Teoria da Nébula Reformulada

 

 

Em termos astronómicos, as estrelas condensam rapidamente. Uma vez satisfeitas as condições apropriadas, o nosso Sol teria con­densado e entrado em ignição interna durante cerca de 100 000 anos, deixando atrás um disco de poeira que formará o resto do sistema solar. O Sol contém 99,9% de toda a massa disponível. No exterior da nuvem de poeira que escuda o núcleo em combustão, as tempe­raturas são abaixo dos 30° C , não mais quente do que o dia mais quente de um típico Verão inglês.

E nesta região que as moléculas complexas produzidas durante muitas gerações de formação de estre­las são protegidas.

 Hoje em dia, poucas razões temos para supor que o ciclo de vida do nosso Sol tenha sido muito diferente da vida das estrelas de segunda geração do mesmo, ou de tamanho semelhante. Pode­mos convencermo-nos de que, se contarmos a história do nosso Sol, estamos a contar uma história que é muitas vezes repetida através do universo.

A presença do carbono a partir de gerações prévias de estre­las irá acelerar ligeiramente o processo de combustão do hidrogé­nio; de outro modo, o hidrogénio é forjado em hélio da forma prevista para as estrelas de primeira geração. A radiação libertada por esta reacção é transportada para a superfície do Sol, num pro­cesso que poderá demorar 10 milhões de anos, onde se liberta como luz e calor. O Sol fica mais leve e mais luminoso: perde massa e ganha brilho. E continua a fazê-lo. Tornar-se-á 10% mais luminoso a cada bilião de anos, ou cerca disso.

O Sol queima 4 milhões de toneladas de hidrogénio por segundo, mas, dado que a sua massa é de mais de 1O27 toneladas, demorará, pelo menos outros 5000 milhões de anos a esgotar o seu combustível.

Apenas as estrelas da População I, como o nosso Sol (for­mado a partir de nuvens com grande conteúdo de metais), têm planetas.

Antes de o Sol atingir a sua massa final, os planetas estão a ser formados a partir daquilo que sobra. Os desperdícios frios agregam-se lentamente com o tempo e, com a gravidade, formam-se rochas de todos os tamanhos, até ao tamanho de planetas. As partículas maiores atraem as mais pequenas e crescem, como bolas de neve a rolar.

As estimativas variam, mas pequenos proto-planetas, chamados planetesimais, com até l km de diâmetro, não levam mais do que umas poucas dezenas de milhares de anos para se formarem, e aqueles que atingem entre 50 e 500 km, talvez algumas centenas de milhares de anos.

 Apenas cerca de um milhão de anos depois de o Sol se ter estabilizado na sua combustão de hidrogénio, o sistema solar é já um sistema dinâmico, compreendendo talvez 20 objectos do tama­nho da Lua, ou maiores, e cerca de um milhão de objectos com mais de l km de diâmetro, mais uma quantidade de objectos mais pequenos.

As teorias acerca da formação dos planetas ainda estão nos seus primeiros dias e as teorias acerca de como os planetas gaso­sos foram formados são ainda mais hesitantes.

Até recentemente, pensava-se que os satélites maiores começam a capturar, através da gravidade, o gás que não entrou no fabrico do Sol. Um destes satélites encontrou-se à distância óptima do Sol – onde a tempe­ratura é exactamente apropriada – para que esse processo ocorra.

Este satélite tornou-se o grande planeta gasoso a que chamamos Júpiter, levando 5 milhões de anos a atingir a sua massa final. O núcleo rochoso de Júpiter, que tem 29 vezes a massa da Terra, captura uma atmosfera com 288 vezes a massa da Terra. Nós não vemos a superfície sólida de um planeta gasoso, apenas o topo de uma vasta atmosfera.

Saturno competiu com Júpiter para formar o segundo maior planeta gasoso, levando mais 2 milhões de anos do que Júpiter para atingir a sua massa final.

Assim que o Sol atinge a sua massa final, emite um vento solar (protões e electrões de alta energia ejectados da sua super­fície) que sopra os restantes gases de hidrogénio e de hélio para fora do sistema solar. Conjectura-se que, se o vento solar tivesse sido mais forte, os planetas gasosos não se teriam formado. Este é um daqueles perturbantes pormenores que tornam os copernicianos, desejosos de preservar uma ausência de centralidade no uni­verso, ansiosos.

Existe evidência observacional de jovens estrelas em torno das quais não se formou nenhum planeta gasoso precisamente por esta razão. Apesar de muitos sistemas solares se poderem ter formado no universo, começamos a interrogar-nos se o nosso não terá qualidades que o tornam preocupantemente invulgar.

Por não estar tão bem posicionado, Saturno adquiriu uma atmosfera com um quarto do tamanho da de Júpiter, apesar de os seus núcleos sólidos serem praticamente do mesmo tamanho. A luta para capturar gás é muito mais dura para os planetas ga­sosos mais distantes, Urano e Neptuno. Estes quatro gigantes gasosos usam todo o gás disponível.

Urano e Neptuno estão para além da linha gelada do sistema solar e os seus núcleos são mais gelados do que sólidos, constituí­dos por componentes de hidrogénio voláteis, mas congelados.

Mais longe, Plutão, e outros objectos transneptunianos, têm que se con­tentar com o gelo e os desperdícios que são abandonados, que também servem para fazer os cometas gelados, em torno e para lá de Plutão, que se mantêm na cintura de Kuiper, ou na longínqua nuvem Oort (se é que existe).

Têm sido lançadas algumas dúvidas sobre esta teoria.

Fonte : Você está aqui. Christopher Potter. Casa das Letras

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