Sistema Solar

Planets2013-unlabeled.jpg
Representação artística que mostra o Sol e os oito planetas do Sistema Solar: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Nessa imagem o tamanho dos planetas está em escala; as distâncias entre eles, não.[1]
LocalizaçãoNuvem interestelar local, Bolha Local, Braço de Órion, na Via Láctea
Estrela mais próximaProxima Centauri (4.25 anos-luz), sistema Alpha Centauri (4.37 anos luz)
Sistema planetário mais próximoProxima Centauri (4.25 anos-luz)
Sistema planetário
Semieixo maior do planeta mais distante (Netuno)4,503 bilhões de quilômetros (30,10 UA)[nota 1]
Distância ao Cinturão de Kuiper50 UA
Número de estrelas conhecidas1
Sol
Número de planetas conhecidos8
Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno
Número de planetas anões conhecidos5
Ceres, Plutão, Haumea, Makemake, Éris
Número de satélites naturais conhecidos525 (178 de planetas,[2] 8 de planetas anões e 339 de corpos menores[3]) (em 21 de maio de 2018)
Número de asteroides conhecidos778 897[2] (em 21 de Maio de 2018)
Número de cometas conhecidos4 017[2] (em 21 de Maio de 2018)
Número de satélites naturais esféricos19[4]
Órbita em torno do centro galáctico
Inclinação do plano invariável em relação ao plano galáctico60.19°
Distância ao centro galáctico27 000±1 000 anos-luz
Velocidade orbital220 km/s
Período orbital225 - 250 milhões de anos
Propriedades da estrela
Tipo espectralG2V
Distância da linha do gelo2,7 UA
Distância da heliopausacerca de 120 UA
Raio da esfera de Hillde 1 a 2 anos-luz

O Sistema Solar compreende o conjunto constituído pelo Sol e todos os corpos celestes que estão sob seu domínio gravitacional. A estrela central, maior componente do sistema, respondendo por mais de 99,85% da massa total,[5] gera sua energia através da fusão de hidrogênio em hélio, dois de seus principais constituintes. Os quatro planetas mais próximos do Sol (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) possuem em comum uma crosta sólida e rochosa, razão pela qual se classificam no grupo dos planetas telúricos, ou rochosos. Mais afastados, os quatro gigantes gasosos, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, são os componentes de maior massa do sistema logo após o próprio Sol. Dos cinco planetas anões, Ceres é o que se localiza mais próximo do centro do Sistema Solar, enquanto todos os outros, Plutão, Haumea, Makemake e Éris, se encontram além da órbita de Netuno.

Permeando praticamente toda a extensão do Sistema Solar, existem incontáveis objetos que constituem a classe dos corpos menores. Os asteroides, essencialmente rochosos, concentram-se numa faixa entre as órbitas de Marte e Júpiter que se assemelha a um cinturão. Além da órbita do último planeta, a temperatura é suficientemente baixa para permitir a existência de fragmentos de gelo, que se aglomeram sobretudo nas regiões do Cinturão de Kuiper, Disco disperso e na Nuvem de Oort; esporadicamente são desviados para o interior do sistema onde, pela ação do calor do Sol, se transformam em cometas. Muitos corpos, por sua vez, possuem força gravitacional suficiente para manter orbitando em torno de si objetos menores, os satélites naturais, com as mais variadas formas e dimensões. Os planetas gigantes apresentam, ainda, sistemas de anéis planetários, uma faixa composta por minúsculas partículas de gelo e poeira.

O Sistema Solar, de acordo com a teoria mais aceita hoje em dia, teve origem a partir de uma nuvem molecular que, por alguma perturbação gravitacional, entrou em colapso e formou a estrela central, enquanto seus remanescentes geraram os demais corpos. Em sua configuração atual, todos os componentes descrevem órbitas praticamente elípticas ao redor do Sol, constituindo um sistema dinâmico onde os corpos estão em mútua interação mediada sobretudo pela força gravitacional. A sua estrutura tem sido objeto de estudos desde a antiguidade, mas somente há cinco séculos a humanidade reconheceu o fato de que o Sol, e não a Terra, constitui o centro do movimento planetário. Desde então, a evolução dos equipamentos de pesquisa, como telescópios, possibilitou uma maior compreensão do sistema. Entretanto, detalhes sem precedentes foram obtidos somente após o envio de sondas espaciais a todos os planetas, que retornam imagens e dados com uma precisão nunca antes alcançada.

Formação

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.[6]

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.[6][7]

Protoestrela

Ver artigo principal: Protoestrela


Há cerca de 4,66 bilhões de anos,[nota 1] 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 silicados 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.[nota 2] 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.[8][9]

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.[nota 3] Ao redor do núcleo a temperatura era relativamente alta, alguns milhares de graus Celsius, ao passo que as áreas mais afastadas registravam temperaturas negativas.[10]

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.[nota 4][11]

Formação dos planetas e demais corpos

Ver artigo principal: Nebulosa solar

Ao mesmo tempo em que se formava a protoestrela, minúsculas partículas de poeira começaram a se fundir e a formar corpos agregados cada vez maiores, num processo que durou milhões de anos, até surgirem os primeiros objetos com dimensões quilométricas denominados planetesimais, cuja interação gravitacional começava a ser significativa. O elevado número de corpos orbitando a estrela deu início a um processo caótico de sucessivas colisões, algumas fragmentando-os novamente em poeira e pequenas partes, outras proporcionando o aumento de suas massas. Alguns deles, a essa altura, possuíam dimensões substancialmente maiores que a dos demais e a sua influência gravitacional atraía outros objetos. Tais corpos, de dimensões consideráveis, recebem a denominação de protoplanetas.[8]

Concepção artística da colisão que deu origem à Lua.

Por força da sua atração gravitacional, estes objetos não só agregaram a matéria que cruzava a sua órbita, mas também colidiram uns com os outros, por vezes fundindo-se e dando origem aos primeiros planetas. Acredita-se que Vênus e a Terra, por exemplo, resultaram da colisão de mais de dez protoplanetas cada um, mas permanece desconhecida a razão pela qual Mercúrio e Marte não incorporaram material na mesma taxa, o que determinou suas dimensões reduzidas. Durante esses impactos, imensas quantidades de energia eram liberadas, formando grandes oceanos de lava por todo o planeta.[12][13] Colisões também foram responsáveis pelo surgimento de diversos satélites naturais, dentre eles a Lua, que, de acordo com a teoria vigente, resultou dos remanescentes de um choque ocorrido há 4,44 bilhões de anos[nota 1]entre a Terra e Theia, um corpo do tamanho de Marte.[14][15] Os planetesimais restantes que não eram incorporados aos planetas colidiram entre si, deixando muitos destroços que foram varridos pela gravidade dos planetas.[8] Centenas de milhões de anos depois de o processo ter iniciado, os planetas interiores estavam praticamente formados e o vento e a radiação provenientes do Sol expulsaram as pequenas partículas ainda remanescentes da região, desacelerando o crescimento desses planetas.[16]

Enquanto esse processo transcorria no interior do Sistema Solar, nas regiões mais afastadas da estrela as temperaturas eram baixas o suficiente para permitir a formação de cristais de gelo, muito mais abundantes que os compostos silicatos predominantes nos planetas internos. No entanto, sabe-se que os planetas gigantes Júpiter e Saturno são formados sobretudo por hidrogênio e hélio, que não poderiam existir sob a forma de gelo nessa região. Por isso foram formuladas duas hipóteses para explicar a possível origem desses planetas. A primeira sugere que planetesimais formados de rocha e gelo se fundiram formando planetas com massas de dez a quinze vezes superiores à da Terra, tornando-os suficientemente massivos para atrair e manter os gases presentes na então nebulosa solar, o que justificaria a provável composição atual dos núcleos desses planetas, predominantemente rochosos. Outra teoria sugere a possibilidade de os dois maiores planetas do Sistema Solar terem sido formados diretamente da condensação da nebulosa solar, em um processo semelhante ao que deu origem ao Sol, no qual a presença da enorme quantidade de gás, poeira e gelo possibilitaram a formação de corpos com elevadas dimensões. Urano e Netuno, por sua vez, teriam surgido a partir da agregação de fragmentos de gelo presentes nas regiões mais externas, o que explicaria a fração diferenciada de compostos voláteis que formam tais planetas. Contudo, quando atingiram porte suficiente para absorver gases, tal como ocorreu com Júpiter e Saturno, a nebulosa solar já havia se dissipado, impossibilitando seu eventual crescimento.[17]

Migração planetária e evolução subsequente

Ver artigo principal: Migração planetária

De acordo com o modelo vigente da evolução das órbitas planetárias - denominado Modelo de Nice - as órbitas dos três planetas exteriores eram muito mais regulares e próximas do Sol que atualmente e, além destes, existia um enxame de rochas e gelo remanescentes da formação planetária. Sucessivas aproximações desses corpos com os planetas gigantes ocorriam, direcionando-os para dentro ou para fora do Sistema Solar. Contudo, ao desviarem um corpo em direção ao Sol, Saturno, Urano e Netuno adquiriam uma pequena aceleração em direção oposta, o que, após sucessivas interações com objetos menores, os colocou em órbitas mais distantes, caracterizando o processo de migração planetária. Júpiter, por sua vez, foi ligeiramente deslocado para uma órbita mais próxima do Sol. Então, os dois maiores planetas entraram em ressonância 1:2, ou seja, enquanto Saturno completava uma volta ao redor do Sol, Júpiter efetuava duas. A cada aproximação que ocorria entre ambos, a interação gravitacional tornava as suas órbitas mais excêntricas, sobretudo a de Saturno por este apresentar menor massa.[18]

Simulação da órbita dos planetas gigantes a) no início; b) durante o intenso bombardeio tardio (ilustra-se igualmente a eventual troca de posição entre Urano e Netuno) e c) após o processo de migração planetária. Note como os objetos além da órbita inicial de Netuno são espalhados.[19]

Essa mudança afetou a órbita dos outros dois gigantes externos, Urano e Netuno, tornando-as também mais alongadas. Netuno, então, passou a interceptar uma região povoada por rochas e gelo, dando início a um dos períodos mais violentos da história do Sistema Solar. Ao adentrar nessa região, o planeta provocou um distúrbio na órbita dos corpos menores, direcionando-os para dentro ou para fora do Sistema Solar. Muitos deles atingiram os planetas internos, durante o período denominado intenso bombardeio tardio, ocorrido há quatro bilhões de anos[nota 1] e cujas marcas ainda são evidentes na superfície da Lua e de Mercúrio. Ao longo de quinhentos milhões de anos, essa região foi completamente varrida, sendo que somente uma pequena fração dos objetos que nela existiam (estima-se 0,1%) permanece, atualmente formando o Cinturão de Kuiper e a Nuvem de Oort.[19][18]

Apesar de conseguir responder a muitas questões que até então se colocavam, o modelo de Nice originalmente não explicava como puderam os gigantes gasosos formar-se no intervalo de tempo atualmente considerado pela comunidade científica, exigindo várias centenas de milhões de anos para lá deste. Aplicando a lógica do modelo, mas pressupondo que a nebulosa inicial seria mais densa do que a teoria original estimava, mostrou-se que a formação dos planetas exteriores no prazo indicado era exequível. Simulações de computador, respeitando o modelo de Nice, mas partindo de uma nebulosa mais densa, confirmaram a hipótese. No entanto, introduziram igualmente uma possibilidade que não havia sido equacionada: em metade das simulações efetuadas, Netuno formava-se entre Urano e Saturno, sendo progressivamente levado para uma órbita exterior a Urano. Perante a incerteza que as probabilidades registram neste aspecto particular, a hipótese da troca de posição entre os dois planetas mais exteriores mantém-se em aberto.[20][21]