Reforma da Teoria da Nébula Reformulada

No Sistema Solar existem quatro planetas telúricos. São os planetas que se encontram mais perto do Sol, sendo conhecidos como Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. Existem igualmente outros quatro grandes planetas gasosos, numa órbita mais afastada do Sol: Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Além destes, existem vários pedaços de lixo cósmico, na sua maioria fragmentos de gelo ou de rocha. Um destes, Plutão, é genericamente classificado planeta por motivos históricos, havendo actualmente um debate aceso sobre se mais destes blocos congelados deverão também ser chamados de planetas. No entanto, a distinção que pretendemos discutir aqui é entre os planetas rochosos (ou «telúricos») e os gigantes gasosos («júpiteres»). Costumava pensar-se que ambos os tipos de planetas se formavam da mesma forma, através da acumulação de fragmentos mais pequenos de material presente no disco em torno de uma estrela jovem, muitas vezes chamado de cenário bottom-up.  No caso tanto dos planetas maiores como dos mais pequenos, o primeiro objecto a formar-se será um núcleo rochoso. Segundo se dizia, era mais ou menos assim que o processo se desenrolava com os planetas interiores, pois o calor da jovem estrela iria afastar a maior parte do gás para as regiões exteriores do sistema planetário ainda em formação. Mas na órbita de Júpiter, por exemplo, um pedaço rochoso com talvez uma dúzia de vezes a massa da Terra poderia acumular gás e material gelado graças à gravidade, crescendo até à sua dimensão actual.  No entanto, o grande problema com este cenário é que os gigantes gasosos precisariam de muitos milhões de anos para crescer deste modo. Na verdade, se Urano e Neptuno se tivessem desenvolvido nas suas órbitas presentes, a forma mais simples de processo bottom-up demoraria mais que a idade actual do Sistema Solar para os deixar com as dimensões actuais. Ao longo dos últimos anos, encontraram bem mais de uma centena outros sistemas planetários. Em quase todos os casos, o planeta em órbita de outra estrela foi detectado devido à sua influência gravitacional sobre a estrela, fazendo-a agitar-se à medida que o planeta descreve a sua órbita em torno da estrela. Essa oscilação é demasiado pequena para ser observada directamente, mas torna-se visível no espectro da estrela através do efeito de Doppler. A característica inicialmente surpreendente destas descobertas é que os planetas que foram detectados desta forma são grandes «júpiteres», com órbitas muito mais próximas da sua estrela que Júpiter está do Sol. De certa forma, não surpreende que estas primeiras descobertas de planetas fora do Sistema Solar (planetas extra-solares) tenham sido dominadas por tais objectos, uma vez que planetas grandes em órbitas próximas exercem uma influência maior sobre as estrelas progenitoras, sendo os mais fáceis de encontrar através desta técnica. Em 2005, os astrónomos conseguiram por fim relatar a detecção directa de luz infravermelha de alguns destes planetas, indicando que têm uma temperatura de cerca de 800°C – a primeira luz vista de planetas extra-solares. Um pouco mais tarde nesse mesmo ano, astrónomos fotografaram outro exoplaneta, em órbita de uma estrela a cem parsecs (duzentos e vinte e cinco anos-luz) de distância, na constelação de Hidra, a uma distância da estrela de oito mil milhões de quilómetros (54 UA). No entanto, trata-se mais uma vez de um planeta gigante, com cerca de cinco vezes a massa de Júpiter. O mais pequeno exoplaneta encontrado até agora tem uma massa de cerca de seis vezes a da Terra, e dá a volta à estrela progenitora, Gliese 876, uma vez a cada 1,94 dias, por isso não conta como «semelhante à Terra». A existirem planetas telúricos em órbitas semelhantes à Terra em torno de outras estrelas, apenas serão encontrados com a próxima geração de instrumentos de observação. Uma vez que existem, não surpreende que tenhamos encontrado júpiteres quentes. A surpresa foi o facto de existirem. Assim, por que razão existem? Uma explicação natural é que os planetas gasosos gigantes não se formam através de acreção bottom-up, mas sim top-down, como blocos instáveis no disco original de material à volta de uma estrela jovem. Esses blocos podem formar-se em qualquer local do disco, próximos da estrela ou mais afastados, e as interacções entre os planetas e o disco podem alterar as órbitas dos gigantes, aproximando-se ou afastando-se das órbitas em que se formaram.  Esta «migração» pode explicar o motivo por que Urano e Neptuno se encontram onde estão agora, tendo-se formado rapidamente muito mais perto do Sol, pouco depois de a nossa estrela se ter formado. Estes conceitos estão ainda a desenvolver-se e, em 2005, uma equipa internacional de investigadores do Brasil, França e Estados Unidos uniu-se para criar a melhor simulação pormenorizada até à data daquilo que aconteceu quando o Sistema Solar era jovem. O ponto de partida foi o indício, conhecido desde que as missões Apollo de finais da década de 1960 e início da década de 1970 trouxeram amostras da Lua, de que muitas das características escuras que vemos na superfície da Lua foram produzidas por uma intensa fase de bombardeamento por detritos espaciais, quando o Sistema Solar tinha cerca de setecentos milhões de anos, algum tempo depois da formação dos planetas interiores. Isto é conhecido como grande bombardeamento tardio, ou LHB. Ao combinar isto com o novo entendimento de como os planetas gigantes se formaram, a equipa descobriu que os quatro planetas gigantes se devem ter formado muito perto uns dos outros, cercados por uma massa rodopiante de pequenos objectos, blocos de gelo e de rocha conhecidos como planetesimais. Além da órbita do planeta mais exterior, havia ainda um disco de planetesimais, remanescente das primeiras fases da formação do Sistema Solar. Os restos deste disco, conhecido como Cintura de Kuiper, ainda existem hoje. Mas se os novos estudos estiverem correctos, a actual Cintura de Kuiper é apenas uma sombra da sua antiga glória. Devido às interacções gravitacionais, Júpiter aproximou-se lentamente do Sol, enquanto os outros três gigantes se afastaram, e alguns planetesimais foram espalhados da mesma forma aproximada, alguns na direcção do Sol, outros para longe. Ao início, este foi um processo gradual. Mas cerca de setecentos milhões de anos após a formação do Sistema Solar ocorreu uma alteração profunda, quando Saturno atravessou uma órbita com um período exactamente duas vezes mais longo que o período da órbita de Júpiter em torno do Sol. Isto produziu uma combinação rítmica de atracção gravitacional pelos dois planetas sobre os outros objectos do Sistema solar exterior, uma ressonância semelhante à que ocorre quando uma criança num baloiço empurra o baloiço cada vez mais para cima, com Movimentos breves, mas cuidadosamente regulados. O principal resultado deste processo foi que Urano e Neptuno fossem impelidos para as suas órbitas actuais, com o raio da órbita de Neptuno a duplicar de súbito, enviando-o para a zona interior da Cintura de Kuiper e espalhando §fandes quantidades de planetesimais para o Sistema Solar interior. De acordo com a famosa máxima de Newton «por cada acção terá de haver uma reacção igual e oposta», teve de haver um equilíbrio entre o que saiu e o que entrou. Foi esta enchente de planetesimais que produziu o LHB que marcou a superfície da Lua, e imagina-se que a Terra e também os outros planetas telúricos, embora os vestígios sejam, aqui menos óbvios, pois desde então a superfície do nosso planeta foi remodelada pela tectónica das placas (desvio dos continentes) e pela erosão.

Fonte : O Universo – John Gribbin. Estrela Polar

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