Formação e evolução do Sistema Solar

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Representação artística do disco protoplanetário.

A formação e evolução do Sistema Solar iniciou-se há cerca de 4,6 mil milhões (português europeu) ou bilhões (português brasileiro) de anos, com o colapso gravitacional de uma pequena parte de uma nuvem molecular.[1] A maior parte da massa colapsada ficou no centro, formando o Sol, enquanto que o resto achatou, devido à força gravitacional, tornando-se num disco protoplanetário, que mais tarde viria a formar os planetas, luas, asteroides e outros corpos menores do sistema solar.

Este modelo, amplamente aceite, é conhecido por hipótese nebular e foi inicialmente desenvolvido no século XVIII por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace. O desenvolvimento desta teoria teve um grande impacto noutras disciplinas científicas, como a astronomia, física, geologia e planetologia. Desde o início da era espacial na década de 50 e da descoberta de exoplanetas na década de 90, o modelo têm sido testado e melhorado para que possa explicar as novas observações.

O Sistema Solar evoluiu bastante desde o momento da sua formação. Muitas das luas se formaram a partir de discos circulares de poeira e gás, à volta dos planetas parceiros, enquanto que outras se pensa terem-se formado de forma independente e, mais tarde, foram capturadas por planetas. Há ainda quem defenda a hipótese de que algumas luas, tal como a da Terra, Lua, se formaram a partir de um grande impacto. As colisões entre corpos têm sempre ocorrido até ao presente e foram fundamentais para a evolução do Sistema Solar. As posições dos planetas foram várias vezes deslocadas, tendo estes mudado de lugar.[2] Pensa-se agora que esta migração planetária seja responsável por grande parte da evolução inicial do Sistema Solar.

Daqui a cerca de 5 mil milhões de anos, o Sol irá arrefecer e expandir-se até muitas vezes o seu diâmetro atual (tornando-se uma gigante vermelha), antes de perder para o espaço as suas camadas exteriores numa nebulosa planetária e de deixar para trás os restos estelares conhecidos por anã branca. Num futuro muito distante, a passagem de estrelas, por ação da gravidade, irá moldar a sequência de planetas em redor do Sol. Alguns dos planetas serão destruídos, outros ejetados para o espaço interestelar. Finalmente, passados bilhões de anos, é provável que se encontre o Sol sem um dos corpos originais a orbitá-lo.[3]

História[editar | editar código-fonte]

Pierre Simon Laplace, um dos autores da hipótese nebular.

Desde os primeiros registos escritos que se encontram ideias a respeito da origem e evolução do mundo, no entanto, não se registam quaisquer tentativas de ligar tais teorias à existência de um "Sistema Solar", simplesmente, porque não se pensava que o Sistema Solar, da forma como o conhecemos, existisse. O primeiro passo para a teoria da formação e evolução do Sistema Solar foi a aceitação da teoria heliocêntrica, que colocava o Sol no centro do sistema e a Terra a orbitá-lo. Esta hipótese já tinha sido colocada há milénios (Aristarco de Samos surgiu por volta do ano 250 a.C[4]), mas só foi maioritariamente aceite no final do século XVII. O termo "Sistema Solar" foi usado, pela primeira vez, em 1704.[5]

A teoria aceite atualmente para descrever a formação do Sistema Solar, a hipótese nebular, tem sido apoiada e refutada desde que foi formulada por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace, no século XVIII. A crítica mais significativa a esta hipótese era a sua aparente incapacidade para explicar a falta de momento angular do Sol comparando com o dos planetas.[6] Contudo, desde o início da década de 1980, estudos sobre estrelas jovens demonstraram-nas rodeadas por discos gelados de poeira e gás, exatamente como a hipótese nebular previa, o que levou novamente à sua aceitação.[7]

Para perceber como o Sol vai continuar a evoluir é necessário compreender a sua fonte de energia. A aceitação, por parte de Arthur Stanley Eddington, da teoria da relatividade de Albert Einstein, levou-o a constatar que a energia do Sol tem como origem reações de fusão nuclear no seu núcleo.[8] Em 1935, Eddington foi mais longe, sugerindo que os elementos eram formados dentro das estrelas.[9] Fred Hoyle apoiou a premissa, argumentando que as estrelas mais velhas chamadas gigantes vermelhas criavam muitos dos elementos mais pesados que o hidrogénio e hélio nos seus núcleos. Quando uma gigante vermelha finalmente perdia as suas camadas exteriores, esses elementos eram reciclados para formar outros sistemas planetários.[9]

Formação[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Hipótese nebular

Nebulosa pré-solar[editar | editar código-fonte]

A hipótese nebular defende que o Sistema Solar se formou a partir do colapso gravitacional de um fragmento de uma grande nuvem molecular.[10] O tamanho da nuvem era de 20 pc,[10] enquanto que os fragmentos tinham cerca de 1 pc de extensão.[11] O colapso posterior dos fragmentos levou à formação de núcleos mais densos com 0,01 a 0,1 pc (2000 a 20000 UA de tamanho.[nota 1][10][12] Um desses fragmentos colapsados, conhecido por nebulosa pré-solar, acabaria por formar o Sistema Solar.[13] Esta região apresentava uma massa ligeiramente superior e uma constituição muito semelhante à do Sol na atualidade, em que hidrogénio, hélio e vestígios de lítio resultantes da Nucleossíntese primordial, formam 98% da sua massa. Os restantes 2% da sua massa são os elementos mais pesados, criados por nucleossíntese, pelas estrelas numa fase jovem da sua vida.[14] Numa fase mais adiantada da vida de uma estrela como o Sol, elas ejetam os elementos mais pesados para o meio interestelar.[15]

Imagem, tirada pelo Hubble, de um disco protoplanetário na Nebulosa de Órion. É uma "maternidade estelar", provavelmente, muito semelhante à nebulosa primordial da qual se formou o Sol.

Estudos de antigos meteoritos revelaram vestígios de núcleos estáveis de isótopos-filho com períodos de vida curtos, tal como o ferro-60, que apenas se formou em explosões das estrelas de vida curta. Isto indica que uma ou mais supernovas ocorreram perto do Sol enquanto este se formava. A onda de choque de uma supernova pode ter desencadeado a formação do Sol, ao criar regiões de elevada densidade dentro da nuvem, levando essas regiões a colapsar.[16] Devido ao facto de apenas estrelas massivas de vida curta, produzirem supernovas, o Sol deve-se ter formado numa grande região de formação de estrelas que produzia estrelas massivas, possivelmente como a Nebulosa de Órion.[17][18] Estudos sobre a estrutura da Cintura de Kuiper e de materiais anómalos nesta cintura sugerem que o Sol se formou num aglomerado de estrelas com um diâmetro entre 6,5 e 19,5 anos-luz e uma massa total equivalente a 3000 sóis.[19] Várias simulações da interação do Sol, ainda jovem, com estrelas passageiras próximas durante os primeiros 100 milhões de anos da sua vida produziram estranhas órbitas, observadas em alguns corpos do Sistema Solar exterior, tais como os objetos do disco disperso.[20]

Devido à conservação do momento angular, a nebulosa começou a girar mais depressa e colapsou. Enquanto o material dentro da nebulosa condensava, os átomos desta começaram a colidir mais frequentemente, convertendo a sua energia cinética em calor. O centro, onde a maior parte da massa se encontrava, tornou-se mais quente que o disco circundante.[11] Durante cerca de 100 000 anos,[10] a força da gravidade, pressão do gás, campos magnéticos e a rotação causada pela contração da nebulosa, até achatar, tornado-se num disco protoplanetário, de, aproximadamente, 200 UA, e com movimento de rotação,[11] formando uma protoestrela[nota 2] quente e densa no centro.[21]

Nessa fase da sua evolução, crê-se que o Sol tenha sido uma estrela T Tauri.[22] Estudos de estrelas T Tauri mostram que estas costumam estar acompanhadas por discos de matéria pré-planetária com uma massa solar compreendida entre 0,001 e 0,1.[23] Estes discos podem ter várias centenas de UA - o Telescópio Espacial Hubble observou discos protoplanetários com 1000 UA de diâmetro em regiões de formação estelar, como a Nebulosa de Órion[24] - e são bastante frios, chegando a um milhar de graus Kelvin, no máximo.[25]

Passados 50 milhões de anos, a temperatura e a pressão do núcleo do Sol tornou-se tão grande que o hidrogénio começou a fundir, criando uma fonte interna de energia que contrariou a contração gravitacional até atingir um equilíbrio hidrostático.[26] Esta alteração marcou a entrada do Sol na primeira fase da sua vida, conhecida como sequência principal. As estrelas da sequência principal produzem energia através da fusão do hidrogénio em hélio nos seus núcleos. O Sol, ainda hoje, é uma estrela da sequência principal.[27]

Formação dos planetas[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Disco protoplanetário

Pensa-se que os vários planetas se tenham formado a partir de uma "nebulosa solar", a nuvem de gás e poeira criada quando da formação do Sol.[28] Atualmente, embora as evidências, a partir das observações da estrela 49 Ceti, solicitem reconsideração do entendimento atual da formação do planeta,[29] o método aceite que explica a formação dos planetas é conhecido como acreção, em que os planetas começam por ser grãos de poeira orbitando a protoestrela. Através do contato direto, estes grãos juntam-se em aglomerados de poeira que podem chegar a ter 200 metros de diâmetro, que, por sua vez, colidem uns com os outros, formando corpos maiores (planetesimais) com dimensões de cerca de 10 quilómetros (km).[30] Estes, através de colisões, aumentaram, gradualmente, o seu tamanho, crescendo apenas alguns centímetros por ano, ao longo dos milhões de anos seguintes.[30]

O Sistema Solar interior, a região compreendida entre o Sol e a cintura de asteroides (aproximadamente, 4 UA), era demasiado quente para ocorrer a condensação das moléculas mais voláteis como a água e o metano, por isso, os planetesimais que se formaram nessa zona, apenas se poderiam formar a partir de compostos com pontos de fusão muito altos, como os metais (ferro, níquel e alumínio), ou como minerais tal como os silicatos. Esses corpos rochosos tornar-se-iam os planetas telúricos (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte). Os compostos que formam estes planetas são bastante raros no Universo, representando apenas 0,6% da massa da nebulosa, por isso os planetas telúricos não poderiam crescer muito.[11] Os planetas terrestres em formação cresceram até a 0,05 o tamanho da Terra e cessaram a acumulação de matéria 100 000 anos após a formação do Sol; as colisões seguintes e fusões com outros corpos do tamanho de planetas permitiu os planetas telúricos crescerem até aos seus tamanhos atuais (ver abaixo).[31]

Os planetas telúricos encontravam-se, aquando da sua formação, envoltos num disco de gás e poeira. O gás, por ser parcialmente retido pela pressão, não orbitava o Sol tão rapidamente como os planetas. O arrasto daí resultante causou uma mudança no momento angular, fazendo com que os planetas migrassem para novas órbitas. Alguns modelos mostram que as variações de temperatura no disco influenciaram a taxa de migração planetária, mas os planetas interiores tinham tendência a migrarem para posições mais perto do Sol, à medida que o disco se dissipava, até atingirem as suas posições atuais.[32]

Os gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno) formaram-se para lá da linha do gelo, uma zona localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter, onde o material arrefece o suficiente para voláteis compostos de gelo permanecerem no estado sólido. Os gelos que formaram os planetas jovianos eram mais abundantes do que os metais e silicatos, dos quais os planetas telúricos são formados, permitindo aos planetas jovianos aumentar a sua massa. Esse crescimento permitiu a estes planetas a captura de hidrogénio e hélio, que são os mais leves e abundantes elementos químicos.[11] Planetesimais que se formem para além da linha de gelo acumulam até quatro vezes a massa da Terra em 3 milhões de anos.[31] Atualmente, os quatro gigantes gasosos compreendem quase 99% da massa total que orbita o Sol.[nota 3]

Os teóricos acreditam que o facto de Júpiter se encontrar imediatamente atrás da linha de gelo não é fruto do acaso. Uma vez que esta linha de gelo acumulou uma imensa quantidade de água, através da evaporação da precipitação de gelo atraída pela força gravitacional, deu origem a uma região de baixas pressões que aumentou a velocidade das partículas orbitais e interrompeu a sua trajectória em direcção ao Sol. De facto, a linha de gelo atuou como uma barreira que levou a que a matéria rapidamente se acumulasse a cerca de 5 UA do Sol. Esta matéria excedentária agregou-se numa massa cerca de dez vezes maior que a da Terra, que começou a aumentar rapidamente de tamanho ao absorver hidrogénio do anel em volta, atingindo então 150 vezes a massa terrestre num milénio apenas, e estabilizando por fim a 318 vezes a massa terrestre. Por outro lado, a massa de Saturno, significativamente menor, pode dever-se simplesmente ao facto de este planeta se ter formado alguns milhões de anos depois de Júpiter, numa altura em que existiam menos gases disponíveis para serem consumidos.[31]

As estrelas T Tauri, no grupo das quais se incluía o jovem Sol, têm ventos estelares muito mais fortes que estrelas mais velhas e estáveis. Pensa-se que Úrano e Neptuno se formaram depois de Júpiter e Saturno, quando o forte vento solar afastou grande parte do material contido no disco protoplanetário. Em resultado deste evento, os planetas acumularam pouco hidrogénio e hélio (não mais que 1 massa terrestre cada um). Certas vezes, referem-se a estes planetas como tendo fracos núcleos.[33] O principal problema das teorias sobre a formação destes planetas é a escala temporal da sua formação. Nas suas localizações atuais seriam necessárias centenas de milhões de anos para que ocorresse a acreção dos seus núcleos. Isto significa que, provavelmente, Úrano e Neptuno se formaram mais perto do Sol, perto ou até mesmo entre Júpiter e Saturno e, posteriormente migraram para mais longe do Sol.[33][34] As migrações na era planetesimal não eram todas em direção ao Sol. As amostras do cometa Wild 2 colhidas pela Stardust sugerem que os materiais da altura da formação inicial do Sistema Solar migraram das zonas mais quentes do Sistema Solar para a região da Cintura de Kuiper.[35]

Com base em simulação computacionais, os compostos orgânicos necessários para a existência de vida podem-se ter formado no disco protoplanetário, antes da formação dos planetas.[36]

Passados entre três a dez milhões de anos da formação do Sol,[31] o vento solar dissipou as partículas de gás e poeira do disco protoplanetário para o espaço interestelar, cessando o crescimento dos planetas.[37][38]

Evolução[editar | editar código-fonte]

Inicialmente pensava-se que os planetas se tinham formado perto das suas atuais órbitas. No entanto, no final do século XX e início do século XXI, esta ideia mudou radicalmente. Atualmente, pensa-se que o aspeto do Sistema Solar, logo após a sua formação, era muito diferente: vários objetos, pelo menos tão massivos quanto Mercúrio, estavam presentes no Sistema Solar interior; o Sistema Solar exterior era muito mais compacto do que na atualidade e a Cintura de Kuiper estava muito mais próxima do Sol.[39]

Planetas telúricos[editar | editar código-fonte]

No final da época de formação planetária, o Sistema Solar interior estava povoado por entre 50 a 100 protoplanetas, com tamanhos entre os da Lua e Marte.[40][41] O crescimento dessas massas planetárias foi possível devido às colisões e fusões entres esses corpos, fase esta que durou menos de 100 milhões de anos. Esses protoplanetas interagiam gravitacionalmente uns com os outros, atraindo-se para órbitas mais próximas até colidirem, crescendo, até que os quatro planetas telúricos existentes atualmente, tomaram forma.[31] Pensa-se que foi uma colisão gigante que formou a Lua (ver abaixo), enquanto que outra colisão removeu as camadas exteriores do jovem Mercúrio.[42]

No entanto, este modelo de evolução planetária não consegue explicar como é que as órbitas iniciais dos protoplanetas telúricos, que teriam de ser muito excêntricas para colidirem, produziram as órbitas estáveis e quase circulares que os planetas telúricos possuem atualmente.[40] Uma hipótese para explicar esta perda de excentricidade orbital defende que os planetas telúricos se formaram no disco de gás ainda não expulso pelos ventos solares. A fricção (ou arrasto gravitacional) causada por estes gases residuais acabou por baixar a energia cinética planetária, suavizando as suas órbitas.[41] Contudo, caso esse gás realmente existisse, teria evitado que as órbitas planetárias se tornassem tão excêntricas.[31] Existe outra hipótese que defende que o arrasto gravitacional ocorreu, não entre os planetas e os gases residuais, mas sim entre estes e pequenos corpos restantes. À medida que os maiores corpos se moviam e atravessavam grupos de objetos mais pequenos, os corpos mais pequenos, atraídos pela gravidade dos corpos maiores, formavam uma região de alta densidade na órbita dos corpos maiores. Ocorrendo este fenómeno, a gravidade desta região aumentou, diminuindo a velocidade planetária gerando órbitas mais regulares.[43]

Cintura de asteroides[editar | editar código-fonte]

A cintura principal (vista em branco) está localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter. Em verde, os grupos de asteroides troianos de Júpiter.

A fronteira exterior do região telúrica, entre 2 e 4  UA do Sol, é chamada cintura de asteroides. A cintura de asteroides inicialmente continha matéria mais do que suficiente para formar 2 ou 3 planetas iguais à Terra, e, de facto, um grande número de planetesimais formou-se lá. Como os planetas telúricos, os planetesimais nesta região colidiram e fundiram-se, formando entre 30 protoplanetas com tamanhos entre os da Lua e Marte.[44] No entanto, a proximidade de Júpiter fez com que a história desta região tenha mudado drasticamente, quando este planeta gasoso se formou, 3 milhões de anos após a formação do Sol.[40] Ressonâncias orbitais entre Júpiter e Saturno são particularmente fortes na cintura de asteroides e interações gravitacionais com protoplanetas mais massivos dispersou muitos planetesimais para essas ressonâncias. A gravidade de Júpiter aumentou a velocidade dos objetos nessas ressonâncias, levando-os à destruição, quando colidem com outros corpos, em vez de se agregarem.[45]

À medida que Júpiter, após a sua formação, migrava para o interior do Sistema Solar (ver abaixo), a cintura de asteroides era varrida por diversas ressonâncias, excitando dinamicamente os corpos astronómicos dessa região, aumentando a velocidade relativa entre eles.[46] A ação das ressonâncias e dos embriões planetários levaram a dois efeitos: a expulsão de planetesimais da cintura de asteroides ou a um aumento das suas inclinações e excentricidades orbitais.[44][47] Alguns dos protoplanetas mais massivos também foram expulsos por Júpiter, enquanto outros migraram para o Sistema Solar interior e fizeram parte da acreção final dos planetas telúricos.[44][48][49] O efeito dos planetas gigantes e dos protoplanetas, durante este primeiro período de diminuição do número de corpos planetários, deixou a cintura de asteroides com uma massa equivalente a menos de 1 % a massa da Terra, composta principalmente por pequenos planetesimais.[47] No entanto, este número é entre 10 a 20 vezes maior que o número de massa existente atualmente na cintura de asteroides, que é cerca de 1/2 000 a massa da Terra.[nota 4][50] Um segundo período de diminuição da massa na cintura de asteroides baixou o número de massa planetária para os níveis atuais. Pensa-se que esse período ocorreu quando Júpiter e Saturno entraram, temporariamente, numa ressonância orbital de 2 para 1, (ver imagem abaixo).

O período de impactos gigantes no Sistema Solar interior teve, provavelmente, um papel importante na aquisição, por parte da Terra, do atual volume de água (aproximadamente 6×1021 kg), adquirido a partir dos corpos da cintura de asteroides inicial. A água é um composto demasiado volátil para ter estado presente na formação da Terra e, por essa razão, deve ter vindo de fora, de zonas mais frias do Sistema Solar,[51] provavelmente trazida por embriões planetários ou pequenos planetesimais expulsos da cintura de asteroides por Júpiter.[48] Uma população de cometas da cintura de asteroides descoberta em 2006 foi sugerida como uma possível fonte para a água da Terra.[51][52] Contrastando com este cenário, os cometas da cintura de Kuiper ou de regiões mais longínquas não contribuíram com mais de 6% da água atualmente existente na Terra.[2][53] A hipótese da panspermia sustenta que a vida em si foi depositada no planeta Terra, no entanto esta ideia não é muito aceite pela comunidade científica.[54]

Migração planetária[editar | editar código-fonte]

Ver artigos principais: Modelo de Nice e Migração planetária

Segundo a hipótese nebular, os dois planetas mais exteriores encontram-se no "lugar errado". A hipótese de Úrano e Neptuno se terem formado no local que atualmente orbitam é muito implausível, pois a reduzida densidade de nebulosa solar dessa região e os longos períodos orbitais desses corpos, seriam sérios obstáculos à formação de planetas.[55] Pensa-se, por isso, que ambos os planetas se tenham formado em órbitas mais próximas de Júpiter e Saturno, onde existia uma maior abundância de materiais, e, posteriormente, migraram para o exterior até às suas atuais posições, tendo durado esta migração cerca de cem milhões de anos.[33]

Simulação representando os planetas gasosos (verde: Júpiter; laranja: Saturno; azul claro: Úrano; azul escuro: Neptuno) e a cintura de Kuiper.
: Antes da ressonância 2 para 1 entre Júpiter e Saturno; : Dispersão de objetos da cintura de Kuiper para o interior do Sistema Solar após a mudança orbital de Neptuno; : Ejeção de objetos da cintura de asteroides pela ação de Júpiter.[2]

A migração dos planetas exteriores é, também, necessária para explicar a existência e as propriedades dos objetos das região mais exteriores do Sistema Solar.[34] Para lá de Neptuno, onde se encontram os objetos transneptunianos, o Sistema Solar expande-se até à cintura de Kuiper, o disco disperso e a nuvem de Oort, três regiões povoadas por pequenos corpos gelados, onde se pensa ser a origem dos cometas mais observados. A tal distância do Sol, a acreção era demasiado lenta para permitir que se formem planetas antes da dispersão da nebulosa solar, pois faltava massa ao disco inicial para que esta se consolidasse num planeta.[55] A cintura de Kuiper encontra-se numa região entre 30 a 55 UA do Sol, enquanto o mais longínquo disco disperso, se estende até às 100 UA do Sol,[34] e a nuvem de Oort, a região mais distante, começa nas 50 000 UA a contar do Sol.[56] No entanto, aquando da sua formação, a cintura de Kuiper era muito mais densa e próxima do Sol, com um limite exterior aproximadamente nas 30 UA. O seu limite interior estaria logo após as órbitas de Úrano e Neptuno, que, por sua vez, também estavam muito mais próximas do Sol no momento da sua formação que atualmente (provavelmente, entre 15 a 20 UA), estando Úrano muito mais longe do Sol que Neptuno.[2][34]

Após a formação do Sistema Solar, as órbitas dos planetas gigantes continuaram a mudar, mas mais lentamente, devido à interação com vários planetesimais ainda existentes. Entre 500 a 600 milhões de anos mais tarde (ou seja, há cerca de 4 biliões de anos atrás) Júpiter e Saturno caíram numa ressonância de 2 para 1: Saturno completa uma órbita por cada duas de Júpiter.[34] Esta ressonância pressionou os outros planetas, fazendo com que Neptuno ultrapassasse Úrano, ficando mais longe do Sol. Estes planetas dispersaram a maior parte dos pequenos corpos de gelo para o interior enquanto migravam para o exterior do Sistema Solar. Por sua vez, os planetesimais, ao encontrarem os planetas gasosos seguintes, sofriam o mesmo processo, movendo-se cada vez mais para o interior, enquanto os planetas gasosos se moviam no sentido oposto.[34] Este processo continuou até que os planetesimais interagiram com Júpiter, cuja enorme força gravítica enviou estes corpos em órbitas extremamente elípticas ou expulsou-os do Sistema Solar. Isto fez com que Júpiter, contrariamente aos outros planetas gasosos, se movesse ligeiramente para o interior do Sistema Solar.[nota 5]

Intenso bombardeio tardio[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Intenso bombardeio tardio
Impressão artística da Lua durante o intenso bombardeio tardio e seu aspecto atual.

Postula-se que a perturbação gravitacional gerada pela migração dos planetas externos teria provocado a movimentação de um grande número de asteroides em direção ao Sistema Solar interno, removendo grande parte dos elementos do cinturão de asteroides original até que este atingisse a massa extremamente baixa de hoje.[47] Este evento pode ter desencadeado o chamado Intenso Bombardeio Tardio, que ocorreu aproximadamente há 4 bilhões de anos, 500-600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.[2][57] Este período de bombardeio pesado durou várias centenas de milhões de anos e é evidente nas crateras ainda visíveis em corpos do Sistema Solar interno, como a Lua e Mercúrio.[2][58] A mais antiga evidência conhecida de vida na Terra data de 3,8 bilhões de anos atrás — surgindo quase imediatamente após o fim do intenso bombardeio tardio.[59]

Os impactos foram eventos comuns na evolução do Sistema Solar. Embora atualmente sejam pouco frequentes, impactos continuam a acontecer, como é evidenciado pela colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter em 1994, pelo evento de impacto de Júpiter de 2009, pelo evento de Tunguska, pelo meteoro Chelyabinsk e pelo impacto que criou a Cratera do Meteoro no Arizona. O processo de acrescentamento de material, portanto, não está completo e pode representar uma ameaça à vida na Terra.[60][61]

Ao longo da evolução do Sistema Solar, cometas foram ejetados para fora do Sistema Solar interno pela gravidade dos planetas gigantes, alcançando milhares de UA e formando a nuvem de Oort, um enxame esférico de núcleos cometários localizado nos limites da zona de atração gravitacional do Sol. Eventualmente, após cerca de 800 milhões de anos, a perturbação gravitacional causada por marés galácticas, estrelas e nuvens moleculares gigantes em passagem começaram a esgotar a nuvem, impulsionando os cometas para o interior do Sistema Solar.[62] A evolução do Sistema Solar exterior também parece ter sido influenciada pela erosão espacial causada pelo vento solar, micrometeoritos e outros componentes do meio interestelar.[63]

A evolução da cintura de asteroides após o intenso bombardeio tardio foi governada principalmente por colisões. Objetos com grande massa têm gravidade suficiente para reter qualquer material ejetado por uma colisão violenta. No cinturão de asteroides, porém, geralmente a retenção não acontece. Como resultado, muitos objetos maiores foram quebrados e, às vezes, objetos novos foram forjados a partir dos restos de colisões menos violentas.[64] As luas existentes ao redor de alguns asteroides só podem ser explicadas como consolidações de material lançado para longe do objeto original, sem energia suficiente para escapar totalmente da sua gravidade.[65]

Luas[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Hipótese do grande impacto
Ilustração da hipótese do impacto gigante, que se acredita ter formado a Lua da Terra.

Existem luas em torno da maioria dos planetas e muitos outros corpos do Sistema Solar. Esses satélites naturais são originados por três mecanismos possíveis: a) pela formação de um disco circumplanetário ao mesmo tempo em que se formava o corpo principal (apenas nos casos de planetas gigantes); b) a partir de detritos provenientes de um impacto; e c) pela captura de um objeto que passa. Júpiter e Saturno têm várias luas grandes, como Io, Europa, Ganimedes e Titã, que podem ter se originado de discos ao redor de cada planeta da mesma forma que os planetas se formaram a partir do disco ao redor do Sol.[66][67][68] Esta origem é indicada pelos grandes tamanhos das luas e sua proximidade com os planetas. Esses atributos são impossíveis de alcançar por meio da captura, enquanto que a natureza gasosa dos planetas também torna improvável a formação por detritos de colisão. As luas externas dos planetas gigantes tendem a ser pequenas e ter órbitas excêntricas com inclinações arbitrárias. Essas são as características esperadas dos corpos capturados.[69][70] A maioria dessas luas orbita na direção oposta à rotação de seu planeta. A maior lua é Tritão, lua de Netuno, que se acredita ser um objeto capturado do cinturão de Kuiper.[61]

As luas dos corpos sólidos do Sistema Solar foram criadas por colisões ou captura. Acredita-se que as duas pequenas luas de Marte, Deimos e Fobos, sejam asteroides capturados.[71] Pensa-se que a Lua da Terra se formou como resultado de uma grande colisão (Hipótese do grande impacto).[72][73] O objeto impactador provavelmente tinha uma massa comparável à de Marte, e o impacto provavelmente ocorreu perto do final do período de impactos gigantes. A colisão colocou em órbita parte do manto do impactador, que então se aglutinou formando a Lua.[72] O impacto foi provavelmente o último da série de fusões que formaram a Terra. Foi ainda levantada a hipótese de que o impactador pode ter se formado em um dos pontos Lagrangianos Terra-Sol estáveis (L 4 ou L 5) e derivado de sua posição.[74] As luas dos objetos transnetunianos Plutão (Caronte) e Orco (Vanth) também podem ter se formado por meio de uma grande colisão: os sistemas Plutão-Caronte, Orco-Vanth e Terra-Lua são incomuns no Sistema Solar, porque a massa do satélite é pelo menos 1% a do corpo maior.[75][76]

Futuro[editar | editar código-fonte]

Em escalas de tempo de milhões a bilhões de anos o Sistema Solar é um sistema caótico, com as órbitas dos planetas sujeitas a significativas variações.[77] Em última análise, o Sistema Solar é estável no sentido de que nenhum dos planetas provavelmente colidirá entre si ou será ejetado do sistema nos próximos bilhões de anos.[78] Além deste prazo, as órbitas de alguns planetas podem se tornar excêntricas o bastante para provocar colisões ou serem ejetados do sistema.[77]

No longo prazo, as maiores mudanças no Sistema Solar virão das mudanças no próprio Sol à medida que envelhece. À medida que o Sol queima seu suprimento de combustível de hidrogênio, fica mais quente e queima o combustível restante ainda mais rápido. Como resultado, o Sol está ficando mais brilhante a uma taxa de dez por cento a cada 1,1 bilhão de anos.[79] Daqui a cerca de 600 milhões de anos, o brilho do Sol interromperá o ciclo do carbono da Terra ao ponto de as árvores e florestas não serem mais capazes de sobreviver; e em cerca de 800 milhões de anos o Sol terá aniquilado toda a vida complexa do planeta. Em 1,1 bilhão de anos, o aumento da radiação do Sol fará com que a zona habitável do sistema se mova para fora, tornando a superfície da Terra muito quente. Nesse ponto, toda a vida será reduzida a organismos unicelulares.[80] A evaporação da água dos oceanos pode acelerar o aumento da temperatura, devido ao efeito estufa do vapor d'água, potencialmente acabando com toda a vida na Terra ainda mais cedo.[81] Durante este período, é possível que à medida que a temperatura da superfície de Marte aumentar gradualmente, dióxido de carbono e água atualmente congelados sob o regolito da superfície serão liberados na atmosfera, criando um efeito estufa que aquecerá o planeta até atingir condições paralelas às da Terra de hoje, criando uma potencial morada futura para a vida.[82] Daqui a 3,5 bilhões de anos, as condições da superfície da Terra serão semelhantes às de Vênus hoje.[79]

Comparação do tamanho atual do Sol (o ponto amarelo) com sua dimensão futura como gigante vermelha.

Por volta de 5,4 bilhões de anos, o núcleo do Sol ficará quente o suficiente para desencadear a fusão do hidrogênio.[80] Isso fará com que as camadas externas da estrela se expandam muito, e o Sol entrará em uma fase de gigante vermelha.[83] Dentro de 7,5 bilhões de anos, o Sol terá se expandido para um raio de 1,2 UA — 256 vezes seu tamanho atual. Na extremidade do ramo das gigantes vermelhas, como resultado do grande aumento da sua superfície, a superfície do Sol será muito mais fria do que agora (cerca de 2600 K) mas sua luminosidade será muito maior - até 2.700 vezes a atual. Em parte de sua vida como gigante vermelha, o Sol produzirá um forte vento estelar que carregará para fora cerca de 33% de sua massa.[80] Durante esse tempo, é possível que a lua de Saturno, Titã, possa atingir a temperatura necessária para manter a vida.[84]

À medida que o Sol se expande, ele engolirá os planetas Mercúrio e Vênus.[85] O destino da Terra é mais incerto; embora o Sol possa envolver a órbita atual da Terra, a perda de massa da estrela (e, portanto, a gravidade mais fraca) fará com que as órbitas dos planetas se movam para mais longe. Se fosse apenas por isso, Vênus e a Terra provavelmente escapariam da incineração, mas um estudo de 2008 sugere que a Terra provavelmente será engolida como resultado das interações gravitacionais de maré com a camada externa do Sol.[80]

Gradualmente, a queima de hidrogênio na camada ao redor do núcleo solar aumentará a massa do núcleo até atingir cerca de 45% da massa solar total atual. Neste ponto, a densidade e a temperatura se tornarão tão altas que a fusão do hélio em carbono começará, levando a um flash de hélio: o Sol encolherá de cerca de 250 a 11 vezes seu raio atual. Consequentemente, sua luminosidade diminuirá de cerca de 3.000 a 54 vezes menor que seu nível atual, mas sua temperatura de superfície aumentará para cerca de 4.770 K. O Sol se tornará um gigante do ramo horizontal, queimando hélio em seu núcleo de forma estável, da mesma forma que queima o hidrogênio hoje. O estágio de fusão do hélio durará apenas 100 milhões de anos. Eventualmente, terá que recorrer novamente às reservas de hidrogênio e hélio em suas camadas externas e se expandirá uma segunda vez, tornando-se o que é conhecido como um gigante assintótico. Aqui, a luminosidade do Sol aumentará novamente, atingindo cerca de 2.090 luminosidades atuais, e esfriará para cerca de 3.500 K.[80] Esta fase deve durar cerca de 30 milhões de anos, após o que, ao longo de mais 100.000 anos, as camadas externas restantes irão se desestabilizar, ejetando um vasto fluxo de matéria para o espaço e formando um halo conhecido (erroneamente) como nebulosa planetária. O material ejetado conterá o hélio e o carbono produzidos pelas reações nucleares, enriquecendo o meio interestelar com elementos pesados ​​para as futuras gerações de estrelas.[86]

Este é um evento relativamente pacífico, nada parecido com uma supernova, pois o Sol não tem massa suficiente para sofrer uma evolução em supernova. Qualquer observador presente para testemunhar esta ocorrência veria um grande aumento na velocidade do vento solar, mas não o suficiente para destruir um planeta completamente. No entanto, a perda de massa pode colocar as órbitas dos planetas sobreviventes no caos, fazendo com que alguns colidam, outros sejam ejetados do Sistema Solar e outros ainda sejam despedaçados pelas marés gravitacionais.[87] Depois, restará do Sol uma anã branca, um objeto extraordinariamente denso, com cerca de 54% da sua massa original, mas com um tamanho equivalente ao da Terra. Inicialmente, esta anã branca pode ser 100 vezes mais luminosa do que o Sol é agora. Vai consistir inteiramente de carbono e oxigênio degenerados, mas nunca alcançará temperaturas altas o suficiente para fundir esses elementos. Assim, o Sol anã branca esfriará gradualmente, ficando cada vez mais escuro.[88]

À medida que o Sol morre, sua atração gravitacional sobre os corpos em órbita, como planetas, cometas e asteroides, enfraquece devido à perda de massa. As órbitas de todos os planetas restantes se alargarão. Eles continuarão a orbitar sua estrela, com a velocidade reduzida devido ao aumento da distância e à redução da gravidade do Sol.[88] Dois bilhões de anos depois, quando o Sol esfriar para a faixa de 6.000 a 8.000 K, o carbono e o oxigênio no núcleo do Sol congelarão, com mais de 90% de sua massa restante assumindo uma estrutura cristalina.[89] Eventualmente, após cerca de 1 quatrilhão de anos, o Sol finalmente deixará de brilhar completamente, tornando-se uma anã negra.[90]

Cronologia[editar | editar código-fonte]

Linha do tempo projetada da vida do Sol. Da formação para 14 Gy

O período de formação do Sistema Solar foi determinado usando datação radiométrica. Os cientistas estimam que o Sistema Solar tenha 4,6 bilhões de anos.[91] Os grãos minerais mais antigos conhecidos na Terra têm aproximadamente 4,4 bilhões de anos. Rochas tão antigas são raras, já que a superfície da Terra está constantemente sendo remodelada pela erosão, vulcanismo e placas tectônicas. Para estimar a idade do Sistema Solar, os cientistas usam meteoritos, que se formaram durante a condensação inicial da nebulosa solar. Quase todos os meteoritos (veja o meteorito Canyon Diablo) têm uma idade de 4,6 bilhões de anos, sugerindo que o Sistema Solar deve ter pelo menos esta idade.[92]

Estudos de discos em torno de outras estrelas também fizeram muito para estabelecer um período de tempo para a formação do Sistema Solar. Estrelas entre um e três milhões de anos têm discos ricos em gás, enquanto os discos ao redor de estrelas com mais de 10 milhões de anos têm pouco ou nenhum gás, sugerindo que os planetas gigantes dentro deles pararam de se formar.[31]

Linha do tempo do Sistema Solar[editar | editar código-fonte]

Nota: Todas as datas e horas nesta cronologia são aproximadas e devem ser consideradas apenas como um indicador de ordem de magnitude.

Cronologia da formação e evolução do Sistema Solar
Fase Duração desde formação do Sol Duração até o presente (aproximadamente) Evento
Pré-Sistema Solar Bilhões de anos atrás a formação do Sistema Solar Sobre 4.6 bilhões de anos atrás (bya) Gerações anteriores de estrelas vivem e morrem, injetando elementos pesados no meio interestelar a partir do qual o Sistema Solar se formou.[15]
~ 50 milhões de anos atrás a formação do Sistema Solar 4.6 bya Se o Sistema Solar for formado em uma nebulosa de Órion – como a região de formação de estrelas, as estrelas mais massivas são formadas, vivem suas vidas, morrem e explodem em supernova. Uma supernova em particular, chamada de supernova primária, possivelmente desencadeia a formação do Sistema Solar.[17][18]
Formação do Sol 0–100,000 anos 4.6 bya Nebulosa pré-solar formada e início do colapso. Sol inícia sua forma.[31]
100,000 – 50 milhões de anos 4.6 bya Sol é um protoestrela T Tauri.[10]
100,000 – 10 milhões de anos 4.6 bya Por volta de 10 milhões de anos, o gás no disco protoplanetário foi soprado para longe e a formação do planeta externo provavelmente está completa.[31]
10 milhões – 100 milhões de anos 4.5–4.6 bya Os planetas terrestres e a lua se formam. Ocorrem impactos gigantescos. Água entregue à Terra.[2]
Sequência principal 50 milhões de anos 4.5 bya O Sol se torna uma estrela da seqüência principal.[26]
200 milhões de anos 4.4 bya Rochas mais antigas conhecidas na Terra formada.[91][93]
500 milhões – 600 milhões de anos 4.0–4.1 bya A ressonância nas órbitas de Júpiter e Saturno move Netuno para o cinturão de Kuiper. Intenso bombardeio tardio ocorre no Sistema Solar interno.[2]
800 milhões de anos 3.8 bya Vida mais antiga conhecida na Terra.[59][93] Nuvem de Oort atinge a massa máxima.[62]
4.6 milhões de anos Hoje O Sol continua sendo uma estrela da sequência principal.[79]
6 bilhões de anos 1.4 bilhões de anos no futuro A zona habitável do Sol se move para fora da órbita da Terra, possivelmente mudando para a órbita de Marte.[82]
7 bilhões de anos 2.4 bilhões de anos no futuro A Via Láctea e a Galáxia de Andrômeda começam a colidem. Há uma pequena chance de o Sistema Solar ser capturado por Andrômeda antes que as duas galáxias se fundam completamente.
Pós–sequência principal 10 bilhões – 12 bilhões de anos 5–7 bilhões de anos no futuro Sol fundiu todo o hidrogênio no núcleo e começa a queimar o hidrogênio em uma camada que envolve seu núcleo, encerrando assim sua vida de sequência principal. O Sol começa a ascender no ramo gigante vermelha do diagrama de Hertzsprung-Russell, tornando-se dramaticamente mais luminoso (por um fator de até 2.700), maior (por um fator de até 250 no raio), e mais frio (até 2600 K): O Sol agora é uma gigante vermelha. Mercúrio, Vênus e possivelmente a Terra são engolidos.[80] Durante esse período, a lua de Saturno, Titã, pode se tornar habitável.[84]
~ 12 bilhões de anos ~ 7 bilhões de anos no futuro Sol passa pelas fases de queima de hélio ramo horizontal e ramo assintótico de gigante, perdendo um total de ~ 30% de sua massa em todas as fases pós-sequência principal. A fase do ramo gigante assintótico termina com a ejeção de suas camadas externas como uma nebulosa planetária, deixando o núcleo denso do Sol para trás como uma anã branca.[80][86]
Sol Remanescente ~ 1 quadrilhão de ano (1015 anos) ~ 1 quadrilhão de ano no futuro Sol esfria para 5 K.[94] A gravidade das estrelas que passam separa os planetas das órbitas. O Sistema Solar deixa de existir.[3]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Notas

  1. Uma Unidade astronómica (UA) é a distância média entre a Terra e o Sol, aproximadamente 150 milhões de quilómetros. É a unidade de medida padrão para a medição de distâncias interplanetárias.
  2. Uma protoestrela é uma estrela jovem que ainda não iniciou o processo de fusão do hidrogénio.
  3. A massa combinada de Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno é igual a 445.6 a massa da Terra. A massa do restante material equivale a, aproximadamente, 5.26 massas da Terra ou 1.1% da massa total do Sistema Solar.
  4. Como meio de comparação 1/2 000 da massa terrestre equivale a 0,05 % da mesma.
  5. A razão pela qual tanto Saturno, como Úrano e Neptuno se moveram para o exterior enquanto que Júpiter se moveu para o interior do Sistema Solar, é que este último é o único com massa suficiente para expulsar planetesimais do Sistema Solar. Para expulsar um corpo do Sistema Solar, Júpiter transfere-lhe energia, e ao perder um pouco da sua energia orbital, move-se para o interior. Saturno, Úrano e Neptuno apenas perturbam os planetesimais, dando-lhes orbitas excêntricas que interagem com os mesmos planetas, podendo, assim, o corpo regressar e restituir aos gigantes gasosos a sua energia perdida. Por outro lado, quando Saturno, Úrano ou Neptuno perturbam corpos, deslocando-os para o interior, ganham energia e movem-se para o exterior. Mais importante ainda, um corpo deslocado para o interior tem mais chances de se encontrar com Júpiter e de ser ejetado do Sistema Solar. Nesse caso, a energia ganha por Saturno, Úrano e Neptuno a partir do movimento dos corpos menores torna-se permanente, e assim as suas órbitas ficam permanentemente mais afastadas do Sol.

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Ligações externas[editar | editar código-fonte]