A hipa³tese de que o Sistema Solar nasceu de uma gigantesca nuvem de gás e poeira foi lana§ada pela primeira vez na segunda metade do século XVIII. Foi proposto pelo fila³sofo alema£o Immanuel Kant e desenvolvido pelo matema¡tico francaªs Pierre-Simon de Laplace.

Agora éum consenso entre os astra´nomos. Graças a  enorme quantidade de dados observacionais, dados teóricos e recursos computacionais agora dispona­veis, eles foram continuamente refinados, mas esse não éum processo linear.

Nem ésem controvanãrsias. Atérecentemente, pensava-se que o Sistema Solar adquirisse suas caracteri­sticas atuais como resultado de um período de turbulaªncia que ocorreu cerca de 700 milhões de anos após sua formação.

No entanto, algumas das pesquisas mais recentes sugerem que ela tomou forma em um passado mais remoto, em algum momento dos primeiros 100 milhões de anos e muito provavelmente entre 10 e 60 milhões de anos atrás.

Um estudo realizado por três pesquisadores brasileiros oferece evidaªncias robustas dessa estruturação anterior. Relatado em artigo publicado na revista Icarus ( "Evidaªncia dina¢mica de instabilidade no planeta gigante" ), o estudo foi apoiado pela Fundação de Pesquisa de Sa£o Paulo - FAPESP. Os autores são todos afiliados a  Escola de Engenharia da Universidade do Estado de Sa£o Paulo (FEG-UNESP) em Guaratingueta¡ (Brasil).

"A grande quantidade de dados obtidos a partir da observação detalhada do Sistema Solar nos permite definir com precisão as trajeta³rias dos muitos corpos que orbitam o Sol", disse Ribeiro. "Essa estrutura orbital nos permite escrever a história da formação do Sistema Solar.

Emergindo das nuvens de gás e poeira que cercavam nossa estrela há4,6 bilhaµes de anos atrás, os planetas gigantes se formaram em a³rbitas mais próximas umas das outras e também mais próximas do Sol. As a³rbitas também eram mais co-planares e mais circulares do que são agora, e mais interconectadas em sistemas dina¢micos ressonantes. Esses sistemas esta¡veis ​​são o resultado mais prova¡vel da dina¢mica gravitacional da formação do planeta a partir de discos protoplanetarios gasosos ".

Izidoro ofereceu mais detalhes. "Os quatro planetas gigantes - Jaºpiter, Saturno, Urano e Netuno - emergiram da nuvem de gás e poeira em a³rbitas mais compactas", disse ele.

"Seus movimentos eram fortemente sa­ncronos devido a cadeias ressonantes, com Jaºpiter completando três revoluções ao redor do Sol, enquanto Saturno completou duas. Todos os planetas estavam envolvidos nessa sincronicidade produzida pela dina¢mica do disco de gás primordial e pela dina¢mica gravitacional dos planetas".

No entanto, em toda a regia£o de formação do Sistema Solar externo, que inclui a zona localizada além das a³rbitas atuais de Urano e Netuno, o Sistema Solar tinha uma grande população de planetesimais, pequenos corpos de rocha e gelo considerados os blocos de construção de planetas e precursores de astera³ides, cometas e satanãlites.

O disco planetesimal externo começou a perturbar o equila­brio gravitacional do sistema. As ressona¢ncias foram interrompidas após a fase gasosa, e o sistema entrou em um período de caos, no qual os planetas gigantes interagiam violentamente e lana§avam matéria no Espaço.

"Plutão e seus vizinhos gelados foram empurrados para o Cintura£o de Kuiper, onde estãolocalizados agora, e todo o grupo de planetas migrou para a³rbitas mais distantes do Sol", disse Ribeiro.

O Cintura£o de Kuiper, cuja existaªncia foi proposta em 1951 pelo astra´nomo holandaªs Gerard Kuiper e posteriormente confirmado por observações astrona´micas, éuma estrutura toroidal (em forma de rosca) composta por milhares de pequenos corpos que orbitam o Sol.

A diversidade de suas a³rbitas não évista em nenhuma outra parte do Sistema Solar. A borda interna do Cintura£o de Kuiper comea§a na a³rbita de Netuno a cerca de 30 unidades astrona´micas (AUs) do Sol. A borda externa éde cerca de 50 AUs do sol. Uma UA éaproximadamente igual a  distância média da Terra ao Sol.

Voltando ao rompimento da sincronicidade e ao ini­cio do esta¡gio caa³tico, a questãoéquando isso aconteceu - muito cedo na vida do Sistema Solar, quando ele tinha 100 milhões de anos ou menos, ou mais tarde, provavelmente cerca de 700 milhões de anos. depois que os planetas se formaram?

"Atérecentemente, a hipa³tese de instabilidade tardia predominava", afirmou Ribeiro. "A datação das rochas da Lua trazidas pelos astronautas da Apollo sugeriu que elas foram criadas por astera³ides e cometas colidindo com asuperfÍcie lunar ao mesmo tempo.

Esse cataclismo éconhecido como o 'bombardeio pesado tardio' da Lua. Se aconteceu na Lua, provavelmente também aconteceu na Terra e nos outros planetas terrestres do Sistema Solar. Como uma grande quantidade de matéria na forma de astera³ides e cometas foi projetada em todas as direções do Sistema Solar durante o período de instabilidade planeta¡ria, deduziu-se das rochas da Lua que esse período caa³tico ocorreu tarde, mas nos últimos anos a ideia de um 'bombardeio tardio' da Lua caiu em desuso. "

Segundo Ribeiro, se a cata¡strofe caa³tica tardia tivesse ocorrido, teria destrua­do a Terra e os outros planetas terrestres, ou pelo menos causado distúrbios que os colocariam em a³rbitas totalmente diferentes daquelas que observamos agora.

Além disso, descobriu-se que as rochas da Lua trazidas de volta pelos astronautas da Apollo foram produzidas por um aºnico impacto. Se eles tivessem se originado na instabilidade tardia do planeta gigante, haveria evidaªncias de vários impactos diferentes, dada a dispersão dos planetesimais pelos planetas gigantes.

"O ponto de partida para o nosso estudo foi a idanãia de que a instabilidade deveria ser datada dinamicamente. A instabilidade são pode ter acontecido mais tarde se houver uma distância relativamente grande entre a borda interna do disco de planetesimais e a a³rbita de Netuno quando o gás estiver esgotado. Essa distância relativamente grande se mostrou insustenta¡vel em nossa simulação ", afirmou Ribeiro.

O argumento ébaseado em uma premissa simples: quanto menor a distância entre Netuno e o disco planetesimal, maior a influaªncia gravitacional e, portanto, quanto mais cedo o período de instabilidade. Por outro lado, a instabilidade posterior requer uma distância maior.

"O que fizemos foi esculpir o disco planetesimal primordial pela primeira vez. Para isso, tivemos que voltar a  formação dos gigantes do gelo Urano e Netuno. Simulações em computador baseadas em um modelo construa­do pelo professor Izidoro [Ferreira da Costa] em 2015 mostrou que a formação de Urano e Netuno pode ter se originado em embriaµes planetarios com várias massas da Terra. Colisaµes macia§as dessas super-Terras explicariam, por exemplo, por que Urano gira de lado ", disse Ribeiro, referindo-se a " inclinação "de Urano. , com os pa³los norte e sul localizados nas laterais, em vez de na parte superior e inferior.

Estudos anteriores haviam apontado a importa¢ncia da distância entre a a³rbita de Netuno e os limites internos do disco planetesimal, mas eles usavam um modelo no qual os quatro planetas gigantes já estavam formados.

"A novidade deste último estudo éque o modelo não comea§a com planetas completamente formados. Em vez disso, Urano e Netuno ainda estãono esta¡gio de crescimento, e o impulsionador do crescimento são duas ou três colisaµes envolvendo objetos com atécinco massas terrestres, "Izidoro disse.

"Imagine uma situação em que Jaºpiter e Saturno são formados, mas temos cinco a dez super-Terras em vez de Urano e Netuno. As super-Terras são forçadas pelo gás a sincronizar-se com Jaºpiter e Saturno, mas sendo numerosas, sua sincronicidade flutua e eles acabam colidindo, as colisaµes reduzem seu número, tornando possí­vel a sincronicidade, e eventualmente Urano e Netuno são deixados.

"Enquanto os dois gigantes do gelo estavam se formando no gás, o disco planetesimal estava sendo consumido. Parte do problema foi atribua­da a Urano e Netuno, e parte foi lana§ada nos arredores do Sistema Solar. O crescimento de Urano e Netuno, portanto, definiu a posição do limite interno do disco planetesimal. O que restou do disco agora éo Cintura£o de Kuiper. O Cintura£o de Kuiper ébasicamente uma rela­quia do disco planetesimal primordial, que já foi muito mais massivo ".

O modelo proposto éconsistente com as a³rbitas atuais dos planetas gigantes e com a estrutura observada no Cintura£o de Kuiper. Tambanãm éconsistente com o movimento dos Trojans, um grande grupo de astera³ides que compartilham a a³rbita de Jaºpiter e foram presumivelmente capturados durante a ruptura da sincronicidade.

De acordo com um artigo publicado por Izidoro em 2017 (leia mais em agencia.fapesp.br/26583), Jaºpiter e Saturno ainda estavam em formação, com seu crescimento contribuindo para o deslocamento do cintura£o de astera³ides. O artigo mais recente éum tipo de continuação, comea§ando em um esta¡gio em que Jaºpiter e Saturno foram totalmente formados, mas ainda sincronizados, e descrevendo a evolução do Sistema Solar a partir daa­.

"A interação gravitacional entre os planetas gigantes e o disco planetesimal produziu distúrbios no disco gasoso que se espalharam na forma de ondas. As ondas produziram sistemas planetarios compactos e sa­ncronos. Quando o gás acabou, a interação entre os planetas e o disco planetesimal interrompeu a sincronicidade. e deu origem a  fase caa³tica.

Levando tudo isso em consideração, descobrimos que as condições simplesmente não existiam para que a distância entre a a³rbita de Netuno e os limites internos do disco planetesimal se tornasse grande o suficiente para sustentar a hipa³tese de instabilidade tardia. Esta éa principal contribuição do nosso estudo, que mostra que a instabilidade ocorreu nos primeiros cem milhões de anos e pode ter ocorrido, por exemplo, antes da formação da Terra e da Lua ", afirmou Ribeiro.