O nascimento do sistema solar

1.0 - O poder da atração gravitacional

   Ao olharmos a noite para a imensidão do céu, repleto de estrelas, cometas e planetas, nos damos conta de que o Universo é povoado com inúmeros desses corpos. Se detivermos nosso olhar para perto de onde estamos perceberemos que nosso Planeta, Terra, faz parte de um sistema planetário, que tem como principal regente dos movimentos o Sol, além de mais oito planetas e inúmerosos outros corpos celestes, como luas, asteróides e cometas.

   Dia após dia, ano após ano, as mudanças em tal sistema são praticamente imperceptíveis, considerando é claro o seu caráter periódico, ou seja, o fato de alguns dos movimentos se repetirem em tempos constantes. Tal observação pode levar a uma pergunta fundamental, “o sistema solar sempre existiu?”. Essa pergunta pode ser ainda seguida por muitas outras como “Se ele não existiu sempre, quando foi criado?”, “Como surge um sistema solar?”, “Quanto tempo de vida possui um sistema solar?”. Devido ao grande avanço da ciência, mais especificamente da astronomia, algumas dessas perguntas já possuem respostas e outras possuem teorias amplamente aceitas que as elucidam.

   Acredita-se que a formação e evolução do Sistema Solar iniciou-se a cerca de 4,6 bilhões de anos quando pequena parte de uma enorme nuvem molecular composta principalmente de Hidrogênio e Hélio mas que também continha elementos mais pesados como oxigênio, carbono e alguns compostos silicados entrou em colapso gravitacional, ou seja, tem seu equilíbrio alterado, em geral pela morte de uma estrela vizinha e pela onda de choque formada pela explosão denominada supernova.

   Mas o que seria um colapso gravitacional? O colapso gravitacional é o processo onde os átomos da nuvem começam a se atrair mutuamente e o peso da nuvem começa a “esmagá-la”. A atração gravitacional foi percebida pela primeira vez por Isaac Newton em 1666, ao se questionar o porque da queda dos objetos na superfície da Terra. Ele percebeu que a atração gravitacional é uma propriedade intrínseca da matéria e dos corpos que possuem massa, ele percebeu que a matéria atrai matéria. Newton ainda foi capaz de descrever a força de atração entre dois corpos quaisquer de forma matemática e precisa, no que hoje chamamos de Gravitação Universal.

Figura 1 -  A força ravitacional entre duas massas.

 Onde F é a força de atração entre as duas massas m₁ e m₂, r é a distância entre os centros dos corpos de massas m₁ e m₂ e G é uma constante de proporcionalidade atribuída por Newton para fazer a força gravitacional dos objetos na superfície da Terra coincidir com o peso desse mesmo objeto e vale 6,67 x 10⁻¹¹ N.m²/Kg.

   O conhecimento acerca da atração dos corpos, devido a atração entre suas massas, possibilitou Newton pensar que ao redor da Terra qualquer objeto estaria sujeito a essa força de atração, direcionada para o seu centro. Partindo dessa ideia foi possível imaginar um campo de forças direcionado ao centro da Terra, chamado campo gravitacional. Parece difícil imaginar tal campo, porém a sua existência é do conhecimento de todos, pois qualquer pessoa que viva na superfície da Terra já ouviu falar da gravidade, que contribui na aceleração dos corpos em direção ao solo, quando deixados cair próximos a superfície do planeta. A gravidade, encarada de forma simples, nada mais é que uma medida pontual desse campo gravitacional, originado pela propriedade atrativa da matéria. O conhecimento do campo gravitacional está tão presente em nosso cotidiano que muitas vezes nem o percebemos. Tal fato é ilustrado pela lenda da maçã de Newton, que diz que Newton descobriu o poder atrativo das massas após ver a queda de uma maçã e se questionar como a Terra podia atrair os objetos sem ao menos tocá-los.

Figura 2 - Campo gravitacional terrestre

   A descoberta de Newton é tão abrangente e fundamental na natureza que é capaz de explicar desde o movimento dos corpos na superfície da Terra, ao movimento dos planetas ao redor do Sol e é parte importantíssima no entendimento da formação dos sistemas solares.

   Então o colapso gravitacional se dá devido a uma propriedade fundamental da matéria, a sua propriedade de atração. Dessa forma, após um longo período de interações, da ordem de 100 mil de anos, o gás da nuvem começa a se aglutinar e produzir regiões de maior densidade, que por sua vez possui maior poder de atração gravitacional e aumenta ainda mais o poder de atração. No decorrer desse processo surge também o movimento de rotação dessa nuvem, devido ao movimento necessário para o gás se aglutinar.

   A combinação do colapso gravitacional e rotação produz um efeito interessante. Ao invés de a nuvem de gás se encolher como uma bexiga que vai se esvaziando, surge uma região central mais densa, que é o embrião de uma estrela(protoestrela), e ao seu redor o gás vai se alongando equatorialmente, ficando cada vez mais achatada nos polos, até que quase toda a matéria fica concentrada em forma de disco.

    Os objetos que descrevem movimento de rotação possuem uma quantidade física associada a esse movimento, denominada momento angular, que mede a relação entre a distribuição de massa e a velocidade angular com que tal objeto gira. Essa grandeza deve ser conservada (ou seja, deve manter-se constante). Logo, para todos os corpos que participam da dinâmica do que irá se tornar um sistema solar, tal conservação também é válida. À medida que as colisões ocorrem e as partículas se deslocam para cima ou para baixo de um plano (imaginário) de rotação, elas perdem energia, porém não deixam de girar. Com o passar do tempo, praticamente todos os objetos no sistema solar estão girando em um plano, como consequência da conservação do momento angular do sistema.

  Figura 3 - Formação de um disco de matéria em rotação.

 Com o núcleo da nuvem molecular se tornando cada vez mais denso, forma-se uma esfera de gás com enormes temperaturas, podendo atingir alguns milhares de graus Celsius . A essa esfera dá-se o nome de protoestrela, que futuramente se tornará uma estrela e desempenhará o papel de Sol do sistema solar. Em seu estágio inicial a protoestrela possui diâmetro bem maior que o do Sol, podendo a chegar ao que hoje seria a orbita de mercúrio. O restante do gás da nuvem, que circunda a protoestrela e que forma um enorme disco achatado, com extensão entre 100 a 200 unidades astronômicas(Uma unidade astronômica é atual distância média entre a Terra e o Sol – 1UA = 145.000.000 km) é denominado nebulosa Solar. A cerca de 8000 km da atmosfera da proestrela, é formada uma região denominada região de rocha, onde a temperatura é suficiente para que minerais e metais se solidifiquem. Bem mais distante há outra região, a região de “neve”, onde as temperaturas são muito próximas do zero absoluto que é suficiente para água, amônia e metano se transformarem em gelo.  

   Após aproximadamente um milhão de anos após o inicio do colapso gravitacional da nuvem molecular a protoestrela já possui tamanho poucas vezes o raio do futuro Sol, tal redução se deve a atração gravitacional. Nesse estágio a sua temperatura é próxima de cinco milhões de graus Celsius e então tem inicio um período turbulento na protoestrela. Devido ao rápido movimento de rotação e a existências de gás ionizado, tem origem um enorme campo magnético, porém instável. Devido a instabilidade desse campo magnético, todo o gás da nuvem molecular, tanto a protoestrela quanto a nebulosa solar, sofrem intensas movimentações. Tais movimentações intensas, aliadas a tração gravitacional cada vez maior no interior da protoestrela a faz após cerca de 30 a 50 milhões de anos depois do início dessas atividades atingir temperaturas em torno de 15 milhões de graus Celsius. A essa temperatura a agitação dos componentes gasosos da protoestrela é tão intensa que tem inicio o processo de fusão nuclear, onde cerca de 4 milhões de toneladas de Hidrogênio são convertidas em Hélio a cada segundo. Neste estágio, pode-se dizer que a protoestrela se tornou uma estrela estável e entrou em sequência principal, então, nasce o Sol.

1.1 - A formação dos planetas

   Ao mesmo tempo em que o centro da nuvem molecular se tornava uma protoestrela minúsculas partículas de poeira estrelar da nebulosa solar se aglutinavam e formavam corpos de dimensões cada vez maiores. Ao longo de milhões de anos e com o aumento considerável do número de corpos de dimensões consideráveis e cuja força gravitacional era significativa, surgem inúmeras colisões desses objetos ao redor da protoestrela, algumas colisões reduzem novamente tais objetos a poeira enquanto outras formam objetos de dimensões cada vez maiores, cuja atração gravitacional atrai mais e mais matéria em sua direção. Tais objetos com dimensões consideráveis passam a se chamar protoplanetas e futuramente darão origem aos planetas do sistema solar. Nesse ponto de evolução há duas regiões distintas no sistema solar, a protoestrela e um disco de gás e poeira estrelar repleto de protoplanetas, denominado disco protoplanetário.

Figura 4 - Protoestrela e o disco protoplanetário que a orbita.

   Após inúmeras colisões entre protoplanetas e inúmeros objetos que orbitam a protoestrela, inclusive outros protoplanetas, os planetas começam a surgir, bem como seus satélites naturais(luas). Tais colisões por gerarem quantidades enormes de energia, recobrem toda a superfície do planeta recém formado com oceanos de lava o que os faz ter um aspecto totalmente diferente do que possuem atualmente.

   Os objetos que descrevem movimento de rotação possuem uma quantidade física associada a esse movimento, denominada momento angular, que mede a relação entre a distribuição de massa e a velocidade angular com que tal objeto gira. Essa grandeza deve manter-se constante. Logo, para todos os corpos que participam da dinâmica do que irá se tornar um sistema solar, tal conservação também é válida. À medida que as colisões ocorrem e as partículas se deslocam para cima ou para baixo de um plano (imaginário) de rotação, elas perdem energia, porém nao deixam de girar. Com o passar do tempo, praticamente todos os objetos no sistema solar estão girando em um plano, como consequência da conservação do momento angular do sistema.

  Em regiões mais afastadas do Sol, dentro da "região de neve", devido as temperaturas menores foi possível que grandes quantidades de gás remanescentes da nebulosa solar se aglutinassem ao redor de protoplanetas com grande poder de aração gravitacional ou se aglutinassem em torno de si para dar origem ao gigantes gasosos, Jupiter e Saturno. 

Figura 5 - Processo de formação de um sistema solar, desde o colapso da nuvem de gás até a formação dos planetas e do Sol.

 Os planetas gasosos são os primeiros a se formar e se tornar instáveis, enquanto os planetas internos, mais próximos ao Sol, precisam de inúmeras interações entre asteróides e protoplanetas até se tornarem estáveis. Desde de o início do colapso das nuvens de gás até o nosso sistema planetário se tornar estável, foram necessários aproximadamente 700 milhões de anos. Em outros sistemas planetários, esse processo pode durar um tempo diferente, porém próximo a esse.  

2.0 - O processo energético do Sol – Vida e Morte do astro rei

Fissão nuclear no interior das estrelas

   Como visto anteriormente a atração gravitacional produz forças que governam grande parte dos movimentos do sistema solar. Essa força atua desde as grandes escalas, onde podemos encontrar planetas, estrelas, luas, cometas, galáxias, até as escalas diminutas, domínio dos átomos e partículas subatômicas. Neste mundo de dimensões diminutas a força gravitacional tem um papel muito importante para o sistema solar, pois ela dá inicio ao processo de fusão nuclear que produz a energia emitida pelo Sol.

   O processo de fusão nuclear ocorre quando dois núcleos de elementos leves, a princípio Hidrogênio, que é o primeiro e mais simples elemento presente na tabela periódica e também o mais abundante no Universo, são comprimidos um contra o outro. No interior de uma estrela essa compressão é devido a força gravitacional, que no caso do Sol pode ser até 28 vezes maior que na superfície da Terra. A alta compressão do hidrogênio no interior de uma estrela, faz com que esse gás atinja altíssimas temperaturas (A Temperatura no núcleo do Sol é próxima de 15 milhões de Kelvin) e dessa forma os núcleos de hidrogênio adquirem energia cinética o suficiente para vencer a repulsão elétrica (repulsão Coulombiana) e colidir com outros núcleos. Quando um núcleo de Hidrogênio colide com outro, o processo da fusão nuclear ocorre e gera um novo núcleo, mais pesado que o Hidrogênio. Naturalmente o núcleo formado no processo de fusão nuclear será o próximo elemento da tabela periódica, o núcleo do átomo de Hélio.

   A principal maneira de formar Hélio no interior de uma estrela é o processo denominado cadeia próton-próton.

   4 ¹H → 2 ²H + 2 e+ + 2 νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)

   2 ¹H + 2 ²H → 2 3He + 2 γ (5,5 MeV)

   2 3He → 4He + 2 ¹H (12,9 MeV)

   Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

   4 ¹H → 4He + 2 e+ + 2 νe + 2 γ (26,7 MeV)

  A cada segundo 4 milhões de toneladas de hidrogênio são transformadas em Hélio no interior do Sol.

 Figura 6 - Fusão nuclear no interior do Sol, transformando núcleos de Hidrogênio em núcleos de Hélio. 

  Vale ressaltar que há conservação da energia neste processo, e, portanto, pode-se calcular a massa dos quatro prótons e o núcleo de Hélio, e subtrair a soma das massas das partículas iniciais daquela do produto desta reação nuclear para calcular a massa/energia emitida.

   Utilizando a equação de Einstein E=mc², pode-se calcular a energia liberada, oriunda da diferença de massa. Uma vez que o valor de c é muito grande (aproximadamente 3×108 m/s), mesmo uma massa muito pequena corresponde a uma enorme quantidade de energia.

   Comparando a massa do átomo de hélio-4 final com as massas dos quatro prótons revela-se que 0,007 ou 0,7% da massa dos prótons originais foi perdida. Esta massa terá sido convertida em energia, na forma de raios gama e neutrinos liberados durante cada uma das reações individuais. A energia que temos na cadeia inteira é de 26.73 MeV.

   Em posse dessas informações é possível perceber que uma estrela é um delicado ato de equilíbrio entre a força gravitacional que tenta esmagá-la a todo instante e a força devido a radiação emitida pelo processo de fusão, que equivale a força de trilhões de bombas de Hidrogênio tentando dispersá-la. Após alguns bilhões de anos esse equilíbrio tênue é alterado, pois a estrela acumula uma enorme quantidade de Hélio refugado em comparação com a quantidade de Hidrogênio que se torna muito pequena. Neste ponto a produção de Helio cessa e a energia nuclear deixa de ser produzida, então a força gravitacional esmaga a estrela sem que nada mais a impeça. Com Isso a estrela assume outra configuração denominada Gigante Vermelha, uma estrela menor que o Sol, porém com atmosfera bem maior, podendo se estender até órbita de Marte. A Gigante vermelha passará a queimar Hélio no lugar do Hidrogênio, e assim o equilíbrio entre a força gravitacional e a energia liberada na fusão se reestabelecerá. Esse processo ainda levará entorno de 5 Bilhões de anos para ocorrer.

   O Sol como uma típica estrela Amarela(Tipo G2) ainda pode formar outros elementos mais pesados através do processo de fusão, tais como Lítio, Berílio, Oxigênio, Silício, Nitrogênio, Carbono, Magnésio, Neônio. Por fim chegará o tempo em que o Hélio também será totalmente “queimado” e dará origem a elementos mais pesados. Neste ponto novamente a Força gravitacional irá esmagar a estrela e dará origem a uma nova configuração chamada Anã Branca, uma estrela com tamanho aproximado ao do planeta Terra, com brilho branco intenso. Essa estrela queimará o combustível nuclear restante e morrerá em breve como um amontoado de elementos químicos, frios vagando pelo Universo.

   Porém, caso a estrela seja algumas vezes maior que o Sol ela terá combustível suficiente para continuar queimando até que seja constituída em grande parte por ferro, o último elemento possível de ser produzido em uma estrela desse tipo. Nesse momento a Força gravitacional não será mais impedida de esmagar definitivamente a estrela, que atingirá temperaturas de alguns trilhões de Kelvin, dando origem a uma imensa explosão, uma supernova que marca a morte dramática de uma estrela. Essa explosão libera uma quantidade de energia enorme, capaz de produzir durante algum tempo um brilho maior que uma galáxia inteira, e dessa forma despedaça a estrela liberando seus elementos químicos em uma nuvem de gás que em alguns bilhões de anos se aglutinará e formará uma nova estrela e um novo sistema solar.