Sistema Solar Primordial

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Universidade do Estado do Rio de Janeiro
Centro de Tecnologia e ciências
Instituto de F́ısica Armando Dias Tavares
O sistema solar primordial
Introdução à evolução estrelar e estrelas compactas
Núbia Monteiro Batista Pereira
Rio de Janeiro - RJ
2021
Sumário
1 Introdução 1
2 Como entender o passado a partir do presente? 1
3 A Nebulosa Solar 2
4 Construindo planetas 4
4.1 Hipótese planetesimal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
4.2 Acreção dos planetesimais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
5 Formação dos planetas gigantes gasosos 6
5.1 Formação de Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
5.2 Formação de Saturno, Urano e Netuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
5.3 Por que os quatro planetas tem núcleos de tamanho similar? . . . . . . . . 9
6 Formação dos planetas internos 9
6.1 Acreção dos planetas internos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
6.2 Os sobreviventes: Mercúrio e Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
6.2.1 Mercúrio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
6.2.2 Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
6.3 Os gêmeos: Vênus e Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
6.3.1 Vênus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
6.3.2 Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
7 Formação das Luas 16
7.1 Lua da Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
7.2 Luas de Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
7.3 Luas de Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
8 Conclusão 17
9 Referências 18
1 Introdução
O sistema solar existe a mais de quatro bilhões de anos, porém ainda sim é considerado
um adolescente se comparado à idade do universo em si. Sabe-se desde os tempos de
Newton sua composição básica, com um corpo central que contém a maior parte da massa
do sistema e seus planetas, alguns com a companhia de seus satélites naturais, e as leis
que governam seu funcionamento. Esse conhecimento vem se expandindo cada vez mais
conforme a evolução da tecnologia acontece e as pesquisas avançam. Esse tema sempre está
em destaque nas escolas e universidades por gerar muita curiosidade e vez ou outra entra
em pauta em telejornais por uma nova descoberta. O que muitas vezes não se comenta é
sua formação que é tão interessante e mais ”caótica”do que a ”calmaria”do sistema solar
atual.
Desse modo, esse trabalho se propõe a expor, por meio de pesquisa em livros, um
pouco da história desse pedaço de formação do sistema solar. Deve-se salientar que para
abordar todos os assuntos que envolvem esse peŕıodo seria necessário um trabalho muito
maior que o proposto, por isso, este tema será delimitado por alguns fatores.
Primeiramente, não será abordado a evolução estelar do Sol, já que esse assunto foi
abordado em sala de aula. Portanto, só será comentado suas implicações na evolução dos
outros objetos astronômicos. Além disso, a abordagem se dará pela ordem de formação
desses corpos. Vale ressaltar que a maioria das informações que se tem sobre esse peŕıodo
advém da observação seja fora da Terra ou dentro por pesquisa em crateras e elementos
antigos do planeta. Outro ponto é que não há imagens dispońıvel sobre o tema, obvia-
mente, logo, serão trazidas apenas ilustrações, que não necessariamente correspondem a
realidade, porém ajudam na compreensão do que está sendo abordado.
2 Como entender o passado a partir do presente?
O passado é sempre um objeto de pesquisa complexo e, ainda mais, quando se fala
de bilhões de anos atrás. Por isso, a pesquisa relacionada a qualquer evento astronômico
é muito dif́ıcil, porque há uma gama de possibilidades para tais acontecimentos. Assim,
existem diversos modos de olhar para o passado tentando entende-lo. O primeiro é a
observação de objetos astronômicos que nos levem a esse passado. Os principais objetos
são estrelas jovens, onde pode-se observar discos de poeira que podem vir a formar um
planeta ou sistema planetário.
Outro modo é por meio de estat́ısticas, criando modelos para esse evento espećıfico,
porém não é de tão grande ajuda porque como o sistema solar é um evento único, existe a
chance de eventos improváveis acontecerem. Esse problema ganha mais uma vertente por
não se saber as circunstâncias iniciais que condicionaram o seu surgimento. Dessa forma,
se tem apenas o produto final e deve-se inferir como e o porque aconteceu. Por isso, existe
uma ampla quantidade de explicações devido a tantas incertezas relacionadas.
Alguns caminhos podem ser trilhados durante a pesquisa, um deles é considerar que
apesar do sistema solar ser muito isolado e, por isso, a estrela mais próxima atualmente
ter uma influência trivial, pode ser que na época do seu surgimento essas distâncias fossem
menores e, portanto, estrelas poderiam ter um papel de grande influência. Outro ponto é
que o sistema reside em um plano, onde seus corpos orbitam o sol e rotacionam na mesma
direção em orbitas próximas da circular. Isto possivelmente é uma dica, porque pode vir
da rotação de uma nebulosa que tenha a forma de disco.
Esses dois fatores, são evidências da origem do Sol e seus planetas, mostrando que ela
não vem da acumulação aleatória de objetos, como um ferro-velho cósmico. Essa ideia já
é aceita há 200 anos. Por outro lado, esse conceito de ferro-velho cósmico parece servir
para sistemas solares extraplanetários que já foram descobertos, mesmo não sendo todos
1
iguais, nenhum deles se parece com o nosso sistema solar. Por essa perspectiva, é posśıvel
ver como o nosso sistema é único.
Outra forma de observação pode ser feita através das crateras. Muitas das evidências
diretas da formação de grandes corpos vem dessa análise, já que todos as superf́ıcies
mais velhas preservadas em planetas e satélites são crateras. A superf́ıcie lunar é um
exemplo disso, porém desde Mercúrio até os satélites de Netuno é posśıvel observar um
massivo bombardeamento que as ocasionaram. Elas existem com tamanhos bem variados,
dependendo do objeto que atinja o corpo, podendo ser milimétrica ou um anel gigante.
Sua maior importância é a recordação da existência de objetos que já não existem mais.
As evidências disso se traduzem na Lua que após a formação de sua crosta, ao menos 80
bacias com diâmetros maiores que 300 km e 10.000 crateras no tamanho entre 30-300 km
foram formadas.
Figura 1 - Mare Orientale
Legenda - Um exemplo de bacia, com diâmetro de 900 km
3 A Nebulosa Solar
O fato mais óbvio sobre o sistema solar é de que a maioria de seus satélites e planetas
orbitam o plano eĺıptico do Sol e, com algumas exceções, rotam no mesmo sentido. Esses
conhecimentos aliados foram o suficiente para ajudar o astrônomo e matemático Pierre-
Simon, marquês de Laplace, a propor em 1796 que o sistema solar se originou de um disco
de gás e poeira, chamada de Nebulosa Solar. No seu modelo, os planetas se condessavam
sucessivamente de anéis conforme a nebulosa contraia. Esse conceito sobreviveu até o
século XIX quando duas falhas o levaram a ser desacreditado, elas são: o momento angular
dos planetas e a massa do Sol.
O conceito de nebulosa solar algumas vezes é utilizado de maneira errônea por trata-la
como uma entidade fixa, quando na verdade ela esteve em vários estágios de desenvol-
vimento diferentes. Vale ressaltar que uma nebulosa é um fragmento que se separou de
uma grande nuvem molecular e que não se formou por acreção de poeira e gás do meio
interestelar geral. A massa e o momento angular dessa separação determinam muito da
sua subsequente evolução. Quando a massa rotaciona e colapsa em um disco, a poeirase
acomoda no plano intermediário com muito momento angular para cair diretamente no
2
centro, por isso, ela se espalha em um disco que rotaciona e sua massa é transferida ou
para o Sol ou para fora dela.
Existem três estágios de evolução posteriores da nebulosa. O primeiro é quando a
densidade e temperatura da nebulosa começam a subir. Seu principal efeito é o aumento
da massa do disco em relação à massa da estrela primitiva no seu centro, porque o momento
angular da nuvem de fragmentos é tão alto que permite o colapso direto de uma quantidade
substancial para dentro da proto-estrela central. Na próxima fase, a nebulosa está no seu
estágio de maior dissipação. A massa flui do disco para a estrela que está se formando,
gerando uma temperatura ainda maior. Por último, a nebulosa se torna isolada, o material
da estrela se torna menor conforme o gás do disco começa a se esgotar. É como o processo
final de acreção da estrela.
Os ingredientes primordiais existentes nesse disco que formou o Sol e os planetas podem
ser reduzidos a três componentes básicos: gás, gelo e rochas (Figura 2). A parte gasosa era
composta, quase que totalmente por hidrogênio e hélio que juntos somam 98% da massa
inicial da nebulosa. Os 2% restantes de material consistiam em vários pedaços de gelo e
rochas compostos por elementos pesados. Os gelos são divididos em três grupos: Gelo feito
de água (é o mais dominante), outros gelos ( que são mais voláteis e incluem hidróxido de
amônia, dióxido de carbono e metanol) e os ”super voláteis”( incluem metano, monóxido
de carbono, dinitrogênio).
Figura 2 - Composição da Nebulosa Solar
Legenda - Abundância relativa de gás, gelo e rochas, os principais componentes da
nebulosa solar.
Fonte - (TAYLOR, 2001)
A volatilidade é o parâmetro mais importante para as condições da nebulosa, então
elementos como as rochas são classificados entre: muito voláteis (Bi, Tl), voláteis (K, Rb,
Cs), moderadoramente voláteis (Mn, Ba, Sr), moderadoramente refratários (Si, Fe, Mg,
Cr, V, Eu), refratários (Ca, Al, U, La), e super refratários (Zr).
A abundância do sistema solar é um termo utilizado para se referir à composição de tal
sistema, incluindo o Sol. Ela não é universal, já que as galáxias continuam se enriquecendo
de elementos pesados graças a nucleosśıntese das estrelas. O meio interestelar médio, é,
portanto, enriquecido com elementos pesados relativos que a nebulosa solar se separou.
Esse meio é derivado da produção de elementos de várias gerações de estrelas e supernovas
durante os anteriores 10 bilhões de anos. Não é completamente claro se a abundancia do
sistema solar representa uma boa amostra da mistura de elementos do meio interestelar
médio ou é influenciado pelos eventos locais como uma supernova próxima que pode ter
desencadeado a separação e colapso da nebulosa.
Mesmo ocorrendo há tanto tempo atrás, existe uma boa gama de informações sobre a
nebulosa solar primordial, já que ela se desfez no Sol, planetas e particularmente em rochas
3
que estão em disposição para análise como produto de 4 bilhões de anos de reciclagem e
contém uma ”recordação”do seu inicio primitivo. Existe um consenso geral de que a
nebulosa original é composta pela classe Cl de condritos carbonáceos, porém não se pode
supor que qualquer rocha que caia do céu tenha uma composição média do é o sistema
solar.
Dessa forma, existem duas justificativas para essa conclusão. A primeira é que núcleo
de massa ı́mpares caem em curvas suaves de abundância vs. número de massa, e, assim,
retém alguma memória de eventos nucleossintéticos. A outra é que há uma excelente
correspondência para os elementos não gasosos entre a composição dos meteoritos Cl e a
da fotosfera solar.
Mesmo que esses elementos sejam empregados como a composição da nebulosa primor-
dial, eles não são primários. Mas foram submetidos a alterações que levaram a produção
de fases minerais hidratadas. Há um consenso que esses minerais hidratados não são da
fase nebular primordial, mas formado por meio do derretimento do gelo.
Um último questionamento sobre a nebulosa é a cerca de sua expectativa de vida, desde
sua separação molecular até a criação do proto-Sol e de planetesimais. Se estima que um
tempo de 105-106 anos, de acordo com observação da estrela T Tauri na constelação de
Taurus. Se sabe que a formação do disco nebular é muito menor do que o tempo necessário
para seu centro colapsar, provavelmente ocorrendo em menos de 105 anos. Assim que o
Sol começa a brilhar , o gás restante na nebulosa logo se esvai, porém o disco de poeira
contendo gelo e rochas persiste por um peŕıodo um pouco maior de alguns milhões de
anos.
4 Construindo planetas
4.1 Hipótese planetesimal
De acordo com a versão padrão da hipótese planetesimal, em um estágio muito inicial
do sistema solar a poeira na nebulosa solar começou a se aglomerar. A hierarquia de corpos
formados começa com grão, prossegue para caroços da ordem do metro e posteriormente
para objetos com tamanho em quilômetros, chegando, ao final as dimensões de centenas e
milhares de quilômetros. Esse objetos são chamados de planetesimais e são considerados
como os ”tijolos da construção”dos planetas terrestres e dos núcleos rochosos dos gigantes
gasosos.
O termo ”planetesimal”se originou com o geólogo T. C. Chamblerlin e o astrônomo F.
R. Moulton. Na hipótese deles, é descrito com pequenos corpos que se condensaram de
filamentos retirados do Sol. O nome sobreviveu por exprimir bem a hierarquia dos peque-
nos corpos precursores para os planetas a serem montados. Os asteroides são parecidos
com planetesimais, porém possuem composições diferentes dos que fizeram os planetas
terrestres.
A acreção que os transformaram de pequenos para grandes objetos pode começar
quando a poeira da região de plano médio da nebulosa alcança uma densidade que a
gravitação própria pode ocorrer, assim, possibilitando o crescimento para tamanhos qui-
lométricos. Outro ponto levado em consideração é o tempo de acomodação da poeira.
Cálculos indicam que grão de poeira milimétricos levam 103 anos para se formar, mas um
grão de um micrometro demora aproximadamente 106 anos.
O crescimento acontece devido a instabilidade gravitacional ou aos grãos ficarem juntos.
Os corpos primordiais tinham massa de aproximadamente 1017 gramas e densidade de 1
g/cm3. Uma parte do seu crescimento pode ter ocorrido em fases próximas a da estrela
T Tauri, com gás, poeira, elementos voláteis e água saindo da parte mais interna do
sistema solar. Apenas materiais na escala do metro ao quilômetro irão sobreviver durante
4
esses eventos, eventualmente se acumulando em planetesimais que, ao final, formarão os
planetas mais internos.
Entre os problemas desse entendimento, existe a questão da compactação dos plane-
tesimais em uma gravidade muito fraca de materiais na nebulosa. Uma grande gama de
meteoritos evidencia para uma nebulosa fria ao invés de uma quente. Fases de metal,
sulfato e śılica existiram nessa nebulosa primordial. Como a poeira se aglomera no plano
médio, separações f́ısicas e magnéticas acontecem. Assim, os planetesimais consistiriam
de uma mistura de todas essas fases.
Figura 3 - Planetesimais
Legenda - Figura ilustrativa de planetesimais.
4.2 Acreção dos planetesimais
De acordo com teorias correntes, a acreção para a formação de um planeta vem da
hierarquia dos planetesimais. Esses corpos, provavelmente, eram diferentes em núcleo
e superf́ıcie, que pode ser quebrado por colisões e recriando em proporções diferentes de
metal e śılica. Caos é o principal fator para o crescimento planetário e impacto é o processo
fundamental (TAYLOR, 2001).
Por meio de programas computacionais de simulação é posśıvel ter certa noção da
quantidade e tamanho dos corpos envolvidos na acreção planetesimal. Eles indicam apresença de mais de cem objetos com a massa lunar (6.42x1026 g), dez de massa maior
que a de Mercúrio (3.39x1026 g), e vários excedendo a massa de Marte (6.42x10[6] g), para
a região dos planetas internos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte). Esse material formou
a população final de planetesimais existentes antes da varredura final, sendo que Vênus
e Terra requereram a maioria deles. Provavelmente 50-75% da massa atual da Terra foi
acrescida desses planetesimais massivos, com a ultima parte advinda de múltiplos corpos
pequenos. Essa acreção para os planetas internos acontecem na ordem de 107-108 anos.
Existem modelos que reduzem a precursão dos planetas a dois elementos, porém com
tanta abundância de elementos qúımicos, dificilmente isso ocorreria. Além disso, há a
dificuldade de identificar quais seriam esses dois elementos, já que eles supostamente vem
de várias partes diferentes da nebulosa.
Uma questão crucial da formação dos planetas terrestres é a largura dessas zonas de
alimentação onde acontece a acumulação. Modelos de equiĺıbrio condensado mostram
5
um zoneamento de raio estrito para fora do Sol, com acreção dos planetas em zonas de
composições distintas. Outro modelo sugere que houve uma grande sobreposição entre as
zonas de acreção dos planetas. A suposição inicial é de que os planetesimais se originam em
órbitas com semieixos de 0.7 a 1.1 UA e são subsequentemente dispersados para formar os
quatro planetas internos que estão entre 0.4 e 1.5 UA. Com tal mistura, seria de se esperar
que apagasse quaisquer diferenças primordiais entre os planetas, gerando composições
uniformes.
5 Formação dos planetas gigantes gasosos
De acordo com a hipótese planetesimal, nenhum dos planetas gigantes tem elementos
da nebulosa original em sua composição, em vez disso, eles parecem ter núcleos rochosos
com massa de aproximadamente 10 a 15 Terras e porções de gás e rochas que são maiores
do que a proporção solar-nebular. Aparentemente, esses planetas acrescentaram rochas e
gelo mais eficientemente que gás. Percebe-se que isso é contra intuitivo, já que o esperado
seria que os planetas gasosos se formassem pela fragmentação da nebulosa. De acordo
com essa hipótese, um processo de dois estágios seria necessário para a formação de um
planeta gigante, ao contrario de apenas um colapso gravitacional da nebulosa primordial.
5.1 Formação de Júpiter
Uma primeira observação mostra que o esgotamento de massa do cinturão de asteroides
é atribúıdo a formação de Júpiter. A massa combinada dos asteroides equivalem a 10−3
massas da Terra, ou seja, uma magnitude menor do que a massa da própria Lua. Portanto,
como não existe razão para supor que essa região era diferente das outras, esgotada, na
nebulosa, se assume que o material dela deve ter sido removido por causa de Júpiter e
para alimentar Marte. Isto implica que Júpiter estava presente antes de ser viável para
um planeta ser gerado em 2.8 UA (unidades astronômicas). Desse modo, os asteroides do
cinturão de Kuiper são um material afetado em algum grau por Júpiter.
Figura 4 - Cinturão de Asteroides
Legenda - Criação do planeta Júpiter conforme esgotamento da massa do cinturão de
asteroides.
6
A formação de Júpiter depende de inúmeras observações, incluindo a de que não existe
um planeta no cinturão de asteroides, o tamanho relativamente pequeno de Marte e o baixo
número de planetas. Tudo isso parece consistente com o fato de que na formação inicial
existia um planeta grande dominante que continha a maior parte da massa e momento
angular do sistema. É necessário levar em conta que existiram acreções na formação inicial
dele, porque a nebulosa rica em gás tem um peŕıodo de vida pequeno de alguns milhões de
anos no máximo. Esse se fato se dá, pois mesmo que se considere cenários de tempo para
ele e Saturno, 4 × 107 e 6 × 108 anos, se formarem e um tempo ainda maior para Urano
e Netuno, e calculando o tempo de crescimento desses planetas resulta em um tempo de
108-1011 anos. Este resultado é incompat́ıvel com a idade do sistema solar (4, 6×109 anos)
e com a escala de tempo para remover o Hidrogênio e Hélio da nebulosa datado de 106
anos. Esses longos peŕıodos achados indicam que os modelos estão errados. O problema
básico gerado por isso é que no estagio inicial o crescimento não ocorre de forma acelerada,
para modelos de nebulosas com pouca massa. As zonas de ”alimentação”dos planetas são
exauridas conforme a excentricidade dos planetas aumenta.
A maior limitação de tempo de formação para Júpiter e Saturno é dada pela observação
da estrela T Tauri, pois o disco circoestrelar dela tem um tempo de escala da ordem de
106 anos. Para gerar a fuga de massa suficiente para produzir o núcleo de Júpiter, do
tamanho de 10 massas da Terra, um núcleo semente de duas ou três vezes maior que isso
seria necessário. Assim que esse núcleo se formar um colapso gravitacional rápido de gás
irá ocorrer. De qualquer modo, a distribuição inicial de tamanho desse planetesimal é
desconhecida.
Muitos problemas de dinâmica permanecem sem explicação o que não são totalmente
consistentes para essa aparição inicial de Júpiter. Muitos dos problemas envolvidos em ali-
mentar um embrião do tamanho de 10 massas Terrestres rapidamente, em que Hidrogênio
e Hélio podem colapsar gravitacionalmente, resultada da suposição de que a nebulosa tem
uma densidade de distribuição que decai suavemente conforme fica mais distante do Sol.
Uma solução para esse problema propõe que a densidade do material na região de Júpiter
era de 5 a 10 vezes maior do que a necessária para que o núcleo se formasse. Dessa forma,
o tempo de formação estaria calculado em aproximadamente 105 anos. Se a densidade da
nebulosa na proximidade do núcleo em crescimento pode ser aumentada em um fator de
cinco ou mais, um núcleo massivo para Júpiter pode ser formado de forma rápida enquanto
o gás ainda está em volta.
Como esse aumento de densidade da nebulosa poderia ocorrer? Se for considerado
um recurso original, seria necessário que uma grande parte do material no sistema solar
fosse ejetado. Uma solução ”simples”para esse problema seria condensar gelo em ”linhas
de neve”aproximadamente a 5 UA do Sol, como pode ser visto na Figura 2. Isto efe-
tivamente aumenta a densidade local. Também é necessário adicionar material em vez
de somente condensar gelo. Esse processo pode ser ligado ao varrimento dos voláteis,
incluindo a água, de dentro da nebulosa por parte de uma atividade solar inicial violenta.
Processos associados com o Sol inicial podem resultar em um aumento da densidade em
5 UA sem precisar de uma nebulosa heterogênea inicial.
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Figura 5 - Linhas de Neve
Legenda - Cenário para o aumento de densidade na localidade de Júpiter. (a) Modelo
f́ısico. (b) Densidade de superf́ıcie como função da distância do ProtoSol.
Fonte - TAYLOR, 2001
Cálculos mostram que para tipos de nebulosa postulada, um núcleo de 10 massas ter-
restres pode ser criado em 106 anos. A composição do planetesimal que criou Júpiter
normalmente é assumido como similar a Nuvem de Oort, uma nuvem esférica de plane-
tesimais voláteis que se localiza a cerca de 50.000 UA, que foram originalmente derivados
da região de cinco ou mais UA da nebulosa nas teorias correntes, antes de ser posta para
fora pela interação gravitacional com os planetas gigantes.
Se uma nebulosa com maior massa é imposta para explicar o rápido crescimento de
Júpiter, é necessário remover todo o excesso de material sólido do sistema solar. Por isso,
as teorias com nebulosas menores se tornaram mais populares, pois, assim, o problema
de excesso de massa está resolvido por definição, com o preço de uma longa escala de
tempo para a produção dos planetas gigantes. De qualquer forma, do momento em que
Júpiter tiver alcançado proporções massivas, se torna um objeto de principalinfluência
gravitacional que perturba os planetesimais restantes. Alguns deles seriam acrescentados,
porém a maioria seria jogada para fora do sistema solar.
O efeito gravitacional de Júpiter no cinturão de asteroides fez com fossem produzidas
orbitas inclinadas e excêntricas com altas velocidades entre os planetesimais sobreviventes.
Por esse fato, não foi formado nenhum planeta, mesmo que pequeno, porque não era
posśıvel que eles se coletassem. Esse efeito provavelmente foi responsável pela ejeção da
maior parte da massa que se encontrava na zona de Marte. É posśıvel, também, que
alguns planetesimais tenham sido ejetados para orbitas terrestres, mas poucos chegariam
até Vênus. Se a nebulosa fosse muito massiva e Júpiter tivesse que ejetar aproximadamente
a sua própria massa, ele provavelmente teria se formado em uma distância de 7 UA e se
deslocado para perto do Sol na sua localização atual de 5 UA. Os planetesimais espalhados
por ele teriam submetido Marte a um intenso bombardeio, com menos efeito na localidade
da Terra e causado dano mı́nimo a Vênus e Mercúrio.
5.2 Formação de Saturno, Urano e Netuno
Os peŕıodos de crescimento de Urano e Netuno, nos cálculos atuais, é da ordem de
5 × 106-1 × 108 anos, significativamente maior que o de Júpiter e isso foi uma ”pedra
no caminho”para a formação desses planetas mais lonǵınquos na nebulosa. Muitos dos
problemas relacionados aos seus crescimentos são resolvidos se for considerado que seus
núcleos foram formados em regiões com maior densidade perto das linhas de gelo e sub-
sequentemente migrassem para suas posições atuais. Existe um modelo que propõe que
todos os quatro núcleos dos planetas gigantes foram formados em regiões de 5-10 UA,
perto do aumento de densidade nebular pela linha de neve.
8
O núcleo de Júpiter é formado mais próximo do Sol e captura gás mais rapidamente.
Eventualmente atinge um tamanho que o campo gravitacional domina e os outros três
núcleos dos planetas gigantes são espalhados para longe. Nesse cenário, Saturno termina
em 10 UA tendo acumulado 70 massas terrestres de gás. Urano e Netuno são expulsos
para ainda mais longe, em regiões onde a densidade da nebulosa era muito baixa ou o
gás já tinha dissipado ao ponto deles poderem capturar apenas um traço. Como Júpiter
cresce se movendo para dentro, ele esgota o cinturão de asteroides influenciando até Marte.
Da mesma forma, a progressão exterior dos outros três planetas tem um efeito similar.
Enquanto Urano e Netuno se movem para suas posições atuais a cerca de 20 e 30 UA,
eles ”limpam”essas regiões. Em distâncias maiores que a de Netuno existem ainda alguns
planetesimais que formam Plutão e alguns Plutinos, que atualmente são objetos encontra-
dos em ressonância de 2:3 com Netuno, ou seja, a cada duas voltas de um Plutino no Sol
Netuno faz três. O resultado final é um sistema planetário dominado por quatro planetas
gigantes com regiões esgotadas dos dois lados.
Nesse cenário, Júpiter teria que crescer apenas um pouco mais cedo ou rápido para
que seus efeitos gravitacionais causassem os núcleos de Saturno, Urano e Netuno, todos
com tamanhos próximos ao de Júpiter, para serem dispersos. Portanto, uma significante
erosão nebular de gás ocorre antes do crescimento de Urano e Netuno estar completo,
e a maioria do gás já se esvaiu antes de seus núcleos atingirem massa o suficiente para
armazenar o gás restante. Urano e Netuno conseguiram obter apenas algumas massas
terrestres de Hidrogênio e Hélio. Isso explica o fato desses dois planetas serem gigantes de
gelo se comparados aos gigantes de gás Júpiter e Saturno.
5.3 Por que os quatro planetas tem núcleos de tamanho similar?
Finalmente, é necessária uma explicação do por que todos os quatro gigantes tem
núcleos com massas similares. Qual o limite para o crescimento de um planeta gigante?
Por que não são maiores? Para Júpiter, é provável que seu tamanho grande venha de um
truncamento de maré da nebulosa, tanto voltado para Sol quanto para fora. O colapso
de gás para Júpiter cessa quando ele limpa um vão da nebulosa e trunca seu crescimento
a partir das forças de maré. O raio de maré de Júpiter é de aproximadamente 0.36 UA.
Portanto, a formação do planeta se limita em si: eles esgotam o material. Isto se mostra
um argumento a favor da nebulosa primordial ter menos massa, porque Júpiter e Saturno
poderiam ter crescido muito mais em uma nebulosa mais massiva.
Evidencias de estudos de planetas extrasolares mostram que a natureza tem dificul-
dade de formar planetas muito maiores do que cinco vezes a massa de Júpiter. Se isso
é verdade, pode-se chegar a conclusão que a natureza tem dificuldade de criar planetas
muito grandes e estrelas muito pequenas. Isso é consistente com o fato de que discos
em volta de estrelas possuem massas pequenas, insuficiente para formar muitos planetas.
Também é um argumento contra a hipótese de protoplaneta, onde se espera um cont́ınuo
de massa maior que anãs marrons em vez de vãos que aparentam existir para corpos que
orbitam estrelas regulares. A maioria das hipóteses sobre acreção mostram que a ejeção
de planetasimais do sistema solar é maior do que a própria acreção. Nesse caso, Urano e
Netuno teriam ejetado grandes quantias de massa.
6 Formação dos planetas internos
6.1 Acreção dos planetas internos
A formação planetária, do nosso sistema solar, foi um processo de muito gasto e inefi-
ciente. Muito material da nebulosa primordial acabou no Sol ou foi expulso para o espaço
sideral. Mesmo no modelo planetesimal os planetas, ao final, tinham apenas 10% do
9
material que estava dispońıvel originalmente. Alguns modelos que preveem que os gigan-
tes gasosos venham de discos massivos mostram que eles teriam que jogar fora 99% do
material.
Assim, vários efeitos podem ser identificados para o grande número de colisões no
estagio final da acreção dos planetas. Eles serão listados aqui:
• Grandes colisões provém energia suficiente para ”derreter”planetas terrestres. A
separação do núcleo e manto, nessas condições, será quase instantânea se comparada
ao tempo de acreção.
• Colisões com objetos do tamanho de 0.2 massas Mercúrio explicam o alto ńıvel de
ferro e śılica em Mercúrio, pela remoção do manto de śılica.
• Colisões com a Terra de objetos do tamanho de Marte podem contar para a origem,
momento angular e a qúımica incomum da Lua, mesmo que mais de um impacto
seja necessário para tanto.
• Impactos catacĺısmicos vão remover a atmosfera do planeta em seu ińıcio, então,
a composição da atmosfera presente não são necessariamente relacionadas com in-
formações das atmosferas primordiais.
É rebatido, algumas vezes, que a probabilidade de uma colisão com a velocidade,
ângulo e massa certos, para produzir a Lua, seria muito baixa. Assim, como uma colisão
para a remoção do manto de śılica de mercúrio. Realmente é verdade, porém pode ser
que não tenha havido só uma colisão e sim várias, que com velocidades, ângulos e massas
diferentes tenham a capacidade de produzir um efeito análogo. Portanto, a conclusão que
se tira é que todos os planetas não são ”normais”e que todos carregam, em alguma medida,
experiências de processos incomuns.
É claro que os planetas internos diferem um do outro com relação a sua composição.
Na hipótese planetesimal, isso é atribúıdo ao fato de que planetesimais com diferentes com-
posições qúımicas se acumularam, na zona inicial. Isso ocorre por causa de perturbações
gravitacionais quando os planetesimais chegam a um tamanho equivalente ao da Lua.
Vênus é a melhor média da região entre 0.6 e 1.2 UA do Sol na nebulosa inicial. Terra e
Marte tendenciam a ter sua acreção em uma zona mais exterior. Para esses modelos, uma
relação simples com a zona restrita não é esperada, por isso, as composições dos planetas
terrestres são em algum grau aleatórias.
Existea possibilidade de usar simulações computacionais para supor os estágios finais
de acreção dos planetas internos. Esse sistema produzido por modelos difere principal-
mente por produzirem alguns planetas com raios maiores e mais excêntricos. Esses estudos
enfatizam o processo de estoque na produção de planetas. Durante a acumulação, um con-
siderável mix ocorre. Por outro lado, nas simulações há sempre uma correlação entre a
região de acreção planetesimal e a distância do planeta com relação ao Sol. Isso está de
acordo com as diferentes composições, isotopos de oxigênio, e outras linhas de evidência
que impedem a mistura ou homogeneização da nebulosa.
Na formação dos planetas internos é assumido que ocorre em regiões com ambiente
sem gás, apenas pela acreção de planetesimais. Porém entra em desacordo com o fato
de existir elementos voláteis e água na Terra. A resposta é que se supõe que a Terra se
desenvolveu em condições relativamente secas e nunca foi contornada por uma atmosfera
primitiva de vapor. Se o sistema solar interno fosse limpo desse material, então as únicas
fontes de materiais voláteis estariam presas em grandes planetesimais (maiores que 1 km)
que sobreviveram sendo removidos pela atividade solar violenta. Outra possibilidade é
que esses voláteis entraram mais tarde por meio das linhas de neve.
10
6.2 Os sobreviventes: Mercúrio e Marte
Os planetas gigantes, seus satélites e asteroides foram formados muito cedo. Na parte
interna da nebulosa, com a distância de algumas unidades astronômicas do Sol, uma
coleção de planetesimais de rocha seca que sobreviveram aos ventos solares começam, de
maneira devagar, a se juntar em corpos maiores. Muitos do tamanho de Mercúrio e Marte
que são varridos pelos outros dois corpos que se tornariam Vênus e Terra. Alguns se
estabilizaram em orbitas e sobreviveram como Mercúrio e Marte.
6.2.1 Mercúrio
Embora haja uma percepção de que Mercúrio é tão perto do Sol que torna sua ob-
servação dif́ıcil, em alguns momentos do ano é posśıvel vê-lo no céu em lugares longe das
luzes da cidade. Ele é único por causa de sua alta densidade que implica em um alto
teor de ferro se comparado à porcentagem rochosa. Muitas explicações sobre a natureza
particular dessa formação vêm sendo criadas, para adequá-lo ao esquema de formação
planetária.
Como a Lua, a natureza anômala de Mercúrio só apareceu a pouco tempo. Esses
objetos ocuparam um papel traiçoeiro, principalmente por sua alta densidade que pode ser
relacionada a sua posição tão próxima do Sol. Assim, parecia atingir uma das extremidades
de um grande esquema geral de diminuição da temperatura e densidade com a distância
que termina com os cometas.
O spin e a configuração orbital de mercúrio é estranha. Se supõe, para um planeta
pequeno (Mercúrio tem 5,6% da massa da Terra) e perto do Sol, que essas propriedades
seriam as mais normais no sistema solar. A obliquidade é de quase zero grau, porém,
sua excentricidade e inclinação orbital em relação ao plano eĺıptico são maiores que as
de qualquer outro planeta. Esse planeta tem uma rota três vezes para cada duas orbitas
do Sol, cada orbita demora 88 dias terrestres. Sua superf́ıcie do lado iluminado pelo Sol
chega a 725K, quente o bastante para derreter chumbo. A temperatura noturna chega
a 90 K e em algumas crateras profundas nos polos podem ser 60 K. Radares terrestres
indicam a presença de gelo preso que pode ser advindo dos cometas. Curiosamente, essas
observações levam ao debate de se há ou não gelo na Lua.
A problemática da grande densidade de Mercúrio chamou a atenção de muitos pesqui-
sadores, isto porque ele forma a extremidades de uma sequência com os planetas internos
com mais densidade e depois os externos com menos densidade. Além disso, todas as
posśıveis correlações entre a Lua e Mercúrio geraram muito interesse.
Existem duas hipóteses atuais que explicam essa alta densidade. A primeira é a alta
temperatura de evaporação do manto de śılica e a segunda uma remoção do manto devido
a colisão. No primeiro cenário, uma perda de 80% da śılica é necessária, o que resulta na
perda completa de todos os metais alcalinos. Porém, a descoberta de uma nuvem de sódio
em volta de Mercúrio, parece variar com essa primeira teoria. Discutivelmente, sódio e
potássio, podem ter sido adicionados à superf́ıcie por cometas ou impactos de meteoros
ricos em voláteis. As altas velocidades de acreção em Mercúrio e a ausência de materiais
exóticos na superf́ıcie lunar fazem disso menos provável.
Pensando na segunda possibilidade agora, remover o manto de śılica durante uma
colisão com um corpo menor poderia contar para a observação geoqúımica espaça de
Mercúrio. Estimativas colocam o objeto impactor como tendo 20% da massa de Mercúrio
com uma velocidade de impacto de 20 km/s. Essa teoria prevê que o núcleo de Mercúrio
teve uma formação muito cedo, nesse cenário, a massa inicial do planeta teria sido de duas
vezes o seu presente valor. O material de śılica rompido, com tamanho em grão menor que
um cent́ımetro, é ou acrescido ao Sol ou possivelmente acrescido a um ”protoVênus”ou
”protoTerra”se as orbita desse ”protoMercúrio”atravessasse uma das outras duas.
11
A energia de impacto nesses corpos menores podem exceder aquelas necessárias para
romper um planeta. Mercúrio pode ser considerado um sobrevivente por isso, o único que
sobrou entre vários corpos de tamanho parecido que popularam o sistema solar interno.
Em contraste, colisões com corpos maiores, de tamanho comparável ao da Terra podem
levar a formação da Lua. A energia de impacto desse evento é 80% menor do que a
necessária para causar a ruptura do planeta.
Está ficando claro que nenhuma desses modelos funciona completamente e a alta densi-
dade só pode ser acomodada pela hipótese do grande impacto,o que faz de Mercúrio único.
Até produção de mais dados sobre a composição da superf́ıcie, não será posśıvel concluir
se essa caso está correto, já que existem poucas evidências no planeta que, possivelmente,
sofreu um grande trauma deixaria.
6.2.2 Marte
Do mesmo modo de Mercúrio, Marte foi muito bombardeado inicialmente. Uma
evidência que leva a esse fato é que a plańıcie do norte de Marte é cerca de 5 km me-
nor do que a sul. Esse tema vem sendo muito estudado e debatido, já que Marte não
apresenta evidência de magnetismo como uma caracteŕıstica primordial. A teoria mais
popular diz que um grande impacto gerou esse desńıvel na plańıcie norte, porém os deta-
lhes da topografia, as fronteiras e a falta de assinatura da gravidade não suportam essa
hipótese. Outros modelos envolvem a subducção precoce da placa. O estabelecimento de
elevações de superf́ıcie precisas resolveu alguns dos problemas e a fronteira é mais aparente
do que real. A maior parte do hemisfério sul é dominada por material ejetado da bacia
Hellas que contribui para o relevo da fronteira Norte-Sul. Se essas contribuições forem
retiradas, percebe-se que as elevações do Sul e do Norte não são tão diferentes.
Em Marte, existem quatro grandes bacias que foram geradas por grandes impactos:
Hellas, Isidis, Argyre e Utopia. O relevo da bacia de Hellas chega a 9 Km, seu diâmetro
é de 2300 Km e existe um pico na topografia de 4000 Km de diâmetro (Figura 4). Se
preenchido de volta o espaço dela, possuiria apenas 600 m de altura. Ela é responsável
por grande parte da elevação Sul.
Figura 6 - Bacia Hellas
Legenda - Vista topográfica de Marte com destaque para a bacia Hellas
Além dessas estruturas, existe a região de Tharsis que é um grande platô vulcânico
localizado no equador de Marte e ocupa, aproximadamente, um quarto da superf́ıcie mar-
ciana. Três dos maiores vulcões (Ascraeus, Arsia e Pavois Mons) se localizam lá. Essas
enormes estruturas são suportadas pela grossa litosfera, assim como as grandes bacias. A
origemdessa região é muito debatida e o problema central para explica-la é esclarecer a
natureza permanente dessa protuberância. Ela existe a muito tempo, possivelmente por
12
mais de 3 milhões de anos, para ser sustentado pelos processos do manto. Um modelo
afirma que o platô existe pro meio do derramamento de vulcões formando um platô de
lava. Esse modelo tem fundamento pela concentração dos maiores vulcões em Tharsis.
Outra hipótese sugere que a protuberância se originou devido à compensação isostática
para diferenças de densidade no manto. Porém a explicação mais provável para a cons-
trução de Tharsis é a atividade vulcânica. Tharsis é de tanta importância para Marte que
estando de um lado do planeta afeta seu momento de inércia e influência fortemente sua
obliquidade. A obliquidade de Marte atualmente é de 25.2°, mas está aumentando.
6.3 Os gêmeos: Vênus e Terra
Dois planetas coletaram a maioria do material rochoso que sobrou dentro da parte
interna da nebulosa depois que o gás e elementos voláteis foram varridos pelos ventos
solares. Eles terminaram com quase partes iguais de materiais. A questão intrigante é,
porque esses dois gêmeos de massa se transformaram em planetas tão diferentes?
6.3.1 Vênus
Vênus é o terceiro corpo mais brilhante no céu depois do Sol e da Lua. Ganha cada vez
mais admiradores porque é aparentemente parecido com a Terra. Quando foi descoberto
que Vênus possúıa uma atmosfera o primeiro pensamento foi que era uma ”Terra mais
quente”.
Observações pensavam que os planetas rotacionavam rapidamente, com um peŕıodo
similar ao de 24 horas da Terra, ou um peŕıodo mensal. Mas Vênus foi descoberto por
meio de observações de radar únicas entre os planetas. Contudo, a atmosfera de Vênus
rota em quatro dias, e o planeta tem uma rotação retrógrada de 243 dias. Ele orbita em
volta do Sol em 225, assim, o dia em Vênus é maior que o ano. Além disso, sua densidade
descomprimida é de 3.95 g/cm3, compara com a de 4.0g/cm3 da Terra.
Com relação a sua composição, sua crota parece ser dominada por basalto ao longo
das suas consideráveis elevações. As suas regiões com maior altitude, ”Aphrodite Terra”e
”Ishtar Terra”(Figura 7), sendo a primeira com tamanho comparável a toda a América
do Sul, foram criadas por meio do movimento de placas tectônicas. Isto é suposto pelas
informações topográficas do planeta, que indicam deformações extensionais nas regiões
equatoriais e deformações compressionais na parte norte elevada, como em Ishtar Terra.
A interpretação da superf́ıcie basáltica é reforçada pela presença de milhares de pequenos
”vulcões de escudo”, que são vulcões constrúıdos, quase que totalmente, de fluxos de lava
fluidos. Existem 170 vulcões maiores que 100 km e 1200 com diâmetro maior que 20 km.
É estimado que existissem quase um milhão de vulcões menores que lembram montes sub-
marinos do solo oceânico terrestre em tamanho e densidade. Em suma, a crosta venusiana
aparenta ser dominada por lava basáltica e com presença de poucas áreas largas com pe-
dras mais fracionadas.
13
Figura 7 - Regiões de Aphrodite Terra e Ishtar Terra respectivamente.
A superf́ıcie de Vênus aparenta ser muito mais velha que a crosta oceânica da Terra,
que tem aproximadamente 100 milhões de anos. Como se supõe que a crosta de Vênus e
a oceânica da Terra sejam similares percebe-se que no primeiro caso, sua trava de ”res-
surgimento”tem magnitude menor, mesmos tendo tamanhos e abundância de elementos
radioativos similares. Isto porque não mais de 10% da superf́ıcie de Vênus foi remontada
pela atividade vulcânica desde os vários impactos que criaram crateras a 750 milhões de
anos.
É provável que o ”estoque”dos elementos K, U e Th são similares ao da Terra, a
densidade também, implicando em uma concentração parecida de elementos refratários,
ou seja, metais altamente resistentes ao calor e desgaste, como Ti e Ca. Existem dados
das missões Venera e Vega, que mediram as taxas de potássio, urânio e tório e mostraram
que são similares as encontradas na Terra, cerca de 103, desse modo, a produção de calor
entre esses planetas é parecida também.
A maior parte da perda de calor da Terra se deve a formação da litosfera oceânica nas
cristas no meio dos oceanos, onde existe 18 km3 de lava produzida a cada ano. Outros 2
km2 por ano de rochas vulcânicas são produzidas em arcos de ilhas ou em ponto quentes
dentro de vulcões. Em contraste, a taxa de produção de lava em Vênus é de 1 km3 por ano.
Essa é a mesma quantia produzida por vulcões intraplaca na Terra e pode ser considerado
de tamanho trivial para a perda de calor do planeta.
Como em Vênus, na Lua, Mercúrio e Marte, a maior parte da perda de calor se dá por
meio da condução da litosfera. O crescimento da crosta de Vênus provavelmente ocorreu
devido a vulcões e a acreção vertical, com pouca reciclagem, em contraste com o cresci-
mento horizontal dominante e reciclagem da crosta basáltica da Terra; Contudo, Vênus
deve ter uma história de calor parecida com a Terra, que parece ter sido desperdiçada. Em
contraposição, a Terra conservou sua energia de forma cuidadosa através da reciclagem da
crosta oceânica para seu manto, usando o processo para construir a crosta continental.
A história geológica de Vênus aconteceu de forma contrastante com a da Terra. A
diferença mais óbvia é que a superf́ıcie de Vênus tem apenas algumas centenas de milhões
de anos e não tem sinais de registro dos eventos que aconteceram durante os já passados
quatro bilhões de anos. Mas a evolução de sua crosta é objeto de controvérsias. Em
Vênus, o uso de crateras para correlacionar eventos é inibido apesar da presença de apro-
ximadamente 100 crateras. Sua atmosfera grossa permite que apenas grandes impactores
penetrem-na, por isso, não há muitas crateras menores que 30 km de diâmetro. Isso sig-
nifica que apenas grandes áreas, da ordem de 5x106km2 tenham crateras suficiente para
estudos estat́ısticos.
A grande força da crosta de Vênus é atribúıda a sua extrema secura. A ausência
14
de grandes regiões com mais pedras śılicas se deve as diferenças tectônicas entre esse
planeta extremamente seco e o meio ambiente mais úmido da Terra. Contudo, processos
geoqúımicos de derretimento parcial do manto gerarão magma basáltico, ele irá esgotar o
manto em elementos incompat́ıveis. Portanto, a produção dos elementos K, U e Th, serão
concentradas na crosta. Isso é um recurso comum na evolução planetária, porém não indica
enriquecimento no planeta. Além disso, taxas de K/U medidas na superf́ıcie venusiana
indicam que o esgotamento original dos elementos refratórios causada por processos na
nebulosa primordial, são iguais nos dois planetas.
A densidade de Vênus é aproximadamente 5% menor do que a da Terra e o planeta têm
cerca de 330 km a menos de raio. Essa diferença é explicada pela pressão interna menor.
Depois de corrigir essas diferenças de pressão, as densidades descompressadas são muito
próximas. Desse modo, os dois planetas podem não ter tamanhos de núcleo idênticos,
porém não necessariamente tem diferentes composições em seu interior. Assim, muitas
vezes Vênus é confundido como um irmão gêmeo da Terra, porque a composição da Terra
pode ser usada como guia para tentar entender a composição de Vênus.
6.3.2 Terra
De acordo com a hipótese planetesimal, o derretimento do planeta ocorre de acordo
com a energia armazenada de grandes impactos. Nesse cenário, onde corpos então sofrendo
acreção da poeira final, o calor da queda gravitacional é re-irradiado para o espaço. Esse
derretimento é amplamente considerado como tendo ocorrido uma vez que atingem cerca
de 10% da massa terrestre. Nesses modelos, a formação do núcleo da terra parece ter sido
contemporâneo a acreção.
Separadamente dos outros grandes impactos de planetesimais durante a formação da
Terra,a colisão que, possivelmente, causou a formação da Lua tinha energia suficiente
para derreter a Terra. De qualquer modo, existem poucas evidencias de zoneamento
mineralógico ou geoqúımico no manto superior tipificando a cristalização da lua e de
intrusões em camadas terrestres e que poderia ser esperado como resultado da cristalização
de um oceano de magma terrestre. Desse modo, é provável que a cristalização rápida do
magma oceânico tenha frustrado o assentamento e formado um manto diferenciado. As
temperaturas no manto eram significantemente altas devido a entradas térmicas e impactos
de grandes corpos. Mais da metade do calor produzido pelo decaimento do urânio 235 e
do chumbo 207 foi produzido durante o éon de Hadeano e adicionou centenas de graus a
temperatura interna da Terra com requerimento de rápida perda de calor.
A história geológica da Terra pode ser separada em quatro pontos, os éons: Hade-
ano, Arqueano, Proterozoico e Fanerozoico. O primeiro, éon de Hadeano se trata do
peŕıodo inicial de formação geológica, com uma ”proto Terra”muito quente, por isso o
nome em homenagem a Hades, devido a sua grande atividade vulcânica e atmosfera ne-
bulosa, acredita-se que a Lua possa ter se formado nessa época devido a colisão da Terra
com um outro protoplaneta, é o peŕıodo compreendido entre 4.540-4.000 milhões de anos
atrás.
O segundo, éon de Arqueano, compreende o peŕıodo entre 4.000-2.250 milhões de anos,
com o surgimento das primeiras formas de vida e dos primeiros continentes. O terceiro, éon
proterozoico, de 2.500-541 milhões de anos, surgiram seres mais complexos que produziam
oxigênio formando uma atmosfera diferente, mais próxima da atual. Além disso, pode
ter sido a fase em que a Terra enfrentou temperaturas abaixo de zero por toda a sua
extensão. E o último, éon fanerozoico, vem de 541 milhões de anos até o atual momento,
com a criação dos oceanos e do continente pangeia.
15
7 Formação das Luas
7.1 Lua da Terra
A lua é um dos casos especiais do sistema solar junto com Mercúrio. Ela é única
e interessante por possuir uma densidade e relação de metal e śılica baixas, possui ca-
racteŕısticas muito próximas as da Terra, principalmente com relação a composição dos
isótopos estáveis das rochas lunares de oxigênio que possui uma assinatura idêntica ao da
Terra e diferente dos outros objetos siderais. Portanto, isso sugere que a Lua e a Terra
tenham se originado, no mı́nimo, a uma distância parecida do Sol. Além disso, a Terra
é formada por um núcleo com 30% de ferro e o restante de ńıquel, com manto de rochas
silicatadas e crosta feita de granito e basalto. A Lua, por sua vez tem um núcleo pobre
em ferro, rendendo um total de 8% da sua massa. Explicações para a natureza desse
corpo vêm sendo constrúıdas ao longo da história conforme os esforços são expandidos
para caber no esquema planetário. Existem algumas teorias que tentaram atribuir como
teria acontecido o seu nascimento e formação.
Primeiro, o modelo de fissão acredita que a Lua foi arrancada da Terra quando a
segunda ainda girava mais rapidamente, porém já foi refutado pela orientação orbital
da Lua que é eĺıptica e para tal fato ocorrer era necessário que fosse plana ao longo do
equador da Terra. Outro modelo seria o de co-criação, que sugeria que a Lua e a Terra se
formaram simultaneamente, com a Lua existindo a partir de um pequeno disco de material
que foi desenvolvido em volta da ”ProtoTerra”. Essa ideia é refutada pela diferença na
concentração de ferro nos dois corpos, que deveria ser parecida se os dois tivessem sido
formados devido à acreção.
Um terceiro é o modelo de captura, no qual a Lua seria formada em outro lugar na
nebulosa solar e foi pega pela Terra por meio do campo gravitacional. Esse caso também é
refutado pela composição dos dois corpos serem muito parecidas para terem sido formadas
em locais diferentes e, por acaso, se encontrarem próximas atualmente. Outro ponto é que
a Lua é um objeto muito grande para que a terra o capturasse sem a ajuda de um terceiro
objeto de tamanho similar. Porém esse sistema de captura existe como explicação para
Luas menores de outros planetas, principalmente os gigantes gasosos, pois eles possuem
um campo gravitacional forte o suficiente para aprisionar corpos externos.
Por ultimo, o modelo de colisão (Figura 8), um dos mais conhecidos e aceitos, acredita
que um objeto gigante, talvez do tamanho de Marte atualmente chamado de Theia, colidiu
com a Terra causando com que parte dela se desprendesse de tal forma a ser jogada longe.
Isto formou um disco ao redor da terra que coalesceu com o tempo, estimativa de 100 anos,
criando a Lua. Esse modelo explica os problemas dos anteriores, como as densidades, a
composição parecida de seus mantos e os isótopos de oxigênio.
16
Figura 8 - Hipótese do grande impacto
Legenda - Imagem ilustrativa das fases do modelo de colisão no qual se originou a Lua.
7.2 Luas de Marte
O estudo das Luas de Marte sempre intrigou os cientistas, porque elas não possuem o
tamanho, forma e caracteŕısticas f́ısicas de outras luas do sistema solar, mas também não
se encaixam na categoria de asteroides capturados.
De acordo com uma pesquisa da Nature Astronomy, do Instituto Federal de Zurique
(BAGHERI, 2021), as duas luas de Marte Fobos e Deimos, são fragmentos de um objeto
muito maior que teria sido o único satélite de Marte, sendo destrúıdo a 2.7 milhões de anos
atrás, por meio de uma colisão. Para chegar a essa conclusão foram necessárias simulações
de computador, que determinaram a história das orbitas desses dois satélites e combinadas
com medições feitas por sondas no planeta. Como os resultados mostram que os objetos
se cruzaram, é provável que eles fossem uma coisa só.
7.3 Luas de Júpiter
As quatro grandes luas de Júpiter geram fasćınio por sua beleza e diferença de com-
posição, são elas: Io, Europa, Ganymede e Callisto. A porcentagem de voláteis, princi-
palmente, água em forma de gelo, nesses corpos, e suas distâncias crescentes de Júpiter
sugerem que a formação delas está ligada a própria formação e evolução do planeta em
si. Elas provavelmente foram formadas de uma subnebulosa de Júpiter enquanto ele so-
fria o processo de acreção. Essa hipótese combina com o fato de Io ser perto demais de
Júpiter e, portanto, teve a maioria de seus voláteis evaporados. Europa, um pouco mais
longe, conseguiu mantar parte deles. Ganymede mais ainda e Callisto, como a Lua mais
lonǵınqua e fria, manteve a maior porcentagem de voláteis. Além disso, há o fato de todas
as luas orbitam progressivamente o plano equatorial do planeta.
Júpiter, atualmente, possui 79 luas ao seu redor, existem satélites regulares, que foram
formados na subnebulosa e que orbital o plano equatorial, como as 4 luas já faladas, e
os irregulares que podem ter sido capturados pelo planeta em algum momento. Ademais,
existem também objetos bem pequenos que podem ter lugar graças a colisões de meteoritos
com os satélites maiores.
8 Conclusão
Fica evidente, portanto, que esse trabalho visou contar um pedaço da história do
sistema solar, se concentrando principalmente, no estágio inicial da nebulosa e na formação
17
dos planetas. Dessa forma, espero que tenham ficado claros todos os pontos em que me
aprofundei ao longo dele, já que é um tema extenso e com detalhes. Por fim, deixou uma
ultima imagem ilustrativa do que seria, de maneira geral, a evolução do sistema solar.
Começando com a nebulosa primordial, a evolução do Sol, a poeira se compactando em
orbitas que gerariam os planetas, por meio da acreção, suas luas e o cinturão de asteroides
mais tarde.
Figura 9 - Evolução do sistema solar
Legenda - Imagem ilustrativa da evolução do sistema solar.
9 Referências
• BRENNECKA, G. A. et al. Astronomical context of Solar System formation from
molybdenum isotopes in meteorite inclusions. Science,v. 370, 837-840, 2020.
• TAYLOR, S. R. Solar System Evolution: A New Pespective. 2 ed. Cambridge:
Cambridge University Press, 2001.
• CARROLL, B. W.; OSTLIE, D. A. An Introduction to Mordern Astrophysics. 2
Ed. San Francisco: Addison-Wesley, 2007.
• ALFVÉN, H.; ARRHENIUS G. Evolution of the Solar System. 1 Ed. Washington,
D.C.: U.S. Government Printing Office, 1976.
• Woolfson M. M. The Origin and Evolution of the Solar Sistem. 1 ed. Philadelphia:
Institute of Physics Publishing, 2000.
18
• BAGHERI, A. et al. Dynamical evidence for Phobos and Deimos as remnants of a
disrupted common progenitor. Nature Astronomy, ed. 5, p. 539-543, 22 fev. 2021.
Dispońıvel em: https://www.nature.com/articles/s41550-021-01306-2?utm medium=
affiliateutm source=commission junctionutm campaign=3 nsn6445 deeplink PID1000
32693utm content=deeplink
19
	Introdução
	Como entender o passado a partir do presente?
	A Nebulosa Solar
	Construindo planetas
	Hipótese planetesimal
	Acreção dos planetesimais
	Formação dos planetas gigantes gasosos
	Formação de Júpiter
	Formação de Saturno, Urano e Netuno
	Por que os quatro planetas tem núcleos de tamanho similar?
	Formação dos planetas internos
	Acreção dos planetas internos
	Os sobreviventes: Mercúrio e Marte
	Mercúrio
	Marte
	Os gêmeos: Vênus e Terra
	Vênus
	Terra
	Formação das Luas
	Lua da Terra
	Luas de Marte
	Luas de Júpiter
	Conclusão
	Referências