SSolar - Astronomia

O Sistema Solar
1
Nelson Vani Leister
Departamento de Astronomia
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas - IAG
Universidade de São Paulo - USP
1
Texto: Conceitos de Astronomia (versão#1 2015)
2
N.V.Leister
Capítulo 1
A formação do sistema solar
Desde os tempos mais remotos observações de objetos do Sistema Solar tem sido realizadas com uma
boa precisão, embora o problema de sua origem não
mereceu atenção senão após a revolução copernicana
vinte séculos depois de Aristarco de Samos ter considerado o Sol no centro do sistema planetário. Inicialmente, ainda que de forma losóca, os modelos explicavam de forma bastante abrangente os movimentos observados levando em conta vários fatores tais
como: (1) as proximidades das órbitas ao plano da
órbita da Terra; (2) as órbitas serem essencialmente
circulares (com exceção de Mercúrio) e (3) que todos
os planetas giravam no mesmo sentido e coincidente
com o sentido de rotação do Sol. Estas constatações
foram levadas em conta em todas as teorias desenvolvidas até o século XIX.
Figura 1.1: A Galáxia: nossa posição.
Entretanto no início do século XX os pesquisadores começaram a observar um detalhe importante
ligado à distribuição do momento angular no sistema solar. O Sol que carrega 99,8% de toda a massa do
sistema tem apenas 2% do momento angular total daquele possuído pelos planetas. As novas contribuições
teóricas sobre a formação estelar, assim como os novos dados relativos a composição dos diversos corpos do
sistema solar, permitiram escolher um modo coerente para a formação do Sistema Solar apesar dos vários
mecanismo físicos e químicos não serem totalmente compreendidos. A possibilidade de confrontar as
novas observações com essas teorias permitiu dizer que o modelo dos planetas que foram concebidos para
o Sistema Solar é válido para planetas em torno de outras estrelas. Observações perto de estrelas jovens
representam um novo desao que não havia sido previamente explorado. Os novos sistemas planetários
descobertos recentemente também representam um desao para essas novas formulações.
1.1
A história dos modelos de formação do Sistema Solar
Foi Aristarco de Samos o único grego que por volta de 280 aC. propôs um sistema em que os planetas
seguiam órbitas circulares em torno do Sol (O Sistema Heliocêntrico). Por se contrapor as ideias da escola
Aristotélica, onde a Terra era considerada xa, seu modelo foi esquecido. Foi graças a Nicolau Copérnico
o avanço na concepção de um conceito moderno de universo, em que (1) os planetas orbitam o Sol, e
também giram sobre seu próprio eixo, e onde (2) as dimensões do Sistema Solar são pequenas quando
comparada com a distância das estrelas. Em 1543, publicado em De revolutionibus orbium coelestium
3
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N.V.Leister
libri VI, o modelo de Copérnico veio a luz, e sem dúvida, não teria prevalecido se não fosse pelos trabalhos
cientícos de Kepler, Galileu e Newton. Lembremos que Johannes Kepler (1571-1630) aluno de Tycho
Brahe (1546-1601), ele mesmo um excepcional observador descobriu empiricamente as leis que levam seu
nome. Com a ajuda de um refrator, Galileu Galilei (1564-1642) foi o primeiro pesquisador a conrmar
as teorias de Copérnico, por intermédio de um grande número de observações planetárias e estelares.
Ele também anunciou os fundamentos da dinâmica denominada de princípio da inércia. Issac Newton
(1642-1727) mostra em seu Philosophiae Naturalis Principia Mathematica a lei da gravitação universal
que confere um caráter físico as leis de Kepler e explica os resultados de Galileu.
Entre os séculos XV e XX se tentou responder a duas questões fundamentais: (1) os planetas e o
Sol foram formados juntos? (2) os planetas são formados de matéria que originou o Sol ou de matéria
interestelar? Durante todo esse tempo a única restrição que os modelos deveriam obedecer era a regularidade das órbitas planetárias que são basicamente circulares e coplanares. Por motivos claros, a falta
de evidências observacionais que tivesse o consenso dos lósofos e pesquisadores, facilitou o avanço de
várias teorias. Posterior melhor conhecimento dos parâmetros orbitais, dos tamanhos e posteriormente
da composição química dos corpos que constituem o sistema solar permitiu que se traçasse um cenário
mais plausível. Com o renamento desses conhecimentos foi possível se ter uma visão mais completa das
características do Sistema Solar como um todo.
1.1.1
Modelos baseados em turbulência.
Figura 1.2: Detalhe de um diagrama do 1644 Principia Philosophiae de René Descartes, que descreve
sua concepção do cosmos como um agregado de vórtices contíguos, a maioria com uma estrela em seu
centro. S é o Sol.
1.1.2
O primeiro a tentar explicar cienticamente a
existência do Sistema Solar foi René Descartes
(1596-1650) que introduziu um modelo qualitativo com a ideia de evolução. Em sua Théorie des Vortex, publicada em 1644 entende o
universo preenchido de éter e matéria e mantido por vórtices de diferentes tamanhos. Uma
das principais objeções a este modelo foi que
o mesmo não favoreceu o plano da eclíptica e
por isso foi abandonado logo após a descoberta
das leis de Newton restando agora apenas o interesse histórico. Entretanto os conceitos de
atrito e turbulência de Descartes foram reconsiderados por vários autores no século passado.
Teoria das Marés
A primeira teoria catastróca para a formação do Sistema Solar foi proposta pelo naturalista Buon
(1707-1788), que sugeriu que o Sistema Solar foi formado a partir da ejeção de material solar causado
pela colisão do Sol com um cometa a 70 mil anos atrás. (Lembrar que a natureza e as massas dos
cometas eram desconhecidas na época). Esta teoria, sem base cientíca, foi desprezada. Entretanto, mais
tarde, tendo em conta as objeções levantadas ao modelo nebular das teorias catastrócas ela veio a ser
reexaminada. Alguns pesquisadores como Bickerton em 1880, Chamberlain, em 1901, e Moulton em 1905
substituiu o cometa de Buon por uma estrela, e explicaram a formação dos planetas pela condensação de
material retirado por inuência gravitacional do Sol. A força gravitacional no momento de uma interação
próxima retirou um lamento de material solar que, em seguida, entrou em órbita em torno do Sol com
considerável momento angular. Foram Jean e Jerey que analisaram a possibilidade da interação entre
um sistema binário de estrela. Entretanto era difícil de explicar a condensação de grandes lamentos
como responsável pela formação de grandes planetas
Capítulo 1
5
Este fato contribuiu para o advento de novos
modelos dentre os quais aquele que admitia que
o Sol zesse parte de um sistema binário e que
os planetas tivessem se formados a partir da estrela companheira. Uma alternativa mais vantajosa é considerar que, devido as novas determinações da composição química e isotópica
dos planetas, a matéria planetária venha preferencialmente de um meio frio e não a partir de
um lamento estelar muito quente, e neste caso
o encontro do Sol se deu com uma protoestrela.
1.1.3
Teorias do acréscimo
Esta teoria admite a possibilidade do Sol acrescentar
matéria do meio interestelar. Este fato faz com que
postulemos a existência de outra estrela nas proximidades que permita a captura de matéria pelo Sol e
que de acordo com Schmidt (1891-1956) e Safronov
(1917-1999) este arranjo proporciona que o Sol condense a matéria dando origem a núcleos de formação
planetários
Outra teoria foi proposta por Alfvén (1908-1955) e Arrhenius (1859-1927) cujo modelo supõem que o
Sol interaja com duas nebulosas: uma constituída de matéria não volátil para justicar a existência de
planetas terrosos e outra de hidrogênio, que daria origem aos planetas gigantes gasosos.
1.1.4
A Teoria da Nebulosa
Kant (1724-1804) e Laplace (1749-1827) foram os que propuseram o conceito de nebulosa primitiva. De
acordo com Laplace a contração da nebulosa primitiva inuenciada pela gravidade promove o aumento de
sua velocidade de rotação até que ela se colapsa em um disco. Posteriormente o anel de gás que se espalha
condensa e da origem aos planetas e satélites. Qualquer modelo teórico deve ser o mais completo possível
na explicação da fenomenologia. Pelo menos até o século XVIII, a teoria da nebulosa teve o mérito de
fazê-lo. Entretanto no século XIX duas diculdades surgiram. A primeira, como Maxwell (1831-1879)
mostrou, neste modelo é difícil explicar o acréscimo de um planeta a partir de um anel de matéria. A
segunda objeção trata-se do problema ligado ao baixo momento angular do Sol. Várias modicações
foram propostas à teoria de Laplace o que tem respondido as novas condições à custa de torna-la mais
complexa.
O modelo atual desde 1960 são divididos em duas categorias:
• O modelo da nebulosa na presença de grande quantidade de massa (Cameron) postula um disco de
uma massa solar. Neste modelo os planetas se formaram diretamente na nebulosa gasosa através
das instabilidades gravitacionais. Uma grande parte (85%) do disco foi posteriormente varrida pelo
vento solar em tempo muito curto (105 anos), enquanto que a maior parte da massa restante foi
acrescida ao Sol.;
• O modelo da nebulosa na presença de baixa massa (Safronov) propõe uma quantidade de matéria
de 10−2 massas solares para o disco. O disco frio acumula poeira no plano central formando
planetesimais com alguns quilômetros de diâmetro que combinados formam corpos mais massudos
(os planetoides). O gás é arrastado para fora levando consigo a poeira deixando no disco apenas
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N.V.Leister
corpos com tamanhos superiores a alguns quilômetros. Somente planetoides com massa signicativa
retém gás.
O modelo de Safronov serviu de base para caracterizar os planetas do Sistema Solar e explica-lo
corretamente, mesmo que certas fases continuam a ser esclarecido.
1.1.5
As Observações
Os astrônomos que estudam a formação de estrelas ou galáxias têm uma vantagem sobre os pesquisadores
que estudam a formação de planetas. Eles dispõem de observações de estrelas e galáxias em todas as fases
de sua formação. Os planetólogos, pelo contrário, tinham - pelo menos até muito recentemente - apenas
observações dos planetas "formados"no sistema solar à sua disposição, mesmo sem saber se este sistema
era ou não o sistema planetário único no universo. Esta desvantagem está em vias de ser superada com
observações das regiões em torno de estrelas jovens; cuja detecção de vários discos circunstelares; e a
detecção de planetas extra-solares aumenta rapidamente o número de planetas.
Embora os discos circunstelares que têm sido observados conrmam o modelo desenvolvido para explicar a formação do Sistema Solar, o mesmo não se pode dizer para os planetas extra-solares descobertos
até hoje. A maioria desses planetas é enorme e orbitam perto de sua estrela, ou têm órbitas altamente
excêntricas, assim que suas propriedades são diferentes das dos planetas do Sistema Solar. No entanto a
sequência de eventos que explicam os planetas no Sistema Solar tem vários pontos divergentes. É possível
que as 1011 estrelas das 1011 galáxias do universo tenham produzido uma incrível diversidade de sistemas
planetários.
Vamos resumir algumas das características do sistema solar.
1. A mais importante, mas também a mais óbvia, característica do Sistema Solar é a regularidade das
órbitas dos planetas e de seus satélites. Quase todas as órbitas são coplanares, e perto do plano da
eclíptica. Já no século 18 sabia-se que os corpos do Sistema Solar orbitavam o Sol e giravam em seus
eixos na mesma direção. Laplace foi o primeiro a sugerir que estes corpos eram derivados de uma
nebulosa primitiva, um disco de gás e poeira que girava em torno do Sol. Hoje em dia, um grande
número de corpos é conhecido no Sistema Solar. A maioria obedece a essa regularidade, e cada
exceção encontrado tem uma explicação que pode ser integrado no modelo que Laplace propos.
2. Outra característica importante do sistema solar é a composição dos planetas. Planetas e satélites
interiores são rochosos. Na parte externa os planetas são gasosos, e os pequenos corpos, como
satélites e cometas são constituídos principalmente de gelo. As atmosferas dos planetas gigantes
têm composições químicas muito próximas a do Sol, mas esses planetas têm uma proporção menor
de hidrogênio e hélio que o Sol, e também possuem núcleos rochosos. Apesar de sua semelhança
externa, Júpiter e Saturno diferem fundamentalmente de Urano e Netuno. Estes últimos são muito
mais pobres em H e He, e seus núcleos são formados principalmente de gelo. Esta diversidade na
composição química dos planetas é difícil de ser explicada considerando-se que os planetas foram
formados por fraccionamento de uma nebulosa gasosa. No modelo em que os pequenos corpos sólidos
são formados por acreção, como mecanismos para a matéria se condensar, com um disco de poeira
envolvendo, permite que os embriões planetários tenham uma maior diversidade de composição.
3. A presença dos asteroides sugere que eles sejam restos de um disco de planetesimais que foi dispersa
por perturbações diretas ou indiretamente causadas por Júpiter. Perturbações de Júpiter aumenta
as velocidades relativas nas colisões. Nesta zona em particular, as colisões destrutivas entre planetésimos evitou a formação de uma grande massa, bem como ejetou a maioria dos corpos do sistema
solar exterior. A composição química dos asteroides varia com a distância ao Sol, e sugere que
eles foram inuenciados pelo período de maior atividade que a Sol experimentou no início de sua
vida. O fato de que esta estrutura tenha sido preservada sugere que Júpiter e o disco dos asteroides
estavam presentes logo após do nascimento do Sol
7
Capítulo 1
4. Tem sido possível efetuar datação do material planetário com um alto grau de precisão, graças
às medidas das abundâncias de átomos radioativos com vidas muito longas, aplicando as técnicas
utilizadas para as rochas terrestres, amostras lunares e para meteoritos.
5. Em geral, o princípio da datação radioativa considera que a composição isotópica dos meteoritos é
semelhante ao das rochas terrestres e das amostras da Lua. Desvios importantes, no entanto, são
observados em alguns elementos, e atribuídos a três processos físicos e químicos: fracionamento de
massa; reações nucleares induzidas quando os grãos são irradiados; e o decaimento de elementos
radioativos que enriquece o grão de isótopos. Este último processo tem uma aplicação muito
importante: a concentração de isótopos permite que as principais etapas da evolução dos meteoritos
sejam datadas. Um elemento radioativo p decai em um elemento d de acordo com:
dd
dp
=−
= −λp
dt
dt
λ é a constante de decaimento radioativo, o inverso da meia-vida. Temos, então, para o tempo t:
d = do + p(eλt − 1)
aqui do é a abundância original da elemento d. Se d0 é um isótopo estável de d, temos então, no
instante t:
d
p
d
=
+ 0 (eλt − 1)
d0
d0o
d
Para medir a idade do Sistema Solar, as espécies usadas são os pares (40 K :40 Ar), (87 Rb :87 Sr), e
(238 U :238 P b), que têm constantes de decaimento de 5, 8x10−11 , 1, 4x10−11 , e 1, 5x10−11 por ano,
respectivamente. Medições feitas nestes elementos em amostras de meteoritos têm mostrado que a
idade do Sistema Solar é 4, 55x109 anos. Além disso, a medição das abundâncias de plutônio-244 e
iodo-129 (que são elementos radioativos com meias-vidas mais curtas) no momento em que o material planetário se solidica, mostram que se passaram, no máximo, 108 anos entre a separação do
material protosolar do meio interestelar e a formação dos planetas. Por conseguinte, este resultado
implica que o Sol e o Sistema Solar surgiram ao mesmo tempo.
6. A análise da estrutura e composição química dos meteoritos é um dos pilares dos estudos sobre
a formação do Sistema Solar. Estes, e as amostras da Lua, são os únicos materiais extraterreste
que podem ser analisados em laboratório. Além disso, os meteoritos não foram submetidos as
transformações (como a erosão, etc.) que o material planetário estiveram sujeitos. Condritos1 , que
constituem mais de 80% dos meteoritos, é composto de uma mistura de materiais muito primitivos.
Eles são principalmente compostos de material solar, exceto os voláteis, que estão ausentes em
meteoritos, e também o deutério, os quais são sub abundantes no Sol e têm uma origem comum.
Isso mostra que o material do sistema planetário e do Sol tem origem comum. Mas também
mostra que o material dos planetas não foi alterado pelas reações termonucleares que ocorrem no
centro do Sol. A maioria dos meteoritos, originários principalmente na parte interna do cinturão de
asteroides, são muito mais velhos do que o material terrestre (3, 8x109 a 4, 3x109 anos), ou mesmo
aqueles provenientes da Lua (4, 4x109 anos). A maioria dos condritos contêm pequenas esferas de
vidro de silicato de poucos milímetros de diâmetro, conhecidos como côndrulos2 , que testemunham
o arrefecimento rápido. Os côndrulos são os objetos mais antigos do Sistema Solar, formados a
4, 56x109 anos atrás. Outros condritos, mais jovens (de 4, 55x109 anos), não contêm quaisquer
côndrulos. Certos condritos carbonáceos contem grãos que se originaram no meio interestelar, que
sobreviveram ao aquecimento na nebulosa primordial, e que foram criados no material ejetado de
supernovas, novae, ou de vários outros tipos de estrelas. Além disso, estas anomalias revelam que
a nebulosa não mistura material de diferentes composições, da fase anterior a formação do Sol em
um único material, ela promove uma mistura homogênea.
1
2
http://www.igc.usp.br/museu/met_oque.htm
http://ppegeo.igc.usp.br/scielo.php?pid=S0101-90822011000200005&script=sci_abstract
8
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7. Uma parte signicativa de dados refere-se a abundância de deutério. O deutério está presente na
matéria interestelar, mas é destruído nas estrelas. De fato, no ciclo de próton-próton que transforma
hidrogênio em hélio, o deutério é transformado em hélio-3 pela reação:
2
D +1 H →3 He + γ,
em um tempo médio de cerca de um minuto, na presença de material a uma temperatura de
10 milhões K. Tal como em outras reações do ciclo próton-próton, eles têm tempos médios de
reação superior a 106 anos. O deutério no Sol foi, portanto, completamente destruído logo que
as reações nucleares começaram. O valor D/H em Júpiter é maior do que o valor encontrado no
meio interestelar. Na ausência de processos capazes de criar deutério, a grandes distâncias do Sol,
podemos interpretar estas medidas como sendo a abundância de deutério na nebulosa protosolar
a 4, 6x109 anos atrás. Se o material planetário originou-se de uma ejeção de material solar, a
abundância de deutério deveria ser zero, como no Sol A abundância de deutério em cometas sugere
que eles vêm de gases permanentemente congelados dentro da nebulosa. Menção também deve ser
feita da presença signicativa do hélio e dos elementos como C, N, e S, assim como aos seus isótopos.
A abundância desses elementos permite que se obtenha informações da temperatura obtida a partir
de suas condensações. Da mesma forma, a abundância do lítio medido em meteoritos é comparável
àquela encontrada no meio interestelar, enquanto que sua abundância no Sol é desprezível.
8. O estudo da dinâmica dos pequenos corpos do Sistema Solar contribui signicativamente para
determinar a sequência correta dos eventos que levaram a formação dos planetas. O comportamento
coletivo de pequenos corpos, ou seja, dos asteroides, cometas, anéis planetários, e daqueles do disco
de Kuiper-Belt, podem ser considerados como representativos da dinâmica do disco protoplanetário.
O processo de acresção nos discos dos pequenos corpos não ocorreu, nem devido as colisões que são
muito raras (como entre os asteroides e o disco Kuiper-Belt), nem devido ao efeito de maré causada
pela proximidade de um planeta interferindo nesse processo (como em anéis planetários). O estudo
destes discos revelou os complexos mecanismos que estão em jogo nessas regiões que inuenciam
o comportamento dessas partículas tais como: ressonâncias, fragmentação, ondas de gravidade,
e efeitos de connamento. Por outro lado, no entanto, alguns dos pequenos corpos, como certos
planetas menores e os objetos do Cinturão de Kuiper se mantiveram inalteradas desde a formação
do Sistema Solar, e seu estudo constitui um dos desaos para a astrofísica.
9. As superfícies de muitos corpos do Sistema Solar são cobertas de crateras de todos os tamanhos
(de um mícron a milhares de quilômetros de diâmetro). Na Lua, por exemplo, há mais de 10.000
crateras com mais de 30 km de diâmetro, e a Mare Orientale, uma cratera de multi-aneis tem 900
km de diâmetro. A velocidade de degradação das crateras nos permite datar a evolução de uma em
relação as outras. Somos, portanto, capaz de traçar um cenário evolutivo numérico dos impactos
ao longo do tempo para uma dada superfície. O número absoluto de crateras depende do tempo
de solidicação da superfície, o que não é conhecido para a maioria dos corpos. Para a Lua, somos
capazes de medir a idade pelas amostras trazidas para a Terra. Isto permite calibrar as curvas
que mostram o número de impactos em função do tempo, e, assim traçar o histórico do número de
bombardeios promovidos por pequenos corpos depois que a crosta dos planetas solidicou. A idade
do impacto que produziu o Mare Orientale na lua foi estimada em 3, 845x109 anos.
10. A distribuição do momento angular entre o Sol e os planetas tem sido por muito tempo uma
anomalia. A maior parte do momento angular do Sistema Solar é encontrada nos planetas. Mas
o Sol, que contém 99,8% da massa total do Sistema Solar, deveria ter mantido a maior parte do
momento angular, e girar com velocidade muito alta, o que não é o caso. Seu período de rotação é de
26 dias no equador. Se o Sol tivesse adquirido a totalidade do momento angular do Sistema Solar, seu
período de rotação seria a metade de um dia. Uma estrela em rotação pode perder massa através
do movimento das partículas ao longo das linhas de força associados a um centro de atividade
magnética. As partículas podem ser transportadas para o meio interplanetário a uma distância
muito além do raio estelar R. Uma pequena perda de massa pode, por conseguinte, produzir uma
Capítulo 2
9
considerável perda do momento angular se levarmos em conta que a perda é proporcional a R2 . Para
um valor de a/R de 10, a perda resultaria em apenas 0, 003M que é suciente para frear a Sol que
atingiria a taxa atual de rotação. Somado a este mecanismo, que é extremamente ecaz, o vento
solar também exerce um efeito considerável no transporte de material. Numerosas observações
(medições de ventos equatoriais, intensidade das linhas espectrais ligados à atividade estelar, etc.)
têm mostrado que estrelas jovens passam por intensa atividade magnética e de perda de massa; à
medida que envelhecem diminuem as taxas de rotação estelar bem como a sua atividade magnética.
O Sol é, portanto, apenas um exemplo dessa evolução. O período de atividade intensa ocorreu e
desempenhou o seu próprio papel na formação do Sistema Solar.
10
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Capítulo 2
O surgimento de um "Modelo Padrão"
Há duas abordagens que podem ser consideradas para explicar a formação de planetas a partir de um
disco de gás e poeira originário do meio interestelar. A primeira é a fragmentação do disco em planetas
gasosos, alguns dos quais perdem o gás posteriormente. A segunda é a criação de corpos sólidos em
um disco de poeira, o que talvez mais tarde acrescente gases. Durante o período mais ou menos entre
1950 e 1980, os dois modelos coexistiram, até o segundo se tornar aceito, levando ao "modelo padrão".
Planetas que resultam destes dois mecanismos têm características muito diferentes, e é hoje aceito que
as características reais dos planetas, e, em especial, as diferenças na composição química só podem ser
explicadas por um processo de formação de materiais sólidos. O modelo de instabilidade gasoso não deve,
contudo, ser completamente abandonada, porque ela poderia ser capaz de explicar as características de
planetas extra-solares.
2.1
O Modelo de Protoplaneta gasoso (ou Formação em disco
maciço)
Planetas podem se formar através de instabilidades que ocorre em um disco circunstelar, similar à maneira
como as estrelas se formam. Este processo requer um disco de massa, aproximadamente igual a massa
da estrela central. Essas instabilidades podem formar corpos de massas iguais a de Júpiter em escala
de tempo correspondente a alguns milhões de anos, ou menor. Este processo que é rápido tem grande
inuência na evolução do disco planetário. Um planeta maciço exerce uma força repulsiva em torno do
disco formado de gás. Este torque cria um anel vazio entre as órbitas dos planetas, o que faz cessar o
acréscimo de material. Se a massa do disco é signicativa, a porção externa do disco pode fazer com que
planeta migre na direção da estrela, e possivelmente venha a cair sobre ela.
Este método de formação tem consequências previsíveis para a composição dos planetas. Eles devem
ter composições químicas homogêneas, ou pelo menos mostrar uma variação regular em função da distância até a estrela. A formação de planetas sólidos por este processo requer a diferenciação de material
no interior da estrela, seguido pela perda dos gases. Planetas gigantes formados desta maneira nunca
podem ter um núcleo sólido. Às pressões esperadas no centro para um corpo de 40 massas terrestres, as
rochas e os gases estão completamente misturados e o processo de diferenciação que produziria um núcleo
sólido não se realizaria. É por isso que o modelo de protoplanetas gasosos foi abandonado como um
meio de explicar os planetas do Sistema Solar a favor do processo de formação de um disco de poeira. O
mecanismo protoplanetário gasoso, no entanto, tem a vantagem de formar planetas maciços perto de uma
estrela, e pode se rmar para explicar as características encontradas no caso dos planetas extra-solares.
11
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2.1.1
O "modelo padrão"
A segunda abordagem é baseada na diferenciação rápida de um disco de poeira de uma nebulosa gasosa
de baixa massa. Aqui, pequenos corpos sólidos, os planetesimais, são formados. Eles se acumulam em
protoplanetas através de colisões, e os mais maciços são capazes de atrair gás. Este modelo explica todas
as características do Sistema Solar que foram descritos anteriormente. Certas características de alguns
objetos do sistema solar, tais como inclinações extremas, bem como a composição da Lua são explicáveis
por eventos catastrócos que se encaixam bem com a sequência de eventos básico. A diculdade com
este esquema, ligado ao ritmo lento com que o mecanismo se processa para a formação de protoplanetas,
foi hoje em dia resolvido por um processo envolvendo o que chamamos de acreção transitório. Provas
adicionais que conrmam este modelo são o cinturão de asteroides e a recente descoberta, além da órbita
de Netuno, do Cinturão de Kuiper, ambos remanescentes do disco de planetesimais. O processo total
pode ser dividido em várias etapas, denido não só pelos mecanismos físicos envolvidos, mas também
pelos diferentes métodos de estudo necessários. A complexidade dos mecanismos físicos envolvidos requer
preparar as analises de cada fase, separar, por vezes, arbitrariamente, os vários mecanismos, de modo
que eles possam ser modelados analiticamente ou numericamente. A primeira etapa é a condensação e
acúmulo de grãos de poeira em objetos que têm cerca de um quilômetro de diâmetro. Nas outras fases,
o papel mais importante é realizado pela gravitação. O acréscimo de planetesimais através das colisões
e atrações gravitacionais leva à formação de planetas embrionários. O embrião de maior massa atrai e
captura gás. O vento solar remove o gás e a poeira do Sistema Solar, e, nalmente, os planetas ejetam a
maioria dos pequenos planetesimais restantes.
2.1.2
A cronologia dos acontecimentos.
Os eventos mais antigos da história do Sistema Solar são os envolvidos na formação dos côndrulos, inclusões que são observadas em meteoritos, que foram criados por uma sucessão de episódios de condensação
e evaporação, durante o colapso da nebulosa há 4, 56x109 anos. O estudo das superfícies das crateras
mostra que o bombardeio por planetesimais cessou quase completamente há 3, 8x109 anos. Os planetas
se formaram no intervalo de cem milhões de anos; intervalo muito curto quando comparado com a idade
do sistema solar. Durante o rápido colapso da nebulosa, a temperatura aumentou durante um período
de 105 anos, após o que a nebulosa lentamente se resfria, como ocorreu. A queima do hidrogênio começa
fazendo com que o Sol passe por períodos de intensa atividade do tipo FU-Orionis1 e T-Tauri 2 , período
que dura cerca de 106 anos. O vento estelar resultante reverteu o uxo de material que cessou de cair
sobre a estrela. O meio interplanetário foi varrido, e, em seguida, a luminosidade do Sol estabilizou a
um nível de 20% abaixo do seu valor presente. Hidrogênio, hélio e elementos voláteis foram arrastados
para fora do Sistema Solar interior, onde apenas os maiores planetesimais sobreviveu. Dentro do disco de
gás, a diferenciação do disco de poeira levou entre 104 a 106 anos para se concretizar. Instabilidades no
disco e colisões criaram planetesimais de aproximadamente um quilômetro de extensão em 104 anos. Os
elementos voláteis (isto é, água) condensado na região onde a temperatura era inferior ao ponto de solidicação, e o núcleo de Júpiter se formaram e acrescentaram gás em 106 anos. Os outros planetas gigantes
levaram 107 − 108 anos para se formar. O núcleo dos planetas terrestres também levou algumas dezenas
de milhões de anos para se formar. A maioria dos planetesimais no cinturão de asteroides foi expulsa
pela presença de Júpiter, que já existia, tendo se formado em uma zona relativamente despovoada.
Colisão com corpos grandes proporcionou a formação de discos ao redor dos planetas, possibilitando,
em seguida, a formação de satélites. Modelos envolvendo colisões com corpos grandes também têm sido
sugeridas para explicar a inclinação do eixo de rotação de Urano e a composição de Mercúrio. Além
disso, a teoria mais considerada hoje para explicar a origem da Lua é que um impacto sobre a Terra de
um corpo do tamanho de Marte ocorreu a 4, 44x109 anos atrás.
1
2
http://www.aavso.org/vsots_fuori
http://www.aavso.org/vsots_ttau
Capítulo 2
2.1.3
13
A nebulosa.
A formação do Sol foi produzida por uma nebulosa circunstelar. O conhecimento desse estágio é baseado
em observações de regiões de formação estelar, em que foi possível observar discos circunstelares de diferentes idades das estrelas centrais. Estrelas como o Sol se formam principalmente em nuvens moleculares
que tem de 2 a 5 pc de tamanho, densidades de 103 a 104 átomos/cm3 , e idades entre 107 e 108 anos.
Uma nuvem interestelar de gás e poeira entra em colapso, como resultado de uma perturbação. Tem sido
sugerido que a onda de choque de uma supernova poderia causar este colapso, mas observações mostram
que a formação de estrelas ocorre coletivamente, através da propagação de uma instabilidade a partir do
interior da nuvem em direção ao exterior, cujo mecanismo destrói rapidamente a nuvem. A temperatura
e a pressão aumenta no centro da nuvem, o que evapora promove a evaporação da poeira. O colapso
dura entre 105 e 106 anos. A protoestrela se forma no centro da nebulosa, parando o colapso no centro
do disco circunstelares. Uma grande parte do gás circundante continua a cair na protoestrela. Quando
chega até a estrela, este material, orientado pelo forte campo magnético, é ejetado ao longo do eixo da
estrela em rotação, na forma de jatos. Esta estrutura, que consiste de um disco de acreção e de jatos, tem
sido observada pelo Telescópio Espacial Hubble. A temperatura atinge 1500 K a 2, 5 UA do Sol no plano
do disco, mas apenas 500 K a 0, 1 UA cima do plano. Forças produzindo um efeito centrífugo forma um
disco, que resfria e se achata, nivelando sob seu próprio peso. Depois de algumas centenas de milhares
de anos, a temperatura cai e a formação de planetesimais ocorre dentro de uma nebulosa "fria", ou seja,
onde a temperatura é de 160 K a uma distância de 5 UA. A complexa composição de meteoritos, onde
encontramos componentes que se condensam em temperaturas altas e baixas, sugere pulsos de aquecimento, extremamente localizadas no tempo e no espaço, onde eram possivelmente zonas frias, fora do
plano do disco, ocasionalmente sujeitos a súbitas explosões de aquecimento solar. É possível se estimar a
massa mínima e a estrutura do disco a partir do qual os planetas se formaram. A nebulosa primordial,
que se originou no meio interestelar, era formada de 98, 2% de hidrogênio e hélio, de 1, 4% de gelo e
silicatos, além de 0, 4% de metais. A partir desse cenário, pode-se calcular a massa total da nebulosa
necessária para a criação de cada planeta. As projeções teóricas chegam, por exemplo, a conclusão que
são necessárias 300 massas terrestres de material da nebulosa para criar a Terra. Um cálculo similar para
todos os planetas mostra que a nebulosa tinha uma massa de, no mínimo, um por cento da massa do Sol
Esse cálculo também nos permite estimar a densidade supercial da nebulosa. Esta densidade diminui
suavemente em função da distância do Sol, com uma deciência de material próxima do Sol, exatamente
dentro da órbita de Júpiter, e com uma acentuada falta de matéria além de Netuno.
2.2
A origem da Lua
Após a exploração da Lua que ocorreu nos anos 1970, algumas considerações vieram a tona a respeito da
origem do satélite da Terra. Três modelos foram propostos para explicar sua origem.
1. Fissão de parte do manto de uma Terra uida em rápida rotação (2 horas). Este modelo baseia-se
nas densidades semelhantes (3, 3g/cm3 ) e na composição primária similar dos dois corpos. Em
particular, explica o baixo teor de ferro pelo fato de que este elemento estava concentrado no núcleo
terrestre no momento da ssão. Análise que leva em conta a distribuição de siderólos3 e elementos
refratários4 , no entanto, impõe restrições sérias sobre este modelo. Ainda mais importante, há
objeções a este modelo por motivos dinâmicos. Em particular, parece difícil explicar a proporção
de 81: 1 na razão das massas e do ângulo de 5o entre a órbita lunar e o plano da eclíptica;
2. - Captura pela Terra, neste caso a Lua foi formada em outra parte do Sistema Solar. Este modelo é
sugerido baseado no estudo da evolução da órbita lunar através do efeito de maré, o que indica que
a lua estava mais próxima da Terra no passado. A principal objeção é estatística: um evento como
esse é altamente improvável. Além disso, a órbita inicial teria que ser muito próxima a da Terra,
3
4
http://www.igc.usp.br/experimental/Pesquisa.html
http://www.scielo.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0366-69132002000200003
14
N.V.Leister
com um semieixo maior entre 0, 95 e 1, 05 UA. É difícil compreender como um objeto formado na
mesma distância heliocêntrica que a Terra poderia ter uma composição global tão diferente, sem
um núcleo com tamanho considerável;
3. Acreção na órbita ao redor da Terra. O principal mérito deste modelo é que ele não requer qualquer
evento cataclísmico. Por outro lado, ele não resolve a objeção levantada para o modelo de captura
com respeito à composição geral: poderíamos esperar que esses dois objetos, a Terra e a Lua,
tendo se formado na mesma região do Sistema Solar, tivessem materiais acumulados similares em
composição.
Dois novos signicativos desenvolvimentos teóricos foram apresentados no início da década de 1980.
Em um deles, simulações numéricas de caos na dinâmica planetária mostrou que as órbitas planetárias
podem ser estáveis durante milhões de anos, e evoluírem rapidamente como resultado das perturbações
causadas pelos planetas gigantes. Este resultado mostrou que a colisão entre corpos maciços poderia
ocorrer no início da história do Solar-System. Na segunda hipótese, simulações tridimensionais hidrodinâmicos têm mostrado que o resultado de um impacto de um corpo do tamanho de Marte com a Terra
pode ter provocado a ejeção, na órbita da Terra, de uma porção do manto dos dois corpos celestes envolvidos, acompanhados pela fusão dos dois núcleos que é formado por elementos pesados. Este cenário é
compatível com a órbita da Lua, que era altamente excêntrica e inclinada, como conrmado pelos modelos que calculam a órbita a partir das medições atuais da taxa de recessão da Lua (4 cm por ano). Ele
também tem a vantagem de levar em conta os resultados dos modelos numéricos de formação planetária,
que parecem indicar que pelo menos vinte corpos do tamanho dos planetas terrestres foram formados
inicialmente. Isto signica que deve ter havido grandes impactos entre estes corpos celestes que reduziu
o seu número ao dos planetas terrestres observados hoje.
Deve-se notar que os modelos dinâmicos que predizem que os planetas terrestres passaram por um
comportamento caótico no percurso de sua história, poderia ter outra implicação muito signicativa: na
ausência da Lua, a inclinação do eixo de rotação da Terra poderia ter aumentado até chegar a 60o . Essa
variação, que pode afetar os outros planetas terrestres, teria, sem dúvida, importantes consequências para
o clima da Terra, e possivelmente também no desenvolvimento da vida na Terra.
Figura 2.1: Variação na inclinação do eixo da Terra segundo J.Laskar
No momento, a distância média entre a Terra e a Lua é de 384.402 km. Esta distância aumenta,
por causa dos efeitos de maré, em 4 cm por ano (um efeito semelhante está fazendo Deimos recuar em
relação a Marte e, Phobos se aproximar do planeta). Supondo-se que a quantidade de energia dissipada
manteve-se constante no passado, calcula-se que a Lua estava mais próximo da Terra há 2 bilhões de
anos atrás. Esperaríamos encontrar efeitos consideráveis da maré que datam deste período em rochas
lunares, as mais jovens das quais solidicou há 300 milhões de anos, mas não é o caso. Na realidade, não
existe nenhuma razão para a energia dissipada permanecer constante; sabemos, de fato, que o processo
ocorre principalmente em oceanos, e admite-se que a distribuição dos continentes e oceano tem variado
consideravelmente ao longo da história da Terra. Não há nada, portanto, que sugere que o afastamento
da Lua não tenha começado nas primeiras fases da história do Sistema Solar.
Efeitos de maré são igualmente responsáveis pelo fato da Lua apresentar sempre a mesma face para a
Terra: sob a ação das marés os períodos de rotação e translação da Lua se tornaram iguais, como de um
15
Capítulo 2
modo geral são afetado todos os outros sistemas de satélites.
Além disso, devido à excentricidade da órbita da Lua que não é zero (0, 054), a velocidade orbital não
é constante, como seria, caso a trajetória fosse circular. Como resultado, a rotação sofre uma variação
fazendo com que periodicamente a Lua sofra um ligeiro avanço ou atraso em seu movimento orbital.
Esta oscilação do movimento da Lua em relação à Terra é conhecida como libração em longitude, que é
acompanhada por uma libração em latitude. Este último, a libração em latitude, devido ao ângulo de
5, 8o que o eixo de rotação da Lua faz com o plano da elíptica. Os efeitos combinados permitem que 59%
da superfície da Lua seja observada a partir da Terra.
O Sol e os planetas perturbam a órbita da Lua. Podemos mencionar o avanço do perigeu lunar, o que
resulta na rotação da linha das apsides com um período de 8, 85 anos. A linha dos nodos em si tem um
movimento retrógrado, com um período de 18, 6 anos.
Diferentes meses lunares podem ser
denidos. Dois deles dependem se a
posição da Lua é dada em relação à
Terra ou em relação as estrelas. O
mês sideral corresponde ao tempo necessário para a Lua voltar à mesma
posição em relação a uma referência
xa, e é igual a 27, 32 dias solares
médios. O período compreendido entre duas fases lunares idênticas é o
mês sinódico (29, 53 dias), que é mais
longo do que o anterior por causa do
movimento da Terra em sua órbita
ao redor do Sol
2.3
Figura 2.2: Diagrama ilustrando períodos de rotação sinódicos e siderais da Lua.
A Formação de Júpiter
O taxa da variação da composição no cinturão de asteroides é resultado de um processo de aquecimento
que ocorreu muito cedo na vida do Sol e parece não ter sido destruída até então. Isso mostra que o
cinturão de asteroides é estável desde sua formação. Em segundo lugar, os meteoritos que chegaram até a
Terra a partir da região interna do cinturão de asteroides nos permitiu datar a formação desses asteroides.
Esses fatores, juntamente com a proporção signicativa de gás (hidrogênio e hélio) presente no planeta
Júpiter, nos leva a crer que o planeta se formou muito cedo na história do Sistema Solar.
O processo de formação dos planetas gasosos a partir dos planetesimais exige a formação de um núcleo
planetário que seja sucientemente massivo para juntar gás antes da nebulosa ser destruída (após 106
anos). Um núcleo de 10 massas terrestres é necessário para criar Júpiter.
A distribuição da matéria na nebulosa sugere uma densidade supercial de 4g/cm2 a uma distância
correspondente a da órbita de Júpiter. Tal densidade proporciona a formação de um núcleo de 10 massas
terrestres em 108 anos, o que é tempo demasiado para aglomeração qualquer gás a partir da nebulosa. No
entanto, Júpiter ca a uma distância especial do Sol. A esta distância, a temperatura da nebulosa tornase menor do que a temperatura de condensação de água, o que aumenta consideravelmente a densidade
da superfície da nebulosa. Fora deste limite, o material sólido consistia não só de partículas rochosas, mas
também de gelo, o que aumentou consideravelmente a densidade da superfície da nebulosa e, portanto,
a velocidade com que os corpos foram formados. Além disso, os materiais voláteis expulsos do interior
do sistema solar condensam a esta distância. A densidade supercial poderia ter atingido um valor
sucientemente alto para levar em conta a rápida formação do núcleo de Júpiter.
16
2.4
N.V.Leister
A dispersão do gás,
Assim que uma estrela do tipo solar chega a fase da Sequência Principal, essas estrelas passam por fases
de violenta atividade, durante as quais pode ejetar 10-8 massas solares por ano. Esta fase afeta fortemente
a estrutura do disco, expulsando o gás. Esta grande ejeção de material também explica a redução do
momento angular da estrela.
Por analogia com o que atualmente se observa em estrelas jovens, podemos imaginar que o Sol experimentou intensa atividade durante os primeiros estágios de sua existência. Podemos estimar a força do
vento solar como sendo 108 vezes o seu valor atual. No início da história do Sistema Solar, a pressão do
vento foi de 105 , intenso como a pressão de radiação atual, e o vento solar teria sido forte o suciente
para varrer todas as partículas menores do que alguns centímetros de diâmetro. Os planetesimais no
Sistema Solar interior que escaparam deste processo não teriam sido capaz de atingir o tamanho que lhes
permitiria acrescentar gás.