As teorias que buscam explicar como ocorreu a formação do Sistema Solar começaram a surgir no século XVI, a partir da observação mais acurada do movimento dos corpos. Ao longo do tempo, algumas dessas hipóteses foram ganhando importância. Descartes, por exemplo, sugeriu que o Sol e os planetas surgiram a partir de um vórtice existente no universo primordial. A teoria da captura dos protoplanetas, por seu lado, sugere que estes corpos coalesceram de uma nuvem molecular e, posteriormente, foram capturados pela gravidade do recém-formado Sol, juntaram-se e formaram os planetas. Uma variante deste conceito propõe que os protoplanetas foram capturados pelo Sol a uma estrela de baixa densidade que passou nas proximidades.
Laplace foi o responsável por desenvolver a hipótese de que o Sol teria se formado a partir de uma nuvem que girava e se contraía e, ao seu redor, os restantes materiais se condensaram nos demais corpos. Essa teoria, comumente referida como hipótese nebular, passou por algumas adaptações e se tornou a mais aceita no meio científico, especialmente após observações recentes da composição de meteoritos, que conservam características do período em que se formaram, nos primórdios do Sistema Solar.
Concepção artística da nebulosa solar. Em seu núcleo, a matéria se condensa e forma uma protoestrela, onde a temperatura é elevada, enquanto que ao redor surgem corpos menores que dão origem aos primeiros protoplanetas.
Protoestrela:
Há cerca de 4,66 bilhões de anos, toda a matéria que hoje forma o Sistema Solar se encontrava sob a forma de gás e poeira pertencentes a uma grande nebulosa com extensão estimada entre cinquenta e cem anos-luz, composta sobretudo por hidrogênio e uma considerável fração de hélio, além de traços de elementos mais pesados como carbono e oxigênio e alguns compostos sílica dos que formavam a poeira interestelar. Em algum momento, por conta de uma provável influência externa, como uma onda de choque provocada pela explosão de uma supernova nas proximidades, uma região em seu interior começou a se tornar mais densa e, por causa da gravidade, progressivamente passou a atrair mais gás em sua direção, dando origem a um núcleo que se aquecia conforme ganhava massa. Esse fragmento da nebulosa apresentava um lento movimento de rotação que, enquanto se condensava, gradualmente aumentava a sua velocidade angular. Contudo, se essa velocidade se tornasse excessiva, não permitiria a formação da estrela. Por isso, de acordo com a teoria mais aceita, o gás cuja velocidade era muito elevada para incorporar-se ao núcleo era ejetado por ação de um campo magnético que permeava a nuvem, dispersando assim boa parte do momento angular do sistema.
Com o núcleo da nuvem cada vez mais denso, formou-se uma esfera achatada de gás com temperatura agora atingindo alguns milhares de graus Celsius, uma protoestrela, cujo diâmetro era equivalente ao da órbita atual de Mercúrio. Ao seu redor, a nuvem de gás adquiriu um formato achatado devido ao movimento de rotação, formando um disco denominado nebulosa solar, que se estendia por entre cem e duzentas unidades astronômicas.Ao redor do núcleo a temperatura era relativamente alta, alguns milhares de graus Celsius, ao passo que as áreas mais afastadas registravam temperaturas negativas.
Um milhão de anos se passaram desde o início do colapso da nuvem, quando o protossol já havia encolhido para um raio poucas vezes maior que seu estado atual. Nessa etapa teve início uma das fases mais turbulentas de sua evolução. Em seu interior, a maior parte do gás se encontrava ionizado e a uma temperatura de cerca de cinco milhões de graus Celsius, o que, em associação com a rápida rotação da protoestrela, gerava movimentos de cargas elétricas, originando um campo magnético muito mais intenso que o atual. A instabilidade desse campo provocava violentas movimentações de gás ionizado, tanto da própria protoestrela quanto da nuvem ao seu redor, causando uma intensa variação de brilho, semelhante ao processo que se observa atualmente na estrela variável T Tauri localizada na constelação do Touro. Entre trinta e cinquenta milhões de anos depois, a temperatura no núcleo chegou a quinze milhões de graus Celsius, suficiente para dar início ao processo de fusão nuclear, caracterizando o Sol como uma estrela estável que entrou na sequência principal, convertendo hidrogênio em hélio.
Nenhum comentário:
Postar um comentário