Arte de Rua

Sistema Solar
A Origem do Sistema Solar
No Universo conhecido há muitas nuvens de gases e poeiras – nebulosas – que podem dar origem a sistemas solares (Figura 1). Em princípio, nessas nuvens há duas forças opostas que se equilibram: a gravidade, que tende a contraí-las, e a pressão térmica, que tende a expandi-las.

Por vezes essas nebulosas são perturbadas por algum tipo de choque, como a onda provocada pela explosão de uma supernova ou simplesmente a aproximação de outra nuvem.
Quando recebe o choque, a nebulosa começa a contrair-se. Para que essa contração venha a dar origem a um sistema planetário, há algumas condições que têm que se cumprir: A nuvem tem que ter massa suficiente, ser densa, relativamente fria, e tem que estar animada de algum movimento inicial de modo a que a contração gravitacional seja acelerada num movimento de rotação (da mesma forma que um patinador acelera a velocidade das piruetas aproximando os braços do corpo).
A contração é acompanhada por um aumento de temperatura mas, desde que a massa nebular seja suficiente (massa de Jeans) a força gravitacional é sempre maior que a tendência para expansão térmica. À medida que a nebulosa inicial roda e se contrai, fragmenta-se. Cada um dos fragmentos, desde que tenha massa e densidade suficientes, individualiza-se e, por sua vez, roda e contrai-se mais.
Nunca se observaram fragmentos nesta fase, não só porque é rápida (alguns milhares de anos), como também porque estarão rodeados por gases e poeiras densos. Só quando a temperatura dos fragmentos atinge os 2000 a 3000 K se tornam visíveis, merecendo agora o nome de protoestrelas.
Uma destas protoestrelas, há cerca de 4650 milhões de anos, veio a dar origem ao nosso Sol.
A contração do proto-Sol deixou para trás um disco de material, a partir do qual se formou o sistema planetário. A composição deste material era a mesma do Sol atual e da nebulosa solar original. Esta era demasiado densa e opaca para deixar escapar energia