Escrito por Ruth Hinrichs e Carla C Porcher Introdução A questäo mais central da cosmologia, que concerne a compreensäo do universo como um todo, Å a questäo da origem deste sistema complexo. O modelo da criaçäo sébita, mais conhecido como Big Bang, foi proposto por Georges LemaÜtre e George Gamow. Este modelo simples, que propáe a origem como sendo um evento explosivo, explica as propriedades do Universo atual e Å corroborado por muitas evidàncias recentes da pesquisa astronâmica. PorÅm a nossa observaçäo do Universo - vasto em tempo e espaço- Å limitada ao curto peräodo da histãria da humanidade, de modo que os dados observacionais säo necessariamente limitados. História da Cosmologia Considerando os måtodos observacionais disponäveis para a astronomia atå os tempos modernos, Å perfeitamente compreensävel que a humanidade se contentou com um modelo de Universo que fosse eståtico e infinito, servindo de coreografia imutåvel para o mecanismo preciso de revoluçäo de Sol, Lua e planetas. A revoluçäo de Galileo apenas tirou a Terra do centro do sistema, propondo o sistema heliocàntrico, mas näo modificou a compreensäo do cosmos propriamente dito. No fim do såculo XVIII surgiram as primeiras dévidas sobre a infinitude e a homogeneidade do Universo, formuladas no chamado Paradoxo de Olbers-Chéseaux: Se o Universo for infinito e uniforme, cada årea do cåu deveria ter um némero infinito de estrelas, que somariam uma luminosidade equivalente a da superfäcie da estrela - tornando o cåu claro ç noite. Sã a partir de 1920, com a instalaçäo de um telescãpio potente de 100 polegadas (2,5 m) de diémetro, no Monte Wilson (EUA), o astrânomo Edwin Hubble conseguiu estabelecer que inémeros objetos astronâmicos näo faziam parte da nossa galåxia e lhe foi possävel determinar suas disténcias. Jå havia sido determinada a composiçäo espectral de vårias estràlas extragalåcticas, e era sabido, que vårias delas tinham um desvio espectral - as linhas conhecidas dos elementos se encontravam deslocadas para comprimentos de onda maiores, fenâmeno denominado de red shift atribuädo ç velocidade de afastamento destas estràlas (efeito Doppler). Em 1929 Hubble percebeu, que as velocidades de afastamento e o red shift estavam correlacionados - quanto mais distante a estrela, maior a sua velocidade de afastamento, e concluiu que o Universo se encontrava todo em expansäo. A constante de Hubble, que indica esta relaçäo entre disténcia e velocidade de afastamento, permite estimar a idade do Universo como sendo de 10-20 bilháes de anos. Em 1965 Arno Penzias e Robert Wilson (Bell Labs) descobriram uma radiaçäo uniforme, proveniente de todos os quadrantes do cåu, cuja frequància ficava na regiäo de 5-10 cm -1. Perceberam imediatamente que se tratava da radiaçäo fãssil, remanescente do Big Bang, que tinha sido prevista em 1949 por Gamow. De fato o espectro da radiaçäo fãssil corresponde a emissäo de temperatura de um corpo negro a 2.7 Kelvin - os vestägios do gås quente que começou a expandir e esfriar nos primãrdios do Universo.
O modelo da criaçäo explosiva e sébita ( Big Bang ) envolve 4 fases de duraçäo distinta: A era hadrânica, de duraçäo de cerca de 10-4 s, quando o universo era constituädo de prãtons, nàutrons e subpartäculas e governado pela interaçäo forte. Os primeiros instantes desta era estäo totalmente indeterminados e säo denominados de tempo de Planck. A era leptânica, que durou aproximadamente 10 s, quando elåtrons e pãsitrons (partäculas leves: låptons) dominavam o equiläbrio entre prãtons e nàutrons. A era radiante, de aproximadamente 1 milhäo de anos, foi dominada pela energia dos fãtons. Nesta era ocorreu o decaimento de nàutrons (em prãtons, elåtrons e antineutrinos) e a nucleossäntese primordial: nécleos de elementos leves (DeutÅrio, Trätio, HÅlio3, HÅlio4, Lätio7 e Berälio7) se formaram - atå o momento em que os fãtons näo tinham mais energia suficiente para manter os prãtons ionizados - ocorreu a formaçäo de åtomos apartir dos nécleos existentes - e com isso o inäcio da Era estelar: em que o universo deixou de ser opaco e a matåria se adensou localmente, formando e galåxias e estrelas de todos os tipos. A era estelar dura atå hoje e apenas ela Å passävel de observaçäo - quando observamos os objetos mais distantes do Universo, vemos a radiaçäo por eles emitida nos primãrdios da era estelar, que, devido ç velocidade finita da luz, sã nos alcança nos dias atuais. A Era estelar Å um peräodo de intensa atividade - estrelas nascem, passam por uma evoluçäo que depende essencialmente da sua massa, e se desintegram novamente. Nesta evoluçäo estelar ocorre no interior das grandes estràlas a nucleossäntese de elementos mådios e pesados, por fusäo de nécleos mais leves. Estrelas com a massa equivalente ç Massa Solar podem queimar apenas hidrogànio (para He). Estrelas gigantes podem fusionar He produzindo Carbono, Oxigànio e Neânio. Apenas estrelas supergigantes (1000 Massas Solares) podem produzir os elementos mais pesados. Origem do Sistema Solar A origem do Sistema Solar e da Terra O sistema solar Å composto pelo Sol, que concentra 99% da massa do sistema, e por todos os corpos que orbitam a seu redor. Destes, os de maior massa säo os nove planetas conhecidos: MercÉrio, Venus, Terra, Marte (planetas terrestres), JÉpiter, Saturno, Urano, Netuno (planetas gigantes) e PlutÄo. AlÅm dos planetas ocorrem ainda satålites, cometas, asterãides e meteoritos. Tendo acontecido muitos antes do surgimento da espåcie humana, a origem do sistema solar sã pode ser explicada atravås de teorias. Estas säo formuladas com base em fundamentos teãricos e modelamentos matemåticos que procuram explicar as caracterästicas essenciais do Sistema Solar como o conhecemos hoje. è certo que as teorias mostram um modelo simplificado do processo ocorrido e ainda que näo seja possävel dizer qual dessas teorias se aproxima mais da verdade, se Å que alguma delas reflete o que realmente aconteceu na formaçäo do Sistema Solar, as teorias podem ser consideradas como mais ou menos vålidas dependendo da sua capacidade em explicar caracterästicas essencias deste sistema. As principais caracterästicas a serem explicadas säo:
1. Os planetas têm um plano comum de revolução em torno do Sol que corresponde aproximadamente ao plano equatorial do Sol. 2. As órbitas planetares são aproximadamente circulares, as mais excêntricas sendo aquelas dos menores planetas (Mercúrio e Plutão). 3. A maior parte da massa do Sistema Solar se concentra no Sol (M s = 740 x somatório da massa dos demais corpos do sistema). 4. O movimento dos planetas ao redor do Sol acomoda a maior parte do momentum angular (99,5%) do sistema, apesar de o Sol ter a maior parte da massa, característica que teve um profundo efeito sobre as teorias de sua formação. 5. Existe uma diferença significativa massa e densidade entre os planetas terrestres e os planetas gigantes. Esta diferença reflete a composição média (O, Si, Fe e outros elementos pesados nos planetas terrestres e 99% de H e He para os planetas gigantes, que contém apenas cerca de 1% de elementos pesados). As teorias propostas para a origem do Sistema Solar são basicamente derivadas de duas, propostas inicialmente no século XVIII. Entretanto todas as teorias têm dificuldade de explicar todas as complexidades do Sistema Solar começando de um estado incial plausível. Teorias Históricas A teoria da colisão Inicialmente proposta por Buffon em 1776, propunha que o Sol teria se formado completamente e o material dos planetas teria sido arrancado do Sol em uma colisão catastrófica com um cometa ou uma estrêla. O principal problema desta teoria é que ela não justifica o grande momentum angular de revolução dos planetas. Além disto o filamento arrancado do Sol (ou da estrêla), para prover material suficiente para a formação dos planetas, teria que vir de seu interior, onde a temperatura é de milhões de graus e, assim, o filamento iria se dispersar antes de poder se consolidar. A teoria da nebulosa primordial Propõem que o Sol e os planetas se formaram todos a partir de uma nebulosa em rotação. Esta teoria foi inicialmente formulada por Kant (1775). Ele porpôs que o material do Sistema Solar se aglutinou por atração gravitacional a partir de material originalmente disperso. Laplace em 1830 refinou o modelo, apontando que uma nebulosa em rotação, que estivesse se contraindo pelo efeito de sua própria gravidade, teria que aumentar progressivamente a sua velocidade angular para manter seu momentum angular. Eventualmente a força centrífuga excederia a atração gravitacional no perímetro da nuvem de modo que um anel de material seria separado. Esse(s) anel (eis) se condensariam dando origem aos planetas. De acordo com esse modelo, entretanto, o Sol deveria estar rotando próximo ao seu limite centrífugo (período de horas), mas na verdade ele rota muito mais lentamente (o período é de 27 dias) e o mecasnimo da separação gravitacional dos anéis foi considerado não plausível para a origem dos planetas. Os pontos favoráveis dessa teoria são que ela explica porque todos os planetas tem seu plano de revolução em concordância com o plano equatorial do Sol e porque os planetas apresentarem todos o mesmo sentido de rotação.
Modelo atual A teoria atualmente mais aceita Å a de que o Sistema Solar se formou simultaneamente a cerca de 4,56 bilháes de anos, a partir de uma nebulosa primordial fria, composta de 99% de Hidrogànio e HÅlio e 1% de material refratårio (ãxidos), provenientes das sobras de uma geraçäo anterior de estrelas. A maior parte da massa, ao se contrair, esquentou e formou o protosol. Na parte mais externa da nebulosa inhomogeneidades locais formaram agregados - os planetesimais, que orbitavam fora do plano equatorial em torno da massa central. As colisáes sucessivas entre planetesimais foram acrescendo os maiores protoplanetas, que, com um campo gravitacional maior, passaram a absorver o material de ãrbitas prãximas, de modo a resultar em ãrbitas praticamente circulares e coplanares com o plano equatorial da nebulosa primordial. O protosol, a partir de determinado grau de adensaçäo, passou a ter condiçáes no seu interior de proceder a fusäo de Hidrogànio para HÅlio. A partir deste momento a emissäo de energia do Sol aumentou muito. Enquanto os protoplanetas acumulavam mais detritos, o Sistema Solar ia clareando e os ventos solares passaram a varrer os elementos volåteis dos protoplanetas prãximos. A alta temperatura e o tamanho relativamente pequeno destes planetas, que näo tinham campo gravitacional suficiente para manter sua atmosfera, fez com que 99% de sua massa fosse para o espaço e sobrasse aquele 1% de material refratårio jå existente na nebulosa primordial. Os planetas gigantes retiveram todo material da nebulosa primordial - e tàm a composiçäo muito prãxima deste original (o Sol estå em constante enriquecimento de He, por causa das reaçáes nucleares em seu interior). JÉpiter, aliås, por pouco näo se tornou uma estrela, formando com o Sol um sistema binårio. Para tal bastaria que tivesse a massa algumas vezes maior, do que a que conseguiu agregar. O reconhecimento de que a maioria dos planetas, inclusive a Terra apresenta uma estrutura constituäda de camadas de diferentes composiçáes deu origem a duas teorias para a formaçäo dos planetas a partir dos discos: a da acresção homogênea e a da acresção heterogênea. A Teoria da AcresÇÄo Heterogànea propáem que a estrutura em camada dos planetas foi devido a agregaçäo de material segundo a sua temperatura de condensaçäo, i.e. primeiro foram acrescionados aqueles condesados de Al, Ca, Ti de ponto de fusäo mais alto (os primeiros a se solidificarem a partir da nuvem quente) e com o arrefecimento do sistema väo sendo acrescionados os materiais de temperatura de condensaçäo mais baixa (primeiro Fe-Ni, depois mistura de metal s/ Fe e silicatos magnesianos livres de Fe). Posteriormente, devido a aquecimento interno da Terra teria havido seleçäo por densidade destes materiais causando concentraçäo do Ferro no interior do planeta. A Teoria da AcresÇÄo Homogànea propáem que os materiais que foram agregados para formar os planetesimais e posteriormente os planetas jå estavam todos condensados e que, portanto, os planetesimais/planetas primitivos seriam grosso modo homogàneos. Segundo esta teoria toda a zonalidade quämica interna dos planetas seria resultante de processos de diferenciaçäo ocorridos posteriormente ao estågio de formaçäo dos planetas, estando relacionado ao aquecimento interno dos planetas. è difäcil decidir entre uma e outra teoria, mas, a julgar pela quantidade de meteoritos pouco diferenciados existentes no Sistema Solar, acredita-se que a acresçäo homogànea tenha sido o processo dominante. A acresçäo homogànea vincula a densidade (riqueza em Fe) de
um planeta a seu tamanho e näo a disténcia em relaçäo ao Sol como Å o caso da acresçäo heterogànea. Assim MercÉrio, que Å um planeta de raio pequeno, deveria ter a densidade bem maior (??) que a da Terra. Como esta inferància näo Å verificada passou-se a formular uma teoria de acresçäo homogànea mais aprimorada, na qual säo propostas a existància de um certo zoneamento quämico no Sistema Solar primitivo (devido ao gradiente tårmico do mesmo), que seria caracterizado por zonas de composiçäo mais ou menos homogàneas. Os planetas formados dentro de cada zona seriam formados por acresçäo homogànea. Origem do Universo e do Sistema Solar Questionário 1. Quais as (2) evidàncias cientäficas que corroboram a teoria da grande explosäo primordial, o Big Bang? 2. Que elementos se formaram logo depois da era da radiação (quando fãtons de alta energia passaram a irradiar a energia e a baixar a temperatura da matåria existente, atå que prãtons e elåtrons podiam se associar)? 3. Como se formaram os elementos pesados? 4. Quantas Galåxias existem aproximadamente e quantas estrelas elas contåm (por favor, basta a ordem de grandeza, näo comece a contar...) 5. Que elementos quämicos existiam na nebulosa primordial, que deu origem ao Sistema Solar? 6. Quando se deu a formaçäo do Sistema Solar? 7. Qual Å a fonte de energia do calor do Sol? 8. Enumere os planetas do Sistema Solar. 9. Porque Saturno tem anåis? 10. Porque a composiçäo de JÉpiter Å diferente da composiçäo da Terra, jå que ambos se formaram a partir da mesma nebulosa primordial?