O Sistema Solar começou a se formar quando uma região de uma nuvem interestelar de gás e poeira colapsou sob a própria gravidade. A maior parte do material concentrou-se no centro e deu origem ao Sol; o restante formou um disco giratório, no qual cresceram planetas, luas, asteroides e cometas. A posição dos mundos não foi aleatória: calor, composição e interações gravitacionais moldaram a divisão entre planetas rochosos internos e gigantes mais distantes.
Uma pista para datar esse processo está em meteoritos primitivos. Alguns contêm inclusões ricas em cálcio e alumínio, sólidos que se formaram no início da história do disco; a datação de seus isótopos indica cerca de 4,567 bilhões de anos. Por isso, essa idade é usada como referência para o início do Sistema Solar, embora a formação de seus diferentes corpos tenha ocorrido ao longo de milhões de anos.
O modelo mais aceito combina observações de sistemas planetários jovens com evidências preservadas em meteoritos e corpos do nosso próprio sistema. Astrônomos veem discos de gás e poeira em torno de estrelas recém-nascidas, estruturas semelhantes às que teriam precedido os planetas. Os detalhes de como cada planeta cresceu e chegou à órbita atual ainda são pesquisados, mas a sequência geral — nuvem, disco, agregados sólidos e mundos — é bem sustentada.
Como o Sistema Solar começou a tomar forma
A nuvem que deu origem ao Sol fazia parte do meio interestelar, onde regiões frias e densas podem encolher pela gravidade. À medida que o material caía para dentro, a rotação da nuvem se acentuava e ajudava a achatá-la em um disco. O Centro de Astrofísica de Harvard e Smithsonian descreve esse processo de rotação e formação de discos como parte da origem das estrelas e dos sistemas planetários.
No centro, a matéria acumulada formou uma protoestrela: uma versão jovem do Sol, ainda cercada por gás e poeira. A compressão elevou a temperatura e a pressão em seu interior até que começou a fusão nuclear, que transformaria o Sol na estrela que conhecemos. O disco restante não era uniforme: a gravidade, o movimento do gás e o calor da estrela em formação influenciavam o caminho e a composição dos materiais.
Dentro do disco, grãos de poeira colidiam. Quando os choques não eram fortes demais, eles podiam aderir e crescer, formando agregados, pedras e, mais tarde, corpos maiores chamados planetesimais. A gravidade desses corpos atraiu material próximo e favoreceu a formação de embriões planetários. Nem toda colisão resultava em crescimento: alguns impactos fragmentavam os objetos, e parte do material acabava incorporada ao Sol ou expulsa do sistema.
A temperatura separou os materiais e os planetas
A região mais próxima do Sol jovem era quente. Ali, substâncias voláteis — materiais que passam facilmente a gás, como água e certos compostos — não conseguiam permanecer congeladas em grande quantidade. Os sólidos disponíveis eram sobretudo metais e minerais resistentes ao calor, o que favoreceu a formação dos quatro planetas rochosos internos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
Mais longe, onde o disco era frio, água e outras substâncias podiam congelar e somar-se aos grãos sólidos. A distância em que um composto específico congela é chamada de linha de neve desse composto; não existe uma única fronteira fixa para todos os materiais. O Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics explica por que o gelo pode aumentar a quantidade de sólidos disponíveis para formar grãos e corpos maiores.
Da linha de neve aos planetas gigantes
Nas zonas externas, núcleos sólidos puderam crescer com mais material gelado à disposição. Quando alguns se tornaram suficientemente massivos, atraíram grandes quantidades de gás do disco antes que ele se dissipasse. Esse processo é a principal explicação para a formação de Júpiter e Saturno, os dois gigantes gasosos; Urano e Netuno, conhecidos como gigantes de gelo, também têm atmosferas espessas, mas contêm proporções maiores de materiais como água, amônia e metano.
Mais perto do Sol, os planetas rochosos cresceram a partir de corpos menores e não acumularam envoltórios enormes de gás. A diferença entre os mundos internos e externos, portanto, não se deve apenas à distância atual de cada planeta: dependeu das condições físicas e químicas do disco durante sua formação. A NASA descreve esse crescimento como um processo em que poeira, pedras e planetesimais se agregam, enquanto a região fria favorece a formação de núcleos capazes de capturar gás.
A arquitetura mudou enquanto os planetas cresciam
A organização atual não precisa corresponder exatamente aos lugares onde todos os planetas nasceram. Enquanto o disco ainda continha gás, a interação com esse material podia alterar órbitas; depois, a gravidade entre planetas e corpos menores também as modificou. Por isso, os cientistas estudam a migração planetária para explicar características que a formação em posições fixas, por si só, não esclarece.
Uma hipótese chamada Grand Tack propõe que Júpiter migrou para mais perto do Sol no início de sua história e depois voltou a se afastar, em interação com Saturno e o disco de gás. O modelo pode ajudar a explicar por que Marte é relativamente pequeno e por que o cinturão de asteroides contém corpos com origens distintas. Trata-se de uma hipótese científica, não de um trajeto observado diretamente nem de uma explicação definitiva; a NASA a apresenta como um modelo para investigar a evolução do Sistema Solar.
A gravidade de Júpiter também influenciou a região entre Marte e o próprio gigante, onde o material não se reuniu em um planeta. O cinturão de asteroides é formado por restos rochosos dessa fase, embora seus objetos tenham sido perturbados e redistribuídos. Outros fragmentos que não entraram nos planetas permaneceram em regiões mais distantes ou foram incorporados a cometas e luas, oferecendo pistas sobre as condições do disco original.
Hoje, telescópios permitem observar sistemas ainda em formação e testar partes desse cenário. Em torno da jovem estrela HD 163296, equipes que analisaram dados do radiotelescópio ALMA identificaram perturbações no movimento do gás compatíveis com a presença de planetas em crescimento. A estrela tem cerca de 4 milhões de anos e está a aproximadamente 330 anos-luz da Terra; esse tipo de observação fornece um vislumbre de processos que o Sistema Solar atravessou há bilhões de anos.
