A migração dos Planetas

 

A evi­dência observacional diz-nos que a maior parte dos grandes pla­netas gasosos que descobrimos noutros sistemas planetários estão muito mais perto dos seus sóis do que Júpiter está do nosso.

As simulações computacionais sugerem que todos os planetas gaso­sos se possam ter formado perto uns dos outros e depois, devido aos complexos padrões gravitacionais entre si, afastado uns dos outros. Nesta última teoria, os nossos próprios planetas gasosos poderão ter-se formado mais perto do Sol do que aquilo que estão agora, tendo-se movido posteriormente para as suas presentes posi­ções. Nesta explicação apressada, os grandes planetas gasosos condensaram-se muito depressa a partir de bolsas de gás em torno do jovem Sol.

A teoria caminha em terreno mais firme quando descreve o destino de outro material rochoso que não chegou aos núcleos de Júpiter e de Saturno.

Foi atraído para mais perto do Sol e forma os planetas sólidos – Mercúrio, Vénus, Terra e Marte -, compos­tos principalmente por metais e minerais chamados silicatos. Esta parte interna do sistema solar está, nesta altura, demasiado quente para químicos voláteis. Vários bocados de desperdícios rochosos orbitam numa região chamada o cinto de asteróides, situado entre os planetas sólidos e os gasosos.

Todos os planetas orbitam na mesma direcção – no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio, se estivermos colocados no pólo norte do Sol – e quase no mesmo plano, uma característica de larga escala do sistema solar que não mudou desde a sua vida inicial, quando era um disco achatado de poeira em rotação. Tanto Newton como Laplace compreenderam que tal não poderia ser uma coincidência, e tinham razão. A poeira rodava na mesma direc­ção quando o sistema solar era uma nuvem, e continua a fazê-lo, apesar de a poeira estar agora contida no coração dos planetas. Ape­nas alguns cometas viajam numa direcção retrógrada, tendo sido atirados para uma nova órbita.

O cometa Halley está entre eles.

Nesta descrição, o sistema solar foi reduzido a um simples sistema dinâmico de bolas de matéria em colisão. Anteriormente, o universo era composto por nuvens de partículas de gás em coli­são juntas pela gravidade e, ainda mais cedo, por um plasma de quarks e gluões. Grande parte da descrição física do universo parece consistir em partículas de diferentes tamanhos a chocarem umas com as outras.

Em regiões do universo semelhantes ao nosso sistema solar, os objectos estão ao nível dos tamanhos macroscópicos e o seu movimento é mais bem descrito pela mecânica newtoniana. Os objectos mais pequenos no sistema solar são atraídos pela gravi­dade dos objectos maiores, que os faz acelerar e os torna mais sus­ceptíveis a esmagarem-se e fragmentarem-se. Os cometas e os planetesimais ainda não se estabeleceram nas suas órbitas finais e correm por aqui e por ali, chocando uns com os outros, empur­rados e puxados por várias forças gravitacionais, de modo mais destacado pelo poder gravitacional de Júpiter.

E também não foram muitos os grandes objectos do sistema solar que já estabilizaram nas suas órbitas. Os cometas acabarão por fixar os seus domicílios na cintura de Kuiper ou na nuvem de Oort, mas, no seu percurso abatem-se por vezes sobre os planetas.

Sempre que os planetas sólidos são atingidos, aquecem. Se forem atingidos o número suficiente de vezes, ou por objectos suficientemente grandes, tornam-se tão quentes que o ferro é fun­dido e solta-se do material rochoso de que são feitos. O ferro afunda-se então para criar o núcleo de ferro que reside no seu coração. Nos primeiros 100 milhões de anos do sistema solar, houve muitas colisões, e duas, pelo menos, muito grandes, uma envolvendo Mercúrio, e a outra, a Terra.

Fonte : Systeme Solaire. Dossier nr. 64 – Pour la Science

Você está aqui. Christopher Potter. Casa das Letras

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