Astrobiologia

O Sistema Solar

Roberto Ortiz ­ EACH/USP

Formação e evolução
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Há 4,6 bilhões de anos, uma nuvem de gás molecular
(basicamente H2) se contraiu e formou estrelas, entre elas o Sol.

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Uma parte residual do gás, que não foi incorporada ao
Sol, permaneceu orbitando em torno dele, formando um disco de gás em rotação.

Disco Protoplanetário

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O disco protoplanetário era composto principalmente por hidrogênio e hélio. Havia também uma pequena fração de átomos mais pesados, principalmente oxigênio, nitrogênio e carbono. Gradativamente, colisões entre esses átomos formaram moléculas. Colisões entre as moléculas formaram grãos, num processo chamado de nucleação.

Grãos no Sistema Solar

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Colisões entre os grãos formaram grãos maiores, que por sua vez formaram corpos rochosos. Esse processo é chamado de acreção.
Simultaneamente, a força gravitacional acelerava o processo de acreção, sobretudo dos corpos mais massivos. Os corpos formados nesse processo (proto­planetas) constituiam­se de gás e poeira.

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À medida que esses corpos adquiriam mais massa por acreção de matéria, a força gravitacional vencia o atrito interno e tornava­ os esféricos.
Os corpos menos massivos, cuja gravidade é mais fraca, não se tornariam esféricos.

A região interna do Sistema Solar
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A região mais interna do Sistema Solar (até 4 U.A. do Sol) é quente demais para que compostos voláteis permanecessem ligados aos protoplanetas.

Nessa região, os corpos sólidos são compostos predominantemente por átomos mais pesados, principalmente metálicos, como o Fe, Ni e diversos tipos de silicatos.

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O Hidrogênio (atômico e/ou molecular) e o Hélio escaparam dos planetas mais internos porque sua