o sistema solar - Geografia

Transcrição

Aperfeiçoamento em Astronomia para a Docência
Leitura semana 13: O Sistema Solar
O SISTEMA SOLAR
Enos Picazzio
Edição e revisão: Dinah M. Allen e Anne L. Scarinci
O Sistema Solar é um dos sistemas planetários, dentre muitos que já foram
identificados no universo. O que é um sistema planetário? Levando em consideração o
conhecimento teórico sobre formação de estrelas e as atuais observações, um sistema
planetário foi definido como sendo o conjunto de objetos não-estelares (tais como planetas,
satélites, asteroides, cometas e mesmo gás) que orbitam uma ou mais estrelas.
Sistema Solar é o sistema planetário da nossa estrela. Mas o que exatamente é o
Sistema Solar? Quais são seus componentes? Quais objetos se encaixam em cada categoria?
Embora pareçam fáceis, as respostas a estas perguntas são razoavelmente complicadas.
Especialmente nos últimos 10 anos, o número de descobertas realizadas em nossa “vizinhança
cósmica” tem sido tão grande, que muitas definições, outrora estabelecidas, foram repensadas,
outras criadas, como, por exemplo, as definições de planeta, planeta anão, e até mesmo os
limites do Sistema Solar.
E como podemos ter informações sobre os componentes do Sistema Solar? Quais são
os meios de observação e quais informações podemos obter utilizando cada um deles?
O objetivo deste capítulo é discutir as observações que levaram os astrônomos a
construir hipóteses sobre a origem e as características do sistema planetário que surgiu
durante a formação do Sol e que a ele permanece ligado pela ação gravitacional.
1 – Técnicas para observar o Sistema Solar
Observando o céu a olho nu, conseguimos ver somente 5 planetas: Mercúrio, Vênus,
Marte, Júpiter e Saturno. Eles são vistos como objetos pontuais, geralmente muito brilhantes.
Utilizando instrumentos como telescópios, no entanto, conseguimos observar muitos outros
objetos bem menores e menos luminosos do nosso sistema planetário.
Temos muitas perguntas sobre esses objetos todos, como: qual o seu tamanho e
distância do Sol? Qual a sua órbita? (Poderia entrar em colisão com a Terra?) Seriam
compostos de substâncias semelhantes às que encontramos na Terra? A atmosfera deles
possui oxigênio? O interior desses objetos seria semelhante ao interior da Terra? ... Enfim...
Somos humanos, portanto, curiosos. E não conseguimos ainda visitar pessoalmente todos os
cantos do Sistema Solar, então desenvolvemos vários métodos engenhosos para satisfazer
nossas perguntas. Por exemplo:
- Uma forma de analisar a composição química da atmosfera de um planeta (sem sair
da Terra) é observar o planeta em uma situação de trânsito, ou seja, quando ele passa na frente
de uma estrela. Comparando o espectro da estrela antes e durante o trânsito, podemos
verificar como a atmosfera desse planeta afeta a luz vinda da estrela e, assim, inferir
qualitativa e quantitativamente a composição química da atmosfera. Para isso, o planeta deve
ficar entre nós e a estrela à qual ele orbita. No caso do Sistema Solar (SS), esse método só é
bom para os planetas Mercúrio e Vênus.
- Para determinar a temperatura de um astro: os planetas emitem energia após receber
a luz solar. A partir da Terra é possível observar essa emissão (especialmente na região do
infravermelho do espectro) e com isso tem-se uma estimativa da temperatura do planeta.
Embora os dados obtidos a partir da Terra tenham servido para conhecermos um
pouco mais nossa vizinhança, os telescópios terrestres têm uma visão limitada dos astros do
Sistema Solar. Com exceção dos planetas maiores (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno), os
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demais componentes do Sistema Solar são em geral muito pequenos, restringindo a
quantidade e relevância das informações obtidas. Apenas a Lua, devido à sua proximidade,
revela-se em detalhes quando vista através de um telescópio.
A observação a partir de telescópios em solo terrestre ainda sofre mais uma limitação:
a atmosfera terrestre “borra” a imagem dos objetos celestes, não importando quão bom seja o
telescópio utilizado. Para superar essa dificuldade, o telescópio Hubble, de 2,4 m de diâmetro,
foi colocado em órbita terrestre, onde a qualidade de imagem é limitada apenas pelo tamanho
do instrumento. Portanto, para estudar os componentes do Sistema Solar em detalhe, devemos
fazer uso de outras estratégias... e até, se possível, ir até eles!
Uma forma de observar um componente do Sistema Solar in loco é enviando sondas,
as quais são equipadas com instrumentos como radares, espectrógrafos e fotômetros. Nem
sempre esta é uma tarefa fácil, principalmente quando se pretende pousar na superfície para
coletar amostras de solo, pois há situações em que as sondas espaciais precisam suportar
condições extremas, como altas ou baixas temperaturas e pressões.
Mas mesmo sem pousar, as sondas conseguem muitas informações. Por exemplo, os
radares das sondas emitem ondas de rádio à superfície do astro e o reflexo dessas ondas
fornece informações acerca da rugosidade da superfície. Medindo-se o tempo entre a emissão
e a recepção do eco (ou a frequência no caso de haver efeito Doppler), tem-se uma estimativa
da profundidade. Com essa técnica, é possível mapear o relevo do objeto e ter uma estimativa
de profundidade dos eventuais lagos.
Espectrógrafo e fotômetro também podem fazer parte do equipamento das sondas, por
meio dos quais é possível estudar a estrutura e a composição química da atmosfera do astro.
Ir até lá não seria mais profícuo? Claro que sim. Mas também muito mais perigoso... e
caro. O projeto Apollo, conduzido pelos Estados Unidos entre 1960 e 1980, teve por objetivo
enviar astronautas à Lua e trazê-los de volta juntamente com amostras do solo lunar. No
contexto desse projeto, entre 1969 e 1972, 6 naves espaciais conduziram um total de 12
astronautas à superfície lunar. Desde então, todas as sondas espaciais que viajaram pelo
Sistema Solar, para além da órbita da Terra, têm sido não-tripuladas, devido principalmente à
limitação de recursos destinados ao programa espacial.
Essas missões espaciais fizeram descobertas que nenhum telescópio jamais
conseguira, tais como a existência de anéis em Júpiter e Netuno, fenômenos atmosféricos
desses planetas, detecção de inúmeros satélites invisíveis para nós da Terra, auroras, um
vulcão ativo em Io, oceanos congelados ou não em Titã, etc.
Outra forma de estudar a composição química do Sistema Solar é analisando corpos
celestes que chegam até a superfície da Terra. A História mostra que existem centenas de
relatos escritos de testemunhas que observaram a queda de objetos luminosos do céu e não
raro eram encontradas pedras, algumas com características incomuns, próximas ao local dos
fenômenos. No entanto, foi somente por volta do início do século XIX que os meteoritos
passaram a ser considerados objetos extraterrestres, oriundos de outras partes do Sistema
Solar.
Os dados coletados nessas observações, tanto em Terra quanto do espaço, formaram
a base para o conhecimento que temos hoje, sobre a estrutura e composição do Sistema Solar,
e também para a construção de teorias a respeito de sua origem.
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2 – A Estrutura do Sistema Solar
De acordo com classificação mais atual, o Sistema Solar é composto de uma estrela,
oito planetas, cinco planetas-anões (número que pode crescer), centenas de satélites, dezenas
de milhares de asteroides e centenas de milhões de cometas, além de rocha e poeira
interplanetária e campo magnético. Toda essa matéria mantém-se ligada pela força
gravitacional do Sol, o componente mais maciço desse sistema. Para descrever os
componentes do SS, podemos dividi-lo em três partes (fig. 2.1).
Figura 2.1 Estrutura do Sistema Solar mostrando, em proporção, as regiões dos planetas e asteroides rochosos
(até 4 UA), a dos planetas gasosos (5 a 30), a do Cinturão de Edgeworth-Kuiper (30 a 50 UA), com a órbita de
Plutão em vermelho, e da Nuvem de Oort (10.000 a 100.000 UA).Fonte: Kathy A. Svitil, Beyond Pluto, Discover
Magazine, November 2004, Illustrations by Don Foley http://discovermagazine.com/2004/nov
Parte 1: de 1 a 4 UA. A região do plano da eclíptica (plano onde orbitam os planetas)
contida no raio de até 4 UA (1UA = 1 distância Terra-Sol) do centro do Sol é dominada por
objetos rochosos. Nela há quatro planetas (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), um planeta anão
e centenas de milhares de asteroides. O planeta mais próximo ao Sol, Mercúrio, é também o
menor do Sistema Solar. Vênus e Terra são muito parecidos em tamanho, massa e
composição química, mas bem diferentes em condições ambientais. Marte tem tamanho
intermediário entre Mercúrio e Terra. Sua distância média do Sol é uma vez e meia a da
Terra.
Entre as órbitas de Marte e Júpiter, há uma concentração de corpos rochosos de
tamanhos e formas variadas, os asteroides. As densidades variam entre 2,3 g/cm3 (tipo argila)
até 7,7 g/cm3 (liga ferro-níquel). Os mais hidratados, isto é, ricos em água, podem conter até
1% da massa em água.
Parte 2: de ~5 até 30UA. Essa região é povoada pelos planetas gasosos e seus
satélites, e por famílias de cometas de curto período. Por similaridades de tamanho e
composição química, podemos separá-los em duas duplas: Júpiter e Saturno, os maiores, e
Urano e Netuno. A massa de Júpiter é maior que a soma das massas de todos os demais
componentes do Sistema Solar.
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Júpiter e Saturno são constituídos essencialmente de hidrogênio e hélio, o que lhes dá
um caráter de gigantes gasosos. Proporcionalmente, Urano e Netuno têm gases mais densos,
por isso são chamados, por vezes, de gigantes congelados. Os topos das nuvens desses
planetas estão sob temperaturas extremamente baixas: -145 oC em Júpiter (5,2 UA), -175 oC
em Saturno (9,5 UA), -210 oC em Urano (19,3 UA) e -220 oC em Netuno (30,2 UA).
Júpiter e Saturno apresentam maior abundância de satélites; cerca de seis dezenas cada
um. Ganimedes (Júpiter) e Titã (Saturno) são maiores que Mercúrio. Io (Júpiter) é o corpo de
maior atividade vulcânica do Sistema Solar e Titã tem atmosfera mais densa que a terrestre.
Os demais satélites têm superfícies congeladas e são relativamente ricos em água.
Urano e Netuno, menos massivos, têm menos satélites. Urano tem quatro satélites
pouco superiores a 1.000 km de diâmetro: Ariel, Umbriel, Titânia e Oberão. Netuno tem
apenas um satélite grande, Tritão, que é do tamanho de Plutão.
Parte 3: além de 30 UA. A região adiante de Netuno, conhecida por transnetuniana, é
vasta e pouco conhecida. O objeto mais famoso dessa região é Plutão. A maioria dos objetos
conhecidos pertence ao Cinturão de Edgeworth-Kuiper, entre 30 UA e 50 UA. São corpos
feitos de rocha, voláteis congelados, sobretudo hidrocarbonetos e amônia, e são muito ricos
em água.
Os tamanhos são diversificados, assim como as órbitas. Até o momento há quatro
planetas-anões naquela região, mas a quantidade exata é desconhecida. Eris tem órbita
bastante alongada, seu afélio atinge 100 UA. Sedna, um objeto com praticamente a metade do
tamanho de Eris, tem afélio bem mais distante, cerca de 970 UA. Os corpos desta região,
menores que 100 km de diâmetro, devem ultrapassar milhões. Os cometas de períodos curtos
e médios fazem parte desta população.
Entre cerca de 30.000 UA e 100.000 UA, cometas orbitam o Sol na Nuvem de Oort.
Mesmo sendo grande, essa distância equivale a um terço da distância da estrela Proxima
Centauri, a mais próxima do Sol.
3 – A formação do Sistema Solar
Quem se formou primeiro, os planetas ou o Sol? Por que todos os planetas orbitam o
Sol aproximadamente num mesmo plano? Por que quase todos giram para o mesmo lado? Por
que todos os planetas rochosos são internos, enquanto os gasosos são mais distantes do Sol?
Muitas pessoas já se debruçaram sobre tais perguntas.
A primeira tentativa moderna de explicação da origem e formação do Sistema Solar
foi apresentada por René Descartes em 1644, antes de Isaac Newton formular a teoria da
gravitação. Segundo Descartes, um sistema de vórtices imersos em um meio sutil e fluído que
preenchia todo o espaço (que os gregos denominavam éter) deu origem ao Sol e os planetas
que giravam em seu torno. Em 1755, Immanuel Kant apresentou sua teoria que ficou
conhecida como hipótese nebular, ou da nebulosa solar primitiva. Segundo ela, uma enorme
nuvem difusa de gás e poeira contraia e girava cada vez mais rápido. No centro dela formouse o Sol e do disco que o circundava nasceram os planetas, também pelo processo de
contração de matéria. Pierre-Simon de Laplace sugeriu uma hipótese similar em 1796, na qual
os planetas teriam se formado de anéis de gás ejetados do equador do Sol em colapso.
Entretanto, os avanços mais significativos surgiram apenas no século passado, graças
aos trabalhos teóricos de V.S. Safranov (1969), A.G.W. Cameron (1969) e C. Hayashi (1970),
ao desenvolvimento dos modelos de estrutura e evolução estelar e ao aprimoramento da
instrumentação astronômica, incluindo a espacial.
A hipótese mais aceita atualmente é de que todo o Sistema Solar nasceu da contração
de uma nuvem primitiva de gás e poeira, há cerca de 4,6 bilhões de anos (Figura 3.1). Durante
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a contração, um embrião do Sol, o proto-Sol, formava-se no centro da nebulosa. Quanto mais
a nuvem se contraía, mais rapidamente ela girava. Essa rotação provocava a formação de um
disco de matéria no plano equatorial do proto-Sol1. Esse sentido de rotação da nuvem é o que
predominou no Sistema Solar.
Os corpos rochosos cresceram gradativamente, acumulando matéria através de
colisões. Este processo é conhecido por acreção. Parte das crateras formadas nas colisões
ainda permanece exposta nas superfícies de planetas e satélites. Estes corpos se formaram
perto do Sol, uma região quente em que predominava a composição química típica dos
rochosos.
Figura 3.1 Na contração da Nebulosa Solar Primitiva, o Sol formou-se no centro da nuvem. Os planetas e seus
satélites foram formados a partir da matéria do disco circumsolar.
Fonte:http://www.astro.psu.edu/users/niel/astro1/slideshows/class43/014-planet_formation.gif
Os planetas gasosos se formaram por processo mais parecido com o de formação das
estrelas, que pode ser mil vezes mais rápido que o de acreção. A região onde se formaram os
planetas gigantes era mais fria e composta predominantemente por gases. Júpiter e Saturno
são compostos essencialmente de hidrogênio e hélio, como o Sol. Como grandes massas
implicam em campos gravitacionais intensos, estes planetas tiveram oportunidade de capturar
muitos satélites.
A matéria que não foi acumulada nos planetas e nos satélites ficou concentrada nos
asteroides e cometas. A maior parte dos asteroides permaneceu no Cinturão Principal. A
região adiante de Netuno concentra a maior parte da sobra de material. Os planetésimos
(blocos de rochas e metais) que não se agregaram aos planetas permaneceram nessa região
como objetos transnetunianos, alguns concentrados no Cinturão de Edgeworth-Kuiper, outros
espalhados pela região em órbitas muito alongadas (alta excentricidade) e outros, ainda, na
Nuvem de Oort.
Outra hipótese é que os cometas de curto e médio período foram formados Cinturão de
Edgeworth-Kuiper e lá permaneceram em órbitas quase coplanares com a eclíptica. Já os
cometas de longo período teriam se formado nas imediações dos planetas gigantes, mais
próximos do Sol, e lançados para os confins do Sistema Solar por consequência de interações
gravitacionais. Assim teria se formado a Nuvem de Oort, com sua configuração esférica
(Figura 3.2).
1
A relação entre contração e rotação decorre do princípio de conservação de quantidade de movimento. De acordo com as leis
de movimento de Newton, a quantidade de movimento de qualquer objeto deve permanecer constante antes, durante e depois
de uma mudança física. Em outras palavras, se a distância r diminui então a velocidade v deve aumentar, pois o produto mvr é
constante, ou seja, conserva-se.
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Figura 3.2 Outro cenário possível na formação do Sistema Solar: por influência gravitacional dos planetas
maiores, uma parcela dos planetesimais foram ejetados para os confins do SS, formando a Nuvem de Oort.
Fonte: Adaptado de Astronomy, Fevereiro 1997, pág.49)
Portanto, as teorias principais sobre a formação do SS nos dizem que todos os seus
componentes foram formados ao mesmo tempo, a partir de uma nuvem de gás que começou a
girar e se contrair.
4 – Os objetos do Sistema Solar
4.1 Os planetas rochosos
Figura 4.1.1 Os quatros planetas rochosos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, em proporção de tamanho. Fonte:
NASA
Mercúrio, Vênus, Terra e Marte são planetas rochosos, também conhecidos por
planetas terrestres ou planetas telúricos (Fig. 4.1.1). Suas características físicas principais
relativa às da Terra estão na Tabela 4.1 e características de suas atmosferas, na Tabela 4.1.2.
O estudo desses planetas levou à conclusão de que as condições ambientais dos quatro
planetas rochosos são bem diferentes, assim como as figuras superficiais, mas a estrutura
básica apresenta similaridades (Fig. 4.1.2). Não dispomos de amostras de solo dos demais
planetas além da Terra, tampouco fizemos prospecção profunda em seus terrenos.
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Figura 4.1.2 Estrutura interna dos planetas rochosos. Proporcionalmente ao tamanho do planeta, podemos dizer
os núcleos de Vênus e Terra são similares, o núcleo de Mercúrio é bem maior e o de Marte é bem menor. Em
valores absolutos, o núcleo da Terra concentra mais massa que os planetas Marte e Mercúrio juntos. Fonte:
NASA.
Tabela 4.1.1 Parâmetros físicos dos planetas rochosos
Planeta
Terra*
Mercúrio
Vênus
Marte
(M = 6×1021
ton)
(D = 12.756
km)
(V = 1012
km3)
m
(m  = 5.5
g/cm3)
(g = 9,8
km/s2)
1
0,06
0,81
0,10
1
0,38
0,95
0,50
1
0,06
0,86
0,15
1
1,25
0,95
0,80
1
0,38
0,90
0,40
M
D
V
g
ncl/tot
Vesc
(km/s)
0,55
0,75
0,45
0,33
11,2
4,2
10,4
5,0
* M, D, m, gm e V são, respectivamente, massa e diâmetro, densidade media, gravidade e
volume da Terra. Densidade média é “massa total/volume”. Estes cinco primeiros parâmetros são
dados relativamente aos valores terrestres. A coluna 7 mostra a relação entre o tamanho do núcleo e
o total do planeta. A última coluna mostra a velocidade de escape, que é a velocidade mínima
necessária para vencer o campo gravitacional do planeta. Uma partícula lançada com essa
velocidade entra em órbita em torno do planeta.
Tabela 4.1.2 Características atmosféricas dos planetas rochosos
Planeta
Terra*
Mercúrio
Vênus
Marte
N (%)
78

3
3
O (%)
CO2 (%)
21

0,2
0,04
vest
96
96
vapor
d' água
outros
(%)
~1
vest
0,002
0,03
<1
<1
<1
P
(P 
kPa)
101
1

90
0,008
T(C;
min | máx)
-89 | +58
-173 | +427
480
-87 | -5
* P, é a pressão atmosférica terrestre.
A prospecção das regiões mais profundas é feita através de modelos teóricos. Na
Terra, os dados sísmicos corroboram para o refinamento teórico. Informação parcial sobre a
composição química do manto provém das análises das lavas.
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Amostras de rochas lunares e de meteoritos são as únicas espécies rochosas
extraterrestres que dispomos para análise em laboratório. A composição química dos
meteoritos revela a região de origem deles, se é da superfície ou do interior dos corpos a que
pertenciam.
Para saber mais sobre cada um dos planetas rochosos, consulte o anexo 1.
4.2 Os planetas gasosos
Os planetas gasosos Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, são enormes esferas de gás
comprimido a diferentes pressões. As massas são elevadas assim como os volumes, o que lhes
confere baixas densidades. Eles não possuem superfícies sólidas como os planetas rochosos,
mas podem apresentar uma camada de gás liquefeito. As Tabelas 4.2.1, 4.2.2 e 4.2.3 mostram,
respectivamente, alguns parâmetros orbitais, parâmetros físicos com valores comparativos aos
terrestres e composição química média desses planetas.
Os planetas gasosos também começaram a ser explorados por sondas espaciais na
década de 1970 (Pionneer 10 e 11) e subsequentes (Voyager 1 e 2, Ulysses, Galileu e CassiniHuygens). Sua exploração limitou-se a voos panorâmicos, durante os quais foram feitas
imagens de suas atmosferas, seus satélites, anéis, além de medidas do campo magnético e
partículas.
O Gigante Júpiter
Figura 4.2.1 Júpiter e detalhe da Grande Mancha Vermelha. Fonte: NASA, ESA
Júpiter agrega mais matéria que todos os demais objetos do Sistema Solar menores
que ele juntos. Como pode ser visto na Tabela 4.2.2, seu grande volume e baixa densidade
indicam que esse planeta gigante é constituído essencialmente de gases, que são bem menos
densos que as rochas e os metais que predominam nos planetas rochosos.
Júpiter irradia o dobro da energia que recebe do Sol. Sua atmosfera é complexa,
dominada por cinturões paralelos ao seu equador por onde circulavam gases atmosféricos com
velocidades típicas das zonas, que podem chegar a 650 km/h.
A alta atmosfera é composta essencialmente de hidrogênio e hélio, como o Sol (veja a
Tabela 4.2.3). A amônia congelada é a responsável pelas nuvens finas e esbranquiçadas. Na
presença de outros componentes, o hidrosulfeto de amônia forma as nuvens coloridas que
caracterizam a atmosfera joviana. A temperatura destas nuvens na alta atmosfera é da ordem
de -50°C e a pressão é o dobro da terrestre no nível do mar.
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Uma figura atmosférica típica de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha localizada no
hemisfério sul do planeta (Figura 3.2.1). Trata-se de uma tempestade, que gira com período de
seis dias, e profundidade de centenas de quilômetros. Suas zonas esbranquiçadas são nuvens
mais frias e as de cor amarronzada são mais quentes.
Nas partes mais internas a pressão e a temperatura aumentam gradativamente e o
hidrogênio torna-se líquido. A 20.000 km de profundidade a temperatura atinge 10.000 K e a
pressão chega a 300 mil atmosferas. Nestas condições, o hidrogênio líquido torna-se condutor
de eletricidade, como os metais, por isso ele é classificado como hidrogênio liquido metálico.
É nesta camada condutora que se origina o poderoso campo magnético de Júpiter. É possível
que no centro do planeta haja núcleo composto de material rochoso e metais, com massa dez a
quinze vezes maior que a terrestre.
Tabela 4.2.1 Parâmetros orbitais dos planetas
Planeta
Semi-eixo
maior (UA)
Translação
Rotação 1
Obliquidade2
(ano terrestre)
(dias terrestres)
(grau)
Inclinação
da órbita 3
(grau)
1
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
0,387
0,723
1,000
1,527
5,203
9,539
19,191
30,061
0.241
0,615
1
1,881
11,862
29,458
84,01
164,79
58,65
-243,01
0,997
1,026
0,410
0,426
-0,746
0,718
0
177,3
23,4
25,2
3,1
26,7
97,9
29,6
7,00
3,39
0
1,85
1,31
2,49
0,77
1,77
sinal negativo significa movimento retrógrado
inclinação do eixo de rotação em relação à vertical do plano orbital
3
inclinação do plano orbital em relação à eclíptica
2
Tabela 4.2.2 Parâmetros físicos dos planetas gasosos comparados com os valores terrestres.
Planeta
Terra*
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
M
D
V
(M = 6×1021
ton)
(D = 12.756
km)
(V = 1012
km3)
m
(m  = 5.5
g/cm3)
(g = 9,8
km/s2)
1
318
95
14,6
17,2
1
11,2
9,4
4
3,9
1
1400
764
67
58
1
0,24
0,13
0,24
0,32
1
2,53
1,06
0,89
1,14
g
Vesc
(km/s)
11,2
61
36
21
24
* A Terra foi inserida apenas para comparação. M, D, V,  e g são, respectivamente, massa, diâmetro,
volume, densidade média e gravidade superficial da Terra. Densidade média é “massa total/volume”. A última
coluna mostra a velocidade de escape, que é a velocidade mínima necessária para vencer o campo
gravitacional do planeta. Uma partícula lançada com essa velocidade entra em órbita em torno do planeta.
Tabela 4.2.3 Valores percentuais médios dos principais componentes químicos dos planetas gasosos.
Planeta
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
H2
89,8
96,3
82,5
80
He
10,2
3,25
15,2
19
CH4
0,3
0,45
2,3
1,5
NH3
0,26
0,125
HD
C2H6
H2 O
0,0028 0,00058 0,0004
0,011 0,0007
0,0148
0,0192 0,00015
* H2: hidrogênio, He: hélio, CH4: metano, NH3: amônia, HD: hidrogênio-deutério, C2H6: etano, H2O: água.
Adaptado de http://filer.case.edu/~sjr16/advanced/index.html
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Para saber mais sobre os demais planetas gasosos, consulte o anexo 2.
4.3 Os satélites
Satélites são corpos que orbitam planetas, planetas-anões e asteroides. Alguns são
rochosos como a Lua, outros são recobertos por gelo, porém apenas alguns têm atmosfera.
Satélites podem ter tamanhos comparáveis a Mercúrio ou até maiores. Porém, a maior parte
deles tem menos de 1000 km de diâmetro e apenas oito têm entre 1000 e 1500 km de
diâmetro.
A Lua
É o satélite que conhecemos melhor. A Tabela 4.3.1 abaixo apresenta suas
propriedades mais importantes, comparativamente à Terra e a Figura 4.3.1 mostra o mapa
geológico e características da superfície da Lua.
Estruturalmente, a Lua pode ser dividida em três camadas básicas: (a) uma crosta
assimétrica com espessura de 60 km no hemisfério voltado para a Terra, e de 100 km no
hemisfério oposto; (b) um manto com 935 km de espessura; (c) um núcleo possivelmente
sólido, com 738 km de raio.
Tabela 4.3.1 Principas parâmetros físicos da Lua.
24
Massa (10 kg)
Raio Equatorial (km)
Raio polar (km)
Densidade média (g/cm3)
Gravidade na superfície (m/s2)
Lua
0.07349
1738.1
1736.0
3350
1.62
Terra
5.9736
6378.1
6356.8
5515
9.80
Razão
0.0123
0.2725
0.2731
0.607
0.165
Fonte: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/moonpage.html
A superfície lunar apresenta, basicamente, dois tipos de terreno: (a) mares - regiões
planas, baixas, escuras e de composição basáltica. Eles se formaram de um processo duplo,
onde impactos violentos, provocados pela queda de corpos com diâmetros acima de 30 km,
geraram atividade vulcânica. Suas idades oscilam entre 3,8 e 4,0 bilhões de anos; (b)
continentes - terras altas, acidentadas, de alta refletividade (brilhantes) e marcadas por
crateras de impacto. São terrenos mais antigos, têm no mínimo 4 bilhões de anos.
Toda a superfície lunar é recoberta por regolito, uma camada relativamente espessa de
poeira originada da pulverização das rochas. A maioria das crateras lunares tem origem
colisional. As maiores possuem diâmetros superiores a 1.000 km, picos centrais (formados
por ondas sísmicas deflagradas durante o impacto) e raios brilhantes (figuras retilíneas que
emanam dos bordos na direção radial e se estendem a grandes distâncias, formadas pela
ejeção de material da colisão). Porém, a superfície lunar apresenta também inúmeras caldeiras
vulcânicas com escorrimento de lavas, parecidas com aquelas encontradas na Terra, mas em
menor escala.
A atmosfera lunar é praticamente desprezível e não ultrapassa 10 toneladas de matéria.
A ausência de atmosfera faz com que a mudança da luminosidade entre dia e noite seja
repentina na Lua (não há crepúsculos) e a temperatura oscila entre –233oC e 123oC.
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A análise comparativa da composição química da Terra e da Lua fortalecem a teoria
de que nosso satélite formou-se a partir de um impacto violentíssimo entre a Terra e um corpo
com as dimensões de Marte, há 4 bilhões de anos. O material que formou a Lua teria sido
arrancado da crosta dos dois corpos, formando um anel em torno do nosso planeta, que, aos
poucos, se agregou para formar a Lua. Este processo colisional explica detalhes importantes,
como a crosta lunar ser rica em silicatos e deficiente em ferro, o baixo teor de água nas
rochas, a semelhança da composição isotópica do oxigênio.
Figura 4.3.1 (esquerda) Mapa geológico da Lua mostrando planaltos (rosa), fluxos de lava vulcânica (de azul a laranja), Mar
da tranquilidade (azul escuro) rico em titânio que os mares vizinhos acima dele (verde e laranja). Solo rico em minerais estão
representados nas cores azul claro. (direita) Bordo nordeste da Mar Imbrium, com a cratera Pultão e o Vale Alpino.Terrenos
escuros, planos e baixos são de origem vulcânica (baslatos) contrapondo-se às regiões continentais, mais claras, acidentadas e
elevadas. Fonte: NASA
4.4 Os planetas anões
As variações observadas na órbita de Urano em meados do século 19, só podiam ser
explicadas pela influência gravitacional de outro planeta em suas vizinhanças. Posteriormente,
perturbações de menor ordem na órbita de Urano indicavam uma possível presença de outro
corpo adiante de Netuno. Em 1930, o jovem astrônomo americano Clyde W. Tombaugh
encontrou Plutão, que passou a ser considerado como o menor planeta do Sistema Solar.
Sua órbita altamente excêntrica e exageradamente inclinada sempre foi um enigma. A
dificuldade de se avaliar precisamente massa e volume de Plutão dificultava a determinação
de sua densidade. Somente em 1978, com a descoberta de Caronte, seu maior satélite, foi
possível estimar com precisão sua massa e, por conseguinte, sua densidade. Ficou claro que se
tratava de um corpo composto por mistura de gelo e rocha, típico da região transnetuniana.
Outro fato atípico é que Caronte é excessivamente grande se comparado a Plutão. Em síntese,
Plutão era muito diferente e não se adequava à definição de planeta.
Em 2003, por meio do telescópio montado no Observatório Palomar, uma equipe de
astrônomos liderada por Michael Brown descobriu Éris, um objeto maior que Plutão. Ambos
têm massas suficientemente grandes para serem quase esféricos como os demais planetas,
mas possuem características orbitais muito diferentes daquelas apresentadas pelos planetas.
Isto forçou a União Astronômica Internacional a rediscutir a definição de planeta e que
resultou na criação de nova classe de objetos: a dos planetas-anões. Essencialmente, planetaanão é um objeto que orbita o Sol, é grande o suficiente para ter formato esférico, porém não
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é o corpo dominante na sua órbita. Há outros corpos nas redondezas. Como consequência,
Plutão passou a ser planeta anão, servindo como paradigma para outros objetos semelhantes a
ele, os plutoides.
No primeiro dia de 1801, Ceres foi descoberto pelo astrônomo italiano Giuseppe
Piazzi, e desde então, sua classificação foi modificada diversas vezes. Inicialmente foi
classificado como planeta, depois asteroide, e atualmente, planeta anão, embora ainda haja
discordância quanto a essa classificação. Outros dois corpos classificados atualmente como
planetas anões também foram descobertos pela equipe de astrônomos liderada por Michael
Brown: a descoberta oficial de Haumea aconteceu em dezembro de 2004, e a de Makemake,
em 2005. Porém, apenas em 2008 esses dois corpos foram classificados como planetas anões
pela União Astronômica Internacional.
Atualmente, portanto, há cinco planetas anões: Ceres, Eris, Plutão, Makemake e
Haumea, mas há vários candidatos à espera de classificação. Na Tabela 4.4.1 têm-se os
parâmetros orbitais e físicos mais importantes destes objetos.
Tabela 4.4.1 Planetas anões
Nome
Ceres
Plutão
Haumea
Makemake
Eris
Distância
heliocêntrica
(UA)
2,77
39,48
43,34
45,80
67,67
Localização
Tamanho
(km)
Massa
(Kg)
Densidade
(g/cm3)
CPA
TNO CEK
TNO CEK
TNO CEK
TNO DD
975  909
2306
1500
1600-2000?
2400
9,5 1020
1,3 1022
4,2 1021
1,3 1022
~2,1
1,8-2,1
2,6-3,3
~2,0
~2,3
CPA: Cinturão Principal de Asteroides; TNO: Objetos Transnetuniano, / CEK - do Cinturão
Edgeworth-Kuiper, DD - do Disco Disperso (discutido na seção Objetos Transnetunianos
Figura 4.4.1 Plutão e seus satélites, fotografado em maio de 2005, com o telescópio espacial Hubble.
Fonte: NASA, ESA, H. Weaver (JHU/APL), A. Stern (SwRI), and the HST Pluto Companion Search Team
Éris é o maior objeto transnetuniano conhecido até o momento. Ele é um pouco maior
que Plutão e tem um satélite, Disnomia. Eris é relativamente uniforme, claro e mais brilhante
que Plutão.
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Makemake é o terceiro maior planeta-anão, também do cinturão de Edgeworth-Kuiper.
Seu diâmetro é cerca de três quartos do diâmetro de Plutão. Sua superfície é coberta por
metano e, possivelmente, etano congelados. Até o momento, não se sabe se ele possui
satélites.
Haumea é um planeta-anão do tipo plutóide, pertencente ao cinturão de EdgeworthKuiper. Ele tem dois satélites pequenos que, acredita-se, sejam também destroços de colisão
antiga (como os de Plutão). Haumea tem características pouco comuns, tais como a rápida
rotação, elongação extrema, superfície muito brilhante (possivelmente de gelo de água) e sua
forma ovalada.
Ceres, ao contrário dos demais planetas-anões, se encontra no cinturão principal de
asteroides (entre Marte e Júpiter). Com seu diâmetro de aproximadamente 950 km, ele é o
corpo mais maciço do cinturão principal de asteroides (ver próxima seção) e contém quase um
terço da massa total do cinturão. Ceres é praticamente esférico, com uma pequena
protuberância de 30 km no equador. Internamente acredita-se que ele seja estruturado em
camadas, com um núcleo rochoso denso recoberto por um manto de água doce congelada, por
sua vez envolto por uma crosta fina. Estima-se que o manto represente 25% da massa de
Ceres, e pode conter mais água doce que a Terra.
4.5 Asteroides
Asteroide é uma palavra de origem grega que significa “semelhante à estrela” porque,
visto de longe, é apenas um ponto luminoso. A Tabela 4.5.1 apresenta algumas características
físicas e orbitais dos principais asteroides do cinturão e a Figura 4.5.1 ilustra a região
principal dos asteroides, entre 2 e 4 UA. A massa total dos asteroides do cinturão deve estar
entre 3,3×1021 kg, ou seja, cerca de 4,5% da massa da Lua.
Os asteroides maiores são aproximadamente esféricos. A maior parte deles está
concentrada entre Marte e Júpiter, no cinturão principal de asteroides, orbitando o Sol em
trajetórias com excentricidade máxima de 0,3 e inclinação inferior a 30º em relação ao plano
da eclíptica. Mas há asteroides com órbitas bem elípticas, alguns cruzando a órbita da Terra.
Tabela 4.5.1 Características físicas e orbitais dos maiores asteroides (H.Karttunen et al., p. 490, 1995)
Asteroide
(descoberta)
Pallas (1802)
Juno (1804)
Vesta (1807)
Astraea (1845)
Hebe (1847)
Iris (1847)
Higiea (1849)
Hektor (1907)
Diâmetro1
(km)
583
249
555
116
206
222
443
230
Rotação
(horas)
7,9
7,2
5,3
16,8
7,3
7,1
18
6,9
Excentricidade
Albedo
Tipo2
0,23
0,26
0,09
0,19
0,20
0,23
0,12
0,03
0,09
0,16
0,26
0,13
0,16
0,2
0,05
0,03
M
S
S
S
S
S
C
C
(1) Por serem pequenos, nem sempre os asteroides são esféricos; estes valores são os que representam melhor
seus volumes. (2).
Ceres, atualmente classificado como planeta anão, foi o primeiro corpo do cinturão
principal a ser descoberto. Nos anos seguintes à sua descoberta, foram descobertos Pallas,
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Juno e Vesta, todos nessa região. Apenas os asteroides maiores receberam nomes próprios. Os
demais são identificados por sigla.
O cinturão principal não é preenchido uniformemente. Existem regiões praticamente
desprovidas de asteroides (conhecidas por Lacunas de Kirkwood). Isto ocorre por conta da
influência gravitacional de Júpiter, que altera as órbitas dos asteroides que estejam nessas
regiões. Este fenômeno chama-se ressonância, que ocorre sempre que as órbitas dos
asteroides correspondam a razões inteiras do período orbital de Júpiter. Por exemplo: (a) em
2,5 UA, o asteroide percorre 3 voltas em torno do Sol enquanto Júpiter percorre 1; a
ressonância é 3:1; (b) em 2,83 UA, o asteroide tem ressonância 5:2; (c) em 2,95 UA, a
ressonância é 7:3; em 3,27 UA, há uma ressonância de 2:1. Algumas ressonâncias são
estáveis (com as de Plutão e Netuno, 3:2), outras são instáveis.
Figura 4.5.1 (esquerda) O Cinturão Principal de Asteroides, entre Marte e Júpiter. Os asteroides Troianos giram
em torno do Sol na órbita de Júpiter. (direita) Lacunas na distribuição dos asteroides em função do semi-eixo
maior de suas órbitas são causadas pela presença de Júpiter. Fonte: (esquerda) sugestão de arte a ser feita.
(direita) Kevin J. Walsh, Nature 457, 1091-1093(26 February 2009)
Devido ao risco de choque entre esses astros e a Terra, há hoje uma preocupação
generalizada de detectar esses pequenos objetos com antecedência de uma eventual colisão.
Telescópios têm sido construídos especialmente para esse fim, como por exemplo o
telescópio Impacton, coordenado por Daniela Lazzaro, astrônoma do Observatório Nacional.
Localizado em Pernambuco, em pleno sertão nordestino, o telescópio de 1 metro de diâmetro
é capaz de detectar pequenos corpos do Sistema Solar que estejam próximos da Terra. Uma
sequência de imagens do objeto é utilizada para calcular sua órbita e verificar se ele apresenta
algum risco de colisão com a Terra.
Um projeto de coletar material de um asteroide por meio de sonda já foi executado e
exitem outros em andamento. Em 2005, a sonda japonesa Hayabusa aterrissou sobre o
asteroide Itokawa, recolheu material de seu solo e retornou à Terra com a amostra geológica,
em 2010. Existe um projeto Hayabusa 2 que visa coletar material de um asteroide a uma
profundidade maior.
De que material são feitos os asteroides? Os do cinturão principal apresentam
diferenças de composição química, que guardam certa relação com a posição orbital: os mais
próximos de Marte (30% do total), são mais claros e formados basicamente de uma mistura de
rocha (silicatos) e ferro, muito parecidos com os meteoritos ferropétreos. Já os asteroides
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mais próximos de Júpiter (60% do total), são mais escuros e têm composição química
semelhante a dos meteoritos condritos carbonáceos. Os demais asteroides são constituídos
basicamente de uma liga metálica de ferro e níquel, semelhantes aos meteoritos sideritos.
Como surgiram os asteroides? A origem desses objetos é um assunto ainda em
discussão. São fortes as evidências de que eles sejam fragmentos (planetésimos) que não se
agregaram aos planetas por influência gravitacional de Júpiter. Colisões mútuas posteriores
teriam fragmentado os objetos maiores dessa região, aumentando a população desses corpos.
Uma evidência de fragmentação são os asteroides metálicos. Eles são feitos de liga de ferro e
níquel, típica de núcleo de corpos grandes.
4.6 Objetos transnetunianos
São objetos que orbitam o Sol a distâncias maiores que Netuno, portanto a mais de 30
UA. Ainda não sabemos com exatidão o que contém a região transnetuniana, mas é muito
provável que ela seja preenchida por corpos de dimensões subplanetárias, de composição
química mista (gases e rochas) e órbitas muito alongadas (elipses de alta excentricidade).
Os objetos transnetunianos são de difícil detecção em virtude de sua enorme distância
e seu fraco brilho. Embora os telescópios baseados em Terra sejam efetivamente utilizados
para descobrir esses objetos, as imagens obtidas são de baixa qualidade. Por esse motivo
vários objetos são posteriormente re-observados com telescópios em órbita, em busca de
detalhes que não podem ser facilmente distinguidos nas imagens obtidas por telescópios
terrestres.
A importância dos objetos da região transnetuniana repousa nas suas características.
Por estarem em região muito fria, distante do Sol, eles preservam a composição química
primitiva que deu origem ao Sistema Solar. Esses corpos formam um estofo de matéria que
não foi agregada aos corpos maiores, por isso podem fornecer informações inéditas sobre a
história e a evolução do Sistema Solar. Suas órbitas, por exemplo, podem nos ajudar a
compreender como as órbitas dos planetas gigantes evoluíram desde a formação.
Simplificadamente podemos dividir a região transnetuniana em três setores: Cinturão
Edgeworth-Kuiper, Disco Disperso e a Nuvem de Oort. A região limítrofe do Sistema Solar é
o bordo externo da Nuvem de Oort, situada a cerca de 1,6 anos-luz (100.000 UA), bem aquém
da estrela Próxima Centauro, a mais próxima do Sol, que está a 4,3 anos-luz.
Cinturão Edgeworth-Kuiper
A descoberta de Plutão em 1930 desencadeou trabalhos teóricos questionando a
possibilidade de existência de uma população de corpos pequenos adiante de Netuno. O
primeiro trabalho foi de Frederick Leonard, ainda em 1930. Posteriormente, surgiram
trabalhos importantes como os de Kenneth Edgeworth (1943 e 1949), Gerard Kuiper (1951),
Alistair G.W. Cameron (1962), Fred L. Whipple (1964 e 1972) e outros. A região entre 30 e
50 UA ficou conhecida como transnetuniana e o cinturão de objetos que lá existe passou a ser
referido como Cinturão de Edgeworth-Kuiper, que muitos o tratam apenas como Cinturão de
Kuiper.
A constatação visual desse cinturão ocorreu em 1992, com a descoberta de um objeto
de 160 km de diâmetro, distante 43,7 UA do Sol e identificado como 1992 QB1. Desde então,
outros corpos foram descobertos naquela região e classificados de acordo com as
características orbitais. Plutão é o mais famoso deles. Tritão pode ter pertencido a esta região
antes de se tornar satélite de Netuno. Os objetos mais conhecidos dessa região são os três
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planetas anões Eris, Makemake, Haumea, além do outros candidatos como Quaoar, Ixion e
Varuna.
Atualmente, há evidências de que o Cinturão Edgeworth-Kuiper estenda-se até 100
UA. Estima-se que nessa região haja cerca 100.000 corpos com diâmetros maiores que 100
km e algo como 1 bilhão de objetos com diâmetros entre 100 e 10 km.
Quimicamente, evidências indicam que esses corpos são compostos de gases
congelados e rocha, diferentemente dos asteroides que são rochosos. Mesmo assim, eles têm
diferenças aparentes: alguns são mais brilhantes que outros, e as cores variam entre azulacinzentado e vermelho bem escuro. Isto é consequência das diferenças em composição
química de suas superfícies.
4.7 Cometas
Não há mortal tão apático, tão obtuso, tão voltado para a terra, que não se
aprume e se oriente, com todas as forças do pensamento, para as coisas divinas,
sobretudo quando algum fenômeno insólito aparece nos céus... Quando aparecem
esses corpos (os cometas) de chama, com forma rara e insólita, todos querem ver
como eles são, esquecem-se de tudo para se indagar sobre a novidade. Não se sabe se
deve admirar ou temer, pois, nunca falta quem se aproveite para semear o medo
prognosticando coisas terríveis” – Sêneca (4 a.C – 65 d.C), em seu Livro VII de
Naturales Quaestione (Cometas: do mito à ciência; Oscar T. Matsuura, pág.9 (1985).
Os cometas são os astros que, certamente, mais fascinaram o ser humano. Talvez o
papel mais marcante dos cometas na vida do ser humano seja a possibilidade de eles serem as
principais fontes de compostos orgânicos e água. Há evidências de que os cometas tiveram
papel preponderante na formação da atmosfera atual e dos oceanos, bombardeando a Terra há
cerca de 4 bilhões de anos.
Já foram executados projetos de se estudar um cometa mais de perto. Em 2004, depois
de quase 5 anos no espaço, a sonda Stardust, recolheu amostras do cometa Wild-2 e de poeira
interestelar, e as remeteu à Terra para análise. Em julho de 2005 o cometa Tempel-1 (Figura
4.7.1) foi deliberadamente atingido por um projétil disparado pela sonda Deep-Impact, com a
finalidade de liberar o material volátil do cometa.
Figura 4.7.1 Núcleos de cometas: (esquerda) Cometa Halley (1P/) fotografado pela sonda européia Giotto em
março de 1986, (direita) Tempel 1 (9P/) fotografado pela sonda americana Deep Impact. Fonte: (esquerda) Max
Planck Institute for Solar System Research; (direita) Univ. Maryland, JPL-Caltech, NASA
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Fisicamente, cometas são corpos de massa pequena, composta de essencialmente de
gases congelados como H2O (80%), CO (10%), CO2 (3,5%), compostos orgânicos ricos em
carbono (alguns %), CHONs (grãos ricos em C, H, O, e N, diferentes da poeira terrestre rica
em Si, O, Fe, e outros metais) e grãos de silicatos. Esta estrutura forma o núcleo do cometa,
com tamanho inferior a dezenas de quilômetros e massa típica entre 100 e 1000 bilhões de
toneladas.
Ao se aproximar do Sol, a temperatura superficial desse núcleo aumenta e o material
volátil é sublimado, isto é, passa da fase sólida diretamente para a fase gasosa (Figura 4.3.2).
O gás expelido na forma de jato arrasta os grãos impregnados nessa massa congelada
formando a coma, um invólucro aproximadamente esférico de 100.000 km de diâmetro que
envolve o núcleo, e as caudas. O núcleo e a coma formam a cabeça do cometa.
Figura 4.3.2 Cometas brilhantes: (esquerda) Hale-Bopp (C/1995 O1); (direita) McNaught (C/2006 P1) fotografado
no Observatório Paranal (Chile) em janeiro de 2007. Há dois tipos de cauda. A do tipo 1 (primeira foto) é é
formada de gás ionizado; ela é retilínea, estreita e de cor predominantemente azulada. Já a cauda Tipo II é
composta de gás neutro e poeira; ela é curvada e mais larga que a cauda ionizada. As caudas podem atingir
comprimentos de até 1 UA. Fonte: (esquerda) ASTRA (www.astra.org.uk/[email protected]); (direita) S.
Deiries/ESO.
O gelo cometário é formado por várias espécies químicas, tais como, CH3, NH4, CO2 e
outros, mas o componente majoritário é a água. O brilho de um cometa provém da reflexão da
luz solar pela matéria da coma e da cauda (Figura 4.3.2). Ao se aproximar do Sol, a cerca de 1
UA, as moléculas de gás passam a emitir luz por fluorescência (o gás é excitado por luz
ultravioleta e, ao voltar a seu estado natural, libera o excesso de energia na forma de luz).
Considerando a diversidade de órbitas, podemos ordenar os cometas segundo seus
períodos. Os períodos podem ser curtos (até algumas dezenas de anos), médios (dezenas a
algumas centenas de anos) ou longos (várias centenas a milhões de anos). Cometas de
períodos muito longos podem ser classificados como novos porque não há registros de
passagens anteriores. Na realidade esses cometas estão circulando o Sol desde que o Sistema
Solar foi formado.
Nem todos os cometas são periódicos! Os cometas periódicos têm o prefixo “P/” antes
do nome. O cometa 1P/Halley tem esta designação formal porque foi o primeiro a ser
reconhecido como periódico. Sua órbita foi calculada pelo astrônomo inglês Edmund Halley
em 1705, através da teoria de gravitação de Isaac Newton. Este cometa havia sido observado
em 1472, pelo astrônomo alemão Johann Müller Regiomontano, mas o primeiro registro
parece datar o ano 239 a.C.
Normalmente os cometas novos têm órbitas muito alongadas (elipses de elevada
excentricidade), que os levam a distâncias enormes do Sol. Por esta razão, esses cometas
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passam a maior parte de suas vidas em regiões muito frias. Estudando as características
orbitais dos cometas de períodos muito longos, o astrônomo holandês Jan Hendrik Oort
concluiu que esses objetos formavam uma nuvem esférica centrada no Sol, que ficou
conhecida por Nuvem de Oort. Sua dimensão ainda não é bem conhecida, mas estima-se que
ela ocuparia o espaço entre 10.000 e 100.000 UA, e poderia conter até 1 trilhão de cometas.
Como os cometas são pequenos, a massa total deles deve ser menor que a de um planeta
gasoso.
Como surgem os “cometas novos”? Perturbações gravitacionais (marés) causadas pela
aproximação do Sol com estrelas, durante seu trajeto pela Via Láctea, lançam cometas na
direção do Sol e eles surgem como cometas novos. Estes, quando visitam as partes internas do
Sistema Solar, se aproximam de todas as direções, ao contrário dos cometas de curto período
que o fazem através de órbitas quase coplanares à eclíptica.
4.8 Anéis planetários
Anéis são enxames de partículas de diferentes tamanhos girando em torno de planetas,
em órbitas praticamente circulares. Alguns satélites orbitam planetas na região dos anéis,
muitos dos quais contribuindo para a existência dos anéis. Os anéis são relativamente finos,
razoavelmente planos e estão no plano equatorial do planeta (órbitas inclinadas resultam em
colisões e destruição dos anéis).
Saturno apresenta o sistema de anéis mais exuberante (Figura 4.8.1). Eles foram
descobertos em 1610, quando Galileo Galilei usou sua luneta para observar o planeta. Como
todo aparato óptico da época, a luneta de Galileu, que ampliava as imagens em cerca de 10 a
20 vezes, era de má qualidade óptica. Por isso, os anéis de Saturno lhe pareciam como um par
de saliências difusas da cada lado do planeta.
Figura 4.8.1 Anéis e satélites de Saturno. Os satélites Prometeu (externo) e Pandora (interno), vistos no meio da
imagem, moldam o fino anel F (o mais externo). Epimeteu é visto na base da imagem. Interno ao anel F vemos o
anel A, a divisão de Cassini e o anel B (bem largo). Fonte: NASA/JPL
Utilizando um telescópio de melhor qualidade, Christian Huygens anunciou em 1659
que as saliências eram na realidade um disco chato e fino que contornava Saturno. Dezesseis
anos mais tarde, em 1675, Giovanni D. Cassini conseguiu distinguir dois anéis separados por
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uma lacuna escura, que ficou conhecida como Divisão de Cassini. Hoje sabemos que ela
separa o anel mais interno B do anel A.
A realidade começou a ser esclarecida somente em 1857, quando James Clerk Maxwel
demonstrou teoricamente que os anéis saturninos deveriam ser constituídos por miríade de
pequenas partículas, orbitando o planeta como se fossem satélites. Essa afirmação só foi
confirmada em 1895 por análise espectroscópica (análise da luz em comprimento de onda).
As partes mais internas giravam mais rápido que as mais externas, tal como se espera de um
movimento circular regido pelas leis de Newton. Um disco rígido giraria com velocidade
única. A partir dos anos 70, nosso conhecimento foi enriquecido com as observações de
sondas espaciais Pioneer, Voyager e Cassini.
Os anéis de Saturno são muito finos, se comparados aos seus diâmetros. Se a espessura
fosse representada pela espessura de uma folha de papel, cerca de um décimo de milímetro, o
diâmetro do anel mais externo teria 40 metros. Trata-se na realidade de um sistema bastante
complexo envolvendo satélites próximos. Resumidamente, o sistema é composto de 7 anéis, 9
estruturas aneladas, 2 divisões, 14 lacunas e 18 pequenos satélites.
Os três anéis principais são compostos por uma miríade de anéis finos, constituídos de
partículas com dimensões que variam de fração de milímetro a dezenas de metros. Partículas
rochosas predominam na região mais próxima de Saturno, enquanto partículas de gelo são
mais abundantes na região mais externa do disco.
Júpiter, Urano e Netuno também têm anéis, porém não tão extensos e complexos como
os de Saturno. Além disso, eles são muito difíceis de ser ver da Terra, mesmo com telescópios
potentes. Para saber mais sobre os anéis desses planetas, consulte o anexo 4.
4.9 Meteoroides (Fragmentos Rochosos)
Pelo espaço interplanetário vagam fragmentos rochosos, com tamanhos entre 0,1 mm
e 10 m, genericamente denominados meteoroides. Um objeto maior que 10m é considerado
asteroide, e menor que 0,1 mm é considerado grão de poeira (ou micrometeoroide).
Ao cair na Terra o meteoroide sofre atrito com os gases atmosféricos, é parcialmente
vaporizado e produz um rastro luminoso denominado meteoro (a popular estrela cadente). Um
fenômeno muito comum é o chuveiro (ou chuva) de meteoros, que pode apresentar até
milhares de meteoros por hora. Os traços luminosos parecem provir de uma direção específica
do céu, chamada radiante. Na realidade é um fenômeno de perspectiva, semelhante ao que
ocorre quando vemos os trilhos de uma linha de trem encontrar-se no infinito. O chuveiro de
meteoros recebe o nome da constelação onde estiver seu radiante, por exemplo, Aquáridas
(Aquário). Geralmente, essas chuvas estão associadas a cometas (Tabela 4.9.1). A razão dessa
associação é a seguinte: parte da poeira ejetada pelos cometas permanece em movimento
orbital ao redor do Sol, na órbita do cometa. Quando a Terra cruza a órbita de um desses
cometas, ou passa muito próximo dela, essa poeira cai na Terra produzindo uma chuva de
meteoros. Portanto, este é um fenômeno periódico.
Tabela 4.9.1 Chuvas de meteoros mais conhecidas
Nome
Eta Aquáridas
Perseidas
Dracônidas
Leônidas
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Constelação
Aquário
Perseu
Dragão (Draco)
Leão
Cometa
1P/Halley
109P/Swift-Tuttle
21P/Giacobini-Zinner
55P/Tempel-Tuttle
Ocorrência
início de maio
meados de agosto
início de outubro
meados de novembro
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Figura 4.9.1 Chuva de meteoros Leônidas, cujo radiante (ponto no céu de onde os meteoros parecem originar)
está na constelação do Leão. Fonte: http://hubpages.com/hub/what_is_a_meteor_shower
Corpos grandes produzem meteoros muito intensos, com enormes rastros de fumaça e
ruído sonoro intenso. Eles são denominados bolas de fogos ou bólidos. Um destes fenômenos
ocorreu às 10h30 do dia 12/02/1947, na Sibéria, perto da cadeia montanhosa Sikhote-Alin. No
local da queda foram encontradas várias crateras, com diâmetros entre 1 m e 30 m, e
fragmentos constituídos basicamente de ferro.
Os meteoroides que sobrevivem à passagem pela atmosfera, atingem o solo e passam a
ser chamados meteoritos. Geralmente, a queda de um meteoroide grande produz uma cratera
imensa, mas podem ocorrer casos de desintegração explosiva antes de o meteoroide atingir o
solo. Este foi o caso de Tunguska, região inóspita da Sibéria, onde toda uma região florestal
foi devastada na manhã de 30/06/1908. Este fenômeno foi mais violento que o de SikhoteAlin. Nenhum fragmento foi encontrado no solo.
A extinção dos dinossauros, ocorrida há 65 milhões de anos, entre o Cretáceo e o
Terciário, pode ter relação com a queda de um asteroide de 10 km na península de Yucatán
(México), que produziu uma cratera de 180 km de diâmetro. A maior extinção em massa
conhecida, que fez desaparecer 96% das espécies marinhas, 50% das famílias existentes em
terra e desaparecimento total das trilobites (artrópodes marinhos que viveram exclusivamente
nos mares do Paleozóico, entre 542-251 Ma), ocorreu no final do período Permiano, há 250
milhões de anos. Uma cratera de impacto com cerca de 480 km de diâmetro na Terra de
Wilkes, na Antártida, pode estar associada a essa extinção.
De acordo com a composição química, os meteoritos podem ser classificados em três
grupos básicos: metálicos, ferropétreos e rochosos (Tabela 4.9.2).
Tabela 4.9.2 Classificação básica dos meteoritos em grupos e subgrupos
Tipo
Metálicos (sideritos)
Férropétreos (siderólitos)
Rochosos (pétreos)
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Classe
Acondritos
Condritos
Subclasse
Carbonáceos
Ordinários
Abundâncias (%)
4
1
9
5
81
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Os meteoritos metálicos (também denominados ferrosos ou sideritos) são constituídos
de uma liga de ferro (90 a 95%) e níquel (5 a 10%). A aparência externa destes meteoritos
lembra restos de ferro siderúrgico, com superfície arredondada (moldada pela fusão
atmosférica), e às vezes com depressões que se parecem com marcas de dedo em barro.
Internamente, a aparência é de ferro com traços de níquel. Eles são fortemente atraídos por
imã. Após um tratamento adequado, eles apresentam estruturas retilíneas (figuras de
Widmanstätten) que se formam em ambientes de alta pressão e resfriamento muito lento,
típicos de núcleo de grandes corpos diferenciados, como os planetas.
Os meteoritos ferropétreos, ou siderólitos, formam o grupo minoritário. Eles são
formados por silicatos e liga ferro-níquel, em proporções comparáveis. Externamente se
parecem com rocha ordinária, mas internamente apresentam cristais escuros e arredondados
de olivina (grupo de minerais silicáticos do tipo Mg 2SiO4, Fe2SiO4, e outros) incrustados em
uma matriz clara de ferro-níquel.
Figura 4.9.2 Meteoritos brasileiros: [esquerda] Itapicuru Mirim (Pétreo - condrito), [centro] Pirapora (siderito),
[direita] Figuras de Widmanstätten no meteorito Itutinga (siderito), Tamanhos fora de escala.
Fonte: Maria Elizabeth Zucoloto, Museu Nacional (UFRJ)
Os meteoritos rochosos, ou pétreos, aparentam as rochas terrestres. Os acondritos
lembram as rochas ígneas (basalto vulcânico) que sofreram fracionamento, ou seja,
constituídas de diferentes fragmentos rochosos cimentados por uma matriz de composição
homogênea. Os condritos se diferenciam das rochas terrestres pela presença de côndrulos,
pequenas esferas de rochas fundidas a altas temperaturas e solidificadas. Em idade, estes
meteoritos são contemporâneos ao Sol (4,6 bilhões de anos).
A análise comparativa da composição química nos permite associar os meteoritos a
corpos parentais. Por exemplo, os meteoritos metálicos estão associados aos asteroides tipo
M; os condritos ordinários têm composição química semelhante a dos mantos e crostas dos
planetas telúricos; e os acondritos se parecem muito com material encontrado na Lua e em
Marte.
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Anexo 1: Os planetas rochosos
Vênus
As semelhanças de tamanho, massa e posição fazem de Vênus e Terra quase planetas
gêmeos. No entanto, pelo fato de estar um pouco mais próximo do Sol, Vênus teve um
destino bem diferente da Terra.
O relevo de Vênus foi determinado por ondas de rádio (Figura A), porém, outras
características são mais difíceis de determinar. A superfície de Vênus é praticamente plana e
lisa. Figuras geológicas como canyon (garganta sinuosa e profunda, na Terra cavada por curso
d’água), vulcões, fluxos de lava, fissuras, montanhas e crateras, existem, mas são
proporcionalmente mais escassas. Existem evidências de atividade tectônica, porém a
superfície parece ser uma placa rochosa única com pouca evidência de movimento horizontal
de grande escala como os encontrados na Terra.
A maior parte da superfície de Vênus é relativamente nova, não deve ter mais que 500
milhões de anos. A causa pode ter sido um período de intenso vulcanismo, com lavas
recobrindo todo o planeta e ocultando acidentes de terrenos antigos. Mesmo assim, crateras de
impacto marcam a superfície venusiana. Muitas crateras apresentam halos claros ou escuros, e
depósitos de escoamento que se estendem a grandes distâncias e são muito brilhantes quando
vistos por radar.
Figura A: Imagens de Vênus sintetizadas de dados de radar. (esquerda) superfície global (direita) Maat Mons é o
vulcão mais alto do planeta. Fonte: NASA
Há apenas dois continentes. Terra Ishtar está localizada nas imediações do polo norte e
tem o tamanho aproximado da Austrália. Nele há um planalto (Lakshmi) com cerca de 1500
km no seu lado mais largo. Ali se encontra a maior montanha venusiana, o Monte Maxwell,
com 11 km de altura. Terra Afrodite, outro continente, está na região equatorial e tem
tamanho equivalente ao da África.
Vênus foi o objeto de estudo principal do programa espacial soviético durante os
anos 1960 e 1980. Diversas sondas foram enviadas a Vênus, mas elas não conseguiam
penetrar a atmosfera do planeta. A então União Soviética fez diversas tentativas de enviar
uma sonda que aterrissasse em Vênus, porém os fracassos eram muitos.
A proximidade com o Sol faz com que seja natural que Vênus seja um planeta
quente. Porém, as observações de solo, antes mesmo de alguma sonda chegar até lá, já
mostravam que esse planeta era excepcionalmente quente. As observações a partir do solo
terrestre e das sondas mostraram que esse aquecimento extra é resultado da composição
química de sua atmosfera. Ela é composta por mais de 96% de dióxido de carbono, que é
extremamente eficiente na retenção de calor, por isso provoca um efeito estufa de 285oC, o
que explica a elevada temperatura superficial (que é maior que a de Mercúrio, o planeta mais
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próximo ao Sol). Essa característica, aliada ao fato de que a pressão em sua superfície é de
cerca de 90 atmosferas, foram os motivos dos fracassos das missões espaciais que visavam
penetrar a atmosfera e tocar o solo venusiano.
A sonda Venera-7 (1970) foi construída para suportar a altíssima pressão atmosférica
e temperatura venusianas. Porém, após ingressar na atmosfera de Vênus e faltando poucos
metros para a aterrissagem, os paraquedas da sonda falharam. A gravidade de Vênus acelerou
a sonda que, ao atingir o solo a 100 m/s, capotou impedindo o sucesso total da missão. Como
consequência do acidente, a antena de transmissão de dados ficou mal posicionada para enviar
os dados dos experimentos científicos à Terra. Mesmo assim, o fraco sinal recebido na Terra
permitiu aos cientistas soviéticos a recepção de dados sobre a atmosfera venusiana durante 23
minutos.
Embora diversas sondas da série Venera tivessem pousado na superfície venusiana e
realizado algumas medidas de temperatura e pressão atmosférica, as primeiras a estudar o solo
de Vênus in loco foram as sondas Venera-13 e 14, que dispunham de um analisador do solo.
Porém, nenhuma sonda até agora voltou de Vênus.
Até cerca de 50 km de altura da superfície, a atmosfera parece não conter nuvens e os
ventos são fraquíssimos. Acima deste patamar, as nuvens são densas, parte delas é formada de
ácido sulfúrico e outros compostos corrosivos, e praticamente livres de água. Os ventos da
alta atmosfera são velocíssimos, podem atingir 400 km/h.
Mercúrio e Marte
Além da diferença de tamanho, os planetas internos Mercúrio e Marte têm estruturas
internas relativamente diferentes de Vênus e Terra. Por ter gravidade menor as figuras de
relevo em Marte são relativamente mais elevadas que as da Terra ou mesmo de Vênus.
O planeta Mercúrio também foi explorado por sondas em diversas ocasiões. Foi
primeiramente fotografado de perto pela sonda Mariner-10 entre 1974 e 1975 e
posteriormente pela sonda Messenger entre 2008 e 2011.
As primeiras sondas a visitar Mercúrio mapearam a distribuição de massa e mediram
com precisão a gravidade em cada ponto do planeta, e desse modo foi possível inferir sua
distribuição de massa. Mercúrio é um planeta pequeno e gira devagar, portanto esperava-se
que seu campo magnético fosse menor do que o observado. Disso, concluiu-se que seu núcleo
é grande e denso, e deve ser metálico. Marte, ao contrário, apresenta um núcleo relativamente
pequeno e pouco maciço.
As figuras de superfície de um planeta são o resultado de numerosos agentes de
origem interna e externa. Os agentes internos estão relacionados com fenômenos sísmicos,
que causam os terremotos, vulcanismo e movimentação da crosta. Os agentes externos
relacionam-se com a influência atmosférica, a presença de líquidos e crateras de impacto. No
caso terrestre há, ainda, a influência da biosfera. Excetuando as crateras de impacto, os
demais fenômenos mantêm algum tipo de relação e em conjunto destroem e recriam parte da
superfície, eliminando quase todos os vestígios da história geológica primitiva do planeta.
A superfície extraterrestre mais explorada é a marciana. Sondas espaciais orbitam
Marte há décadas, mapeando toda a sua superfície. Em 1965, simultaneamente ao projeto
Apollo, a sonda Mariner 4 sobrevoou a superfície de Marte a uma distância (mínima) de 10
mil quilômetros, realizando uma série de fotografias que revelaram que o solo marciano é
marcado por crateras. Outros instrumentos a bordo da sonda mediram a intensidade do campo
magnético do planeta, o fluxo de partículas carregadas na magnetosfera marciana (oriundas
do Sol), etc. A superfície de Marte só foi atingida em 1976, com o pouso das sondas (nãotripuladas) Viking-1 e 2, que coletaram amostras do solo marciano e fotografaram sua
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paisagem. Desde então diversas sondas exploraram o planeta. Nos anos 2000, as sondas Spirit
e Opportunity, ambas estadunidenses, desceram em Marte e percorreram um total de mais de
40 quilômetros sobre a superfície marciana, recolhendo amostras do solo e da atmosfera.
A superfície marciana apresenta marcas enormes de erosão fluvial, o que demonstra
que o planeta já teve água líquida no passado. A água que restou está congelada nas capas
polares e no subsolo. Atualmente, porém, Marte é um planeta árido.
Os hemisférios norte e sul marcianos são distintos. O hemisfério norte é plano e
coberto por material basáltico, um indicativo de que a atividade vulcânica praticamente se
restringiu a este hemisfério. Trata-se de uma superfície jovem e mais baixa que a altitude
média do planeta. Neste hemisfério estão os maiores vulcões marcianos, atualmente extintos.
O Monte Olimpo, com 600 km de base e 27 km de altura (três vezes a altura do Monte
Everest). Os demais vulcões são grandes se comparados aos terrestres, porém menores que o
Monte Olimpo. A explicação mais plausível para essas enormes dimensões é a baixa atividade
tectônica em Marte. Na Terra, as placas crustais movem-se sobre câmaras de rocha fundida
localizadas abaixo da superfície. Assim, os vulcões ativos são deslocados de suas posições
tornando-se inativos, enquanto outros vão surgindo na posição da fenda por onde escoa a lava.
Isto acaba formando vulcões e ilhas vulcânicas alinhadas, como as ilhas havaianas.
O terreno do hemisfério sul de Vênus, ao contrário, é elevado, desnivelado e
fortemente marcado por crateras de impacto. Portanto, trata-se de terreno antigo.
Apesar de ser rarefeita e fina, a atmosfera marciana propicia a formação de ventos
sazonais, relacionados com o aquecimento solar. Há fortes tempestades de areia e
redemoinhos que erodem a superfície e criam dunas.
Assim como nos demais planetas rochosos, Marte tem sua superfície marcada por
crateras de impacto, causadas por corpos que caíram na superfície. Tamanho, profundidade e
formato dependem da violência do impacto. A quantidade de energia liberada no impacto é
enorme, por isso causam grandes depressões e provocam fusão e metamorfismo das rochas
locais.
A superfície de Mercúrio é muito antiga (3 a 4 bilhões de anos) e apresenta numerosas
figuras superficiais como crateras, sulcos, e terrenos variados, alguns fortemente marcados
por crateras de impacto, outros livres delas. As planícies lembram os mares lunares, pois são
feitas de material fundido e solidificado, de diferentes idades. Os planaltos são acidentados,
irregulares e levemente parecidos com algumas regiões lunares.
Os diâmetros das crateras de Mercúrio variam entre 100 m e 1300 km. A Base Caloris
é uma cratera de impacto com bordos múltiplos. A violência do impacto que formou essa
cratera enrugou o terreno no lado diametralmente oposto a ela.
As regiões superficiais mais antigas têm 4,2 bilhões de anos de idade. Durante os
primórdios do Sistema Solar o planeta sofreu um intenso bombardeamento de pequenos
corpos que produziu as crateras que vemos atualmente. Posteriormente, derramamento de
lavas, possivelmente por vulcanismo induzido pelos violentos impactos, formou as planícies.
Por estar muito próximo do Sol e ser muito quente, Mercúrio não tem atmosfera,
portanto não houve processo erosivo que desfigurasse as figuras de superfície ao longo do
tempo.
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Anexo 2: Os planetas gasosos
Saturno
Assim como Júpiter, Saturno (Figura B) irradia mais energia do que recebe do Sol. O
calor produzido localmente provém da lenta separação de gases: os gases mais densos
afundam lentamente para o interior e os mais leves flutuam. O atrito entre as moléculas
aquece o gás do meio, liberando calor.
Sendo o segundo maior planeta do Sistema Solar, ele tem a segunda maior família de
satélites. Suas propriedades gerais e sua estrutura interna são parecidas com as de Júpiter. Ele
está quase duas vezes mais distante do Sol que Júpiter, por isso sua temperatura nas partes
mais externas é menor.
A atmosfera saturnina é tão complexa quanto à joviana, com faixas de circulação
paralelas e distribuídas em latitude, jatos, zonas de alta e baixa pressão e manchas.
Hidrogênio e hélio são os constituintes majoritários da atmosfera de Saturno. No topo da
atmosfera a amônia (NH3) congelada é abundante. Saturno apresenta duas manchas pequenas
no hemisfério sul.
O gás hidrogênio (H2) está presente até a profundidade de 30.000 km. Abaixo dessa
região prevalece o hidrogênio metálico, semelhante ao que ocorre em Júpiter. O campo
magnético do planeta é gerado por correntes elétricas que circulam nesta região.
Saturno deve ter um núcleo rochoso rico em metais, possivelmente maior que o de
Júpiter. Entre o núcleo e a camada de hidrogênio líquido metálico há um manto composto de
amônia, água e metano sob alta pressão e elevada temperatura.
Figura B: Saturno e detalhes do sistema de anéis. Fonte: NASA/JPL
Urano
Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto com telescópio
(Figura C). Isto ocorreu em 1781, e seu descobridor foi
William Herschel. Após essa descoberta, parecia claro que o
Sistema Solar poderia se estender muito além de Saturno ou
Urano e os telescópios eram os instrumentos adequados para
descobrir eventuais astros do Sistema Solar que estivessem
fora do alcance do olho humano.
Figura C: Urano é o menos estruturado dentre os planetas gasosos, mas
também apresenta manchas. Fonte: NASA
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A sonda que mais se aproximou de Urano foi a Voyager 2, que investigou a estrutura e
composição química de sua atmosfera. O metano da alta atmosfera absorve preferencialmente
luz avermelhada, por isso o planeta tem a cor azul-esverdeada (ciano). Ele também apresenta
cinturões de circulação atmosférica. Em latitudes médias, nas proximidades do equador, os
ventos se movem na mesma direção de rotação do planeta a velocidade entre 140 e 580 km/h.
Sua densidade (1,27 g/cm³) sugere que o planeta seja formado essencialmente de gases
congelados como amônia, metano e água.
Sua estrutura interna é composta, provavelmente, de um núcleo rochoso, um manto de
gelo e um envelope gasoso de hidrogênio e hélio. A densidade do núcleo deve ser
aproximadamente 9 g/cm³, a pressão pode atingir seis milhões de atmosferas e a temperatura
pode chegar a 5000 K. Pelas condições de pressão e temperatura a que está submetido, o
manto congelado não é frio e sólido como o gelo, mas quente, denso, fluído e altamente
condutor de eletricidade. É possível que o magnetismo de Urano seja causado por
movimentos convectivos deste material.
O eixo de rotação de Urano está tombado em 98o em relação à vertical do plano de sua
órbita, por isso sua rotação é retrógrada. Durante os solstícios um dos polos fica voltado para
o Sol (verão) enquanto o outro permanece na escuridão (inverno). Nos equinócios o equador
permanece voltado para o Sol.
Netuno
Figura D: Netuno e detalhes da Grande Mancha Escura. Fonte: NASA/JPL.
Netuno foi o primeiro planeta previsto com base em cálculos puramente teóricos
(Figura D). O astrônomo francês Alexis Bouvard construiu uma tabela com as posições de
Urano, e percebeu que as observações desse planeta não concordavam com as posições
previstas em sua tabela. Disso, ele deduziu que um planeta desconhecido causava essas
perturbações gravitacionais, de modo a alterar a órbita de Urano. Posteriormente, os
astrônomos Urbain Le Verrier (francês) e John Adams (inglês) previram, independentemente,
a posição em que esse “novo planeta” poderia ser observado. Em uma noite de setembro de
1846, os astrônomos Johann Galle e seu assistente Heinrich d'Arrest encontraram Netuno a
apenas 1 grau da posição prevista por Le Verrier. A descoberta de Netuno é considerada um
dos maiores feitos da Mecânica Clássica: a detecção de um objeto, baseando-se puramente em
seus efeitos gravitacionais sobre os objetos próximos.
À semelhança de Urano, a Voyager 2 foi a sonda que mais se aproximou de Netuno.
Esse planeta se parece muito com Urano. É quase esférico e sua atmosfera é composta de
hidrogênio, hélio, metano e amônia, porém é mais estruturada. Assim como Urano, sua cor
azulada deve-se à absorção seletiva de luz vermelha pelo metano, mas as causas exatas da
diferença marcante de cor entre os dois planetas ainda é desconhecida.
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Tal como os demais planetas gasosos, Netuno também apresenta bandas de circulação
atmosférica distribuídas em latitudes. O planeta apresenta as maiores velocidades de
circulação atmosférica do Sistema Solar, com ventos movendo-se a 2.400 km/h.
A Grande Mancha Escura em sua atmosfera é uma zona de tempestade de forma
ovalada com 13.000 km x 6.600 km. Ela não é estável como a Grande Mancha Vermelha
joviana.
A atmosfera é composta de hidrogênio, hélio e metano (em menor proporção),
concentra até 10 % da massa do planeta e tem no máximo 5.000 km de espessura. Na base da
atmosfera, a pressão atinge aproximadamente 90.000 atm. Mais abaixo a matéria vai se
transformando em um manto líquido superaquecido como o de Urano, feito essencialmente de
água, amônia e metano, e com temperaturas variando entre 2.000 K e 5.000 K. O núcleo
abaixo do manto deve ser composto de material rochoso e metais, provavelmente no estado
líquido. Sua massa não deve ultrapassar 10% da massa de Netuno.
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Anexo 3: Os maiores satélites dos planetas do sistema solar
Satélites de Marte
Marte tem dois satélites rochosos (Figura E), pequenos e assimétricos: Fobos e
Deimos. A Tabela A apresenta suas principais propriedades.
Tabela A: Propriedades orbitais e físicas do satélites de Marte.
Satélite
(descoberta)
Distância
(1.000 km)
Fobos (1877)
Deimos (1877)
9,4
23,5
Período
Orbital
(dia)
0,32
1,26
Tamanho
(km)
Massa
(MLUA = 1)
Densidade
(g/cm3)
14  11  9
866
1,3 10-7
2,7 10-8
1,9
2,1
Vistos da superfície marciana, Deimos nasce a leste e põe-se a oeste e Fobos transita
em sentido oposto. A razão está nos períodos orbitais: Fobos dá uma volta em torno de Marte
em apenas 7,7 horas, enquanto Deimos demora 30,2 horas. Como o dia marciano tem
aproximadamente 24 horas, Fobos cruza o céu de Marte de oeste para leste em 11 horas, e
Deimos de leste para oeste em 2,7 dias locais.
A superfície de Fobos é marcada por crateras pequenas e apenas uma cratera grande.
A superfície de Deimos é mais lisa, sem grandes crateras, porém com numerosas figuras
brilhantes, cuja natureza ainda não é bem conhecida.
Figura E: Deimos (esquerda) e Fobos são os dois únicos satélites marcianos. Fonte: NASA Curiosidade: Na
mitologia grega Fobos e Deimos, que significam respectivamente Derrota e Pânico, são os dois filhos do “deus da guerra”
(Ares, para os gregos; Marte, para os romanos). Eles o acompanhavam nas batalhas. Outra versão diz que eles representam os
dois cavalos que puxam a carruagem guerreira do deus Marte.
Quimicamente, os dois satélites são feitos de rocha menos densa que Marte, eles são
mais escuros que a Lua e mais parecidos com Ceres (planeta-anão). É possível que ambos
sejam dois asteroides capturados por Marte. A órbita de Fobos está encolhendo e, em futuro
distante, ele poderá chocar-se com a superfície marciana.
Satélites de Júpiter
Até o momento são conhecidos 63 satélites jovianos. Os maiores são Io, Europa,
Ganimedes e Callisto, também conhecidos como satélites galileanos por terem sido
descobertos por Galileu Galilei (Figura F).
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Figura F: Os quatro satélites galileanos: Io, Europa, Ganimedes e Calisto (da esquerda para a direita,
respectivamente e em proporção de tamanho). Fonte: NASA
Io é um pouco maior que a Lua e o satélite mais próximo de Júpiter. Essa proximidade
provoca forte deformação no satélite, pois a força gravitacional é mais intensa no lado voltado
para Júpiter que no lado diametralmente oposto. Esse processo dissipa energia suficiente para
provocar intenso vulcanismo. Por isso, sua superfície tem temperatura elevada. A cor
amarelada da superfície vem do enxofre líquido e compostos sulfurosos expelidos pelos
vulcões. Io é o corpo que apresenta a maior atividade vulcânica do Sistema Solar.
Europa, o segundo satélite a partir de Júpiter, é um pouco menor do que a Lua e tem
superfície recoberta de gelo, com poucas crateras. Trata-se, portanto, de superfície
geologicamente jovem. Figuras como rachaduras, enrugamentos, trincas e desalinhamento de
blocos, lembram aquelas encontradas nas regiões polares terrestres, típicas de oceanos com
superfícies congeladas.
Ganimedes, o terceiro satélite, é o maior satélite do Sistema Solar e maior que
Mercúrio. O relevo de sua superfície lembra o da Lua, com a diferença que ela é de gelo não
de rochas. As regiões escuras, como a conhecida por Galileo Regio, são fortemente marcadas
por crateras de impacto, portanto são muito antigas. As regiões claras são geologicamente
mais jovens, têm poucas crateras, e devem ter sido formadas por impactos violentos que
provocaram afloramento de água do interior do satélite e se congelaram como planícies. Há
indícios de que Ganimedes tenha sido fundido (derretido) por colisões violentas no passado
remoto. As rochas mais densas afundaram em direção ao centro.
Calisto é quase do mesmo tamanho que Mercúrio. Ele se parece muito com
Ganimedes, porém tem maior quantidade de crateras. Sua superfície é mais antiga,
provavelmente formada há cerca de quatro bilhões de anos, e a estrutura interior não é similar
à de Ganimedes.
Os demais satélites jovianos são bem menores que os galileanos, alguns com
diâmetros de apenas algumas dezenas de quilômetros ou menos.
Satélites de Saturno
Saturno tem uma família numerosa de satélites (60), dentre eles Titã (Figura G), que é
um pouco maior que Mercúrio e ligeiramente menor que Ganimedes. Esse satélite tem sido
explorado pelas sondas Cassini e Huygens desde 2005.
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Figura G: Imagens de Titã sintetizadas com dados de radar. (esquerda) A atmosfera é bastante estruturada e a
superfície é bem acidentada com relevo diversificado. (direita) Lagos enormes recobertos de liquido aparecem na
cor azul,nesta imagem de cor falsa. Fonte: NASA
A sonda Cassini, sob responsabilidade da NASA, foi lançada carregando a sonda
Huygens, sob responsabilidade da ESA (Agência Espacial Europeia) com destino a Saturno, e
foi a primeira a orbitar esse planeta. Em um determinado ponto, a sonda Huygens foi
desacoplada da Cassini e pousou na superfície de Titã, registrando imagens que mostram um
terreno aparentemente pedregoso, colinas e areia. Na realidade, a análise dessas imagens
mostrou que as rochas constituem-se de gelo (água congelada), contaminado por compostos
orgânicos que “chovem” de sua atmosfera, e os hidrocarbonetos conferem ao gelo um tom
enegrecido.
Ecos de radar da sonda Cassini revelaram a existência de lagos de hidrocarbonetos
em Titã. Os menores lagos estão congelados, mas os maiores podem estar no estado líquido.
Para que haja retorno do sinal do radar da Cassini, o lago deve ter uma profundidade máxima
de 8m. Dado que em alguns lagos esse retorno não aconteceu, infere-se apenas uma
profundidade mínima de 8m para eles. Se o sinal for na região do infravermelho do espectro,
a profundidade deve ser ainda menor do que 8m para ser determinada com precisão.
A atmosfera de Titã é extensa, rica em metano e etano, e superfície com relevo
acidentado e lagos de metano. A presença de nitrogênio e outros hidrocarbonetos dão a Titã
uma tonalidade alaranjada. Na Terra, esses hidrocarbonetos formam blocos que compõem os
aminoácidos necessários para a formação da vida. Acredita-se que o ambiente deste satélite
pode ser semelhante ao da Terra antes da biosfera ter enriquecido a atmosfera com oxigênio.
A temperatura na superfície de Titã é da ordem de -178°C. É possível que haja um
ciclo sazonal de metano e etano parecido com o ciclo da água na Terra e que existam lagos de
etano contendo metano dissolvido.
Além de Titã, há quatro satélites que ultrapassam 1000 km de diâmetro: Réia, Iapetus,
Dione e Tétis. Os demais satélites são bem menores, alguns com apenas algumas dezenas de
quilômetros.
Satélites de Urano
Urano tem 27 satélites conhecidos e nenhum deles possui atmosfera. As informações
mais detalhadas existentes sobre os satélites de Urano foram produzidas pela sonda Voyager
2, que além de investigar os 5 maiores (Figura H), ainda descobriu 10 satélites adicionais. A
Tabela B mostra propriedades orbitais e físicas dos satélites de Urano.
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Figura H: No quadro à direita estão os cinco maiores satélites de Urano, em proporção de tamanho. Miranda (canto superior
direito) é um dos satélites mais estranhos do Sistema Solar, mostrando figuras decorrentes de atividade geológica complexa.
Detalhes de Miranda estão à esquerda. Fonte: NASA
Tabela B: Propriedades orbitais e físicas do satélites de Urano
Satélite
(descoberta)
Distância
(1.000 km)
Titânia (1787)
Oberão (1787)
Umbriel (1851)
Ariel (1851)
Miranda (1948)
Período
Orbital
(dia)
Diâmetro
(km)
1576
1522
1160
1170
470
Massa
(MLUA = 1)
Densidade
(g/cm3)
1,7
1,7
1,4
1,7
1,2
Podemos dividir esses satélites em três grupos distintos: os 13 mais internos, os cinco
maiores e os nove irregulares. Os satélites internos são pequenos e escuros; lembram a
composição química dos aneis do planeta. Os cinco maiores (Titânia, Oberão, Ariel, Umbriel
e Miranda) têm massa suficiente para adquirirem forma esférica (ou em equilíbrio
hidrostático, isto é, de forças), quatro dos quais com sinais de atividade geológica. Os satélites
irregulares têm órbitas excêntricas e inclinadas, alguns com movimento retrógrado.
Umbriel é o corpo mais escuro do Sistema Solar, mas apresenta uma região
esbranquiçada na face mais voltada para o Sol. Ariel, que tem quase o mesmo tamanho, tem
superfície bem mais clara, com sinais de atividade geológica antiga.
Com cerca de 470 km de diâmetro, o satélite Miranda tem, provavelmente, a superfície
mais bizarra do Sistema Solar. Ela apresenta terrenos distintos, com ranhuras, fissuras, sulcos
que demonstram um passado violento, possivelmente de colisões com outros corpos.
Satélites de Netuno
Netuno tem 13 satélites. Os diâmetros dos cinco satélites mais internos variam entre
70 e 200 km, suas órbitas são praticamente circulares e próximas do plano equatorial do
planeta e os movimentos são diretos. Excetuando Tritão (Figura I), os demais satélites têm
órbitas excêntricas e inclinadas, alguns com movimento retrógado.
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Figura I: Tritão tem superfície congelada de água, metano e nitrogênio. No canto inferior direito, um detalhe da superfície
indicando a posição de gêiseres de nitrogênio. Fonte: NASA/JPL
Com 2700 km de diâmetro, Tritão é o maior satélite de Netuno. Ele é um pouco maior
que Plutão e fica entre os satélites Proteus e Nereida, com diâmetros 420 e 340 km,
respectivamente.
Tritão tem variedade de terrenos, com penhascos profundos, planícies e lagos,
provavelmente de água congelada. A temperatura em sua superfície é -236 oC. Ele possui uma
atmosfera muito tênue de nitrogênio. Na região polar sul há terrenos cobertos por neve de
nitrogênio. Imagens da sonda Voyager 2 mostram jatos de nitrogênio liquido, semelhantes aos
gêiseres terrestres.
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Anexo 4: Os anéis de Júpiter, Urano e Netuno
Os anéis de Júpiter foram descobertos em 1979 pela sonda Voyager 1 e observados em
detalhes pela da sonda Galileu, entre 1995 e 2003. A análise desses dados confirmou que os
anéis foram criados por impactos de meteoroides com os satélites menores e próximos do
planeta. As partículas de poeira que compõem os anéis refletem a luz do Sol.
O sistema de anéis joviano (Figura J) é bem mais simples que o de Saturno.
Basicamente, são três anéis muito finos e compostos de poeira meteorítica. O mais interno
tem aparência de um toróide nebular, por isso é chamado de Anel Halo. Ele se estende de
92.000 km até cerca de 122.500 km do centro de Júpiter. Como o raio do planeta é cerca de
71.400 km, este anel situa-se a apenas 20.000 km acima das nuvens elevadas de Júpiter. O
intermediário, Anel Principal, é estreito, fino e concentrado na região entre 122.500 km e
128.940 km do centro de Júpiter. Ele tem 6.440 km de largura e 30 km de espessura. O anel
seguinte é espesso e uniforme, mas muito tênue, e estende-se pelo anel Principal e o Halo. Ele
é dividido em duas partes: Anel Tênue Andrastéia, associada ao satélite Andrastéia, e Anel
Tênue Tebe, associada ao satélite Tebe. O limite externo deste anel está a 222.000 km do
centro de Júpiter.
Figura J: Representação gráfica dos anéis de Júpiter. As órbitas dos satélites mais internos estão representadas
por linha contínua. Fonte: NASA/JPL/Cornell University
Embora haja suspeitas de que Sir William Herschel, que descobriu Urano em 1781,
tenha suspeitado da existência de um anel em 1789, os anéis foram descobertos em 1977, com
a observação da ocultação de uma estrela pelo planeta. O brilho dessa estrela variou
rapidamente pouco antes e pouco depois da ocultação. Isto era um indicativo de que algo
estava bloqueando parte da luz dessa estrela. Eram os anéis. Posteriormente foram
encontrados mais quatro anéis, dois pela sonda Voyager 2 e dois pelo telescópio espacial
Hubble. Até o momento conhecemos treze anéis. Eles são tão escuros como carvão (refletem
apenas 2% da luz incidente), provavelmente compostos de gelo contaminado com material
orgânico.
Soubemos da existência de anéis em Netuno em 1989, pela a sonda Voyager 2. São
cinco anéis tênues, constituídos de poeira: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago e Adams. Há
outro anel bem mais tênue ainda, posicionado na órbita do satélite Galateia.
Os anéis netunianos também são muito escuros e contaminados por material orgânico.
O anel Adams é dividido por cinco arcos discretos (Fraternidade, Igualdade 1 e 2, Liberdade 1
e 2, e Coragem).
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