Cada uma destas estrelas concentrou quase todo o gás circundante no centro da sua trama, tornando-se progressivamente mais densa e mais quente até que as reações de fusão nuclear sejam desencadeadas e estes sóis se iluminem. Quanto à pequena percentagem restante de gás, que se moveu demasiado depressa para colapsar nas estrelas emergentes, eles encontraram-se em órbita para formar os chamados discos protoplanetários.
Aquele que girava em torno do Sol devia conter 99% de gás (principalmente hidrogênio e um pouco de hélio) e apenas 1% de sólidos (ferro, carbono, silício, oxigênio, etc.) na forma de poeira. “É a partir dessas minúsculas partículas, cujo tamanho não ultrapassava um milionésimo de metro, que foram criados os planetas, os rochosos Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, bem como os núcleos dos gigantes Saturno, Júpiter, Urano e Netuno “, maravilha-se Sean Raymond, do Laboratório de Astrofísica de Bordeaux.
Durante cerca de vinte anos, os cientistas tiveram uma imagem muito mais precisa das fases que permitiram que pequenas partículas sólidas crescessem até se tornarem objectos tão massivos como a Terra e os seus 6 biliões de milhares de milhões de toneladas. No disco protoplanetário, a poeira micrométrica transportada pelo gás começou por colidir a velocidades muito lentas, aderindo-se umas às outras graças a interações eletrostáticas. Constituíam assim pequenos agregados, como os coelhinhos de poeira que se desenvolvem debaixo das nossas camas. Por meio desse mecanismo, porém, experimentos de laboratório e modelagem computacional indicam que a poeira não pode ultrapassar o tamanho de um milímetro, ou mesmo um centímetro. “Eles se agregam no que chamamos de seixos, mas na realidade têm as dimensões de um grão de areia “, observa Sean Raymond.
Essas pedras tornam-se então um pouco mais rápidas que o gás ao seu redor. Isso cria um atrito que diminui sua energia orbital e faz com que eles espiralem em direção ao interior do disco. Porém, este fluxo de sólidos, se ultrapassar localmente uma determinada densidade, irá modificar e desacelerar a dinâmica do gás. Outros seixos podem então entrar na briga, causando algum tipo de engarrafamento e incentivando ainda mais sua aglomeração. Chamado de “instabilidade de fluxo”, esse processo descrito em 2005 por pesquisadores da Universidade de Princeton (Estados Unidos) é hoje amplamente aceito pelos planetólogos. “Isso explica muito bem como os seixos podem crescer em um tempo muito curto, da ordem de cem anos, para se tornarem os blocos de construção de planetas, ou planetesimais, do tamanho de uma montanha – ou de algumas dezenas ou centenas de quilômetros de largura. “, diz Sean Raymond.
Os investigadores há muito que pensam que estes planetesimais apareceram de forma um tanto aleatória, de acordo com distribuições estatísticas, dentro de um disco protoplanetário. Mas a partir de 2014, o radiotelescópio Alma, instalado no deserto do Atacama, no Chile, mudará completamente esta visão das coisas. Ao observar centenas de discos com resolução incrível, ele mostra que as pedras não estão distribuídas continuamente, mas concentradas em anéis. “Estas subestruturas constituem assim as zonas privilegiadas de treino dos planetesimais”, analisa Sean Raymond. Mas o que determina tal arquitetura? “Atualmente não há certeza“, responde o astrofísico.
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Crescimento que continua por colisão ou acréscimo
Em 2017, investigadores da Universidade de Zurique (Suíça) desenvolveram um modelo: estes anéis formariam-se nomeadamente no limite exterior da “linha de neve”, onde os discos são suficientemente frios e distantes da sua estrela para que a água possa existir no estado de gelo. Em 2022, Alessandro Morbidelli, do observatório Côte-d’Azur, propôs outro limite possível, mais próximo da estrela: a “linha de silicato”, onde estes não são mais vaporizados, mas se condensariam na forma de gotículas.
Durante as últimas fases, os embriões dos planetas continuarão o seu crescimento de acordo com dois tipos de fenómenos: colisões com outros planetesimais e a acumulação de seixos continuando a derivar para o interior do disco. Além da linha da neve, o segundo mecanismo será favorecido. Os maiores planetesimais irão de facto acumular, desta forma, quantidades muito significativas de gelo (água, amoníaco, metano, etc.) que constituirão os núcleos dos planetas gigantes. Então, estes irão capturar, por gravidade, a maior parte do gás circundante antes que a radiação X e UV da estrela o dissipe, após 5 a 10 milhões de anos.
Dentro da linha de neve, onde predominam os materiais rochosos e metálicos, as colisões entre planetesimais são responsáveis pelo estado final dos planetas terrestres do Sistema Solar. Para o caso particular da Terra, trata-se de um impacto cataclísmico deste tipo, 50 a 100 milhões de anos após a génese do Sol, que completará assim a sua formação ao mesmo tempo que projecta no espaço o disco de matéria quente que dará origem à Lua. “Após esta colisão, estima-se que os pequenos corpos que irão colidir com o nosso planeta representarão apenas 0,5% da massa da Terra“, especifica Sean Raymond.