O documento descreve a formação do Sistema Solar segundo a teoria nebular, onde uma nebulosa em rotação colapsou formando um disco protoplanetário que deu origem aos planetas por acreção de material. Ao longo do tempo, várias teorias foram propostas para explicar sua formação, convergindo no modelo atual onde os planetas se formaram a partir de um disco protoplanetário resultante do colapso gravitacional de uma nebulosa solar primordial.

1. A F ORMAÇÃO DO S ISTEMA S OLAR Daniela Lazzaro Observatório Nacional Rio de Janeiro 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

2. Teorias de formação  50 em 300 anos Descartes 1644  “turbilhões” Buffon 1755  colisão com cometa Kant 1765  nebulosa “primordial” Laplace 1796  anéis concêntricos Jeans-Jeffreys 1916  colisão com estrela Safronov 1969  planetesimais Cameron 1969  instabilidades 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

3. O método científico Formulação do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

4. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

5. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

6. O método científico Formulação do problema Obtenção de dados observacionais Elaboração do modelo Comprovação do modelo novos dados previsões do modelo 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

7. Como criar 9 corpos ? Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

8. Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

9. Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

10. Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? estelar fria Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

11. Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? estelar fria Em que momento ? Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

12. Como criar 9 corpos ? quebrar algo grande juntar algo pequeno Com que tipo de matéria ? estelar fria Em que momento ? congênitos capturados Formula ção do problema 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

13. Dados: órbitas co-planares e circulares 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

14. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 17.17 0.246 39.44 Plutão 1.78 0.009 30.06 Netuno 0.77 0.046 19.18 Urano 2.50 0.056 9.54 Saturno 1.32 0.048 5.20 Júpiter 1.85 0.093 1.52 Marte 0.0 0.017 1.00 Terra 3.4 0.007 0.72 Vénus 7.0 0.206 0.39 Mercúrio i ( o ) e a (UA)

15. Dados: direção do movimento e rotação 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

16. Dados: dimensões 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

17. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 6,4 0,002 Plutão 0,66 17,2 Netuno -0,6 14,5 Urano 0,43 95,2 Saturno 0,41 317,9 Júpiter 1,03 0,11 Marte 1 1,00 Terra -244 0,82 Venus 55 0,06 Mercúrio 27 343.000 Sol Rotação (dias) Massa (M T = 5,98 x 10 24 kg)

18. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 0.0000001 Poeira cósmica 0.0000020 Asteróides 0.0000500 Satélites e anéis 0.0400000 Outros planetas 0.0500000 Cometas 0.1000000 Júpiter 99.8000000 Sol % Massa Total

19. Dados: composição química 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002 2 Ni Níquel 34 Fe Ferro 2 Ca Cálcio 4 Ar Argônio 19 S Enxofre 38 Si Silício 3 Al Alumínio 40 Mg Magnésio 2 Na Sódio 98 Ne Neônio 690 O Oxigênio 87 N Nitrogênio 420 C Carbono 68.000 He Hélio 1.000.000 H Hidrogênio N o de átomos por milhão de átomos de H

20. Composição solar Direção de rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

21. Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

22. Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares  disco Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

23. Colapso da nebulosa solar Nebulosa contrae  aumenta rotação (conservação momento angular) Material dos polos cai rapidamente no centro  formação de um disco No centro  corpo massivo e quente  materiais sólidos volatilizados Restante da nebulosa esfria  planetesimais No centro  processos nucleares  estrela No exterior  processos de accreção  planetas 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

24. Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : (Cameron) Instabilidades gravitacionais  Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10 -2 M Sol : (Safronov) Condensação + accreção  Planetesimais  Planetas 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

25. Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : (Cameron) Instabilidades gravitacionais  Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10 -2 M Sol : (Safronov) Condensação + accreção  Planetesimais  Planetas Modelo padrão 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

26. Nebulosa de Orion 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

27. Proplyds em Orion 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

28. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

29.  -Pictoris 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

30. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

31. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

32. Previsões do modelo Processo de formação estelar comum no universo Existem muitos outros sistemas planetários 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

33. Planetas Extra-solares Estatística: ~130 “planetas” detectados 2 sistemas planetários em torno de pulsar 3 discos proto-planetário s Métodos de detecção: Perturbações gravitacionais Velocidades radiais, variação de posição, variação na distância Imagem direta Ocultações (transitos) Lentes gravitacionais Primeiro descoberto 1995 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

34. Perturbação gravitacional R  = 696,000km R  J = 778,000km R  T = 449km 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

35. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

36. Observa P  determina V PL Observa K = V  sin i 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

37. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

38. Msini= 0.25M J a = 0.041 U.A. P = 3.024 d e = 0 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

39. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

40. nuvem M  > 0.08M  T ~ 10 7 K Fusão Nuclear H-He Estrela T ~10 6 0.05 < M  < 0.08 Lítio, Deutério Anã Marrom Definição de Planeta : 1) órbita em torno de uma estrela 2) processo de formação  3) M PL < 0.05 M   13 M J 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

41. Formação de “Hot-Jupiters” quente demais  condensação ? pouco material  núcleo ~10 M T ? pouco material  tempo < 3 x 10 6 anos ? pouco gás  gigante? altas excentricidades  disco?  Diferente do “modelo padrão” 0.2 M J < M PL sin i < 11 M J 0.04 UA < a PL < 2.5 UA 0 < e PL < 0.7 ~70% a PL < 1 UA 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

42. Fragmentação da nuvem protoestelar  massas > 7 M J Fragmentação do disco  aglutinação? Migração planetária  interação com disco de gás  sobrevivência? Modelos propostos 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

43. Sistema Solar Sistema pulsar 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002

44. 1 a Escola de Astrof ísica e Gravitação do IST - 2002