Marte é um dos planetas mais fascinantes do sistema solar. Um dos destinos mais frequentes para missões espaciais, várias nações já enviaram sondas e rovers para estudar Marte em detalhes.
A exploração marciana continua a cativar a imaginação humana. E seguindo esse clima, que tal explorar a história da formação desse planeta em 5 estágios?
A formação do Planeta Vermelho remonta aos primeiros dias do Sistema Solar, cerca de 4,6 bilhões de anos atrás. A teoria mais aceita para explicar a formação do sistema solar é a hipótese da nebulosa solar, proposta por Pierre-Simon Laplace no século XVIII e posteriormente refinada por outros cientistas.
Complementar a essa hipótese está a teoria da acreção, amplamente aceita pelos cientistas na explicação da formação de Marte e de outros planetas do sistema solar.
A acreção refere-se ao processo de acumulação gradual de matéria em um objeto celeste, como uma estrela, um planeta, ou um disco protoplanetário. Esse processo é impulsionado principalmente pela gravidade, que atrai partículas de gás, poeira ou outros materiais para o objeto em crescimento.
Ambas as teorias descrevem diferentes aspectos do mesmo processo de formação planetária. Assim, a formação de Marte pode ser resumida da seguinte forma:
Nebulosa Solar
Inicialmente, existia uma grande nuvem difusa de gás e poeira chamada nebulosa solar. Ela era uma extensa região de material disperso, com uma forma ligeiramente esférica e composta principalmente por hidrogênio, hélio, e outros elementos pesados.
A nébula começou a se contrair devido à influência da força gravitacional entre as diferentes partículas que a constituíam. Isso leva a uma concentração gradual de massa em regiões específicas.
Exemplo artístico de uma nebulosa solar / Crédito: Shutterstock/Jurik Peter
Disco Protoplanetário
À medida que essa nebulosa começou a contrair sob a influência da gravidade, a conservação do momento angular fez com que ela começasse a girar lentamente.
Esse movimento de rotação levou à formação de um disco achatado, conhecido como disco protoplanetário, ao redor de um ponto central mais denso, que eventualmente se tornaria o proto-Sol.
Para conservar o momento angular, o disco começou a se achatar e a girar mais rapidamente à medida que a contração continuava
Representação de um disco protoplanetário / Crédito: Caltech (reprodução)
Formação de Planetesimais
Partículas de poeira no disco começaram a se aglomerar devido às forças gravitacionais. Essas aglomerações cresceram ao longo do tempo para formar planetesimais, que são corpos rochosos de vários tamanhos.
Acreção formando Protoplanetas
Protoplanetas são corpos ainda maiores que se formam a partir da acreção de planetesimais. Conforme os planetesimais continuam a colidir e se fundir, eles se combinam para formar protoplanetas.
A acreção nessa fase é responsável pelo crescimento dos protoplanetas, que começam a atrair material de maneira mais eficiente devido à sua maior massa e gravidade.
Esse processo continua até que os protoplanetas atinjam massas que permitam a retenção significativa de atmosfera, se houver, e a limpeza de suas órbitas no disco protoplanetário.
Concepção artística do sistema solar em desenvolvimento, com o sol no centro e (proto)planetas acumulando poeira e detritos do disco / Crédito: NASA (reprodução)
Diferenciação e Evolução
Com o tempo, os protoplanetas passaram por processos de diferenciação, nos quais os materiais mais densos se acumulavam no núcleo, enquanto os materiais mais leves formavam a crosta. Eventualmente, Marte evoluiu para o planeta que observamos hoje.
Jornalista formado pela Anhembi Morumbi, ama futebol e cinema. Cursou engenharia antes de descobrir sua paixão pelo jornalismo. Atualmente é analista de conteúdo e colaborador no Olhar Digital.
Bruno Ignacio é jornalista formado pela Faculdade Cásper Líbero. Com 10 anos de experiência, é especialista na cobertura de tecnologia e conteúdo perene. Atualmente, é colaborador no Olhar Digital.
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