As teorias de captura de nebulosa não foram as únicas planetogonias propostas no início da década de 1940 que chamaram a atenção dos cientistas interessados no problema da origem do sistema solar. Em 1944, o físico e filósofo alemão Carl von Weizsäcker propôs uma teoria que “ressuscitava ideias das teorias de Descartes e Kant” (CAMERON e TAR HAAR, 1962, p. 22). Não é difícil perceber por que a teoria pode ser assim definida. Von
Weizsäcker postulou uma nuvem de gás circundando o Sol, associada à sua formação, que rapidamente se tornaria um disco protoplanetário. O disco se transformaria, via colisão de partículas, numa sucessão de vórtices produzidos por correntes de convecção turbulentas. Os planetas se formariam, ao final, em regiões de maior concentração de matéria, onde os vórtices adjacentes teriam entrado em contato (BRUSH, 1996c, p. 14).
A teoria de von Weizsäcker recebeu grande atenção de cientistas eminentes do período, como George Gamow (1910-1968) e Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995). Ao longo da década de 1940, o desenvolvimento da teoria de turbulência indicou a inviabilidade do processo de formação planetária pela interação de vórtices (BRUSH, 1996c, p. 14). Brush afirma que a cosmogonia de von Weizsäcker “serviu à importante função de mover os planetogonistas para longe das hipóteses dualistas dominantes no primeiro terço do século XX em direção a modelos monistas” (idem, p. 15). É uma afirmação um tanto genérica e que só faz algum sentido com a vantagem da retrospecção. Mas é bastante significativo que, da década de 1940 em diante, o campo das cosmogonias tenha pendido para hipóteses que sugeriam muito mais fortemente um cenário em que os planetas são subprodutos da formação do Sol. Por conta disso, como já afirmado anteriormente, a maioria dos modelos desenvolvidos na segunda metade do século XX permitiam a extrapolação pluralista de que a formação de planetas ao redor de estrelas deve ser resultado de um processo comum, razoavelmente frequente.
Atraído pelas ideias de von Weizsäcker, Gerard Kuiper substituiu a turbulência dos vórtices por instabilidades gravitacionais para explicar a formação dos gigantes gasosos conjuntamente à formação do Sol. Anunciada por uma breve nota jornalística em 1949 e publicada em 1951, a teoria de Kuiper propõe que uma instabilidade gravitacional na nuvem de gás circundando o Sol geraria uma crescente aglutinação de gás em regiões com estado inicial gravitacionalmente estável: “essas nuvens estáveis existem por tempo suficiente para que o processo de condensação siga seu curso e para que se formem grandes massas em vez de bilhões de pequenas gotas ou flocos sem ligação” (KUIPER, 1951, p. 7). Uma vez iniciada a instabilidade gravitacional dessas nuvens, elas começam a formar os protoplanetas gasosos gigantes. Quando se contraem, as grandes massas protoplanetárias se dividem: a maior parte se agregaria no centro, formando o planeta, e o restante formaria os seus satélites regulares.
Significativamente – pois é uma consequência de sua planetogonia –, Kuiper termina o artigo de 1951 com uma estimativa do número total de sistemas planetários na galáxia: um bilhão (KUIPER, 1951, p. 14). E arremata com uma frase sobre como podemos
apenas especular sobre as formas de vida que podem existir “nesses muitos mundos desconhecidos” (ibid.).
A instabilidade gravitacional como processo de formação dos planetas foi largamente discutida nos anos subsequentes, mas terminou a década de 1950 abandonada pela maior parte dos teóricos (BRUSH, 1996c, p. 131). A principal objeção à teoria de Kuiper é a de que a Terra deveria conter muito mais gases nobres pesados em sua atmosfera (CAMERON e TER HAAR, 1962, p. 29). Embora tenha tido um curto período de atenção da comunidade científica durante os anos 1950, o conceito de instabilidade gravitacional foi retomado por Cameron no final da década de 1970 e, mais importante, por Alan Boss em 1997 (MAYER et al, 2010). Veremos na seção 3.5.1. que essa hipótese ainda é considerada como uma das explicações possíveis para a formação de Júpiter e Saturno (assim como muitos dos exoplanetas gigantes). A alternativa à formação dos protoplanetas por instabilidade gravitacional é um processo mais lento e gradual: a acreção de materiais sólidos num disco protoplanetário de gás e poeira (no caso dos gigantes gasosos, primeiro formaria-se um núcleo rochoso que, posteriormente, atrairia a grande massa de gás ainda presente em sua região do disco). Veremos na seção 3.4.4. que o conceito de acreção de planetesimais seria explorado eficientemente por um dos pesquisadores da escola russa de cosmogonia e formaria o núcleo das teorizações mais difundidas atualmente.
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Nesse mesmo período, outras hipóteses surgiram. Um dos primeiros exemplos do uso do conceito de freio magnético na elaboração de uma teoria de formação de planetas em disco protoplanetário foi proposto pelo astrônomo britânico Fred Hoyle (1915-2001)63. Ao longo de sua carreira e em conjunto com outros cientistas, Hoyle propôs hipóteses muito diferentes para a origem do sistema solar, algumas delas bastante extravagantes. A maioria delas usa o conhecimento de magneto-hidrodinâmica para explicar a transferência de momento angular do Sol primitivo para o disco protoplanetário. A principal diferença entre essas hipóteses estava na origem do material que formou os planetas. Por exemplo: uma das primeiras propostas de Hoyle, de 1946, foi a de que o material protoplanetário seria oriundo 63 Hoyle também foi um talentoso escritor e popularizador da ciência, e disseminou algumas de suas
de uma supernova, a explosão de uma estrela com a qual o Sol teria formado um sistema binário no começo de sua história (CAMERON e TER HAAR, 1962, p. 21). Já em 1960, Hoyle e um de seus colaboradores, o astrofísico austro-americano Thomas Gold (1920-2004), propuseram que os planetas teriam se originado a partir da ejeção das partes externas de um Sol em formação, ao mesmo tempo em que ganhariam momento angular pela interação com o campo magnético solar (BRUSH, 1996c, p. 106).
Essas diferentes hipóteses de Hoyle sublinham o estado incipiente do campo nesse período, com ainda poucos constraints para as conjecturas produzidas pelas mentes científicas mais criativas. Nas décadas de 1950 e 60, esses constraints começaram a ser produzidos com a obtenção de dados empíricos sobre a composição química de meteoritos. Esses dados tiveram impacto considerável nas planetogonias, pois além de fornecerem constraints, constituíram pistas sobre o estado inicial da nebulosa solar.
O químico Harold Urey (1893-1981) foi um dos primeiros a explorar a possibilidade de conhecer os estados iniciais da formação dos planetas através da composição química de meteoritos. Dados como a presença de diamantes em meteoritos fizeram Urey modificar a teoria de Kuiper para uma versão baseada em acreção via colisão de corpos sólidos – principalmente, para encaixar a origem dos planetas terrestres com a formação de diamantes a pressões muito altas (BRUSH, 1996c, p. 146). Como os meteoritos são restos de asteroides que “deixaram de ser geoquimicamente ativos logo após a sua formação há 4,5 bilhões de anos atrás”, na década de 1960 passaram a ser interpretados como “um registro muito melhor preservado dos primeiros eventos da formação do sistema planetário do que a Terra” (ANDERS, 1962, p. 95). A análise de composição química de meteoritos foi um dos motivos para o surgimento de uma hipótese que tornou obsoleta a própria dicotomia monismo-dualismo: o gatilho de supernova (seção 3.4.3).
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Um dos proponentes do gatilho de supernova como evento iniciador da formação do sistema solar foi o astrofísico canadense Alastair G. W. Cameron (1925-2005), um dos cientistas que mais contribuíram para o campo das planetogonias na segunda metade do século XX. Mas antes e depois de adaptar sua teoria com o gatilho de supernova, Cameron propôs diversas variações da ideia de formação de planetas via acreção em disco
protoplanetário. Segundo Brush, no mundo anglófono da década de 1960 as teorias mais populares foram as versões “monistas” de Hoyle e de Cameron (BRUSH, 1996c, p. 113). Ambos tentaram mostrar que a formação da “nebulosa solar” (i. e., a nuvem da qual se forma o disco protoplanetário) deve ser uma consequência inevitável da formação do Sol, mas os processos sugeridos são muito diferentes e as nebulosas solares postuladas têm pouco em comum (CAMERON e TER HAAR, 1962, p. 35).
Cameron era um especialista em estrutura estelar e formação de estrelas. Em 1957, havia proposto uma teoria da produção de elementos químicos no interior das estrelas e efetivamente colaborou com Hoyle no desenvolvimento da astrofísica nuclear. A partir de 1960, passou a se dedicar à cosmogonia. O background astrofísico de Cameron explica um dos pressupostos de suas hipóteses cosmogônicas: “o estágio inicial do colapso de uma nebulosa solar deve ser consistente com um modelo plausível de formação de uma estrela com massa solar a partir do meio interestelar sob condições observáveis no presente” (BRUSH, 1996c, p. 113).
A primeira versão da hipótese cosmogônica de Cameron, o momento angular da nebulosa solar correspondia ao da sua rotação ao redor do centro da Via Láctea (idem, p. 114) – uma ideia um tanto parecida com a de Schmidt com relação à ligação da formação do sistema solar com seu “ambiente galáctico”. Mais tarde, durante a década de 1970, Cameron passou a explicar o paradoxo da distribuição do momento angular utilizando o conceito de viscosidade do disco protoplanetário. Se a “nebulosa solar” em estágios iniciais for concebida como um disco de acreção viscoso, a transferência de momento angular da estrela para o disco protoplanetário poderia ser explicada pela dinâmica de fluidos. Os discos de acreção tinham se tornado, nesse momento, uma ideia ubíqua, utilizada para explicar uma grande quantidade de fenômenos astronômicos. Em astrofísica, ainda hoje há um debate intenso sobre como a distribuição e transferência de momento angular em discos de acreção ocorrem, se por meio de interações magnéticas, de viscosidade turbulenta ou via vento solar.
Como Cameron e ter Haar lembram em sua revisão histórica das cosmogonias, na raiz da enorme multiplicidade de teorias estava a falta de um desenvolvimento quantitativo satisfatório das hipóteses. Uma das principais inovações trazidas por Cameron às cosmogonias é a utilização de simulações computacionais para “testar” as hipóteses e dar a elas tratamento quantitativo até então sem precedentes. Esse caminho inaugurado por Cameron é hoje parte fundamental na elaboração de teorias cosmogônicas.
Cameron tinha como objetivo adequar suas planetogonias à física de discos de acreção e às teorias astrofísicas de formação e evolução estelar. Isso é um sintoma do novo rumo tomado pela área na segunda metade do século XX: as teorias astrofísicas passaram a influenciar decisivamente os rumos das teorias de formação de planetas. Junto com novos dados empíricos da composição química de meteoritos, o desenvolvimento da astrofísica gerou ondas de choque nas planetogonias, como o que ocorreu com a hipótese de gatilho de
supernova.