“Se alguma vez fiz descobertas valiosas, tal deveu-se mais a uma observação paciente, do que a qualquer outro talento.”
Isaac Newton
- Origem:
A dinâmica dos corpos celestes, dos quais fazem parte as estrelas, os planetas, as nebulosas, os cometas, entre outros, é tranquila, lenta e inalterável. A nucleosíntese é o processo onde as reacções que formam os núcleos mais leves do Universo ocorrem apenas entre um segundo e alguns minutos de vida. Apenas mais tarde, com as reacções nucleares ocorridas no interior das estrelas, os elementos mais pesados, essenciais são sintetizados.
As previsões da Lei de Hubble apontam para uma idade do Universo entre 13 e 15 mil milhões de anos. Já a Via Láctea tem uma idade de 13.6 mil milhões de anos. A datação de meteoritos do sistema solar, das rochas mais antigas da Terra apontam para uma idade do sistema solar entre 4.5 e 4.6 mil milhões de anos.
- Onde nascem as estrelas?
A dinâmica gravitacional das galáxias acumula em certas zonas, após muitos anos, grandes quantidades de gás e pó interestelar a densidades muito baixas. Existem vários tipos de nebulosas, a maioria demasiado expandidas para que possa acontecer o nascimento de uma estrela. Mas uma perturbação exterior pode provocar uma contracção nos gases e poeiras levando à formação de uma nebulosa escura. É nestas nebulosas que nascem as estrelas.
- Da nebulosa ao Sistema Solar:
No Sistema Solar forma-se uma nebulosa solar onde a pressão é muito baixa para que a atracção gravitacional reprima. À medida que a nuvem se vai contraindo, a temperatura dos gases que a constituem aumenta, assim como a pressão. O desenlace deste processo depende da massa da nuvem em contracção. Para uma estrela típica, com uma massa da ordem da massa do Sol, a contracção continua até que o seu interior atinge os milhões de Kelvins e têm início as reacções termonucleares, estas libertam uma quantidade de energia que a pressão no interior da estrela aumenta o suficiente para travar a contracção gravitacional e a estrela atinge um equilíbrio hidrostático, que conservará ao longo de muitos milhões de anos até o hidrogénio. No Sol, assim como noutros sistemas solares, a nuvem inicial teria algum movimento de rotação em torno do seu centro, resultado do balanço global dos movimentos desordenados das partículas. À medida que a nuvem se foi contraindo e há semelhança do que acontece com um patinador que encolhe os braços para girar mais rápido a velocidade de rotação das partículas foi aumentando e a força centrífuga associada a esta rotação fez com que as partículas a rodar suficientemente longe do eixo de rotação pudessem escapar ao colapso gravitacional na protoestrela, ficando a formar uma nuvem achatada perpendicular ao eixo de rotação, ver figura. É neste disco de partículas em órbitas aproximadamente circulares e coplanares que se vão formar os planetas.