ASTRONOMIA

INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA

1. Explicar como ocorreu a origem do Sistema Solar não é tarefa
fácil, porque não se conhecem, exatamente, quais as condições reinantes
naquele momento. Como num trabalho de detetive, os astrônomos vão
coletando pistas, por meio da utilização de detectores, observatórios
terrestres, telescópios e sondas espaciais e outros instrumentos, para
observar os planetas e suas luas, o Sol, fragmentos de material que orbitam
no espaço interplanetário e ainda, visualizar, em grandes nuvens de gás
e poeira, outros sistemas planetários em diferentes estágios de evolução.
Partindo da suposição de que os mesmos processos básicos
devem ter ocorrido durante o estágio de formação da maioria das estrelas,
as informações coletadas tornam mais clara a arquitetura e o
comportamento dos componentes do nosso próprio sistema planetário e
nos ajudam a desenvolver modelos científicos que esclaressem a sua
origem e evolução.
Apesar de termos atualmente, modelos explicativos muito
consistentes, nenhum deles é, ainda, definitivo ou abrangente o suficiente,
para incluir todas as características do Sistema Solar, como ele é hoje.
O que faremos aqui é “pintar um quadro geral”, incerindo as evidências
observacionais e as conclusões tiradas a partir delas, ou seja, incluindo
tudo o que sabemos, até os dias de hoje.
Figura 2.2- A nebulosa de Órion (M42)
é uma região de formação de estrelas
localizada a 1500 anos-luz da Terra.
O SISTEMA SOLAR

2. 2.1 Como foi o início?
Essas são imagens do Telescópio
EspacialHubble da Nebulosa de Órion,
região de formação de estrelas á
1500 anos-luz da Terra. A foto acima e a direita,
mostra quatro novos discos protoplanetários ao
redor de estrelas jovens, dentro da nebulosa.
Os discos de gás e poeira, que a muito tempo os
astrônomos suspeitavam que fossem um estágio
inicial da formação de planetas, podem ser
vistosno espectro visível, por meio do Hubble.
Acima e a esquerda, temos uma foto da mesma
região assinalada na foto central, mas tirada
na faixa do ultravioleta.
2

3. Até pouco tempo, o Sistema Solar constituia a única porção de
universo que nos era acessível por meio da exploração espacial. Essa é uma
região imensa para os padrões humanos, mas extremamente irrelevante em
termos de universo. O desenvolvimento tecnológico dos últimos 30 anos
permitiu que nossa espécie expandisse seu alcance para ver, ouvir, tocar e
até caminhar por outros mundos. Atualmente sentamo-nos na sala, em frente
a TV, e podemos assistir a sonda Opportunity passeando sobre o solo de
Marte ou a nave Cassini , voando entre os anéis de Saturno. Essa odisséia
teve início em 1957, com o lançamento do primeiro satélite artificial, o
Sputinick soviético, e até o início da década de 90, todos os planetas do
Sistema Solar, exceto Plutão, já tinham sido visitados, fotografados e
mapeados por sondas espaciais. Entre esses equipamentos estão as pioneiras
sondas Pioneers e Voyagers. A Pioneer 10, hoje é o objeto humano mais
afastado do nosso planeta e o primeiro a enfrentar o espaço interestelar.
Lançada há mais de 30 anos, fez observações diretas de Júpiter. As naves
Voyager 1 e 2, há mais de 26 anos no espaço, exploraram os planetas gigantes
Atualmente, fazem parte da missão de exploração das fronteiras do Sistema
Solar. Em 1990 os Estados Unidos lançaram o HST (HubbleSace
Telescope), com capacidade de observar eventos a mais de 10 bilhões de
anos-luz da Terra. Com ele pôde-se visualizar grandes nuvens de gás e
poeira dentro da nossa galáxia, contendo outros sistemas planetários em
diferentes estágios de evolução.
Essas são as fontes do conhecimento que temos atualmente a
respeito do Sistema Solar. Basicamente duas: a observação de
componentes do nosso próprio sistema planetário, por meio de sondas
interplanetárias, e a observação de estrelas nos estágios iniciais de formação
através de telescópios terrestres ou espaciais, e de outros detectores.
2. O SISTEMA SOLAR
Trabalhando no Quebra-Cabeças
“A Terra saiu do abismo, Eros
a seu lado. Pariu Urano, o
céu estrelado, e Pontos, o
mar fecundo, depois unindi-se
a eles, todos os deuses e
todas as coisas.” (Hesíodo)
3
Qual a origem do Sistema
Solar?
Quão comum é a presença
de sistemas planetários
ao redor das estrelas?
Quais as condições que
favoreceram o surgimento
dos planetas rochosos?
Há vida em outro lugar no
sistema solar? Se não, por
que Terra é especial?
Há vida além do sistema
solar? Vida inteligente?
Se há 100 anos, quase nada se sabia sobre o Sistema Solar, nas três
últimas décadas proveram a astronomia de uma tamanha quantidade de
informações, que esse quadro de desconhecimento mudou completamente.
Num trabalho de detetive, astrônomos utilizaram os dados para montar o
quebra-cabeças de “proporções astronômicas”: explicar como ocorreram a
origem, formação e evolução do Sistema Solar. Essa não foi uma tarefa
simples, pois não se sabe exatamente quais eram as condições reinantes
naquele período. Os astrônomos estudaram os constituintes do nosso
sistema em busca de vestígios do passado e em especial, os corpos celestes
inértes (sem atmosfera ou atividade vulcânica) que conservaram intacta a
memória da origem do Sistema Solar (na Terra tudo se modifica
rápidamente). Também a observação de outros sistemas planetários ajudou
a esclarescer diversos aspectos da arquitetura do nosso próprio Sistema,
admitindo que a maioria das estrelas tenha passado pelos mesmos processos
básicos durante seu estágio de formação. Esse contexto facilitou o
desenvolvimento de diversos modelos científicos, um dos quais foi eleito
pela comunidade astronômica, como sendo o mais consistente: a Teoria da
Condensação. Ainda assim, essa hipótese está em processo de construção,
ou seja, não é definitiva ou abrangente o suficiente para explicar todas as
características apresentada pelo Sistema Solar.
Nesse capítulo, iremos recuar o pensamento à gigantesca nuvem de
gás e poeira que nos deu origem e delinear o cenário do início e evolução
de nosso sistema planetário. Seguiremos os passos que levaram os cientistas
a explicar nosso Sistema Solar com suas características que possibilitaram
a nossa existência. E combinando as informações recolhidas, verificaremos
a probabilidade de vida em outros mundos.

4. 2.1 Como foi o início?
ƒCada planeta está relativamente
isolado no espaço e a distâncias
que seguem uma regra específica.
ƒNosso Sistema Solar possui os
planetas próximos ao Sol
(telúricos, por parecerem com a
Terra), rochosos e com poucos
satélites, atmosferas moderadas
e pequena velocidade de rotação
e os mais afastados do Sol
(jovianos, por parecerem com
Júpiter), gasosos, atmosferas
espessas, movimento de rotação
rápido e muitos satélites e anéis.
ƒAs órbitas dos planetas estão situadas próximas de um mesmo plano (com exceção de Plutão).
ƒA maioria dos satélites conhecidos que giram ao redor dos planetas tem a mesma direção orbital que o movimento de rotação desses mesmos planetas.
ƒA direção do movimento de rotação dos planetas em torno de seus eixos (exceto Vênus e Urano) é a mesma do Sol, em torno de seu eixo.
ƒAs órbitas planetárias são elípses aproximadamente circulares (com exceção das de Plutão e Mercúrio).
ƒA direção da órbita dos planetas ao redor do Sol é a mesma com que o Sol gira, em movimento de rotação, em torno de seu eixo.
ƒOs cometas de longo período podem vir de todas as direções e inclinações em contraste com as órbitas coplanares de planetas, satélites, asteróides e cometas de curto período.
Há muito tempo nossa espécie tenta compreender a origem e a
estrutura da Terra e de tudo o que existe ao seu redor. Seria nosso mundo
uma semiesfera apoiada em quatro elefantes, como acreditavam os antigos
indianos, ou o produto do amor entre deuses egípcios, Geb ( Terra) e
Nut (céu)? Cada povo desenvolveu sua própria estória para explicar o
surgimento do mundo, mas os instrumentos astronômicos foram
coletando informações, fornecendo novas pistas e modificando a maneira
de entender nosso sistema planetário. O homem pré-científico
considerava-se colocado no centro do mundo e de algum modo,
acreditava ser ele e para ele a razão de tudo o que foi criado. Desde
Copérnico sabemos que a Terra não é o centro do universo e nem mesmo
o centro do nosso Sistema Solar. Empreendeu-se uma longa jornada até
alcançar o desenvolvimento dos modelos científicos da atualidade e muito
há ainda o que caminhar para entender o que é nossa espécie e seu papel
no universo.
O fato é que a ciência exige bem mais do que apenas boas estórias
para explicar qualquer coisa. Uma teoria científica tem que se ater aos
fatos, ser verificável e capaz de fazer previsões. Assim, qualquer modelo
científico criado para explicar nosso mundo teria que ser capaz de
esclarecer a sua origem, suas estruturas química e física (box 2.1) e as
semelhanças e divergências observadas nas características
planetárias.Tem que explicar também a composição e o comportamento
dos “ escombros” (asteróides e cometas) presentes em nosso sistema.
Box 2.1 - Exigências do modelo
As peças do quebra-cabeças
Fig 2.1 - Região na Nebulosa Eta
Carinae com nuvens de poeira e
gás que contém sistemas solares
embrionários.
Então vamos lá: o que realmente sabemos? O que as presentes
propriedades do Sistema Solar revelam a respeito da sua origem e
evolução que propiciaram a nossa existência?
Observando a arquitetura do nosso sistema, percebemos que é
muito organizada e que a idade de seus componentes é uniforme demais
para ser o resultado apenas de eventos aleatórios. Certamente não se trata
de um punhado de objetos orbitando caoticamente, por isso, é improvável
que o Sistema Solar tenha sido formado por acaso, devido à acumulação
lenta de “planetas” prontos e apenas capturados pelo Sol. Na realidade, os
fatos apontam para uma origem e formação únicas, em torno de 4,6 bilhões
de anos, idade determinada por meio do decaimento radioativo em
meteoritos (leitura complementar 2.1). Devemos ficar atentos quanto ao fato
de que nem todas as circunstâncias planetárias atuais estão diretamente
associadas ao desenvolvimento do estado inicial do Sistema Solar, já que
houve tempo para os planetas evoluírem após sua formação, gerando uma
longa lista de peculiaridades.
O nosso Sistema
4
ƒOs asteróides são muito antigos
e tem características que não são
típicas de planetas ou satélites.
ƒO Sol gira lentamente e só tem
1% do momento angular de nosso
sistema, mas 99,9% de sua
massa, enquanto os planetas são
possuem 99% do momento
angular e só 0,1% da massa
total.

5. Teorias de formação do nosso Sistema
Box 2.2 - As falhas na Teoria de
Laplace
Fig 2.2 - Selo
com a estampa
de Simon de
Laplace
Laplace imaginou que ao girar, a
nebulosa solar deixaria para trás
uma série de anéis que se
transformariam em protoplanetas
orbitando em torno de um proto-Sol.
A descrição do colapso e do
achatamento da nebulosa solar era
essencialmente correta, mas
quando os astrônomos modernos
usaram computadores para estudar
os aspectos mais sutis do problema,
alguns erros foram verificados na
teoria nebular de Laplace. Os
cálculos mostraram por exemplo,
que os anéis do tipo previsto pela
teoria, dificilmente se formariam e,
se isso ocorresse, não se
condensariam transformando-se em
planetas, mas tenderiam a
dispersar-se.
Há dois tipos básicos de explicações para a formação do Sistema
Solar. As teorias Evolucionárias, propõem a origem em termos de processos
relativamente lentos e graduais. As grandes alterações são
resultados do acúmulo de pequenas mudanças. As teorias do
tipo Catástrofe, por sua vez, explicam a origem por meio de
processos relativamente rápidos, até abruptos e freqüentemente,
acidentais. Há uma certa tendência dos cientistas em preferir
propostas evolucionárias, talvez porque essas tenham se saído
melhor ao longo da história da ciência, mas também porque de
algum modo, explicações de eventos previsíveis seguidos de
desdobramentos graduais parecem atrair mais que ocorrências
com mudanças súbitas e intensas. É interessante lembrar que a
maioria dos mitos pré-científicos, pelo contrário, freqüentemente
explicam a origem do nosso mundo em termos cataclísmicos.
A escolha do modelo de formação de sistemas planetários
leva também a uma outra questão: a possível existência de
vida extraterrestre. A quantidade de planetas existentes no universo define
a probabilidade de encontrarmos ambientes favoráveis à existência de
diferentes formas de vida. E a quantidade desses astros é resultado de
fenômenos estelares. Modelos que considerem a formação de um sistema
planetário como um evento raro (a colisão entre duas estrelas, por exemplo)
levarão a considerar a vida extraterrestre também como um processo raro.
Por outro lado, se a escolha recair num Modelo Evolucionista, que considera
a formação de sistemas planetários como um evento comum na origem da
maioria das estrelas, aumentará muito a probabilidade de existir vida fora
da Terra.
Hipótese da nebulosa primitiva
“O homem surge
num pequeno
planeta, quase
imperceptível na
vasta extensão do
Sistema Solar. Ele
próprio é apenas
um ponto insensível
na imensidão do
espaço. Os sublimes
resultados aos quais essa
descoberta levou , podem
consolá-lo do limitado lugar
a ele atribuído no universo.”
Simon Laplace
5
A primeira teoria científica sobre a formação do nosso sistema foi
evolucionária e emitida, em 1644 pelo filósofo francês René Descartes
(1596-1650), que imaginava sua origem a partir de uma “nebulosa” (palavra
originária do latim, nébula, que significa “nuvem”). Mais tarde, foi atribuída
a uma colisão entre duas estrelas. Em 1755, o filósofo alemão Immanuel
Kant (1724-1804) sugeriu a teoria da Nebulosa Solar Primitiva (NSP),
que é um exemplo de teoria evolutiva e descreve o desenvolvimento do
sistema como uma série de passos graduais e naturais. O matemático francês
Pierre-Simon de Laplace (1749-1827), trabalhando independentemente
na mesma idéia, apresentou-a em 1796 no seu livro Exposition du System du
Monde. Laplace propôs que, como todos os planetas estão aproximadamente
num mesmo plano, giram em torno do Sol e em
torno de si mesmos numa mesma direção (com
exceção de Vênus), só poderiam ter se formado
de uma mesma grande nuvem de partículas em
rotação. Essa hipótese sugeriu o seguinte cenário:
imagine uma enorme nuvem rodopiante de gás
interestelar, de dimensões bem superiores às do
atual Sistema Solar e animada com um lento
movimento de rotação, que começa a colapsar.
Uma vez iniciada a contração, a força
gravitacional da nuvem, atuando sobre si mesma,
acelera o colapso e à medida que a nuvem contrai,
a rotação aumenta. A nuvem assume uma forma
discoidal com uma concentração central maior,
dando origem ao Sol (figura 2.3).
Fig 2.3 - A NSP (Nebulosa Solar
Primitiva) começa a colapsar e
o material da nuvem irá adqüirir
uma estrutura discoidal.

6. Essa idéia foi sugerida em 1745, pelo naturalista francês Georges Buffon
(1707-1788) e segundo ele, o Sistema Solar teria se originado a partir dos
dejetos pr
oduzidos pela colisão entre o Sol e um objeto maciço (ao qual
chamou de cometa). Em 1900, essa hipótese foi resgatada pelo geologista
Thomas Camberlin (1843-1928) e pelo astrônomo Forest Moulton (1872-
1952). Sua proposta era que outra estrela, deslocando-se dentro da galáxia,
passou muito próxima do Sol (quando relativamente jovem) causando
imensas marés. A interação gravitacional entre esses astros teria
provocado o lançamento de gigantescos jatos de gases a partir do Sol
para o espaço. E a partir desse material em volta da nossa estrela é que
teriam se formado os planetas. Uma variante dessa teoria foi formulad
a
pelos astrônomos James Jeans (1877-1946) e Harold Jeffreys(1891-
1989). Para eles, a maré causada no Sol devido a aproximação de outra
estrela geraria apenas uma única erupção de gás. Esse filamento gasoso
seria mais grosso no centro e fino nas extremidades e ao esfriar, teria
se
separado em regiões independentes, cada uma dando origem a um
planeta (box 2.3). A forma do filamento justificaria o fato de os planetas
centrais Júpiter e Saturno, serem maiores que os demais.
De fato, a hipótese da colisão entre o Sol e outra estrela fornecia
algumas respostas: o porquê dos planetas orbitarem na mesma direção que
o Sol gira em torno de seu eixo e a razão pela qual as órbitas planetárias
estão praticamente no mesmo plano (coplanares).
Teoria da Catástrofe
Observou-se que a teoria da NSP realmente explicava
muitas das regularidades do Sistema Solar, mas em outros casos
chegava a conclusões que estavam em franca oposição aos fatos
verificados. Teoricamente, quando nuvens formadoras de estrelas
se contraem, espera-se que girem mais rápido, do mesmo modo
que patinadores no gelo o fazem ao encolher os braços. Ou seja,
quanto mais concentrada a massa da nebulosa, mais rapidamente
ela deveria girar, segundo o princípio da concervação do momento
angular (Para saber mais 2.1), mas não é o que se observa.
Atualmente, o Sol é 100 vezes mais lento no seu movimento de
rotação, do que o previsto pela hipótese nebular. Além disso, a
teoria não explicava a diferença de composição entre os planetas
gigantes e os terrestres (box 2.2). Ainda outra questão, referia-se à
emissão de anéis gasosos pelo protosol. Cálculos mais apurados
mostraram que esse fenômeno só aconteceria se o Sol tivesse uma
velocidade de rotação 200 vezes maior que a atual. Essas
dificuldades da teoria fizeram com que fossem construídas ou
resgatadas outras hipóteses explicativas para a origem e evolução
do nosso Sistema Solar, entre elas a que ficou conhecida como
Teoria da Catástrofe.
1
2
3
4
5
6
Box 2.3 -
Teoria das Catástrofes
Uma estrela
aproxíma-se do
Sol quando
jovem.
A aproximação
provoca imensas
marés devido a
interação
gravitacional.
Um grande jato de
gases é projetado
para fora Sol.
Esse material
principia a
condensar-se.
O material
lançado pelo Sol
continua a
condensar-se
formando os
planetas.
Os planetas
formados
continuam girando
em torno do Sol
mantendo a
direção.
Fig 2.3 - Nossa galáxia inteira
está coberta de lixo com pedaços
grossos e pequenos de matéria
fria e rochosa que têm tamanhos
que variam de 10
-7
m a 0,01mm
de diâmetro.
6
As questões em aberto
Os planetas se formarão a partir do material no disco
seguindo esse processo: o aumento da velocidade de rotação da
massa central provocará o desprendimento de um anel gasoso, que
continuará a girar independentemente, e posteriormente, formará
um planeta. Esse processo se repetirá algumas vezes, e a partir
daí, o “proto-Sol” passará a girar mais lentamente. Uma importante
implicação da hipótese NSP, é que se todas as estrelas se formarem
como o nosso Sol, deverão então nascer com planetas.

7. “Se os planetas
forem resultado da
aproximação de
duas estrelas e
como sabemos, as
estrelas estão
incrivelmente
espalhadas pelo
espaço, então esse
encontro deve ser
um evento
extremamente raro.
Assim, a Astronomia não sabe
se a vida é ou não importante no
esquema das coisas, mas ela
começa a sussurrar que,
certamente, deve ser rara.”
James Jeans
Figura 2.5 - Astrônomo
americano na
Universidade de
Chicago que, junto com
Moulton, desenvolveu
uma variante da Teoria
da Catastrófe sobre a
origem dos planetas.
A visão moderna
O material Interestelar
A partir da observação da formação e evolução de
sistemas planetários em outras regiões da galáxia e da suposição
de que os mesmos processos básicos devem ter ocorrido para
a maioria das estrelas durante seu estágio de formação, foi sendo
construída a visão moderna para a origem do Sistema Solar.
Descendente direta da teoria de Laplace, esse modelo denominado “Teoria
da Condensação”, elaborada em 1948 por Fred Hoyle e Hannes Alfren e
refinada ao longo dos anos por eminentes pesquisadores como Safronov -
1969, Cameron -1969, Hayashi -1970, combina a hipótese nebular com
novas informações sobre química interestelar, eliminando a maioria dos
problemas da teoria que lhe deu origem. O ingrediente novo e fundamental
no quadro moderno é a presença da poeira cósmica interestelar na nebulosa
solar (figura 2.3).
A cena se passa há 4,5 bilhões de anos quando o universo já existe
há 15 bilhões de anos e muitos bilhões de estrelas em nossa galáxia já
existiram, evoluiram e explodiram. Seus destroços misturamra-se aos gases
primordiais do cosmos fornecendo a quantidade de substâncias necessárias
para produzir planetas e coisas vivas. Está montado o
cenário para o surgimento do nosso Sistema Solar.
A nossa galáxia assim como todo o universo,
continha origináriamente apenas Hidrogênio
e Hélio (e traços de Lítio), além da radiação.
Os elementos pesados tais como Ferro (Fe),
presente em nosso sangue, ou o Oxigênio
(O) que respiramos, e também o Silício (Si)
e o Carbono (C), foram todos produzidos no
interior de estrelas massivas (acima de 8
massas solares). O espaço entre as estrelas ou
meio “interestelar” está permeado por grãos de
pó microscópicos, compostos com esses
elementos, num processo cumulativo resultante
da destruição de determinadas estrelas, no final de
sua vida evolutiva.
É nesse meio de nuvens interestelares compostas
pelas cinzas de gerações anteriores, onde nascem as novas estrelas e é
para ele que retornam todos esses elementos quando estrelas velhas e
massivas explodem.
Nessa “reciclagem cósmica”(figura2.4), o
enriquecimento da região interestelar com elementos pesados, faz com que
estrelas mais jovens tenham uma pequena proporção desse material em
sua composição. Quando o Sol se formou, apenas 2% do Hidrogênio da
galáxia tinha se convertido em elementos pesados, mas foi o suficiente
para formar os asteróides, os planetas rochosos e os seres vivos.
As falhas do sistema
A Teoria da Catástrofe foi muito popular até a década
de 30, mas cálculos posteriores detectaram algumas falhas. Um
dos problemas estava relacionado aos gases que teriam sido
expelidos pelo Sol em função devido à aproximação ou colisão
com outra estrela. Lyman Spitzer (1914-1997) mostrou em 1939
que esses gases, por estarem muito quentes, teriam se dispersado
ao invés de concentrar-se para formar planetas. Henry Russell
(1877-1957) verificou em 1943, que se esse material fosse
arrancado do Sol com impulso suficiente, não teria entrado
em órbita, mas escapado da gravidade solar. Esses e outros
problemas mostraram-se intransponíveis, fazendo com que esse
modelo fosse abandonado e se retomasse a Teoria da Nebulosa,
com alguns ajustes.
7
Fig 2.4 - As supernovas, explosões
de estrelas massivas no final da sua
vida evolutiva, lançam para o
espaço escombros com todos os
elementos pesados que geraram
dentro delas. Como uma reciclagem
cósmica, esses elemento irão fazer
parte de novas estrelas, seus
planetas, montanhas,
plantas, animais e
pessoas.

8. 2.1 Como foi o início?
Fig 2.5 - Aglomerado estelar NGC
1850 localizado em uma das galáxias
satélite, a Grande Nuvem de
Magalhães.
Fig 2.6 - Na figura vemos o tempo
médio que o material permanece em
cada etapa da formação de uma estrela
e seus planetas.
8
Fig 2.7 - A onda de
choque produzida pela
supernova é o início da
formação de novas
estrelas.
Os mecanismos que desencadeiam o colapso
Qual mecanismo desencadeia o colapso final dessa imensa nuvem
é incerto, mas deve envolver algum empurrão externo como a explosão de
uma supernova nas vizinhanças (figura 2.7), ou talvez a extinção dos campos
magnéticos que dão sustentação à nuvem ou ainda, porque a turbulência
se dissipa. O que sabemos é que quando as regiões mais densas da nuven
molecular começam a desmoronar sobre si mesmas, devido à gravidade,
estrelas podem se formar. A massa crítica ou necessária para gerar a
instabilidade inicial é a chamada Massa de Jeans e
estabelece o nível abaixo do qual a nuvem não entra em
colapso. Os valores típicos da massa de uma nuvem
molecular em contração, situam-se entre 1mil e 1 milhão
de vezes maior que a massa do Sol, podendo um único
colapso produzir dezenas e até milhares de estrelas (figura
2.5). O tempo necessário para esse processo é de milhões
de anos (figura 2.6). A medida que a estrutura entra em
colapso, deixa de se estabelecer a pressão para suportar
as camadas imediatamente acima dela (Leitura
complementar 2.1- Embriões estelares), de modo que o colapso
continua a ocorrer de dentro para fora. Enquanto o gás
molecular é atraído continuamente para dentro, em
direção a um ponto de acumulação, as altas desidades próximas a esse
centro forçam a produção de uma protoestrela (figura 2.9-A e B). O período
necessário para a formação de uma estrela, representa uma pequena fração
da vida estelar e no caso do nosso Sol, equivale a um dia na vida de uma
pessoa (figura 2.6).A historia da Nebulosa Solar Primitiva (NSP) começa quando
um fragmento que dará origem ao Sistema Solar, adquire individualidade.
As observações modernas indicam que concentrações relativamente densas
de gás e poeira interestelar (que para os padrões da Terra
são extremamente rarefeitas) conhecidas como nuvens
moleculares, estão no processo de colapsar em estrelas.
Essas são regiões extremamente frias com temperaturas
da ordem de 10K (-270°C) e essas baixas temperaturas
favorecem a aglomeração, a densidades maiores, das
moléculas de monóxido de carbono (CO) e hidrogênio
(H
2
), materiais mais comuns nas nuvens de gás
interestelar. As nebulosas contém também pequenas
partículas de gelo e grãos de poeira cuja composição é
mais complexa (tabela 2.1). Campos magnéticos e
movimentos turbulentos sustentam as nuvens, mas no
final, elas colapsam sob a própria gravidade.

9. Os principais processos que deram forma ao nosso Sistema
9
Fig 2.8 (A) - Aglomerado do Trapézio
na Nebulosa de Órion.
Fig 2.9 - (A) Uma parte mais densa de
uma nuvem molecular colapsa
gravitacionalmente, destacando-se do
restante da nebulosa. (B) Devido a
conservação do Momento Angular, esse
fragmento adqüire um formato discoidal.
A região central é mais densa e quente e
forma a protoestrela. (C) O disco em
rotação evolui lentamente para um
sistema planetário. Matéria continua a
cair em direção a protoestrela
aumentando muito o seu tamanho. (D) A
queda de matéria em direção ao centro é
interrompida quando se iniciam as
reações de fusão nuclear no centro da
protoestrela, que a partir daí passa a ser
uma jovem estrela T-Tauri. Esse
fenômeno produz um forte vento de
radiação e partículas a partir da estrela.
(E) Esse vento “varre” os escombros
para regiões mais distantes do centro do
sistema planetário.
VISÍVEL INFRAVERMELHO
A primeira parte do processo - o aquecimento da Nebulosa
A contração na NSP se produz, inicialmente, em “queda livre” ou
seja, apenas sob a sua própria gravidade, resultando numa concentração
maior perto do centro que no resto da nuvem. Essa zona central é a primeira
a tornar-se opaca e a aquecer e a medida em que gás vai em sua direção, o
corpo estelar embrionário fica cada vez maior. As primeiras fases do colapso
não são visíveis, pois só é possível perceber o processo quando massa
suficiente for acumulada nesse centro. A “chuva torrencial” de matéria
nebular que se desloca à esse núcleo, possui uma enorme quantidade de
energia de movimento denominada Energia Cinética, resultante da interação
gravitacional. Com esse aumento de densidade na região central, surge uma
pressão que tende a refrear a queda na direção do centro e deter a contração.
Num certo momento, a pressão praticamente contrabalança a contração
(que passa a ocorrer mais lentamente) e surge então um núcleo denso e
bastante estável, que constitui o embrião estelar ou protoestrela.
A seqüência é a seguinte: assim como outras nuvens de gás e poeira, a NSP
tem uma certa energia armazenada devido a presença da gravidade. Essa
energia é chamada de “ Energia Potêncial Gravitacional” que, ao longo do
processo de contração, transforma-se em outros tipos de energia (princípio
da concervação da energia - Para saber mais 2.2). Esse gás em colapso converte
Energia Potencial Gravitacional em movimento, ou seja, em Energia Cinética.
As partículas desse gás, movimentam-se rapidamente, colidindo umas com
as outras e contra a superfície estelar em crescimento, causando um
acréscimo de agitação no material da nuvem e portanto, num aumento de
sua temperatura. Ou seja, a transformação da Energia Cinética em Energia
Térmica Interna da nuvem, faz com que a sua temperatura suba. A Nebulosa
Solar é mais quente próxima ao seu centro, onde grande parte do material
da nuvem colapsa para formar o protosol.
Depois que esse fragmento se destaca das
outras partes da região de formação estelar, pode-
se considerá-lo como um objeto bem definido,
com identidade própria e campo gravitacional
relativamente dissociado do restante da nuvem.
Seu diâmetro é algo em torno de 200 UA, o
dobro da distância média atual entre Plutão e o
Sol. A partir daí, a NSP passa por três principais
processos: a temperatura da NSP aumenta a
medida que ela colapsa (princípio da conservação
da energia), a NSP gira mais rápido a medida
que se contrai e o seu raio diminui (princípio da
conservação do momento angular) e a NSP vai
assumindo uma forma discoidal, o disco protoplanetário, onde se formarão os
planetas.
(A) (D) (E)(B) (C)
Energias se transmutando

10. 2.1 Como foi o início?
Ao atingir alguns milhares de graus Celcius, a protoestrela, na região cen-
tral da NSP, começa a irradiar tornando-se uma fonte de infra-vermelho (a
colisão entre as partículas que colapsam, exitam alguns átomos que passam
a emitir fótons). Durante algum tempo a radiação emitida pela protoestrela
tem origem nesse processo.Na realidade, a estrela em formação está, nessa
fase, embutida numa espessa nuvem de gás que a oculta
completamente.Toda a luz gerada pela protoestrela é, na verdade, absorvida
pelo material circundante para depois ser novamente irradiada, mas em
fótons de energia mais baixa, na faixa do infravermelho. Assim, o ponto
chave é: quando a nebulosa se contrai, ela sofre aquecimento ou seja, como
resultado da contração nebular ocorre a transformação de parte da energia
gravitacional inicial em energia térmica e energia radiante (liberação de
fótons). A protoestrela tem inicialmente, apenas cerca de 1% de sua massa
final, mas mais material continua a cair em direção à região central e a
protoestrela que começa a produzir um vento forte em que partículas são
projetadas para fora com velocidades acima de duzentos quilómetros por
hora (com essa velocidade poderíamos dar a volta à Terra em apenas três
minutos). Esse forte vento estelar (radiação e partículas) produzido pela
protoestrela e lançado para fora, vence a chuva de material nebular que
entra e o corpo estelar separa-se do material da nuvem. Assim nasce a
estrela que passa a ser ópticamente visível, pois a nebulosidade que a rodeia
torna-se mais tênue e, portanto, mais transparente. O núcleo quente aparece
como uma estrela avermelhada e de enorme diâmentro.
A formação de Discos Proplanetários e a Conservação do Momento Angular
10
Fig 2.10 - Na figura podemos observar
a contração da NSP ao mesmo tempo
em que o material nebular, em sua
maioria, desloca-se para o disco.
Figura 2.11 - Nebulosas são, freqüentemente, locais
de formação de estrelas, mas podem permanecer
imperturbaveis por milhões ou bilhões de anos, a
espera das condições adequadas à formação de
objetos estelares. Eventualmente, uma perturbação
gravitacional, devido a passagem de uma estrela ou a
explosão de uma supernova, pode causar turbulências
e ondas de choque dentro da nuvem fazendo com que
a matéria nebular se subdivida em aglomerações.
Essas aglomerações começam a crescer, devido a
atração gravitacional, até atingir a massa crítica
suficiente para inicíar o colapso da nebulosa. A
contração da nuvem implica num aumento de
temperatura e quando o núcleo da protoestrela alcança
cerca de 10 milhões de graus Celcius, começam as
reações de fusão nuclear e a estrela nasce. O vento
solar da estrela sopra para fora todo o excesso de gás
e poeira remanescentes na sua próximimidade. Foram
obervadas várias nebulosas que podem ser berçários
estelares. A s nebulosas da Águia, e Orion são locais
ativos de formação estelar.
De acordo com a hipótese de Laplace, as estrelas surgem da acreção
gravitacional; logo, os astrônomos esperavam ver sinais de gás deslocando-
se rapidamente em direção ao núcleo. Para sua surpresa, eles descobriram
que o gás, na forma de moléculas, estava na verdade se deslocando para
fora. Normalmente, são encontrados dois lóbulos gigantes de gás molecu-
lar, um de cada lado de estrelas jovens. Tipicamente de alguns anos luz de
comprimento, esses lóbulos tem massas similares ou até maiores que a
massa da estrela jovem, e se afastam com uma velocidade de vários
quilômetros por segundo. Essas áreas, como pequenas nuvens, hoje
conhecidas como objetos de Herbig-Haro são formados por gás aquecido
que escapa da estrela. Os jatos têm uma temperatura de cerca de 10 mil
kelvins (1273ºC) e contêm cem átomos por cm
3
: mais densos do que a
vizinhança, mas ainda menos densos do que o melhor vácuo produzido na
Terra.

11. Um dado observacional obtido a partir da análise das órbitas
planetárias, no Sistema Solar, mostra que todas as órbitas dos planetas são
quase-circulares e, principalmente, têm inclinações pequenas. Isto quer dizer
que nosso sistema planetário formou-se a partir de algo inicialmente
“achatado”, semelhante a um disco. De fato, a produção estelar é
acompanhada pela produção de um disco nebular circundante de gás e
poeira que, mais tarde, pode dar origem aos planetas. Essa estrutura gira
num ritmo muito lento, realizando uma volta em alguns bilhões de anos,
tempo que supera o necessário para a formação de uma estrela. Assim, as
regiões mais externas da nuvem nunca chegam a completar uma revolução
durante o processo de formação estelar. Já as regiões internas na nuvem e
mais próximas ao centro, tem outro comportamento em função da conservação
do momento angular (para saber mais 2.1).
Fig 2.13 -
As partículas da
nuvem rotatória são atraídas
gravitacionalmente para o
centro da nuvem (B). Dividindo
a força gravitacional total em
duas componentes, como
mostra a figura (A): a
componente horizontal mantém
a partícula girando em torno do
eixo de rotação enquanto a
componente vertical, induz a
partícula deslocar-se para o disco.
distância (figura 2.10) mantendo seu momento angular constante. A mudança
de velocidade de rotação é muito expressiva! Sabemos que o
momento angular é proporcional a distância e a velocidade
(ambos em relação ao eixo de rotação). Então, imagine
uma dada porção de material nebular (com massa
constante) deslocando-se de um décimo de anoluz até
1UA (equivalente ao raio médio da órbita terrestre),
valor 100 milhões de vezes menor que a distância
inicial. O fator de decrécimo na distância, tem que
ser o mesmo de acréscimo no ritmo de rotação orbital,
já que o momento angular é constante. Assim, essa
porção de material nebular será 100 milhões de vezes
mais veloz que no início! Noi entanto, se o momento
angular do corpo for muito grande, ele será
Fig 2.12 -
A medida em que a
NSP colapsa e se contrai
vai assumindo uma
estrutura cada vez mais
achatada (discoidal)
até que reste um
disco (onde se
formará os planetas)
e um bojo (onde
estará o protosol).
11
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)(7)
(8)
Uma rotação mais rápida evita que todo o material que colapsa vá para a
região central da nuvem.
A gravidade atrai a matéria radialmente para o centro de massa, mas a
força centrifuga atua perpendicularmente ao eixo de rotação (figura 2.13).
À medida que a nuvem protosolar colapsa, a matéria vai se distribuindo
num disco fino. Ao longo desse disco a massa vai sendo transferida para o
centro ao mesmo tempo em que o momento angular é transferido para a
periferia. Das observações de estrelas em formação sabemos que, ao mesmo
tempo em que a estrela recebe matéria do disco, ocorre também um
escoamento molecular bipolar (jatos), através das duas extremidades do
eixo de rotação (figura 2.15). A teoria proposta por Hoyle e Alfven supõe a
existência de um campo magnético no interior da NSP (figura 2.14) e quando
essa inicia um movimento giratório.

12. 2.1 Como foi o início?
Fig 2.16- Objetos do tipo Herbi-Haro.
11
Os jatos - Objetos Herbing-Haro
Assim, o protosol ejeta para fora, parte da
matéria da NSP e perde, nesse processo,
grande parte de seu momento angular
original passando a ter um movimento de
rotação mais lento. Em protoestrelas
ainda encobertas por gás e poeira, pode-
se ver as duas nuvens produzidas pelos
jatos. Normalmente, são encontrados dois
lóbulos gigantes de gás molecular, um de
cada lado de estrelas jovens (figura 2.16 -
B). Esses lóbulos, com alguns anos-luz de
comprimento, tem massas similares ou até
maiores que a massa da estrela jovem, e
se afastam com uma velocidade de vários quilômetros por segundo. Essas
áreas, como pequenas nuvens, hoje conhecidas como objetos Herbig-Haro
são formados por gás aquecido que escapa da estrela. Os jatos têm uma
temperatura de cerca de 10 mil kelvins (1273ºC) e contêm cem átomos por
cm
3
: mais densos do que a vizinhança, mas ainda menos densos do que o
melhor vácuo produzido na Terra. Perto da estrela, os jatos são estreitos e
mais afastados eles se abrem, alcançando um diâmetro maior que a órbita
de Plutão. Supõem-se que um lóbulo molécular é formado quando o gás
ambiente atravessa o caminho do jato e é acelerado.
A menos da metade da distancia de Mercúrio o disco se aquece a
ponto de ocorrer o chamado “congelamento” do campo magnético do proto-
Sol. Assim, essa parte do disco é compelida a girar com a mesma velocidade
angular do protosol. Como as partículas dessa região estão girando mais
lentamente, esse aumento de velocidade
faz com que muitas sejam lançadas para
Cerca de 100 milhões de anos após o surgimento da NSP, o proto-Sol
começou a produzir um intenso vento que dissipou os últimos restos de
gás e poeira, desobstruindo a passagem para a luz visível. O proto-Sol
estava na fase conhecida como T-Tauri (estrelas jovens de massa
~1M
<&
). O atual vento solar é uma perda de massa muito menos
intensa.
As jovens estrelas no estágio T-Tauri
Em 1993, C. Robert O’Dell, da Universidade Rice,e seus colegas
observaram Órion com o telescópio e viram os discos que Laplace tinha
proposto. O material que havia sido atingido pela intensa radiação e pelos
ventos das estrelas maciças das proximidades, parecia estar evaporando.
O’Dell batizou esses discos como proplys (do inglês protoplanetary disks).
Nas diversas imagens obtidas (figura 2.10), O’Dell detectou, no entanto,
algumas jovens estrelas sem a presença do disco. Ao que parece, alguns
discos evaporam em um milhão de anos, antes que planetas possam se
formar, mas discos similares em ambientes menos violentos parecem
perdurar o bastante para dar origem a planetas.
Fig 2.17

13. Dessa combinação de forças resulta uma concentração
maior de matéria no centro, que vai transformar-se no protosol e,
no plano equatorial, um disco de gás e poeira.
11
Ao iniciar as reações de fusão nuclear, a protoestrela passa a ser
considerada uma estrela jovem, já que sua massa não mais se altera
significativamente e sua evolução futura está definida. Estrelas nestas fases
inicias, chamadas de T-Tauri (figura 2.9-D) são sempre encontradas no in-
terior de nuvens de gás das quais nascem. Um exemplo é o aglomerado do
Trapézio no interior da Nebulosa de Órion (figura 2.8). No caso da NSP, os
fluxos lançados pelo Sol e seus contemporâneos estelares (outras estrelas
formadas a partir da mesma nuvem molecular) contribuíram para eliminar
o gás e a poeira residuais que preenchiam o espaço entre eles (ventos solar
e estelar). Isso provavelmente enfraqueceu o vinculo gravitacional que
mantinha essas jovens estrelas próximas, e ao longo de alguns milhões de
anos, elas se dispersaram. Hoje a mais próxima do Sol esta a cerca de quatro
anos-luz de distância.
Fig 2.10 - Fotos do HSP
(Hubble Space Telescope.
Após alguns milhões de anos, reações de fusão termonuclear
iniciam-se no núcleo e dá fim à queda do gás em direção ao centro
(figura 2.9).
A mudança leve em densidade ativará a contração da nuvem por sua própria
gravidade. Um “ esfera ” conhecido como protostar é formado então. Desde
então não há nenhuma reação nuclear dentro do protostar, um protostar
não é uma estrela contudo. As nuvens que evoluirão a estrelas com uma
massa de 10 a 30 contrato de massas solar para aproximadamente o tamanho
de nosso sistema solar em só 10,000 anos ou assim e se torna O e estrelas
de B. Menos volumoso formam T Tauri digitam estrelas que formarão
estrelas eventualmente de espectral digita G, K ou M. T estrelas de Tauri
são rodeadas por uma nuvem enorme e eles são muito jovens, com baixa
temperatura de superfície. Eles emitem a maioria da luz deles/delas na
região infravermelha e eles se aparecem vermelhos. (Um princípio geral é,
uma reação violenta distribuirá ondas de comprimento de onda curtas, como
raios de gama ou Radiografias; enquanto um processo suave radiará que
comprimento de onda longo ondula, como rádio ou infravermelho.)
Diversas imagens obtidas de protoestrelas obtidas em diferentes regiões da
galáxia mostram que elas tem discos de acreção e jatos. Os jatos não
parecem ser duradouros, aproximadamente 100.000 anos. Em protoestrelas
ainda encobertas por gás e poeira, pode-se ver as duas nuvens produzidas
pelos jatos. os astrônomos esperavam ver sinais de gás deslocando-se
rapidamente em direção ao núcleo. Para sua surpresa, eles descobriram
que o gás, na forma de moléculas, estava na verdade se deslocando para
fora. Normalmente, são encontrados dois lóbulos gigantes de gás molecu-
lar, um de cada lado de estrelas jovens. Tipicamente de alguns anos luz de
comprimento, esses lóbulos tem massas similares ou até maiores que a
massa da estrela jovem, e se afastam com uma velocidade de vários
quilômetros por segundo. Essas áreas, como pequenas nuvens, hoje
conhecidas como objetos de Herbig-Haro são formados por gás aquecido
que escapa da estrela. Os jatos têm uma temperatura de cerca de 10 mil
kelvins (1273ºC) e contêm cem átomos por cm
3
: mais densos do que a
vizinhança, mas ainda menos densos do que o melhor vácuo produzido na
Terra. Perto da estrela, os jatos são estreitos, abrindo-se em ângulo de alguns
graus; mais afastados dela, eles se abrem em leque, alcançando um diâmetro
maior que a órbita de Plutão. A explicação mais aceita é: um lóbulo
molécular é formado quando o gás ambiente atravessa o caminho
do jato e é acelerado.