O cosmos é a casa de diversos corpos celestes, abrigando-os desde a sua formação. No universo, muitas estrelas já nasceram e morreram, mas uma em específico levou mais de 9 bilhões de anos para se tornar o que é atualmente: um item fundamental para a vida na Terra.

Durante todo esse tempo, o Sol teve a sua nuvem de gás e poeira, do qual é formado, passou por um processo de enriquecimento de metais, muito necessários para o surgimento e desenvolvimento da vida no nosso planeta.

Depois do Big Bang – mais precisamente de 50 a 100 milhões de anos – e a formação do que conhecemos por universo, as estrelas também começaram a aparecer, dando origem, consequentemente, à luz. Além disso, planetas, asteroides e outros objetos celestes foram nascendo, a partir da poeira que ficou de cada estrela nova.

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Ainda hoje, esse processo continua acontecendo, e vai prosseguir por muitos e muitos anos, uma vez que esse processo não é interrompido. Isso se deve a grande quantidade de gás hidrogênio, matéria-prima essencial do qual as estrelas são feitas.

Como era o universo quando o Sol nasceu

Representação artística do conceito do Big Bang. Crédito: Anatoly Vassilev – Shutterstock

Conforme o tempo passa, novas gerações de estrelas vão surgindo, deixando as anteriores para trás, e apresentam uma maior riqueza em elementos químicos em comparação com a anterior. Isso acontece devido à reciclagem de material.

Toda vez que uma estrela morre, em situações intensas como supernovas, os átomos de elementos mais pesados do que o hidrogênio são evacuados, em uma velocidade bastante alta.

Após isso, esses elementos começam a viajar pelo espaço, até encontrarem novas nuvens que formam estrelas, chegando a ser chamadas de berçário estelar, já que abrigam as estrelas novatas que acabaram de nascer e estão evoluindo. Dessa forma, as que nascem diretamente nessas nuvens trazem em sua composição esses elementos.

Esse procedimento, ao longo dos anos, foi responsável pelo Sistema Solar hoje possuir todos os elementos químicos que vemos da Tabela Periódica. Esses elementos foram essenciais, pois enriqueceram a nuvem que originou nosso Sol, que só nasceu quando a quantidade desses componentes era suficiente.

Composição química

Galáxia espiral NGC 628 capturada pelo Hubble e pelo JWST (Crédito: NASA, ESA, CSA, STScI, Janice Lee (STScI), Thomas Williams (Oxford), equipe PHANGS)
Galáxia espiral NGC 628 capturada pelo Hubble e pelo JWST (Crédito: NASA, ESA, CSA, STScI, Janice Lee (STScI), Thomas Williams (Oxford), equipe PHANGS)

Nossa galáxia é do tipo espiral, com uma estrutura em forma de panqueca. Ela apresenta gás em um disco fino, que é mais denso no centro e menos nas bordas, que orbitam em um núcleo. A parte de dentro gira mais rápido que a de fora, o que pode fazer com que os componentes como gás e poeira sejam atraídos para o centro galáctico.

Nesse momento, os elementos se relacionam com outros materiais, que estão nas regiões internas, formando grandes aglomerados de estrelas.

A partir de uma nuvem de gás razoavelmente próxima da borda do disco – cerca de 27 mil anos luz do centro – nosso Sistema Solar foi formado. Nesse período, ele era composto por 70% de hidrogênio, 28% de hélio, e 2% do resto todo combinado.

Em seguida ao Big Bang, a matéria comum representava 75% de hidrogênio, 25% de hélio e menos de um milionésimo por cento do restante de componentes. Isso mostra que não houve uma evolução química desse porte no local de nascimento do Sol. Ainda assim, esse é considerado um enriquecimento bastante significativo.

A formação das estrelas

Ainda falando das galáxias de formato espiral, as nuvens de gás não se restringem nos braços onde se encontram: elas andam entre eles. A partir do momento que atravessam um dos braços espirais, as nuvens recolhem material interestelar, muito enriquecido com as explosões de supernovas e outros eventos.

Conforme acumulam essa matéria, as nuvens ganham mais densidade, até atingirem um ponto crítico. Durante o processo, o gás e a poeira resfriam rapidamente, o que implica na irradiação do calor. Assim, o resultado da densidade e resfriamento é o colapso gravitacional e divisão da nuvem em aglomerados.

Esses agrupamentos maiores se tornam estrelas mais massivas, e os menores criam estrelas de menor massa, que ficam sujeitas à radiação das estrelas mais massivas. As fusões de aglomerados agilizam o desenvolvimento estelar, e uma disputa entre a gravidade e a radiação.

Nesse combate, a radiação das estrelas massivas vai tentar espalhar o material das nuvens menos densas, onde protoestrelas, que é estágio inicial de formação de uma estrela, estão buscando nascer.

Ainda que a radiação das estrelas mais massivas vença, enquanto propaga matéria de outras menos densas, a gravidade vai cumprir sua função, juntando-as em outras nuvens pequenas. Esse processo faz com que ainda mais elementos pesados sejam espalhados pelos arredores.

A formação do Sol

Complexo de nuvens na região de formação estelar Rho Ophiuchi, queé capaz de formar o equivalente a 3 mil sóis (Imagem: Reprodução/NASA, ESA, CSA)

Uma dessas pequenas nuvens abrigava uma protoestrela de massa mediana, que atraía matéria em direção de seu núcleo para crescer, com o objetivo de adquirir massa e densidade o bastante para iniciar a fusão nuclear, se tornando uma estrela de fato.

Enquanto isso, a protoestrela girava em uma velocidade alta ao redor do próprio eixo; a rotação se tornava mais rápida cada vez que mais matéria da nuvem caía em seu núcleo.

Contudo, a protoestrela mantinha uma temperatura em torno de 4 milhões de K. A radiação fez a matéria ao redor evaporar, gerando um disco circunstelar, que continuou girando, ganhando a velocidade de rotação, o momento angular, da protoestrela.

Esse disco começou a se dividir depois de 500.000 a 2.000.000 anos, originando os primeiros protoplanetas. Enquanto isso, voláteis evaporados e

Depois de 500.000 a 2.000.000 de anos, esse disco começou a se dividir, dando origem aos primeiros protoplanetas, enquanto “linhas de gelo” eram criadas por voláteis que eram evaporados e impulsionados para as partes mais externas do disco.

Desses protoplanetas, um era rochoso, um estilo de corpo que só é criado em locais ricos em elementos como o ferro. Depois que se desenvolveu o suficiente, o objeto se transformou no nosso planeta Terra. Nele, a vida foi possível graças à variedade química da protoestrela que hoje é nosso Sol.

Distante do que conhecemos por Sistema Solar, as estrelas mais massivas que propagaram matéria com sua radiação intensa, consomem seus combustíveis de fusão nuclear de forma rápida, gerando explosões de supernovas. Com isso, os seus “combustíveis” de fusão nuclear de forma rápida, explodindo em supernovas. Assim, todas as partículas de nuvens em estágios iniciais de formação estelar que estiverem próximas são extintas.