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Formação do sistema solar

A respeito da formação do sistema solar, sabemos que muitos cientistas creem que ele se originou a partir de uma imensa nuvem composta de poeira e gás. Eles também acreditam que a força gravitacional foi a responsável por fazer essa nuvem se contrair. Como consequência, ela foi aumentando de tamanho, fazendo com que sua velocidade de rotação também aumentasse.

Pelo fato de sua velocidade ter aumentado com o passar do tempo, os cientistas propuseram que a nuvem foi mudando seu formato, passando a apresentar um núcleo central em formato esférico mais denso e um disco de matéria ao seu redor. A região central foi aumentando de temperatura, dando origem a uma substância que, posteriormente, se tornaria o Sol.

Em suas teorias, os cientistas acreditam que a matéria da região central do disco ficava em constante colisão com o núcleo, resultando em maiores aglomerados de matéria. Dizem que por volta de 100 milhões de anos depois, esses aglomerados deram forma aos embriões dos planetas, enquanto o Sol se contraía vagarosamente por meio de reações nucleares de fusão.

Essas reações nucleares, que ainda acontecem no Sol, estabilizaram sua contração gravitacional, e os planetas adquiriram um formato quase esférico, enquanto os aglomerados menores de matéria se constituíam em satélites e cometas. Essa é uma das hipóteses utilizadas pelos astrônomos para explicar a formação do nosso sistema solar. Hoje sabemos que nem o Sol nem a Terra ocupam o centro do universo e que devem existir bilhões de sistemas semelhantes ao nosso.

O Sol, como qualquer outra estrela, mantém-se, na maior parte de sua vida, em equilíbrio, que resulta da força que quer implodi-lo, de natureza gravitacional; e da que quer explodi-lo, de natureza nuclear. No caso particular da nossa estrela, esse equilíbrio deveria durar em torno de 10 bilhões de anos, dos quais aproximadamente cinco já se passaram. Nessa fase, a estrela emite luz, calor e outros tipos de radiação: é o que se denomina vida de uma estrela.

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O processo de morte de uma estrela começa quando ela consome praticamente todo o hidrogênio da sua parte central nas reações nucleares de fusão. Aí a força da gravidade atua, contraindo a estrela. O que sobra, após sua morte, depende muito da massa que deu origem a ela.

De modo geral, a parte interna da estrela sofre grande contração e a externa expande, expulsando para o espaço enormes quantidades de matéria. Nessa fase, as estrelas são chamadas de gigante vermelha e supergigante.

Após essa fase, o hélio também é consumido em reações nucleares, e estrelas com massas próximas à do Sol tornam-se anãs brancas com diâmetro aproximado ao de nosso planeta. Estrelas mais pesadas, ao atingirem o estágio de supergigantes, experimentam na sua região central uma contração muito maior e, lançando para o espaço a maior parte de sua massa, originam uma supernova.

Se o núcleo central do que restou da estrela, após a explosão de supernova, tiver massa até três vezes a massa do Sol, a estrela se transformará numa estrela de nêutrons com diâmetro aproximado de 10 km e densidade de cerca de um bilhão de vezes maior que a das anãs brancas.

Se o que restar da explosão de supernova tiver massa superior a três vezes a do Sol, a contração gravitacional é tão intensa, formando um corpo celeste de cerca de um quilômetro de diâmetro, que nem mesmo a luz poderá escapar de seu interior. Esse corpo celeste é denominado buraco negro.

Conjunto de estrelas recém-formadas que contém um milhão de estrelas brancas e azuis duas vezes mais quentes do que as estrelas na nossa vizinhança

Conjunto de estrelas recém-formadas que contém um milhão de estrelas brancas e azuis duas vezes mais quentes do que as estrelas na nossa vizinhança

Por: Domiciano Correa Marques da Silva