz. Um exame cuidadoso da composição de objetos sólidos do sistema solar mostra uma progressão impressionante dos planetas internos ricos em metais, passando por aqueles feitos predominantemente de materiais rochosos, até objetos com composições dominadas pelo gelo no sistema solar externo. Os cometas na nuvem de Oort e os objetos transnetunianos no cinturão de Kuiper também são objetos gelados, enquanto os asteróides representam uma composição rochosa de transição com abundante material escuro e rico em carbono.

Como vimos em Other Worlds: An Introduction to the Solar System, esse padrão químico geral pode ser interpretado como uma sequência de temperatura: quente perto do Sol e mais frio à medida que nos movemos para fora. Geralmente, faltam nas partes internas do sistema aqueles materiais que não poderiam se condensar (formar um sólido) nas altas temperaturas encontradas perto do Sol. No entanto, há (novamente) exceções importantes ao padrão geral. Por exemplo, é difícil explicar a presença de água na Terra e em Marte se esses planetas se formaram em uma região onde a temperatura era muito quente para o gelo condensar, a menos que o gelo ou a água tenham sido trazidos posteriormente de regiões mais frias. O exemplo extremo é a observação de que existem depósitos polares de gelo em Mercúrio e na Lua; eles quase certamente são formados e mantidos por impactos ocasionais de cometas.

No que diz respeito à idade, discutimos que a datação radioativa demonstra que algumas rochas na superfície da Terra estão presentes há pelo menos 3,8 bilhões de anos e que certas amostras lunares têm 4,4 bilhões de anos. Todos os meteoritos primitivos têm idades radioativas próximas a 4,5 bilhões de anos. A idade desses blocos de construção inalterados é considerada a idade do sistema planetário. A semelhança das idades medidas nos diz que os planetas se formaram e suas crostas esfriaram dentro de algumas dezenas de milhões de anos (no máximo) do início do sistema solar. Além disso, o exame detalhado de meteoritos primitivos indica que eles são feitos principalmente de material condensado ou coagulado a partir de um gás quente; poucos fragmentos identificáveis parecem ter sobrevivido antes desse estágio de vapor quente há 4,5 bilhões de anos.

A Nebulosa Solar

Todas as restrições anteriores são consistentes com a ideia geral, introduzida em Outros Mundos: Uma Introdução ao Sistema Solar, de que o sistema solar se formou há 4,5 bilhões de anos a partir de uma nuvem rotativa de vapor e poeira - que chamamos de nebulosa solar - com uma composição inicial semelhante à do Sol hoje. Quando a nebulosa solar entrou em colapso sob sua própria gravidade, o material caiu em direção ao centro, onde as coisas se tornaram cada vez mais concentradas e quentes. O aumento das temperaturas na nebulosa encolhida vaporizou a maior parte do material sólido que estava originalmente presente.

Ao mesmo tempo, a nebulosa em colapso começou a girar mais rápido por meio da conservação do momento angular (veja os capítulos Órbitas e Gravidade e Terra, Lua e Céu). Como uma patinadora artística puxando os braços para girar mais rápido, a nuvem encolhida girou mais rapidamente com o passar do tempo. Agora, pense em como um objeto redondo gira. Perto dos pólos, a taxa de rotação é lenta e fica mais rápida à medida que você se aproxima do equador. Da mesma forma, próximo aos pólos da nebulosa, onde as órbitas eram lentas, o material nebular caiu diretamente no centro. O material que se move mais rápido, por outro lado, colapsou em um disco plano girando em torno do objeto central (Figura\(\PageIndex{1}\)). A existência dessa nebulosa rotativa em forma de disco explica os principais movimentos no sistema solar que discutimos na seção anterior. E como eles se formaram a partir de um disco rotativo, todos os planetas orbitam da mesma maneira.

Figura\(\PageIndex{1}\) Etapas na formação do sistema solar. Esta ilustração mostra as etapas na formação do sistema solar a partir da nebulosa solar. À medida que a nebulosa encolhe, sua rotação faz com que ela se achate em um disco. Grande parte do material está concentrada no centro quente, que acabará por se tornar uma estrela. Longe do centro, partículas sólidas podem se condensar à medida que a nebulosa esfria, dando origem aos planetesimais, os blocos de construção dos planetas e das luas.

Imagine a nebulosa solar no final da fase de colapso, quando estava mais quente. Sem mais energia gravitacional (do material caindo) para aquecê-la, a maior parte da nebulosa começou a esfriar. O material no centro, no entanto, onde estava mais quente e mais lotado, formou uma estrela que manteve altas temperaturas em sua vizinhança imediata, produzindo sua própria energia. Movimentos turbulentos e campos magnéticos dentro do disco podem drenar o momento angular, roubando parte de sua rotação do material do disco. Isso permitiu que algum material continuasse a cair na estrela em crescimento, enquanto o resto do disco se estabilizou gradualmente.

A temperatura dentro do disco diminuiu com o aumento da distância do Sol, assim como as temperaturas dos planetas variam com a posição atual. À medida que o disco esfriava, os gases interagiam quimicamente para produzir compostos; eventualmente, esses compostos se condensaram em gotículas líquidas ou grãos sólidos. Isso é semelhante ao processo pelo qual as gotas de chuva na Terra se condensam do ar úmido à medida que ele sobe sobre uma montanha.

Vamos ver com mais detalhes como o material se condensou em diferentes lugares do disco de amadurecimento (Figura\(\PageIndex{2}\)). Os primeiros materiais a formar grãos sólidos foram os metais e vários silicatos formadores de rochas. Com a queda da temperatura, eles foram unidos em grande parte da nebulosa solar por compostos de enxofre e por silicatos ricos em carbono e água, como os agora encontrados em abundância entre os asteróides. No entanto, nas partes internas do disco, a temperatura nunca caiu o suficiente para que materiais como gelo ou compostos orgânicos carbonáceos se condensem, então eles faltavam nos planetas mais internos.

Figura Sequência\(\PageIndex{2}\) química de condensação na nebulosa solar. A escala na parte inferior mostra a temperatura; acima estão os materiais que se condensariam a cada temperatura nas condições esperadas para prevalecer na nebulosa.

Longe do Sol, temperaturas mais baixas permitiram que o oxigênio se combinasse com o hidrogênio e se condensasse na forma de água (H ₂ O) gelo. Além da órbita de Saturno, carbono e nitrogênio se combinaram com hidrogênio para produzir gelos como metano (CH ₄) e amônia (NH ₃). Essa sequência de eventos explica as diferenças básicas de composição química entre várias regiões do sistema solar.

Exemplo\(\PageIndex{1}\): rotação da nebulosa solar

Podemos usar o conceito de momento angular para rastrear a evolução da nebulosa solar em colapso. O momento angular de um objeto é proporcional ao quadrado de seu tamanho (diâmetro) dividido por seu período de rotação (\(D^2/P\)). Se o momento angular for conservado, qualquer alteração no tamanho de uma nebulosa deve ser compensada por uma mudança proporcional no período, a fim de se manter\(D^2/P\) constante. Suponha que a nebulosa solar tenha começado com um diâmetro de 10.000 UA e um período de rotação de 1 milhão de anos. Qual é o período de rotação quando encolhe até o tamanho da órbita de Plutão, que o Apêndice F nos diz ter um raio de cerca de 40 UA?

Solução

Sabemos que o diâmetro final da nebulosa solar é de cerca de 80 UA. Observando o estado inicial antes do colapso e o estado final na órbita de Plutão, então

\[\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}}= \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2= \left( \frac{80}{10,000} \right)^2=(0.008)^2=0.000064 \nonumber\]

Com\(P_{\text{initial}}\) igual a 1.000.000 de anos\(P_{\text{final}}\), o novo período de rotação é de 64 anos. Isso é muito mais curto do que o tempo real que Plutão leva para contornar o Sol, mas dá uma ideia do tipo de aceleração que a conservação do momento angular pode produzir. Como observamos anteriormente, outros mecanismos ajudaram o material no disco a perder momento angular antes que os planetas se formassem completamente.

Exercício\(\PageIndex{1}\)

Qual seria o período de rotação da nebulosa em nosso exemplo quando ela tivesse diminuído até o tamanho da órbita de Júpiter?

Responda

O período da nebulosa rotativa é inversamente proporcional\(D^2\) a. Como acabamos de ver,\(\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}} = \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2\). Inicialmente, temos\(P_{\text{initial}} = 106 yr and \(D_{\text{initial}}\) = 104 AU. Então, se\(D_{\text{final}}\) estiver em AU,\(P_{\text{final}}\) (em anos) é dado por\(P_{\text{final}}=0.01D^2_{\text{final}}\). Se a órbita de Júpiter tiver um raio de 5,2 UA, o diâmetro será 10,4 UA. O período é então de 1,08 anos.

Formação dos planetas terrestres

Os grãos que se condensaram na nebulosa solar rapidamente se juntaram em pedaços cada vez maiores, até que a maior parte do material sólido estava na forma de planetesimais, pedaços de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros de diâmetro. Alguns planetesimais ainda sobrevivem hoje como cometas e asteróides. Outros deixaram sua marca nas superfícies com crateras de muitos dos mundos que estudamos nos capítulos anteriores. Um aumento substancial no tamanho é necessário, no entanto, para passar do planetesimal ao planeta.

Alguns planetesimais eram grandes o suficiente para atrair seus vizinhos gravitacionalmente e, assim, crescer pelo processo chamado acreção. Embora as etapas intermediárias não sejam bem compreendidas, em última análise, várias dezenas de centros de acreção parecem ter crescido no sistema solar interno. Cada um deles atraiu planetesimais circundantes até adquirir uma massa semelhante à de Mercúrio ou Marte. Nesse estágio, podemos pensar nesses objetos como protoplanetas — planetas “ainda não prontos para o horário nobre”.

Cada um desses protoplanetas continuou a crescer pelo acréscimo de planetesimais. Cada planetesimal que chegava era acelerado pela gravidade do protoplaneta, atingindo com energia suficiente para derreter tanto o projétil quanto uma parte da área de impacto. Logo, todo o protoplaneta foi aquecido acima da temperatura de fusão das rochas. O resultado foi uma diferenciação planetária, com metais mais pesados afundando em direção ao núcleo e silicatos mais leves subindo em direção à superfície. À medida que eram aquecidos, os protoplanetas internos perderam alguns de seus constituintes mais voláteis (os gases mais leves), deixando para trás mais elementos e compostos mais pesados.

Formação dos planetas gigantes

No sistema solar externo, onde as matérias-primas disponíveis incluíam gelo e rochas, os protoplanetas se tornaram muito maiores, com massas dez vezes maiores que a Terra. Esses protoplanetas do sistema solar externo eram tão grandes que conseguiram atrair e reter o gás circundante. À medida que o hidrogênio e o hélio colapsaram rapidamente em seus núcleos, os planetas gigantes foram aquecidos pela energia da contração. Mas, embora esses planetas gigantes tenham ficado mais quentes do que seus irmãos terrestres, eles eram pequenos demais para elevar suas temperaturas e pressões centrais até o ponto em que as reações nucleares poderiam começar (e são essas reações que nos dão nossa definição de estrela). Depois de brilharem em vermelho opaco por alguns milhares de anos, os planetas gigantes esfriaram gradualmente até seu estado atual (Figura\(\PageIndex{3}\)).

Figura\(\PageIndex{3}\) Saturno vista em infravermelho. Esta imagem da espaçonave Cassini foi costurada a partir de 65 observações individuais. A luz solar refletida em um comprimento de onda de 2 micrômetros é mostrada como azul, a luz solar refletida em 3 micrômetros é mostrada como verde e o calor irradiado do interior de Saturno a 5 micrômetros é vermelho. Por exemplo, os anéis de Saturno refletem a luz solar em 2 micrômetros, mas não em 3 e 5 micrômetros, então eles parecem azuis. As regiões polares sul de Saturno são vistas brilhando com o calor interno.

O colapso do gás da nebulosa nos núcleos dos planetas gigantes explica como esses objetos adquiriram quase a mesma composição rica em hidrogênio do Sol. O processo foi mais eficiente para Júpiter e Saturno; portanto, suas composições são quase “cósmicas”. Muito menos gás foi capturado por Urano e Netuno, e é por isso que esses dois planetas têm composições dominadas pelos blocos de construção gelados e rochosos que compunham seus grandes núcleos, em vez de hidrogênio e hélio. O período inicial de formação terminou quando grande parte da matéria-prima disponível foi esgotada e o vento solar (o fluxo de partículas atômicas) do jovem Sol eliminou o suprimento restante de gases mais leves.

Evolução adicional do sistema

Todos os processos que acabamos de descrever, desde o colapso da nebulosa solar até a formação de protoplanetas, ocorreram em alguns milhões de anos. No entanto, a história da formação do sistema solar não estava completa nesse estágio; havia muitos planetesimais e outros detritos que inicialmente não se acumularam para formar os planetas. Qual foi o destino deles?

Os cometas visíveis para nós hoje são apenas a ponta do iceberg cósmico (perdoe o trocadilho). Acredita-se que a maioria dos cometas esteja na nuvem de Oort, longe da região dos planetas. Outros cometas e planetas anões gelados estão no cinturão de Kuiper, que se estende além da órbita de Netuno. Esses pedaços gelados provavelmente se formaram perto das órbitas atuais de Urano e Netuno, mas foram ejetados de suas órbitas iniciais pela influência gravitacional dos planetas gigantes.

Nas partes internas do sistema, planetesimais remanescentes e talvez várias dezenas de protoplanetas continuaram a circular. Durante o vasto período de tempo que estamos discutindo, as colisões entre esses objetos eram inevitáveis. Impactos gigantes nesse estágio provavelmente retiraram Mercúrio de parte de seu manto e crosta, reverteram a rotação de Vênus e quebraram parte da Terra para criar a Lua (todos os eventos que discutimos em outros capítulos).

Impactos em menor escala também adicionaram massa aos protoplanetas internos. Como a gravidade dos planetas gigantes poderia “agitar” as órbitas dos planetesimais, o material que impacta os protoplanetas internos poderia ter vindo de quase qualquer lugar dentro do sistema solar. Em contraste com o estágio anterior de acreção, portanto, esse novo material não representava apenas uma faixa estreita de composições.

Como resultado, grande parte dos detritos que atingiram os planetas internos eram materiais ricos em gelo que se condensaram na parte externa da nebulosa solar. À medida que esse bombardeio semelhante a um cometa progredia, a Terra acumulou a água e vários compostos orgânicos que mais tarde seriam essenciais para a formação da vida. Marte e Vênus provavelmente também adquiriram água abundante e materiais orgânicos da mesma fonte, como Mercúrio e a Lua ainda estão fazendo para formar suas calotas polares geladas.

Gradualmente, à medida que os planetas varreram ou ejetaram os detritos restantes, a maioria dos planetesimais desapareceu. Em duas regiões, no entanto, órbitas estáveis são possíveis onde sobras de planetesimais poderiam evitar impactar os planetas ou serem ejetados do sistema. Essas regiões são o cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter e o cinturão de Kuiper além de Netuno. Os planetesimais (e seus fragmentos) que sobrevivem nesses locais especiais são o que hoje chamamos de asteróides, cometas e objetos transnetunianos.

Os astrônomos costumavam pensar que o sistema solar que surgiu dessa evolução inicial era semelhante ao que vemos hoje. Estudos recentes detalhados das órbitas dos planetas e asteróides, no entanto, sugerem que houve eventos mais violentos logo depois, talvez envolvendo mudanças substanciais nas órbitas de Júpiter e Saturno. Esses dois planetas gigantes controlam, por meio de sua gravidade, a distribuição de asteróides. Trabalhando para trás em nosso sistema solar atual, parece que mudanças orbitais ocorreram durante as primeiras centenas de milhões de anos. Uma consequência pode ter sido a dispersão de asteróides no sistema solar interno, causando o período de “bombardeio pesado” registrado nas crateras lunares mais antigas.

Conceitos principais e resumo

Uma teoria viável da formação do sistema solar deve levar em consideração as restrições de movimento, as restrições químicas e as restrições de idade. Meteoritos, cometas e asteróides são sobreviventes da nebulosa solar da qual o sistema solar se formou. Essa nebulosa foi o resultado do colapso de uma nuvem interestelar de gás e poeira, que se contraiu (conservando seu momento angular) para formar nossa estrela, o Sol, cercada por um fino disco giratório de poeira e vapor. A condensação no disco levou à formação de planetesimais, que se tornaram os blocos de construção dos planetas. O acréscimo de materiais em queda aqueceu os planetas, levando à sua diferenciação. Os planetas gigantes também foram capazes de atrair e reter gás da nebulosa solar. Depois de alguns milhões de anos de impactos violentos, a maioria dos detritos foi varrida ou ejetada, deixando apenas os asteróides e os restos de cometas sobrevivendo até o presente.

Glossário

acreção

o acúmulo gradual de massa, como ocorre por um planeta se formando a partir da colisão de partículas na nebulosa solar