A formação e evolução do Sistema Solar, durante o Hadeano iniciou-se com a contração da Nebulosa Solar original, provavelmente devido às ondas de choque de uma supernova próxima. Seguiu-se o colapso gravitacional da Nebulosa Solar num disco rotativo com a maior parte da massa concentrada no centro, na forma de gás hidrogênio (H2), formando o proto-Sol. A compactação gravitacional continuou até que se iniciou a fusão nuclear de hidrogênio em hélio (He), com liberação contínua de luz e calor pelo Sol.
Partículas de poeira de composição diversa, vestígios de estrelas extintas, acumularam-se num disco de acreção proto-planetário ao redor da estrela nascente. Os mais antigos materiais sólidos do Sistema Solar são inclusões ricas em cálcio e alumínio (Calcium-Aluminum-rich Inclusions – CAIs), com idades de até 4,566 bilhões de anos, encontradas em meteoritos condritos carbonáceos, as quais estabelecem uma data-limite inicial para a formação planetária. Materiais rochosos e metálicos conseguiram se solidificar nas temperaturas mais elevadas próximo do Sol, enquanto o vento solar varria os materiais mais leves como água (H2O), amônia (NH3) e metano (CH4) para longe, onde as temperaturas mais baixas permitiram sua solidificação.
Grãos de poeira agregaram-se uns nos outros até que os planetésimos ficassem grandes o bastante para começar a atrair material com seus próprios campos gravitacionais. Seu crescimento desenfreado levou a dezenas de proto-planetas que se chocavam violentamente uns com os outros. A Terra e a Lua formaram-se, segundo a hipótese do Big Splash, quando um proto-planeta de tamanho aproximado ao de Marte colidiu com outro com cerca de metade do tamanho da Terra atual. Esse impacto deixou a Terra 2/3 completa e atirou grande quantidade de material em sua órbita, o qual se condensou para formar um satélite natural. O proto-Vênus parece ter sofrido também um grande impacto no princípio de sua formação, que foi capaz de inverter o sentido de rotação do planeta. No entanto, como nenhuma lua se formou nesse caso, a colisão deve ter se dado de tal modo que o material ejetado para o espaço se precipitou de volta sobre sua superfície; os dois proto-planetas se fundiram completamente.
A energia das colisões entre os grandes proto-planetas juntamente com o decaimento radioativo de seus materiais formativos geraram uma grande quantidade de calor, de tal modo que os planetas teriam sido inicialmente derretidos. O material mais denso – ferro (Fe) e níquel (Ni) fundidos – afundou para se tornar os núcleos dos planetas, ao passo que material menos denso compôs os mantos. O material de menor densidade – basicamente silicatos – formou uma espécie de escória superficial, o magma, cuja solidificação ocorreu à medida que os planetas esfriaram, originando as crostas planetárias. O ferro da proto-Terra já teria sido drenado para o núcleo quando o grande impacto formador da Lua aconteceu, e o núcleo de ferro do outro proto-planeta afundou e fundiu-se com o da proto-Terra. Desse modo, o material que formou a Lua era originário de mantos rochosos, carentes de ferro, o que explica sua densidade mais baixa que a da Terra.
Os primeiros planetas a se formar na parte mais externa da Nebulosa Solar agregaram ainda boa parte do material volátil presente nessa região, originando os planetas gigantes gasosos – Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Outros mundos formados nessa área acabaram capturados gravitacionalmente por estes gigantes, tornando-se suas luas. Por terem se formado em regiões mais distantes, esses últimos frequentemente possuem muito gelo de água e de amônia, tanto em suas crostas quanto em seus mantos. É provável que o manto da lua Europa, de Júpiter, seja um oceano de água, e possível que mares de metano e etano líquidos banhem a gélida superfície da lua Titã de Saturno, coberta por densa atmosfera rica em hidrocarbonetos.
As superfícies de vários corpos planetários revelam que até cerca de 3,8 bilhões de anos os mundos recém-formados foram continuamente bombardeados por detritos meteóricos. Por fim, planetésimos que não se agregaram permaneceram no Cinturão de Asteroides, entre Marte e Júpiter, no Cinturão de Kuiper, além de Netuno, ou foram catapultados gravitacionalmente por Júpiter para a Nuvem de Oort, nos confins do Sistema Solar. Os do primeiro grupo têm composição rochosa ou metálica, enquanto os dos dois últimos têm bastante gelo em sua composição, bem como vários compostos de carbono (C), nitrogênio (N) e enxofre (S). Caso suas órbitas os levem às regiões internas do Sistema Solar, seu gelo é volatilizado pela energia do Sol e carregado pelo vento solar, formando uma cauda brilhante – são os cometas.
Cronologia do Sistema Solar
Nenhum comentário:
Postar um comentário