Uma nova teoria que explica porque é que o Sistema Solar interior é tão diferente das regiões exteriores vai contra a sabedoria predominante.
© Mark A. Garlick (formação do Sistema Solar em duas populações planetárias distintas)
A teoria foi proposta por um grupo internacional de pesquisadores. Mercúrio, Vênus, Terra e Marte no Sistema Solar interior são planetas relativamente pequenos e secos, ao contrário de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno nas regiões exteriores, planetas que contêm quantidades muito maiores de elementos voláteis.
"Nos últimos anos, também descobrimos outra grande diferença entre as duas partes do Sistema Solar," diz Maria Schönbächler, professora no Instituto de Geoquímica e Petrologia da Universidade de Zurique. "Os meteoritos têm uma 'impressão digital' diferente dependendo se tiveram origem no Sistema Solar interior ou exterior."
A sua origem determina o conteúdo isotópico dos meteoritos. Os isótopos são átomos distintos de um determinado elemento, que partilham o mesmo número de prótons nos seus núcleos, mas variam no número de nêutrons. A explicação atual para as diferenças na composição química dos planetas e meteoritos é a seguinte: há 4,5 bilhões de anos, à medida que o Sistema Solar se formava a partir de um disco de gás e poeira, o planeta Júpiter foi o primeiro a desenvolver-se. Este dividiu o disco numa região interna e noutra externa e bloqueou a troca de materiais entre as duas.
De acordo com simulações computacionais, o Sistema Solar interior e exterior foram formados em duas ondas separadas e em dois momentos diferentes. Muito cedo, quando o disco original de poeira e gás, bem como o Sol, ainda estavam se formando, surgiram os primeiros blocos de construção dos planetas interiores, denominados planetesimais, que medem cerca de 100 km.
Aqui a chamada linha da neve desempenha um papel fundamental, que se formou a uma certa distância do Sol ainda muito jovem. Dentro desta linha da neve, a água existia como vapor, enquanto a água para lá transformava-se em cristais de gelo. Logo do lado de fora da linha da neve, parte do vapor de água condensou-se em grãos de poeira, que se agregaram para formar os primeiros planetesimais.
A nova teoria também fornece uma explicação: o disco de poeira continha o isótopo radioativo alumínio-26, que os blocos de construção planetária herdaram. Tem uma meia-vida de 700.000 anos e libera uma grande quantidade de energia à medida que se decompõe, o suficiente para aquecer planetesimais por dentro e derretê-los. Isto levou à formação de núcleos de ferro e à evaporação da água e de outros elementos voláteis.
Surgiu então uma segunda onda de formação planetesimal, só que desta vez no Sistema Solar exterior. Com o aquecimento do disco de gás e poeira, a linha da neve moveu-se para fora, e as partículas de poeira que se moviam em direção ao Sol ficaram retidas na nova fronteira.
Dado que o segundo processo começou mais tarde, uma grande parte do alumínio-26 radioativo já havia decaído, o que significa que uma quantidade menor de elementos voláteis evaporou. Como resultado, na região externa ocorreu a formação de gigantes de gás e gelo como Júpiter, Saturno ou Urano.
De acordo com o modelo, a fase inicial foi dominada por colisões entre os planetesimais. Mais tarde, a gravidade destes corpos fez com que atraíssem e acumulassem partículas de poeira num processo de "acreção de seixos". Seguiu-se outra fase de colisões até ao fim do processo de formação da Terra, quando colidiu com um último grande pedaço. Este impacto fez com que o jovem planeta ejetasse material que acabou por formar a Lua. As simulações também ilustram como os planetas migraram para mais perto do Sol à medida que se formavam, antes de se estabelecerem nas órbitas que vemos hoje.
O estudo propõe um cenário geral que reproduz a composição e a história da formação do Sistema Solar. E, de fato, os cálculos correspondem aos dados de análises de meteoritos e observações astronômicas.
O trabalho foi publicado na revista Science.
Fonte: University of Oxford
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