Ensino a Distância
o sistema solar
2017
Presidente da República
Michel Miguel Elias Temer Lulia
Ministro da Ciência, Tecnologia, Inovações e Comunicações | MCTIC
Gilberto Kassab
Equipe de realização
Conteúdo científico
Carlos Henrique Veiga
Secretário-Executivo do MCTIC
Editoração
Elton Santa Fé Zacarias
Vanessa Araújo Santos
Diretor do Observatório Nacional
Web Design
João Carlos Costa dos Anjos
Observatório Nacional/MCTI (Site: www.on.br)
Rua General José Cristino, 77
São Cristóvão, Rio de Janeiro - RJ
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Caio Siqueira da Silva
Rodrigo Cassaro Resende
Revisão Geral
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Criação, Produção e Desenvolvimento (Email: daed@on.br)
Carlos Henrique Veiga
Cosme Ferreira da Ponte Neto
Rodrigo Cassaro Resende
Silvia da Cunha Lima
Vanessa Araújo Santos
Caio Siqueira da Silva
Manoela Anastácia Rodrigues de Carvalho
O projeto gráfico tem motivação no TCC/2014
apresentado por Marcela Nogueira Andrade na
Escola de Belas Artes/UFRJ. Sob o título "EaD
2013 - Astrofísica Geral - Redesign de Material
Didático", o trabalho se baseou no curso a
distância oferecido pelo Observatório Nacional.
Esta publicação é uma homenagem a Antares
Cleber Crijó (1948 - 2009) que dedicou boa
parte da sua carreira científica à divulgação e
popularização da ciência astronômica.
© 2017 Todos os direitos reservados ao
Observatório Nacional/MCTIC.
Ensino a Distância
o sistema solar
2017
OBSERVATÓRIO NACIONAL
Conjunto Cúpula-Luneta montado em 1922 no
campus do Observatório Nacional.
Campus do Observatório Nacional com seus
instrumentos científicos e a natureza do seu espaço
bucólico, patrimônio histórico e cultural do país.
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Módulo 1 · Introdução
O Observatório Nacional (ON), instituto de pesquisa vinculado ao Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (MCTI), atua em três grandes áreas do
conhecimento – Astronomia, Geofísica e Metrologia em Tempo e Frequência,
nas quais realiza pesquisa, desenvolvimento e inovação, com reconhecimento
nacional e projeção internacional.
Fundado pelo Imperador D. Pedro I em 15 de outubro de 1827, o Observatório Nacional é uma das mais antigas instituições dedicadas à ciência no
Brasil. No campus que ocupa desde a década de 1920, em São Cristóvão, no
Rio de Janeiro/RJ, o passado e o presente se encontram.
O ON preserva o seu patrimônio histórico e mantém modernas instalações
de pesquisa com equipamentos de última geração que acompanham a evolução tecnológica de suas áreas. O conjunto arquitetônico, assim como o seu
acervo documental e de instrumentos científicos são tombados pelo Instituto
de Patrimônio Histórico e Artístico Nacional (IPHAN).
A biblioteca do ON conserva obras raras de riqueza inestimável, com publicações dos séculos XVIII e XIX, além de uma coleção de documentos, fotografias e iconografias de importância histórica para a ciência brasileira.
Além da estrutura de sua sede, o ON mantém em funcionamento regular
os Observatórios Magnéticos de Vassouras/RJ (1915), de Tatuoca/PA (1957) e
do Pantanal/MT (2012). Também mantém em operação o Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica, instalado em Itacuruba/PE.
O Observatório Nacional tem reconhecida tradição no campo da Astronomia e Astrofísica, com destaque nas subáreas de astronomia fundamental,
ciências planetárias, astrofísica estelar, astrofísica galáctica, astrofísica extragaláctica e cosmologia. A trajetória do ON acompanha a evolução teórica
e instrumental da astronomia, buscando sempre a cooperação científica na
fronteira do conhecimento.
Na área de geofísica, a atuação da instituição se estende às diversas especialidades, como da geofísica da Terra sólida, geofísica aplicada e ambiental,
com a realização de pesquisa básica e prestação de serviços técnico-científicos.
Na cooperação com o setor produtivo, para execução de projetos de pesquisa
e desenvolvimento, destacam-se os levantamentos na área de petróleo e gás.
Designado pelo Inmetro como Laboratório Primário de Tempo e Frequência, o Observatório Nacional é responsável pela geração, distribuição e
conservação da Hora Legal Brasileira (HLB), popularmente conhecida como
“Horário de Brasília”.
O Observatório Nacional, por meio da sua Divisão de Atividades Educacionais, promove regularmente ações que despertem o interesse da sociedade
para as ciências, utilizando elementos visuais e interativos, de forma a simplificar e esclarecer conceitos científicos. Uma de suas principais atividades são
os cursos a distância, que desde 2003 tem atraído milhares de jovens e adultos
de todas as classes sociais. O seu principal objetivo é socializar o conhecimento científico por meio de um veículo eletrônico que hoje é amplamente utilizado, a internet. Levar à sociedade as razões pelas quais a ciência deve ser uma
prioridade, esclarecendo o público de que modo o investimento governamental em ciência reverte a seu favor sob forma de cultura e tecnologia. Mostrar
de que modo a ciência faz parte do nosso dia a dia e como a utilizamos para
melhorar nossas condições de vida.
A Grande Luneta Equatorial de 46cm tem importância inegável para a Astronomia brasileira. A partir da sua instalação, em 16 de fevereiro de 1922,
muitos projetos foram realizados, permitindo ao Brasil ingressar nos programas internacionais de observação de estrelas duplas visuais, planetas, asteroides, cometas, eclipses solares e lunares.
A Grande Luneta Equatorial, símbolo que representa uma importante parte da história da astronomia do Observatório Nacional.
Ao longo dos seus 93 anos, a velha Luneta viu passar por suas lentes imagens de muitos fenômenos celestes e as registrou com precisão, ajudando a
preparar e formar bons observadores. Foi o seu legado. Cumpriu a sua missão.
Detalhe do conjunto de lentes da Grande Luneta
Equatorial de 46cm
Conheça em detalhes
as dependências do
Observatório Nacional
Esta imagem é uma panorâmica da Grande
Luneta Equatorial, símbolo que representa uma
importante parte da história da astronomia
do Observatório Nacional.
O Sistema Solar
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O CURSO A DISTÂNCIA DO OBSERVATÓRIO NACIONAL
Generalidades
Ensino a Distância
o sistema solar
2017
Logotipo do curso a distância 2017.
Tratando-se de um curso em nível de divulgação científica, não é necessário qualquer conhecimento prévio para acompanhá-lo a distância, uma vez
que ele está voltado para um público não especializado em ciências exatas.
Nosso objetivo é difundir, atualizar e socializar o conhecimento científico
para todos os interessados em ciências.
Devido à sua característica abrangente, durante o curso serão abordados
assuntos muito básicos, o que não deve ser entendido pelos professores participantes ou por aqueles que já possuem conhecimento prévio (científico ou
técnico) como um demérito à sua competência.
O compromisso deste curso é transformar um assunto científico complexo em uma linguagem simples e compreensível, mas sem abrir mão do rigor
das ciências exatas, estabelecendo uma conexão entre a pesquisa científica e
o público. É a oportunidade de uma instituição federal de pesquisa colocar a
serviço da sociedade os conhecimentos que são produzidos por seus pesquisadores, democratizando assim o seu acesso.
Não disponibilizamos qualquer material impresso, mesmo para os participantes inscritos, e não poderemos atender a qualquer solicitação de envio de
imagens, animações ou vídeos.
Como estudar a distância
Uma das grandes vantagens de um curso à distância é permitir a cada
participante definir o seu ritmo de estudo, avaliando o seu tempo disponível,
programando assim a sua dedicação ao curso.
Para obter o certificado, o participante terá que fazer provas durante o curso e, certamente, se esforçar bem mais que os outros participantes.
O curso não tem custos
Os cursos a distância, oferecidos pelo Observatório Nacional, são inteiramente grátis. Nenhuma taxa é cobrada aos participantes. O material produzido, disponibilizado no site, pode ser copiado (download) e impresso, desde
que não seja publicado em outros meios ou vendido, o que caracteriza crime
de propriedade intelectual.
O participante que receber qualquer mensagem ou sugestão que indique
custos, deve enviar imediatamente uma cópia para daed@on.br para tomarmos as providências cabíveis.
Duração do curso
O curso "O Sistema Solar" terá duração de 04 (quatro) meses, sendo iniciado no dia 03 de julho de 2017 e encerrado no dia 13 de novembro de 2017. O
curso é constituído de 03 (três) módulos.
O curso tem carga horária equivalente ou estimada a 120 horas (não há
registro do número de horas durante o acesso ao site do curso, ou seja, lista
de presença).
Inscrição
Neste curso teremos uma nova forma de inscrição e emissão de certificados. As inscrições serão abertas no dia 04 de maio de 2017 e permanecerão
abertas até o final do último dia de prova (13/11/2017).
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Módulo 1 · Introdução
IMPORTANTE: O aluno pode se inscrever a qualquer momento. Se perder
um módulo ou uma prova, não há problema, pode participar da fase seguinte. No entanto, as provas seguintes poderão abordar a matéria dos módulos
anteriores.
Onde as aulas são apresentadas
Os assuntos das aulas são apresentados em módulos no endereço: http://
www.on.br/index.php/pt-br/atividades-educacionais/programas-de-educacao-cientifica.html.
As provas
As questões das provas sempre terão um conteúdo genérico. Não será exigido conhecimento de fórmulas, cálculos e gráficos. Lembre-se que este curso
é de informação e divulgação científica, apesar da necessidade da apresentação de algumas equações.
Serão realizadas 03 (três) provas durante o curso.
As provas terão duração de 4 (quatro) dias, sempre iniciando numa SextaFeira às 0h e terminando na Segunda-Feira à meia-noite. Durante este período
o aluno poderá consultar previamente a prova, sem precisar fazê-la.
INÍCIO DE CADA MÓDULO
Módulo 1 - 03 de julho
Módulo 2 - 15 de agosto
Módulo 3 - 03 de outubro
CRONOGRAMA DE PROVAS
Prova 1 - de 11 a 14 de agosto
Prova 2 - de 29 de setembro a 2 de outubro
Prova 3 - de 10 a 13 de novembro
A rede e o sistema de energia do Observatório Nacional são redundantes
(duplicados), ou seja, o risco de falhas é bastante minimizado.
Também recomendamos que os alunos evitem realizar a prova no último
dia, pois o sistema poderá ficar lento ao acesso à prova, aumentando assim os
riscos de falhas (rede, energia elétrica, etc).
Quando o aluno terminar a prova, deve, obrigatoriamente, clicar nos botões CONCLUIR e ENTREGAR PROVA, para que o sistema dê por encerrado
o evento com sucesso.
Não haverá, em hipótese alguma, segunda chamada.
IMPORTANTE: SOMENTE no período de provas o aluno utilizará, obrigatoriamente, o LOGIN e a SENHA. Caso esses dados sejam extraviados, o
aluno poderá recuperá-los, sendo acessados pelo botão "Esqueci minha senha".
Certificado do curso
Ao final do curso o certificado será emitido e disponibilizado na página
do Observatório Nacional, sem qualquer custo. Não será emitido ou enviado
certificado impresso ou declarações. A divulgação das notas e o acesso ao certificado são restritos ao aluno.
Cada módulo corresponde a 12
40 horas de curso. No final do curso o certificado será emitido multiplicando-se o número de módulos por prova realizada,
com nota média mínima igual a 6,0(seis), por 40
12 horas. Assim, o aluno que
tiver feito todas as quatro
três provas, tendo obtido a nota mínima em cada uma
delas, terá um certificado de 120 horas.
Imagem ilustrativa do certificado do curso a
distância 2017.
ATENÇÃO: O Observatório Nacional se reserva o direito de cancelar,
a qualquer momento que julgar conveniente, qualquer um dos cursos
do seu programa “Ensino a Distância” sem que isto possa ser entendido como uma violação de qualquer direito dos participantes.
O Sistema Solar
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Módulo 1
Introdução
Capa do Módulo 1: Concepção artística do Sistema Solar.
Crédito: National Aeronautics and Space Administration (NASA)
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Módulo 1
Introdução
CONHECENDO O SISTEMA SOLAR
Nos últimos 30 anos foi possível aprender mais sobre o sistema solar do
que sobre a maioria das outras áreas da Astronomia. Isto se deve não somente
à melhoria dos telescópios e detectores atualmente utilizados nos observatórios terrestres, mas, principalmente, às várias sondas espaciais, fotografando e
realizando experiências científicas ao longo das últimas décadas.
O aumento do número de sondas permitiu que os astrônomos conhecessem
cada vez mais detalhes da estrutura dos demais planetas no sistema solar. Algumas
penetraram as atmosferas de Vênus, de Marte e de Júpiter. Outras pousaram nas
superfícies de Vênus, de Marte, da Lua e do asteroide Eros. Algumas missões colheram material da Lua e do cometa P/Wild2 para posteriores análises em laboratórios.
Até o presente, sondas espaciais investigaram todos os planetas. Além disso, vários sistemas de satélites e de anéis foram descobertos e estudados por
elas, assim como alguns asteroides e cometas.
Todas as missões espaciais foram automáticas, isto é, não tripuladas. Simultaneamente ao lançamento das sondas, uma série de missões espaciais
tripuladas foi realizada pelos Estados Unidos, denominadas missões Apollo,
tendo como um dos ápices o extraordinário feito do astronauta norte-americano Neil A. Armstrong, o primeiro humano que pisou em outro corpo celeste, a Lua, em 20 de julho de 1969(*).
Novas missões espaciais estão sendo desenvolvidas para complementar e
melhorar o conhecimento dos objetos do sistema solar. O conhecimento atual
é muito superior ao que existia há menos de 50 anos. Informações reveladas
pelas sondas mudaram totalmente sua compreensão. As perguntas feitas atualmente sobre a origem, formação e evolução são bem diferentes das que eram
feitas há algum tempo. Um exemplo simples é a questão dos anéis planetários.
Até 1978 considerava-se que Saturno era o único planeta que tinha anéis. A
pergunta feita até então era: porque apenas Saturno tem anéis? Hoje, 39 anos
depois, sabe-se que todos os planetas gigantes possuem anéis e muitas pesquisas visam entender quais processos físicos determinaram essa característica.
Os chamados planetas gigantes são Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.
Algumas sondas espaciais e suas missões:
01
Conhecendo o
Sistema Solar
(*) Veja todas as missões Apollo nas págs 42 e 43.
O Sistema Solar
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16
Módulo 1 · Introdução
O Sistema Solar
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Outros programas de sondas espaciais podem ser encontrados nas páginas
90 até 102
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Módulo 1 · Introdução
UM INVENTÁRIO DO SISTEMA SOLAR
O estudo começará fazendo um rápido “inventário” do Sistema Solar. Seu
maior corpo é o Sol.
Sob o ponto de vista da astrofísica, o Sol é uma estrela relativamente comum, podendo ser descrita como uma enorme “bola de gás incandescente”
com 1,4 milhões de quilômetros de diâmetro. A temperatura superficial atinge
cerca de 6000 Kelvins, enquanto a temperatura central supera alguns milhões
Kelvins. O que foi chamado “bola de gás incandescente” é, na verdade, uma
“bola de plasma”. O plasma é um gás ionizado. Sob elevadas condições de temperatura e pressão a estrutura atômica é desfeita, isto é, em cada átomo os
elétrons são dissociados de seus respectivos núcleos, formando os íons. O Sol
e todas as estrelas existentes no universo são plasmas e o plasma é considerado
o quarto estado da matéria. Os outros três são sólido, líquido e gasoso, mais familiares no cotidiano. Contudo, existem plasmas naturais e artificiais também
na Terra. Um exemplo de criação de plasma natural ocorre na passagem súbita
de uma descarga elétrica (um raio) pela massa gasosa da atmosfera terrestre,
ionizando-a e formando um plasma durante instantes. Plasmas artificiais são
produzidos em condições controladas de laboratório. Atualmente existem
plasmas até em dispositivos caseiros, como aparelhos de televisão.
Apesar de ser uma “estrela comum" no universo, o Sol é o maior corpo do sistema solar, contendo mais de 99% de toda a sua massa e com uma luminosidade
400 milhões de vezes maior do que a de Júpiter da Lua cheia. Desse ponto de
vista, pode-se considerar que o sistema solar seja formado pelo Sol e por algum
"resíduo". No entanto, nesse "resíduo" existe uma imensa variedade de corpos.
Começando uma longa viagem a partir do Sol e afastando-se cada vez mais
dele, atinge-se distâncias inacreditáveis, onde são encontrados os seguintes
planetas:
Além desses corpos maiores, também existe uma grande quantidade de
objetos menores que também orbitam o Sol, tais como: Asteroides e Cometas
02
Um inventário do
Sistema Solar
Detalhe da superfície do Sol.
Representação do Sistema Solar.
O Sistema Solar
19
03
Espalhados por todo o sistema solar existem pequeníssimos grãos de poeira, resquícios de sua formação. Essa matéria é chamada poeira interplanetária.
Por fim, em órbita de todos os maiores planetas, e também de alguns menores,
são encontrados pequenos corpos denominados satélites e anéis.
A seguir será apresentada uma rápida visão das principais características
do sistema solar, além de uma descrição comparativa dos corpos e processos
físicos presentes.
Propriedades
Planetárias
O que é a temperatura Kelvin?
Na astronomia e astrofísica as temperaturas são medidas na escala termométrica Kelvin. No cotidiano elas são usualmente expressas na escala Celsius (ou Fahrenheit, em alguns países ex-colônias britânicas). Para a física
é importante uma escala termométrica independente das propriedades da
substância utilizada, o que não ocorre com a escala Celsius. A escala Kelvin
relaciona-se com a escala Celsius da seguinte maneira:
ESCALAS
CELSIUS
KELVIN
ponto de vapor
(é a temperatura na qual o vapor d'água e a
água líquida estão em equilíbrio, sob a pressão de uma
atmosfera)
100,00oC
373,15 K
ponto de fusão do gelo
(é a temperatura na qual o gelo e a
água saturada com ar estão em equilíbrio, sob a pressão de
uma atmosfera)
0,00oC
273,15 K
A unidade de temperatura na escala Kelvin é chamada simplesmente de
“Kelvin” e tem como símbolo “K”. Nessa escala não é correto é usar a nomenclatura “graus Kelvin”, como é feito nas outras escalas termométricas.
A escala Kelvin define um ponto especial de temperatura, chamado zero absoluto, com sendo a temperatura correspondente a 0 K. A relação matemática
para converter a temperatura de graus Celsius para Kelvin é:
t (o C) = T (K) - 273,15.
PROPRIEDADES PLANETÁRIAS
A distribuição dos corpos no Sistema Solar
O Sistema Solar é o conjunto dos corpos celestes, independente do tamanho, estado físico ou propriedades, que estão gravitacionalmente ligados ao
Sol, orbitando-o. Entre eles estão os planetas, satélites, asteroides, cometas e
partículas de gás e poeira interplanetárias que se espalham por todo o sistema.
Para melhor descrevê-lo, os astrônomos dividem-no em partes que abrigam
corpos com características semelhantes. Além do Sol, planetas e seus satélites,
existem três regiões que possuem não apenas um corpo celeste, mas milhares
ou milhões de pequenos corpos que também orbitam o Sol. As regiões são:
20
Módulo 1 · Introdução
•
Cinturão de Asteroides
Localiza-se entre os planetas Marte e Júpiter. Os asteroides mais conhecidos estão nessa região.
•
Cinturão Transnetuniano ou Cinturão de Kuiper
Possui uma forma de disco e situa-se após a órbita de Netuno. É o local
de origem de vários cometas que percorrem o sistema solar.
•
Nuvem de Oort
Situada muito além de Plutão, é a região mais longínqua. Constituída
por “restos” de sua formação, estima-se que possua milhões de objetos.
A Nuvem de Oort tem a forma de uma imensa esfera que envolve todo
o sistema.
A figura abaixo mostra as três regiões.
Uma classificação feita para estudar o sistema solar leva em consideração
as distâncias entre o Sol e os diversos corpos pertencentes ao sistema, considerando o Sol como origem para o cálculo de distâncias.
AS DIMENSÕES DO SISTEMA SOLAR (EM QUILÔMETROS)
OBJETO CELESTE
DISTÂNCIA MÉDIA EM RELAÇÃO AO SOL
mercúrio
57 900 000
vênus
108 200 000
Terra
149 600 000
Marte
227 900 000
Cinturão de Asteroides (mínima)
330 000 000
Cinturão de Asteroides (máxima)
500 000 000
Júpiter
778 300 000
Saturno
1 427 000 000
Urano
2 869 600 000
Netuno
4 496 600 000
Plutão
5 900 100 000
Cinturão de Kuiper (mínima)
4 488 000 000
Cinturão de Kuiper (máxima)
7.480.000.000
Nuvem de Oort (interna)
de 44 880 000 000 a 1 496 000000 000
Nuvem de Oort (externa)
de 1 496 000 000 000 a 14 960 000 000 000
O Sistema Solar
21
04
Algumas unidades
de medida de
distância usadas
na astronomia
Importante!
O ano-luz e seus submúltiplos (hora-luz, minuto-luz
e segundo-luz) são unidades de medida de distância
e não de tempo. Exemplo:
“Uma viagem de 250 anos-luz.”
“Uma viagem durante 250 anos-luz.”
ALGUMAS UNIDADES DE MEDIDA DE DISTÂNCIA
USADAS NA ASTRONOMIA
Devido ao fato de trabalhar com distâncias e tamanhos muito grandes, a
astronomia utiliza algumas unidades específicas de medida. Para não referirse constantemente a distâncias em de milhões de quilômetros, são utilizadas
outras unidades de medida: o ano-luz, o parsec e a unidade astronômica.
Ano-luz
É a distância que uma partícula de luz, chamada fóton, viaja em um ano
no vácuo. A abreviação é a.l. e seu valor é obtido da seguinte forma: basta calcular o número de segundos que existem em um ano e multiplicar o resultado
pelo valor exato da velocidade da luz no vácuo, que é 299 792 458 metros por
segundo. Segundo critérios estabelecidos pela União Astronômica Internacional (IAU, na sigla em inglês), o ano-luz corresponde a
946 073 047 258,08 km.
Usando a notação científica, tem-se que
1 ano-luz=9,46073 x1012 km.
NOTAÇÃO CIENTÍFICA
Escrevendo números muito grandes e muito
pequenos: a notação científica
Desafio para o leitor: ler o seguinte texto em voz alta e em menos de 30
segundos:
"...como o sistema solar pode ter um diâmetro
aproximado de 100000000000 de metros? E isso é muito
pequeno se comparado com o tamanho da galáxia, com
seus incríveis 100000000 000000000000 de metros de
diâmetro. No entanto, estima-se que o universo visível
tenha cerca de 100000000000000000000000000 de
metros de diâmetro. Esses tamanhos assombrosos
fazem parte do estudo de astronomia. Então alguém
pode pensar: é melhor estudar biologia. A molécula do
DNA tem apenas 0,0000001 metros, muito mais fácil
de lidar. O problema é que a astronomia não é uma
profissão perigosa, enquanto a biologia... Os biólogos
têm a coragem de lidar com vírus que medem apenas
0,000000001 de metro, mas são terrivelmente letais. E
se, por acidente, o recipiente com um destes vírus cair no
chão do laboratório, quebrar e os vírus se espalharem?
Nunca mais serão encontrados!...."
22
Módulo 1 · Introdução
Difícil ler estes números, não é? É possível melhorar o texto para o leitor
fazendo algumas modificações. Leia novamente em voz alta e em menos de 30
segundos:
"...como o Sistema Solar pode ter um diâmetro
aproximado de 100 bilhões de metros? E isso é muito
pequeno se comparado com o tamanho da galáxia,
com seus incríveis 100 milhões de trilhões de metros de
diâmetro. No entanto, estima-se que o universo visível
tenha cerca de 100 milhões de bilhões de bilhões de
metros de diâmetro. Esses tamanhos assombrosos fazem
parte do estudo de astronomia. Então alguém pode
pensar: é melhor estudar biologia. A molécula do DNA
tem apenas 1 décimo milionésimo do metro, muito mais
fácil de lidar. O problema é que a astronomia não é uma
profissão perigosa enquanto que a biologia... Os biólogos
têm a coragem de lidar com vírus que medem apenas
1 décimo bilionésimo de metro, mas são terrivelmente
letais. E se, por acidente, o recipiente com um destes
vírus cair no chão do laboratório, quebrar e os vírus se
espalharem? Nunca mais serão encontrados!...."
Melhorou um pouco. Mesmo assim ainda é difícil comparar números com
tantos zeros à direita ou à esquerda, isto é, com diferentes ordens de grandeza. Para simplificar, a ciência usa uma forma compacta de escrever números
muito grandes ou muito pequenos, a chamada notação científica ou notação
exponencial. Ela evita erros quando se lida com números muito grandes ou
muito pequenos e facilita a comparação entre eles. Além disso, aparecem frequentemente na astronomia e na física.
Como é a notação científica?
A notação científica é uma forma de escrever qualquer número, seja muito
grande ou muito pequeno, como se estivesse multiplicado por uma potência
de 10. Todos os números, muito grandes ou muito pequenos, estarão multiplicados por um fator do tipo:
10?
No caso de números muito grandes, o expoente "?" é um número positivo
No caso de números muito pequenos, o expoente "?" é um número negativo
Exemplos:
1a regra:
Para escrever com a notação científica qualquer número seguido de muitos zeros, basta contar somente o número de zeros e colocar este valor como
expoente de 10.
O Sistema Solar
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Os números agora são lidos facilmente. Por exemplo, 1027 é lido como "dez
elevado a 27" ou simplesmente "10 a 27".
Vale lembrar que 100 = 1. Qualquer número elevado a zero é igual a 1.
E se o número for, por exemplo, 17400? Seguindo a regra, escreve-se o
número 17400 como 174 x 102. No entanto, é possível escrevê-lo de diversas
formas usando as potências de 10.
2a regra:
A notação científica pode separar um número em duas partes: uma fração
decimal, usualmente entre 1 e 10, e uma potencia de 10. No número a ser escrito, coloca-se a vírgula onde for mais conveniente. O número de algarismos
à direita da vírgula será o expoente de 10. Deste modo é possível escrever o
número de diferentes formas. Exemplo:
17400 = 174 x 102 ou 17400 = 17,4 x 103 ou 17400 = 1,74 x 104
Essas diferentes formas significam que o número 174 x 102 também pode
ser escrito como 1,74 x 104. Na última notação existem dois algarismos à direita da vírgula (o sete e o quatro) e, consequentemente, foi acrescentado o valor
"dois" ao expoente anterior de 10, que passou a ser quatro. O número 1,74 x 104
significa 1,74 vezes 10 elevado à quarta potência, ou seja, 1,74 x 10 x 10 x 10 x
10 =17400.
3a regra:
Para representar números muito pequenos, a notação científica usa expoentes negativos. Um sinal negativo no expoente significa que o número é, na
verdade, 1 dividido pelo valor que ele teria considerando-se o expoente positivo. Assim:
10-2 = 1/102
10-28 = 1/1028
Para escrever um número muito pequeno usando a notação científica, conta-se o número de algarismos situados no lado direito da vírgula, sejam eles
zeros ou não. Este será o valor do expoente de 10 antecedido por um sinal
negativo.
24
Módulo 1 · Introdução
E para escrever um número qualquer, por exemplo, 0,0000000478?. Existem 10 algarismos à direita da vírgula. Então, ele pode ser escrito como 478 x
10-10. É possível também escrever este número de outras formas, colocando sua
parte significativa (no exemplo acima, 478) em uma forma fracionária. Para
determinar o valor do expoente negativo, coloca-se uma vírgula imaginária
na posição desejada e conta-se o número de algarismos entre as duas vírgulas.
Este será o expoente negativo de 10.
Existem outras duas regras também muito fáceis:
1ª) Cada vez que a vírgula se desloca uma casa para a direita, o expoente de
10 aumenta uma unidade (sem considerar o sinal).
0,000478 = 0,00478 x 10-1
0,000478 = 0,0478 x 10-2
0,000478 = 0,478 x 10-3
0,000478 = 4,78 x 10-4
0,000478 = 47,8 x 10-5
0,000478 = 478 x 10-6 etc.
2ª) Cada vez que a vírgula se desloca uma casa para a esquerda, o expoente
de 10 diminui uma unidade (sem considerar o sinal).
0,000478 = 478 x 10-6
0,000478 = 47,8 x 10-5
0,000478 = 4,78 x 10-4
0,000478 = 0,478 x 10-3
0,000478 = 0,0478 x 10-2
0,000478 = 0,00478 x 10-1
etc.
Comparando potências de 10
Se os expoentes são positivos, o maior número será o que tiver o maior
expoente. 1075 é menor do que 1076 (porque 75 é menor do que 76).
Se os expoentes são negativos, o maior número será aquele com o menor
valor numérico como expoente (sem considerar o sinal). Exemplo: 10-75 é
maior do que 10-7. O expoente negativo menor significa que o número tem
menos zeros depois da vírgula.
Agora o texto inicial será relido, desta vez escrito com a notação científica:
O Sistema Solar
25
"...como, por exemplo, o sistema solar pode ter um
diâmetro aproximado de 1011 metros? E isto é muito
pequeno se comparado com o tamanho da galáxia, com
seus incríveis 1020 metros de diâmetro. No entanto, estimase que o universo visível deve ter cerca de 1026 metros
de diâmetro. Esses tamanhos assombrosos fazem parte
do estudo de astronomia. Então alguém pode pensar: é
melhor estudar biologia. A molécula do DNA tem apenas
10-7 metros, muito mais fácil de lidar. O problema é que a
astronomia não é uma profissão perigosa, enquanto que
a biologia... Os biólogos têm a coragem de lidar com vírus
que medem apenas 10-7 metros, mas são terrivelmente
letais. E se, por acidente, o recipiente com um destes
vírus cair no chão do laboratório, quebrar e os vírus se
espalharem? Nunca mais serão encontrados!...."
Bem mais simples. Muito provavelmente o leitor conseguiu em menos de
30 segundos e teve mais facilidade em comparar os tamanhos. Basta comparar
os expoentes de 10.
Um ano-luz equivale, aproximadamente, a 946 053 000 000 km ou a 9,5
bilhões de quilômetros. Comumente o resultado é aproximado mais ainda, ou
seja, um ano-luz é equivalente a 1013 km. Também são usados submúltiplos do
ano-luz tais como a hora-luz, o minuto-luz e o segundo-luz. Uma hora-luz é
a distância percorrida pela luz em uma hora, correspondente a 1 079 252 820
km. Um minuto-luz é a distância percorrida pela luz em um minuto, sendo
igual a 17 987 547 km. Um segundo-luz é a distância percorrida pela luz em
um segundo, equivalente a 299 792 km.
AS DIMENSÕES DO SISTEMA SOLAR EM SUBMÚLTIPLOS DE ANO-LUZ
26
OBJETO CELESTE
DISTÂNCIA MÉDIA EM RELAÇÃO AO SOL
mercúrio
3,21 minutos-luz
vênus
6,01 minutos-luz
Terra
8,30 minutos-luz
Marte
12,67 minutos-luz
Cinturão de Asteroides (mínima)
18,29 minutos-luz
Cinturão de Asteroides (máxima)
27,44 minutos-luz
Júpiter
43,27 minutos-luz
Saturno
1,32 horas-luz
Urano
2,66 horas-luz
Netuno
4,17 horas-luz
Plutão
5.47 horas-luz
Cinturão de Kuiper (mínima)
4,15 horas-luz
Cinturão de Kuiper (máxima)
6,93 horas-luz
Nuvem de Oort (interna)
de 41,58 a 1386,14 horas-luz
Nuvem de Oort (externa)
de 1386,14 a 13861,44 horas-luz
Módulo 1 · Introdução
Parsec
É uma unidade de distância utilizada para definir ou representar distâncias estelares. É representado pelo símbolo (pc).
1pc= 30.857×1012 km ou 1pc= 206.26×103 AU
A palavra parsec é uma contração de “paralax” (paralaxe) e “second” (segundo).
Unidade Astronômica
A unidade astronômica é definida como a distância média entre a Terra e
o Sol. Sua abreviação é U.A. (sempre em letras maiúsculas). Uma unidade astronômica equivale a 149 597 870,69 km. Em geral, é válida a aproximação de
150 milhões de quilômetros. Uma unidade astronômica equivale a aproximadamente 499 segundos-luz. Um feixe de luz leva aproximadamente 8,3 minutos para viajar uma unidade astronômica. Isso significa que uma partícula de
luz, ou fóton, depois que deixa o Sol leva 8,3 minutos para alcançar a Terra.
DISTÂNCIA MÉDIA EM RELAÇÃO AO SOL
OBJETO CELESTE
EM QUILÔMETROS
(VALORES
APROXIMADOS)
EM UNIDADES
ASTRONÔMICAS (UA)
mercúrio
57 900 000
0,387
vênus
108 200 000
0,723
Terra
149 600 000
1
Marte
227 900 000
1,524
Cinturão de Asteroides (mínima)
330 000 000
2,206
Cinturão de Asteroides (máxima)
500 000 000
3,342
Júpiter
778 300 000
5,203
Saturno
1 427 000 000
9,539
Urano
2 869 600 000
19,182
Netuno
4 496 600 000
30,058
Plutão
5 900 100 000
39,44
Cinturão de Kuiper (mínima)
4 488 000 000
30
Cinturão de Kuiper (máxima)
7.480.000.000
~ 50
Nuvem de Oort (interna)
de 44 880 000 000 a 1 496
000000 000
de 300 a 10 000
Nuvem de Oort (externa)
de 1 496 000 000 000 a 14 960
000 000 000
de 10 000 a 100 000
O Sistema Solar
27
05
Utilizando unidades astronômicas, o sistema solar pode ser representado
da seguinte forma:
A “lei de TitiusBode”
Titius (1729-1796).
Escala de distância no Sistema Solar.
A “LEI DE TITIUS-BODE”
A primeira característica do sistema solar que os astrônomos observaram,
e os intrigou bastante, foi o espaçamento que havia entre os planetas. Desde a
antigüidade, todos que se dedicaram a entender o universo sempre procuraram por regularidades no espaçamento entre os planetas.
Os astrônomos antigos (século XVIII) notaram que enquanto planetas mais
próximos do Sol possuem distâncias pequenas entre si, ela aumenta entre os planetas gigantes. Além disso, parecia haver um “vazio” entre Marte e Júpiter. Vale
lembrar que nessa época os astrônomos desconheciam a existência do cinturão
de ssteróides, situado entre Marte e Júpiter. Em 1766 o astrônomo prussiano
Johann Daniel Tietz (1729 - 1796), mais conhecido como Titius, (imagem à esquerda) analisando as distâncias entre os planetas desenvolveu uma equação
que parecia permitir o cálculo do afastamento desses corpos em relação ao Sol.
Titius definiu a distância do Sol a Saturno como sendo de 100 unidades. Assim,
28
Módulo 1 · Introdução
Mercúrio estaria a quatro unidades do Sol, Vênus a 4 + 3, Terra a 4 + 6, Marte a
4 + 12. Faltava um corpo a 4 + 24 (Júpiter) a 4 + 48 e, por fim, Saturno a 4 + 96 =
100. Essa progressão pode ser calculada através da relação:
Yi = 0,4 + 0,3 (2n)
onde Y representa a distância de um planeta qualquer i até o Sol. Como apenas seis planetas eram conhecidos na época de Titius, i variava de 1 até 6. A letra
n representava numericamente a ordenação dos planetas então conhecidos em
relação ao Sol. Assim, n assumia o valor “menos infinito” para Mercúrio, zero
para Vênus, um para a Terra, dois para Marte, três para um lugar onde deveria
existir um planeta ainda não observado, quatro para Júpiter e cinco para Saturno. Baseado nos cálculos realizados com essa relação matemática, Titius propôs
a existência de um planeta entre Marte e Júpiter, ou seja, com n = 3.
Em 1781 a fórmula obtida por Titius passou por uma confirmação estrondosa: o astrônomo William Herschel e sua irmã Caroline Herschel descobriram no dia 13 de março de 1781 um novo planeta, Urano, situado a uma
distância do Sol equivalente a 4 + 192 unidades.
Este fato foi utilizado por outro astrônomo, Johann Elert Bode (1747 -1826),
para divulgar a idéia de que estaria faltando um planeta na região equivalente
a cerca de 28 unidades. De fato, alguns anos mais tarde foi descoberto o primeiro asteroide, Ceres, a exatamente 2,8 unidades astronômicas. Esta descoberta passou a ser vista como a confirmação definitiva da validade da regra
das distâncias planetárias descrita acima, passando a ser conhecida como “lei
de Titius-Bode”.
Para obter a série de Titius-Bode para o Sistema Solar, começamos com 0,4
unidades astronômicas, e então forma-se uma série adicionando 0,0, 0,3, 0,6,
1,2, 2,4, etc., e dobrando sempre esses valores. Os resultados que ela prevê são:
PLANETAS
“LEI” DE TITIUS-BODE
DISTÂNCIAS CALCULADAS
mercúrio
0,4 U.A.
0,3871 U.A.
vênus
0,7 U.A.
0,7233 U.A.
Terra
1,0 U.A.
1,0000 U.A.
Marte
1,6 U.A.
1,5237 U.A.
Cinturão de Asteroides
2,8 U.A.
-- U.A.
Júpiter
5,2 U.A.
5,2026 U.A.
Saturno
10,0 U.A.
19,6 U.A.
Urano
19,6 U.A.
19,2181 U.A.
Netuno
38,8 U.A.
30,1096 U.A.
Plutão-caronte
77,2 U.A.
39,4387 U.A.
No entanto, observações astronômicas constataram que existia não apenas
um corpo entre Marte e Júpiter, mas uma grande quantidade de pequenos
objetos. Os defensores da “lei” procuraram se adaptar à nova descoberta e
propuseram que o que estavam vendo agora seriam os restos de um planeta
que havia existido nesse local, entre Marte e Júpiter, e que teria explodido.
Contudo, a descoberta de Netuno e Plutão pôs fim à validade da “lei”, que falha completamente na previsão das posições desses dois planetas. Além disto,
estudos mostraram que a diversidade de órbitas e composições encontrados
entre os asteroides também não são compatíveis com a hipótese de fragmenO Sistema Solar
29
06
As propriedades
dos corpos do
Sistema Solar
tação de um único corpo. A “lei de Titius-Bode” é apenas uma regra numérica
empírica e não fornece nenhuma explicação fisicamente fundamentada de
porque as distâncias planetárias deveriam obedecer tal regra. Atualmente ela
tornou-se apenas uma referência histórica.
AS PROPRIEDADES DOS CORPOS DO SISTEMA
SOLAR
Uma segunda característica importante é a de que todos os planetas giram
em torno do Sol na mesma direção. Um observador imaginário colocado no
pólo norte do Sol veria os planetas se deslocando da direita para a esquerda, ou
seja, num sentido anti-horário. As órbitas dos planetas são quase circulares e
aproximadamente coplanares. As únicas exceções são Mercúrio e Plutão que,
embora girem na mesma direção dos demais, seguem órbitas ligeiramente excêntricas e inclinadas.
É importante conhecer algumas propriedades comumente citadas na descrição das órbitas dos corpos celestes.
Propriedades físicas das órbitas
Excentricidade
Representação das órbitas dos corpos do Sistema
Solar.
Ilustração das excentricidades.
É o valor que indica o quanto a órbita descrita pelo corpo celeste difere
de uma circunferência. A excentricidade pode assumir valores que vão de 0,
quando a órbita é uma circunferência perfeita, até 1, quando a órbita pode ser
representada aproximadamente por uma elipse “completamente achatada”, ou
seja, um segmento de reta. A imagem abaixo mostra a excentricidade das órbitas dos planetas. Nota-se que praticamente não há diferenças entre elas. No
entanto, essas órbitas não são circulares e sim elípticas. As órbitas dos cometas,
que possuem uma excentricidade bem maior, diferem mais de um círculo.
Inclinação
É o valor que indica o ângulo entre a órbita descrita pelo corpo celeste e um
plano de referência que, por convenção, é adotado como sendo o plano da órbita da Terra. O plano imaginário sobre o qual a Terra descreve sua órbita em
torno do Sol é denominado eclíptica.
30
Módulo 1 · Introdução
Semi-eixo maior
É a distância média do corpo celeste ao Sol.
Período de revolução
É o intervalo de tempo gasto por um corpo celeste para descrever um movimento completo em torno de um outro.
Na tabela 1 abaixo são listadas, para cada planeta, as características básicas
de suas órbitas.
TABELA 1
PERÍODO DE
REVOLUÇÃO
PLANETA
SEMI-EIXO
MAIOR
(EM U.A.)
EXCENTRICIDADE
INCLINAÇÃO DO
PLANO DA ÓRBITA
DO PLANETA
EM RELAÇÃO À
ECLÍPTICA (EM
GRAUS E MINUTOS)
mercúrio
0,871
0,206
7o 00’
87,969 dias-ano
115,9 dias
vênus
0,7233
0,007
3o 24’
224,701 dias
1 ano e 218,7
dias
Terra
1
365,256 dias
-
0,017
0o
PERÍODO
SIDERAL
PERÍODO
SINÓDICO
O Sistema Solar
31
Marte
1,5237
0,093
1o 51’
1 ano 321,73
dias
2 anos e 49,5
dias
Júpiter
5,2026
0,048
1o 19’
11 anos 314,84
dias
1 ano e 33,6
dias
Saturno
9,5547
0,056
2o 30’
29 anos 167,0
dias
1 ano e 12,8
dias
Urano
19,2181
0,046
0o 46’
84 anos 7,4 dias
1 ano e 4,4
dias
Netuno
30,1096
0,009
1o 47’
164 anos 280,3
dias
1 ano e 2,2
dias
Plutão
39,4387
0,246
17o 10’
247 anos 249,0
dias
1 ano e 1,5
dias
Observação: Na tabela acima o “ano” equivale a um ano terrestre, ou seja,
365,256 dias.
Algumas definições básicas sobre as configurações
planetárias no céu
Planetas inferiores
São os planetas cujas órbitas estão localizadas entre a da Terra e do Sol. Eles
são Mercúrio e Vênus. Os planetas inferiores podem ter duas configurações
geométricas características no céu, formadas pela Terra, o planeta e o Sol: a
conjunção inferior e a conjunção superior.
Conjunção inferior
Ocorre quando Mercúrio ou Vênus está alinhado entre a Terra e o Sol,
visto por um observador na Terra. O alinhamento na conjunção inferior é
Terra - planeta - Sol.
Conjunção superior
Ocorre quando Mercúrio ou Vênus está no lado oposto ao Sol, visto por
um observador na Terra. O alinhamento na conjunção superior é Terra - Sol
- planeta.
Elongação
É o ângulo entre o Sol e um planeta inferior, determinado por um observador na Terra. Existem duas elongações características: a elongação máxima a
oeste e a elongação máxima a leste.
Elongação máxima a oeste
Ocorre quando Mercúrio ou Vênus está mais a oeste possível em relação ao
Sol. Nesse caso o planeta “nasce” antes do Sol como uma “estrela matutina”.
Elongação máxima a leste
Ocorre quando Mercúrio ou Vênus está mais a leste possível em relação ao
Sol. Nesse caso o planeta aparece acima do horizonte a oeste, depois do por do
Sol, como se fosse uma “estrela vespertina”.
Planetas superiores
São os planetas cujas órbitas estão localizadas após a órbita da Terra. Eles
são Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão.
32
Módulo 1 · Introdução
Os planetas superiores podem ter duas configurações geométricas no céu,
formadas pela Terra, o planeta e o Sol: a conjunção e a oposição.
Conjunção
Ocorre quando o planeta superior está localizado “atrás” do Sol, visto por
um observador na Terra. O alinhamento na conjunção é Terra - Sol - planeta
superior.
Oposição
Ocorre quando o planeta superior está localizado de modo que a Terra
está entre ele e o Sol, visto por um observador na Terra. O alinhamento na
oposição é Sol - Terra - planeta superior.
Período sinódico
É o intervalo de tempo que separa duas configurações idênticas e sucessivas do sistema planeta-Sol-Terra como ocorre, por exemplo, entre duas oposições ou entre duas conjunções. O período sinódico de um planeta pode ser
determinado observando-se o céu.
Período sideral
É o verdadeiro período orbital de um planeta, isto é, o intervalo de tempo
que o planeta leva para realizar uma órbita completa em torno do Sol. O período sideral é obtido somente através de cálculos matemáticos.
A rotação dos planetas do Sistema Solar
Além do movimento de translação (ou órbita) que cada corpo descreve em
torno do Sol, existe outro movimento, de rotação, que é realizado por todos
esses corpos individualmente. Cada planeta e satélite natural gira em torno de
O Sistema Solar
33
um eixo imaginário que os atravessa. Na maioria dos casos, o sentido da rotação é o mesmo descrito pelo corpo celeste ao realizar o seu movimento de
translação em torno do Sol. A exceção é Vênus, que gira muito lentamente em
direção contrária ao seu movimento de translação. Esse movimento é chamado de rotação retrógrada.
TABELA 2
PLANETA
PERÍODO DE ROTAÇÃO
mercúrio
58,646 dias
vênus
243 dias
(MOVIMENTO RETRÓGRADO)
Terra
23 horas 56 minutos 04 segundos
Marte
24 horas 37 minutos 23 segundos
Júpiter
de 9 horas 50 minutos a 9 horas 56 minutos
Saturno
de 10 horas 14 minutos a 10 horas 39 minutos
Urano
17 horas 06 minutos
Netuno
15 horas 48 minutos
Plutão
6 dias 9 horas 18 minutos
A inclinação do eixo de rotação dos planetas
Todos os planetas realizam seu movimento de rotação em torno de um
eixo que não é perpendicular ao plano de sua órbita. A inclinação do eixo de
rotação é definida como sendo o ângulo da inclinação do equador do planeta
em relação ao plano de sua própria órbita.
TABELA 3
PLANETA
INCLINAÇÃO DO EIXO DE ROTAÇÃO
mercúrio
0o
vênus
2o 07’
Terra
23o 26’
Marte
23o 59’
Júpiter
3o 04’
Saturno
26o 44’
Urano
98o
Netuno
29o
Plutão
?
Vale notar que os eixos de rotação Urano e Plutão são muito inclinados. Na
verdade, eles estão quase situados nos planos de suas órbitas ao invés de serem
perpendiculares a estes. Isso faz com que os dois planetas pareçam ter rotação
retrógrada, semelhante a Vênus. No entanto, não é verdade. Os planetas Urano e Plutão não possuem rotação retrógrada.
34
Módulo 1 · Introdução
A massa dos corpos do Sistema Solar
Uma característica fundamental do sistema solar é o fato de que o Sol é o
objeto com maior massa. Quanto mais massa tem um corpo, mais forte é a
atração gravitacional que ele exerce sobre outros corpos. Em termos matemáticos, a atração gravitacional entre dois corpos é dada pela lei da gravitação
universal, enunciada pelo físico inglês Isaac Newton:
F = (G M1 M2)/(D2)
onde M1 e M2 são as massas dos corpos e D é a medida da separação, ou
distância, entre eles. O número representado por G é chamado de constante
da gravitação.
A tabela 4 mostra o percentual de massa dos corpos no Sistema Solar.
TABELA 4
OBJETO
PERCENTAGEMDA MASSA TOTAL NO
SISTEMA SOLAR
sol
99,80
Júpiter
0,10
Todos os cometas
0,05
todos os demais plantetas
0,04
satélites e anéis
0,00005
Asteroides
0,000002
Poeira cósmica
0,0000001
O Sistema Solar
35
Mais de 99% de toda a massa do Sistema Solar se concentra no Sol e quase
todo o restante em um único planeta, Júpiter. A soma das massas dos outros
oito planetas representa apenas 40% da massa de Júpiter. Portanto, o movimento de qualquer corpo no sistema é regido pela atração gravitacional do Sol,
sendo perturbado em menor proporção pelos demais corpos.
A massa dos planetas do é mostrada na tabela abaixo.
TABELA 5
PLANETA
MASSA (EM
QUILOGRAMAS)
MASSA EM RELAÇÃO
À MASSA DA TERRA
mercúrio
3,300 x 1023
0,055
vênus
4,870 x 1024
0,815
Terra
5,976 x 1024
1
Marte
6,420 x 1023
0,107
Júpiter
1,900 x 1027
317,80
Saturno
5,690 x 1026
95,1
Urano
8,680 x 1025
14,6
Netuno
1,020 x 1026
17,2
Plutão
1,290 x 1022
0,002
A massa de cada planeta em relação à massa da Terra é obtida dividindo-se
o valor da massa do planeta pelo valor da massa da Terra (5,976 x 1024 kg), indicando se o planeta tem mais massa, ou não, que a Terra.
36
Módulo 1 · Introdução
A gravidade superficial
Um corpo com massa exerce atração gravitacional sobre outros corpos
próximos dele. A massa de um corpo cria ao seu redor um campo gravitacional e todos os outros corpos que estejam dentro do campo sentem sua ação,
exercida por intermédio de uma força chamada força gravitacional. Dessa
forma, o Sol, planetas, satélites, etc. exercem atração gravitacional sobre os
demais corpos celestes ou sobre objetos que estejam na sua superfície.
Para que qualquer corpo possa deixar a superfície de um planeta ou satélite
é necessário que ele possua uma velocidade suficientemente grande para vencer a atração gravitacional. Essa velocidade é chamada velocidade de escape.
Esse é o motivo pelo qual um objeto lançado para cima retorna à superfície do
planeta ou satélite. Nesse caso, a velocidade atingida por ele não foi suficiente
para superar a atração gravitacional da Terra, ou seja, sua velocidade foi menor do que a velocidade de escape.
A tabela a seguir mostra a gravidade superficial e a velocidade de escape
em cada planeta.
TABELA 6
PLANETA
GRAVIDADE
SUPERFICIAL (EM
METROS/SEGUNDO2)
mercúrio
3,78
vênus
8,60
Terra
9,78
Marte
3,72
VELOCIDADE DE ESCAPE
(EM KM/SEGUNDO)
4,25
10,36
11,18
5,02
24,8
59,64
Saturno
10,5
35,41
Urano
8,5
21,41
Netuno
10,8
23,52
Plutão
?
?
Júpiter
A densidade e composição química dos corpos do
sistema solar
A densidade é outro aspecto fundamental que caracteriza os planetas. A
densidade de um corpo estabelece uma relação entre sua massa e seu volume.
Ela definida da seguinte forma: sua massa dividida pelo seu volume.
densidade= massa/ volume
A densidade de um corpo é diretamente proporcional à sua massa e inversamente proporcional ao seu volume, ou seja, para um mesmo valor de massa,
quanto menor for o corpo mais denso ele será.
O Sistema Solar
37
A tabela 7 apresenta a densidade média dos planetas.
TABELA 7
38
PLANETA
DENSIDADE MÉDIA (G/CM3)
mercúrio
5,44
vênus
5,25
Terra
5,52
Marte
3,94
Júpiter
1,24
Saturno
0,63
Urano
1,21
Netuno
1,67
Plutão
?
Módulo 1 · Introdução
O gráfico acima mostra as densidades de substâncias e elementos químicos
comparadas com as densidades planetárias. Vale notar, por exemplo, que a
densidade da pedra-pomes e de Saturno são menores que a da água, significando que tanto a pedra-pomes como o gigantesco planeta flutuariam se colocados num recipiente com água (haja recipiente para colocar Saturno!). Já o
aço e Mercúrio afundariam, pois suas densidades são maiores que a da água.
As densidades dos planetas permitem separá-los em dois tipos básicos: os que
apresentam densidade em torno de 5 g/cm3, como a Terra, e os com densidades
muito menores, em torno de 1 g/cm3, como Júpiter.
Os elementos químicos que compõem o Sistema
Solar e suas vizinhanças
A densidade de um corpo é função direta de sua composição. Uma maneira conveniente de expressar as abundâncias relativas dos diferentes elementos
químicos presentes no sistema solar e adjacências é estimar quantos átomos
de um determinado elemento são encontrados para cada milhão, bilhão ou
trilhão de átomos de hidrogênio, o elemento químico mais abundante no universo. Os elementos mais abundantes no sistema solar são hidrogênio e hélio.
Há também quantidades menores de oxigênio e carbono, além de pequenas
porções de neônio, nitrogênio, magnésio, silício e ferro, dentre outros, conforme mostra a tabela 8.
TABELA 8
ELEMENTO
SÍMBOLO
NÚMERO DE ÁTOMOS DO
ELEMENTO QUÍMICOPOR
MILHÃO DE ÁTOMOS DE H
hidrogênio
H
1 000 000
helio
He
68 000
oxigênio
O
690
carbono
C
420
neônio
Ne
98
nitrogênio
N
87
magnésio
Mg
40
silício
10,8
38
ferro
?
?
enxofre
Fe
34
argônio
S
19
alumínio
Al
3
calcio
Ca
2
níquel
Ni
2
Nessa tabela constata-se, por exemplo, que para cada milhão de átomos de
hidrogênio são encontrados 68000 átomos de hélio, 690 de oxigênio, etc.
O gráfico abaixo mostra as abundâncias dos 30 elementos químicos mais
leves (do hidrogênio ao zinco) comparados com um valor de 1012 átomos de
O Sistema Solar
39
hidrogênio (ou seja, um trilhão de átomos de hidrogênio). Por exemplo, para
cada trilhão de átomos de hidrogênio existentes no espaço, existem cerca de
70 bilhões de átomos de hélio. Todos os elementos mais pesados que o zinco
possuem abundâncias menores do que 1000 átomos por trilhão de átomos de
hidrogênio. Os outros elementos químicos são muito mais raros. Por exemplo,
para cada trilhão de átomos de hidrogênio existem apenas seis átomos de ouro.
A presença dos vários elementos e compostos no sistema solar não é homogênea. Os metais são mais abundantes na região mais próxima ao Sol. Os
silicatos e o material rochoso estão presentes até uma distância de aproximadamente 5 U.A., enquanto gelo tende a se concentrar na parte mais externa.
A temperatura dos planetas
A distribuição dos elementos químicos que formam os corpos do sistema
solar é função direta da temperatura, incluindo a existência de uma região
favorável à ocorrência de vida (todas as formas, atuais ou extintas, conhecidas
na Terra). Quanto mais longe do Sol, mais frio ele será. As superfícies dos planetas são aquecidas primordialmente pela radiação do Sol e sua intensidade
diminui com o quadrado da distância.
Mercúrio tem uma temperatura superficial de até 230º.C. No outro extremo, a temperatura na superfície de Plutão não passa dos -220º.C. A existência
de uma densa atmosfera também é um fator determinante na temperatura
de um planeta ou satélite, podendo aumentá-la significantemente, como será
visto com mais detalhes adiante. As temperaturas são expressas na escala de
Kelvin (simbolizada por K) e nela não é utilizada a nomenclatura “graus kelvin”. A correlação entre Kelvin e grau Celsius é: 0 K = -273,15º.C.
Plutão se encontra a cerca de 30 U.A. do Sol. Isso equivale a 100 vezes à distância de Mercúrio (0,3 U.A.). Logo, a temperatura na superfície de Plutão será
10 vezes menor que a de Mercúrio (porque 102 = 100). Então, se em Mercúrio
for estimado 500 K, em Plutão a temperatura será 50 K.
40
Módulo 1 · Introdução
Muitas estrelas podem ter planetas orbitantes com condições favoráveis
à existência de vida, dentro das chamadas “zonas habitáveis”. Essas regiões
são determinadas pela distância da estrela ao planeta. Ela estende-se do ponto
em que a água ferveria (próximo demais da estrela) ao ponto em que a água
congelaria (distante demais da estrela). Há também outros aspectos interessantes (e intrigantes) sobre o surgimento e evolução da vida na Terra. Sabe-se
atualmente que existem microrganismos surgidos há bilhões de anos que se
originaram obtendo energia diretamente de substâncias químicas inorgânicas no ambiente em que vivem (ou viveram, no caso dos fósseis). Seu habitat
natural é a água muito quente, fontes hidrotermais encontradas em grandes
profundidades oceânicas junto a vulcões submarinos, cuja base repousa no
assoalho oceânico e o topo fica muito abaixo da superfície do mar. Nesses
locais a profundidade, pressão e temperatura são extremas. A luz solar e a
energia térmica transmitida por ela não alcança tais regiões. Mesmo sendo um
ambiente completamente inóspito na própria Terra, existe vida.
O Sistema Solar
41
AS MISSÕES APOLLO
DESTINO: LUA
MISSÃO
Apollo 8
POUSO NA
LUA
Não pousou
na Lua. Seu
lançamento foi
no dia 21 de
dezembro de
1968
ASTRONAUTAS
FEITO
Frank Borman, James
A. Lovell, Jr, William
A. Anders
Foi a primeira missão
orbital tripulada a
contornar a Lua, na
véspera de Natal, 24 de
dezembro. Os astronautas
realizaram transmissões
de televisão ao vivo além
de fotografias da Terra e
da Lua.
Thomas P. Stafford,
John W. Young,
Eugene A. Cernan
Essa missão também
não pousou na Lua . A
nave Apollo descreveu
órbitas em torno da
Lua. O "Módulo Lunar"
desceu a uma distância de
apenas 14,5 quilômetros
da superfície do nosso
satélite.
Neil A. Armstrong,
Michael Collins,
Edwin E. "Buzz"
Aldrin
Pela primeira vez o ser
humano pisa na Lua. O
módulo lunar pousou
na superfície da Lua
quando restava apenas 30
segundos de combustível.
Colheram amostras da
superfície lunar.
Charles "Pete"
Conrad, Richard F.
Gordon, Jr, Alan L.
Bean
Segundo pouso lunar.
Reuniram e trouxeram
de volta à Terra restos
da sonda não tripulada
Surveyor 3 que havia
pousado na Lua em abril
de 1967.
James A. Lovell, Jr,
Fred W. Haise, Jr.,
John L. Sweigert, Jr.
Não houve pouso na
superfície da Lua. A
explosão de um tanque
de oxigênio obrigou os
astronautas a abortarem
o pouso lunar. O "Lunar
Module" levou-os em uma
trajetória que contornou
o nosso satélite e permitiu
o retorno dos astronautas
à Terra.
Apollo 10
Não pousou
na Lua. Seu
lançamento foi
no dia 18 de
maio de 1969
Apollo 11
20 de julho de
1969
apollo 12
18 de novembro
de 1969
apollo 13
Lançamento: 11
de abril de 1970
42
Módulo 1 · Introdução
IMAGEM
Alan B. Shepard,
Jr., Stuart A. Roosa,
Edgar D. Mitchell
Pousaram na Lua na
região de Fra Mauro.
Foram realizadas
amplas experiências
científicas. Duas
atividades extraveiculares
(caminhadas na superfície
da Lua) totalizaram 9
horas e 25 minutos.
Os astronautas quase
se perderam quando a
paisagem da superfície da
Lua os desorientou. Um
carrinho de mão foi usado
pela primeira vez para
transportar rochas.
David R. Scott, James
B. Irwin, Alfred M.
Worden
Pousaram na Lua na
região Hadley-Apennine.
Pela primeira vez foi usado
um veículo motorizado
na superfície da Lua, o
"Lunar Roving Vehicle". Os
astronautas dirigiram por
mais de 27 quilômetros.
Também foi realizada
a primeira caminhada
espacial da Apollo.
John W. Young,
Thomas K. Mattingly
II, Charles M. Duke, Jr
O mau funcionamento
quase cancela o pouso
na Lua. Pousaram no
Descartes Highlands,
o que permitiu, pela
primeira vez, o estudo
de uma área com essa
geologia. Permaneceram 3
dias na superfície da Lua e
usaram, pela segunda vez,
o "Lunar Roving Vehicle".
Eles dirigiram o "Lunar
Rover" a quase 18 km/
hora.
Eugene A. Cernan,
Ronald E. Evans,
Harrison H. Schmitt
Schmitt tornou-se o
primeiro cientistaastronauta a pousar na
Lua. O "Lunar Roving
Vehicle" foi usado pela
terceira (e última) vez.
Este foi o último vôo
tripulado à Lua.
apollo 14
3 de fevereiro
de 1971
apollo 15
30 de julho de
1971
apollo 16
20 de abril de
1972
apollo 17
11 de dezembro
de 1972
Todas as imagens e logos apresentados acima são
copyright NASA.
O Sistema Solar
43
PLANETOLOGIA COMPARADA
A necessidade de compreender os planetas é uma das principais motivações para estudar o sistema solar. Até poucas décadas atrás, área científicas
como geologia e meteorologia tratavam apenas de fenômenos associados à
Terra. Hoje elas abrangem um contexto muito mais amplo, sendo aplicadas a
todos os planetas e satélites.
Com o acúmulo de dados coletados e analisados, a planetologia comparada
se estabeleceu como uma área de estudo na astronomia. Seu principal objetivo
é investigar os processos físicos que ocorrem (ou ocorreram) nos planetas e
como funcionam nas diferentes condições existentes em cada um deles.
Classificando e comparando os planetas
Os planetas são classificados em duas grandes categorias:
• Planetas Internos ou Terrestres
Os quatro planetas mais próximos do Sol (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte)
são denominados planetas internos ou planetas terrestres. São relativamente pequenos, aquecidos devido à sua proximidade com a estrela e compostos basicamente por rochas e metais. Todos têm superfícies sólidas que
guardam evidências de processos geológicos ocorridos em seus passados,
que resultaram na formação de crateras, montanhas, vulcões, etc.
•
planetas externos ou gigantes
Os quatro planetas seguintes (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) são
bem maiores que os internos. No entanto, são formados por materiais
bem mais leves, como gases, gelo e líquidos. Situados após a órbita de
Marte, são denominados planetas externos ou planetas gigantes.
•
e Plutão?
Nos confins do sistema solar existe o pequeno Plutão. Desde 2006 ele
não é mais considerado um planeta e também não é classificado como
terrestre e nem gigante. Plutão é bastante parecido com os maiores satélites dos planetas gigantes.
A tabela a seguir mostra as principais características dos planetas terrestre
e gigantes.
TABELA 9
44
MERCÚRIO
VÊNUS
TERRA
MARTE
distância ao sol
(em unidades astronômicas - ua)
0,4
0,7
1,0
1,5
Período de translação em torno do Sol
(em anos terrestres)
0,2
0,6
1,0
1,9
diâmetro equatorial (km)
4878
12102
12756
6790
massa
(em comparação com a massa da Terra)
0,055
0,8
1,0
0,1
densidade (g/cm3)
5,4
5,3
5,5
3,9
Rotação em torno do seu eixo
(em unidades de tempo terrestres: d= dias;
h=horas)
58,6d
-243d
23,9h
24,6h
Inclinação do eixo de rotação
(em graus)
0
2
23
24
Módulo 1 · Introdução
JÚPITER
SATURNO
URANO
NETUNO
distância ao sol
(em unidades astronômicas - ua)
5,2
9,5
19,2
30,1
Período de translação em torno do Sol
(em anos terrestres)
11,9
29,5
84,1
164,8
diâmetro equatorial (km)
142800
120540
51200
49500
massa
(em comparação com a massa da Terra)
318
95
14
17
densidade (g/cm3)
1,4
0,7
1,2
1,6
Rotação em torno do seu eixo
(em unidades de tempo terrestres: d= dias;
h=horas)
9,9
10,7
17,2
16,1
Inclinação do eixo de rotação
(em graus)
3
27
98
29
O Sistema Solar
45
As figuras mostradas a seguir comparam o tamanho do Sol com os dos
planetas.
COMPARANDO TAMANHOS NO SISTEMA SOLAR
CORPO CELESTE
DIÂMETRO EQUATORIAL (EM KM)
Diâmetro do Sistema Solar
15 000 000 000 000
Sol
1 390 000
Júpiter
142 400
Saturno
120 000
Urano
50 800
Netuno
48 600
Terra
12756
venus
46
12104
marte
6794
ganimedes
(satélite de júpiter)
5262
Titã
(satélite de saturno)
5140
Mercúrio
4878
Calisto
(satélite de Júpiter)
4800
Io
(satélite de júpiter)
3632
tritão
(satélite de netuno)
entre 3750 e 3250
Módulo 1 · Introdução
lua
(satélite da Terra)
3476
europa
(satélite de Júpiter)
3138
plutão
entre 2320 e 3000
Caronte
(satélite(?) de Plutão)
1270
Sedna
(possível objeto da Nuvem de Oort
interna)
1000 - 1700
2004 DW
(objeto do cinturão trans-netuniano)
~ 1500
Quaoar
(objeto do cinturão trans-netuniano)
~ 1250
Ixion
(objeto do cinturão trans-netuniano)
1065 (± 165)
Ceres
(asteroide)
1032
Varuna
(objeto do cinturão trans-netuniano)
900 (+125/-145)
2002 AW197
890 ± 120
(outros milhões de objetos)
?
Vale notar que satélites de alguns planetas são maiores que outros planetas,
conforme mostrado na figura abaixo.
O Sistema Solar
47
Composição e estrutura interna
•
Planetas Terrestres:
São compostos por rochas e metais, uma composição bem distinta da
apresentada pelos planetas gigantes. No entanto, vale notar que esses
elementos estão entre os menos abundantes no universo, conforme
mostra na tabela 8 da introdução. As rochas mais abundantes, chamadas silicatos, são compostas de silício e de oxigênio. Entre os metais
encontra-se principalmente o ferro.
Revendo a tabela 7 da introdução, constata-se que Mercúrio possui, proporcionalmente, mais metais na sua composição.
A Terra, Vênus e Marte possuem aproximadamente a mesma composição,
apresentando 2/3 de silicatos e 1/3 de metais. Dentre os metais destacam-se
ferro e níquel. Devido à pouca quantidade de hidrogênio, estes planetas exibem uma expressiva variedade de compostos de oxigênio.
Os materiais mais densos (metais) estão situados na parte central. Essa estrutura, chamada diferenciada, indica que em algum momento estes corpos
foram aquecidos até o ponto fusão. Quando isso aconteceu os materiais mais
pesados foram para a região central e os mais leves ficaram na superfície. É um
processo similar ao experimento onde são colocados em uma vasilha azeite e
vinagre. O azeite fica no fundo enquanto o vinagre flutua acima dele. No caso
dos planetas, a estrutura diferenciada foi sendo preservada desde o momento em que começaram a esfriar, até atingir a conformação atual. A estrutura
diferenciada indica que em algum momento chegaram a ter temperaturas superiores a 1300 K.
•
48
Módulo 1 · Introdução
Planetas Gigantes:
Os dois maiores (Júpiter e Saturno) têm aproximadamente a mesma
composição que o Sol, consistindo basicamente de hidrogênio (H) e
hélio (He), numa proporção de 75% de H e 25% de He. Por isso também são conhecidos como “planetas gasosos”. Isso não é rigorosamente correto. Devido aos seus tamanhos, o gás no interior é comprimido
tão fortemente que o hidrogênio passa do estado gasoso para o estado
líquido. Em planetas líquidos ou gasosos, os elementos mais pesados
tendem a se deslocar na direção de seu centro devido à força da gravidade. É o que ocorre tanto em Júpiter quanto em Saturno, que possuem
núcleos compostos de rochas, metais e gelos. Urano e Netuno, apesar
de serem bem menores, também têm núcleos compostos de rocha, metal e gelo.
Um aspecto interessante é tamanho quase igual do núcleo nos
quatro planetas gigantes, cerca de dez vezes o tamanho da Terra. Isso
parece indicar que começaram a ser formados de modo semelhante
e posteriormente capturaram hidrogênio e hélio para formar suas
atmosferas. Neste caso, Urano e Netuno não foram tão “eficientes”
em capturar gás quanto Júpiter e Saturno, e ficaram com tamanhos
menores.
Do ponto de vista químico, têm uma composição dominada por
hidrogênio. Todo o oxigênio disponível se combina quimicamente
com o hidrogênio para formar água (H2O). Uma composição química
deste tipo é dita reduzida. Os demais compostos presentes nos planetas
gigantes são:
•
metano (CH4)
•
amônio (NH3)
•
hidrocarbonetos
▶▶ etano (C2H6)
▶▶ acetileno (C2H2)
▶▶ etc.
As nuvens superiores das atmosferas de Júpiter e Saturno são formadas por
cristais de amônio, e em Urano por metano. Esse é o fator responsável pela sua
coloração azulada.
Planetas terrestres: a atividade geológica
A principal característica dos planetas terrestres é a atividade geológica.
Suas superfícies têm sido modificadas ao longo do tempo devido à ação de
forças internas e externas. Todos os planetas terrestres têm sido bombardeados por corpos provenientes do espaço que deixam as superfícies cobertas de
crateras.
Embora existam provas de que o bombardeamento foi muito mais intenso
nos primórdios do sistema solar, eles acontecem até hoje. Uma espetacular
ocorrência recente foi a colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter, em
meados de 1994, evento que foi acompanhado detalhadamente por astrônomos de todo o mundo.
Por outro lado, forças internas também têm modelado as superfícies planetárias formando montanhas, erupção de vulcões, violentos terremotos e
maremotos. Todos esses eventos ocorrem devido ao que é chama atividade
geológica (ou tectônica) do planeta. Entre os que têm ou tiveram num passado
recente o maior nível de atividade geológica estão a Terra, Vênus e Io (um
dos satélites de Júpiter). Já a Lua, Marte e Mercúrio estão há muito tempo
desprovidos de atividades tectônicas significativas. A imagem ao lado mostra
a erupção de um vulcão em Io.
Os diferentes graus de atividade geológica resultam do fato de que certos
planetas possuem um interior quente. Os vulcões, por exemplo, são decorrência do calor que escapa do interior de um planeta. Este calor interno foi obtido
durante o processo de formação. Entretanto, quanto menor for um planeta
mais facilmente ele perde o calor interno e logo se torna inativo. Isso foi, provavelmente, o que aconteceu com Mercúrio e a Lua. Embora Marte também
apresente evidências de ter possuído uma considerável atividade interna, ela
cessou quase completamente.
Do ponto de vista da astronomia, o grau de bombardeamento sofrido por
um planeta é um parâmetro usado para reconstituir seu nível da atividade
interna. Na Terra, por exemplo, apenas os impactos mais recentes (poucos milhões de anos) não foram apagados pela atividade geotectônica. Entretanto,
em Marte ou na Lua, a superfície guarda registro de bilhões de anos de impactos e isto permite estimar sua idade. A datação de uma superfície planetária
é feita a partir da quantidade e distribuição dos tamanhos das crateras existentes. As regiões mais jovens têm um número inferior de crateras, indicando
que alguma atividade geológica interveio para apagá-las, deixando um menor
número de crateras quando comparados com regiões mais velhas, onde são
encontradas mais crateras.
Imagem da superfície da Lua. Esse enorme
conjunto de crateras é o resultado de milhares
de impactos de asteroides e cometas ao longo
de milhões de anos, certo?
Parcialmente certo. A superfície esburacada foi formada desse modo, mas a imagem não
é da Lua. É a superfície de Mercúrio, mostrando o resultado de milhões de anos de violentos
impactos.
O Sistema Solar
49
Planetas gigantes: energia interna
Os planetas gigantes são caracterizados pela sua energia interna. Júpiter,
por exemplo, irradia para o espaço circunvizinho uma quantidade de energia
produzida no seu interior equivalente à que ele recebe do Sol. A energia interna emitida pelo planeta foi adquirida durante sua formação.
Saturno também gera energia interna devido ao processo de diferenciação, que consiste na separação de hélio e do hidrogênio. Como o hélio é
mais pesado, pequenas gotículas vão caindo na direção do núcleo e nesse
processo geram calor. Netuno também tem uma pequena energia interna,
mas o mesmo não ocorre em Urano. Como conseqüência, os dois planetas
têm a mesma temperatura superficial, mesmo Netuno estando a uma maior
distância do Sol.
Os pequenos corpos
Satélites
Além dos planetas, o sistema solar também é formado por um grande
número de pequenos corpos. Todos os planetas, com exceção de Mercúrio
e Vênus, possuem um ou mais satélites com tamanhos variados. Alguns se
assemelham a pequenos planetas enquanto outros possuem apenas alguns
metros de diâmetro. Entre os maiores satélites destacam-se a Lua (satélite da
Terra), Io, Europa, Ganimedes e Calisto (os quatro maiores satélites de Júpiter,
chamados coletivamente de satélites Galileanos), Titã (satélite de Saturno), e
Tritão (satélite de Netuno).
Até o presente existem cerca de 100 satélites catalogados. Mas muitos outros, bem pequenos, continuarão sendo descobertos. Apenas a Lua é quimicamente e estruturalmente similar à Terra, enquanto a maioria dos satélites dos
planetas externos têm composição similar ao núcleo do planeta que orbitam.
Os três maiores satélites, Ganimedes, Calisto e Titã, são compostos por metade gelo e metade rochas e metais. As imagens abaixo mostram as superfícies
de Ganimedes e Calisto.
Ganimedes e Calisto
Calisto, Ganimedes e Titã se diferenciaram nos primórdios da formação planetária porque precisaram atingir apenas a temperatura de derretimento do gelo
e não a das rochas, como nos planetas terrestres. Atualmente eles têm densas
superfícies de gelo muito duro e um interior composto de rochas e de metais.
Anéis
Cada um dos planetas gigantes também possui um sistema de anéis compostos por um imenso número de pequenos corpos, cujos tamanhos variam desde
um grão de areia até o de uma montanha. Estes corpos seguem órbitas independentes ao redor do planeta. O sistema de anéis mais brilhante é o de Saturno,
que também foi o primeiro a ser descoberto. A imagem abaixo mostra os finos
anéis que circundam Júpiter, uma descoberta que surpreendeu os astrônomos.
Asteroides e cometas
Existem também outros pequenos corpos: asteroides e cometas. Os asteroides estão situados na parte interna do sistema solar, a maioria localizada entre
as órbitas de Marte e de Júpiter no chamado cinturão de asteroides.
Uma parte dos cometas é encontrada nos confins do sistema solar, o cinturão Trans-Netuniano (ou Cinturão de Kuiper). Está localizado em região
muito afastada do Sol, indo de 30 a 50 U.A., começando próximo da órbita de
Plutão. Devido às melhorias das técnicas observacionais, muitos objetos do
50
Módulo 1 · Introdução
Cinturão Trans-Netuniano passaram a ser conhecidos. Alguns desses objetos
são mostrados na figura abaixo.
Outra parte dos cometas está localizada além de 50000 U.A. de distância
do Sol, numa região denominada Nuvem de Oort.
Os cometas são compostos de gelo, dióxido de carbono e monóxido de
carbono. De tempos em tempos, perturbações retiram cometas da Nuvem de
Oort, direcionando-os para o sistema solar interior. Quando se aproximam
do Sol, seu gelo é volatilizado e tem início a formação das magníficas comas e
caudas, que tanto tem impressionado as pessoas desde a antiguidade. A imagem ao lado, do cometa Halle-Bopp, mostra a beleza desses corpos celestes.
Como asteroides e cometas são os menores corpos do sistema solar, provavelmente nunca foram aquecidos até o ponto de derretimento total dos materiais. Isto faz com que tenham preservado de modo praticamente inalterado
seus componentes e a sua estrutura original. Por isso, asteroides e cometas são
chamados de objetos primordiais. Seu estudo pode revelar dados fundamentais sobre os processos de formação e a subseqüente evolução do sistema solar,
conforme será abordado mais adiante.
O Sistema Solar
51
ATMOSFERAS PLANETÁRIAS
Todos os planetas do sistema solar, e alguns de seus satélites, têm atmosfera. Seus envoltórios gasosos apresentam uma notável diversidade, causada
tanto pelas variações nas condições iniciais da formação desses corpos quanto
pelas condições sob as quais evoluíram. As atmosferas planetárias se diferenciam em sua composição química. Na tabela abaixo são dados, em percentagem, os principais elementos presentes nas atmosferas dos planetas terrestres
e gigantes.
TABELA 10
ELEMENTO
SÍMBOLO
MERCÚRIO
(%)
VÊNUS
(%)
TERRA
(%)
MARTE
(%)
dióxido de carbono
CO2
-
96
0,03
95,3
nitrogênio
N2
-
3,5
78,1
2,7
argônio
Ar
-
0,006
0,93
1,6
oxigênio
O2
-
0,003
21,0
0,15
neônio
Ne
-
0,001
0,002
0,0003
ELEMENTO
SÍMBOLO
JÚPITER
(%)
SATURNO
(%)
URANO
(%)
NETUNO
(%)
hidrogênio
H2
86,1
92,4
84
84?
hélio
He
13,8
7,4
14
?
metano
CH4
0,09
0,2
2
amônio
NH3
0,02
0,02
-
-
vapor de água
H2O
0,008
-
-
-
2-3
As principais camadas da atmosfera são denominadas de troposfera, estratosfera, mesosfera e ionosfera, conforme ilustrado na figura ao lado.
A temperatura, densidade e pressão diminuem com o aumento da altitude, isto é, das camadas inferiores para as superiores. Na Terra, a temperatura
da troposfera vai diminuindo, de aproximadamente 300 K na superfície até
próximo de 230 K na altitude entre 12-14 km. Nesse ponto ela começa a aumentar lentamente até atingir a altitude de aproximadamente 45 km. Então
ocorre uma inversão de temperatura, diminuindo até atingir valores menores
que 200 K, a 80 km de altitude. Por fim, a última inversão acontece quando a
temperatura começa a aumentar muito lentamente, atingindo cerca de 200 K
na altitude de 200 km. As estruturas das atmosferas dos demais planetas são
bastante similares a essa.
As atmosferas dos corpos celestes interagem de formas distintas com as
respectivas superfícies, variando conforme a composição e estrutura. A Terra
e Vênus são um bom exemplo, pois ambos são muito próximos e similares
em tamanho. No caso da Terra, a atmosfera atua protegendo a superfície do
calor e frio excessivos, de meteoros e também dos perigosos raios ultravioleta
provenientes do Sol. Isso ocorre porque na troposfera existe uma camada de
nuvens de vapor de água e uma pequena camada de dióxido de carbono. A luz
proveniente do Sol atravessa essas camadas e chega à superfície, aquecendo-a.
O calor é então reemitido pela superfície na forma de radiação infravermelha.
Entretanto, a camada de dióxido de carbono reflete a maior parte dessa ra-
52
Módulo 1 · Introdução
diação infravermelha de volta para o solo. Apenas uma pequena parte escapa
para o espaço. A radiação que incide novamente no solo gera um aquecimento.
Este processo, chamado efeito estufa, aumenta a temperatura média na superfície da Terra em aproximadamente 23o C. Sem ele a temperatura na superfície
do planeta seria abaixo de zero e a Terra ficaria presa numa era glacial.
O efeito estufa que ocorre na Terra é necessário para a vida no planeta.
Contudo, o mesmo não pode ser dito sobre Vênus. 96% da sua atmosfera é
composta por dióxido de carbono, ou seja, a espessa camada deste gás impede
a radiação infravermelha proveniente do solo venusiano atravessar a atmosfera e escapar para o espaço.
O que é espectro eletromagnético? E radiação
infravermelha?
A radiação emitida ou refletida pelos corpos celestes
A luz emitida pelas estrelas é um tipo de radiação resultante da energia
produzida no seu interior, que se propaga pelo espaço sob a forma de uma
onda eletromagnética. Os planetas, seus satélites, asteroides e cometas que
integram o sistema solar só são vistos porque refletem a luz solar incidente
sobre eles. Para estudar a radiação emitida ou refletida pelos corpos celestes
é necessário definir algumas grandezas básicas do movimento ondulatório.
Uma onda possui as seguintes propriedades (ou características):
•
Comprimento de Onda: é a distância entre dois máximos consecutivos da onda.
•
Frequência: é o número de máximos da onda que passam por segundo
num determinado ponto.
PROPRIEDADE
SÍMBOLO
UNIDADE DE MEDIDA
frequência
ν
Hertz (Hz) = ciclos/segundo
λ
centímetro (cm) ou
Ångstroms (Å) = 10-8 cm ou
nanometros (nm) = 10-9 m =
10-7 cm = 10Å
comprimento de onda
A velocidade de propagação de uma onda eletromagnética é representada
pela letra c e corresponde, no vácuo, a
c = 3 x 1010 cm/seg
Se ν máximos da onda passam por um determinado ponto a cada segundo,
cada um deles separados por λ cm, a velocidade de propagação da radiação
eletromagnética é dada por:
velocidade de propagação da radiação eletromagnética = c
c = ν x λ = frequência x comprimento de onda
A frequência e o comprimento de onda se relacionam através das expressões:
ν = c/λ
O Sistema Solar
53
ou
λ = c/ ν
A radiação eletromagnética
Luz visível, ondas de rádio, microondas, raios X, etc. são formas diferentes
da radiação eletromagnética. Cada uma delas está definida num intervalo de
comprimentos de onda e energia. O conjunto de todos os valores da radiação
eletromagnética é denominado espectro eletromagnético. Os diversos intervalos do espectro eletromagnético são:
INTERVALO
COMPRIMENTO
DE ONDA
CARACTERÍSTICAS
raios gama
abaixo de 0,1 Å
é a frequência mais alta, o comprimento de onda mais
curto e a radiação que possui maior energia
raios X
0,1 Å - 100 Å
-
ultravioleta
100 Å -- 3000 Å
-
luz visível
3000 Å a 10000 Å = 1
µm (1 micrometro ou
micron)
é a única radiação eletromagnética que os olhos humanos
podem perceber.
infravermelho
1 µm - 1 mm
-
ondas rádio
acima de 1 mm
é a frequência mais baixa, ou o comprimento de onda mais
longo. É também a energia mais baixa.
Na imagem a seguir, ao passar o cursor sobre a representação da onda eletromagnética (na parte de baixo da figura) tem-se uma demonstração de como
o universo aparece em cada região do espectro eletromagnético.
O espectro eletromagnético com maior
detalhamento
O conjunto completo das radiações eletromagnéticas é denominado espectro eletromagnético. A tabela abaixo mostra a classificação da energia em
ordem decrescente e comprimento de onda em ordem crescente:
54
Módulo 1 · Introdução
REGIÃO DO ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO
(EM ORDEM DECRESCENTE DE ENERGIA)
COMPRIMENTO DE ONDA
raios gama
menos que 0,1 Å (Ångstrom)
raios X
0,1 a 200 Å
raios ultravioleta
200 a 4000 Å
luz visível
4000 a 7000 Å
infravermelho
ondas de rádio
infravermelho próximo
7000 Å a 10 microns
infravermelho médio
10 microns a 60 microns
infravermelho longínquo
60 microns a 300 microns
sub milimétrico
300 microns a 1 milímetro
rádio milimétrico
1 milímetro a 1 centímetro
microondas rádio
1 milímetro a vários centímetros
Qualquer objeto com temperatura superior a zero grau emite energia, chamada de radiação térmica. A relação entre a quantidade de energia emitida
por um corpo, o comprimento de onda (ou frequência) desta radiação e a
temperatura do corpo é conhecida como equação de Planck, em homenagem
ao físico alemão Max Planck (1858-1947) que primeiro a descobriu. A lei de
Planck é dada por:
E=hν
onde h = 6,625 x 10-27 erg x seg é a constante de Planck. Logo, uma onda também é caracterizada pela sua energia E.
Definição: erg é uma unidade de medida de energia dada pela relação (grama x centímetro2)/(segundo2).
Como ν = c/λ, tem-se que:
E = hc/λ
A equação acima permite uma conclusão imediata: quanto maior for o
comprimento de onda λ menor será a energia que a onda transporta, tornando-se, portanto, mais difícil detectá-la. As equações do eletromagnetismo, conhecidas como equações de Maxwell, não estabelecem qualquer limite sobre
os possíveis comprimentos de onda.
Os corpos celestes emitem radiação eletromagnética com todos os comprimentos de onda, e ao mesmo tempo. No entanto, os olhos humanos só conseguem
perceber parte do espectro, chamado espectro visível. A astrofísica moderna possui detectores especiais capazes de realizar observações e medições em todas as
regiões do espectro eletromagnético. Deste modo é possível ter uma descrição
completa de toda a energia irradiada por um corpo celeste com qualquer comprimento de onda. Mais adiante será mostrado que alguns planetas emitem grandes
quantidades de radiação fora do espectro visível, como por exemplo, Júpiter.
A radiação infravermelha é refletida para o solo, sendo aquecido novamente num processo que se repete continuamente. No caso de Vênus, portanto, o
efeito estufa faz com que a temperatura da superfície aumente sempre, atingindo cerca de 730 K. Sua pesada atmosfera também faz com que a pressão na
superfície seja quase noventa vezes maior que a da Terra.
O Sistema Solar
55
Detalhes da atmosfera de Jupiter.
Atmosfera de Jupiter.
Estruturas de Saturno.
56
Módulo 1 · Introdução
Marte, por outro lado, tem uma atmosfera muito tênue, com uma pressão
superficial cerca de 150 vezes menor que a da Terra. Apesar da atmosfera marciana ser 95% formada por dióxido de carbono, não acontece o efeito estufa
devido à falta de uma atmosfera espessa. Consequentemente, a temperatura da
superfície é cerca de 50 K menor que a da Terra.
Júpiter e Saturno têm uma atmosfera cuja aparência é caracterizada por
faixas (ou bandas) de nuvens com cores distintas, como pode ser visto na imagem de Júpiter (ao lado).
As nuvens são compostas basicamente por cristais de amônio que se condensam devido às baixas temperaturas. Essas camadas de nuvens definem
a separação entre a troposfera e a estratosfera do planeta. As cores marrom,
amarelo e vermelho das faixas são geradas por processos químicos complexos,
envolvendo compostos de sulfetos e de fosfatos. As faixas são regiões de alta
pressão criadas pela ascensão de material quente, alternadas com regiões de
baixa pressão formadas pela descida de material frio. Sua estrutura é muito
dependente de um vento estável que se propaga na direção leste-oeste. Este
vento tem velocidade máxima da ordem de 500 km/h em Júpiter e 1300 km/h
em Saturno. As velocidades são relativas ao equador desses planetas, desaparecendo completamente nos pólos.
Em Urano e Netuno, devido às temperaturas muito baixas, não existe
amônio nas camadas superiores de suas atmosferas. Elas são formadas apenas
por metano, que absorve comprimentos de onda longos. Isso é a causa da cor
azulada da atmosfera destes planetas.
No caso de Urano, a sonda Voyager revelou a existência de algumas nuvens
claras, provavelmente na baixa atmosfera, que se moviam com velocidades da
ordem de 200 a 400 km/h. Em Netuno a Voyager também observou algumas
nuvens claras com velocidades próximas a 2000 km/h.
Além da circulação atmosférica gerada por processos descritos acima,
existem planetas com muitas estruturas locais, sendo as mais proeminentes as
grandes regiões de alta pressão com forma ovalada. A mais conhecida situa-se
em no hemisfério sul de Júpiter, chamada de “grande mancha vermelha”, com
diâmetro de aproximadamente 30000 km.
Observada pela primeira vez há cerca de 300 anos, a grande mancha tem
mudado de tamanho, mas nunca desapareceu. Sua rotação anti-horária (para
um observador colocado nela e olhando para o equador do planeta) tem um
período de cerca de 6 dias, assemelhando-se a um tufão. Três estruturas semelhantes à grande mancha, com diâmetro de aproximadamente 10000 km, são
observadas bem perto dela desde 1940.
Embora pouco se saiba sobre o mecanismo de formação dessas estruturas,
é fácil entender como podem durar tanto tempo. Na Terra os tufões duram
algumas semanas (ou menos) devido à fricção com o solo que dissipa sua energia. Em Júpiter não existe superfície sólida. Portanto, não há dissipação e uma
estrutura do tamanho da grande mancha pode durar séculos.
Ovais menores também são observados em Saturno como mostra a imagem ao lado
As imagens de Netuno obtidas pela sonda Voyager 2 em 1989 também
mostraram uma grande mancha escura, muito similar às ovais de Júpiter e Saturno. Essa estrutura, com um diâmetro de aproximadamente 10000 km, foi
denominada de “grande mancha escura” (imagem ao lado) em contraposição
à grande mancha vermelha de Júpiter. Entretanto, para surpresa dos pesquisadores, imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble, em 1999, mostraram
que a grande mancha escura havia desaparecido da superfície de Netuno. Até
hoje os astrônomos têm dúvidas sobre o que seria a mancha escura presente
nas várias imagens obtidas pela Voyager (imagem na página seguinte).
Foram detectadas atmosferas também em Plutão e em dois satélites, Titã
e Tritão (de Saturno e Netuno, respectivamente). Nos três casos a atmosfera é
quase totalmente composta por nitrogênio, assim como a da Terra. Entretanto, a atmosfera terrestre tem sido profundamente afetada ao longo do tempo
pela presença dos organismos vivos que controlam cerca de 20% da presença
de O2, mantendo-a longe do equilíbrio termoquímico.
Isso não ocorre em outros corpos. Em Plutão e Tritão a atmosfera é muito
tênue, diferente de Titã, onde é muito espessa. Acredita-se ser similar àquela
que a Terra teve antes da vida surgir.
A combinação com o metano presente na superfície de Titã, provavelmente
na forma líquida, pode levar à formação de longas cadeias de hidrocarbonetos,
moléculas orgânicas e nitratos. Por ser tão interessante devido à formação de
compostos orgânicos (que podem, ou não, levar à existência de formas de vida)
a sonda Cassini foi equipada para atravessar a densa atmosfera do satélite e
enviar dados para a Terra.
A ESTRUTURA INTERNA DOS PLANETAS
Mesmo com todos os avanços tecnológicos ainda é pequeno o conhecimento sobre os interiores planetários, quase sempre obtidos através de métodos
indiretos. Essa realidade aplica-se, em menor escala, à própria Terra. O conhecimento direto de sua estrutura interna restringe-se a alguns quilômetros
de profundidade na crosta. Portanto, o conhecimento da estrutura interna da
Terra também depende de métodos indiretos, onde se destaca como uma das
principais áreas de estudo a sismologia. Com instrumentos apropriados, denominados sismógrafos, a sismologia estuda a propagação dos diferentes tipos
de ondas geradas num terremoto (ondas sísmicas) capazes de atravessar todas
as regiões internas do planeta. Após minuciosa análise e interpretação dos
registros, detalhes dessa estrutura vão sendo revelados.
Cada terremoto gera, a partir de seu epicentro, ondas sísmicas que se deslocam através do interior da Terra e podem ser registradas em vários pontos
da superfície utilizando sismógrafos. Elas possuem tipos distintos e se propagam conforme as propriedades do meio por onde passam. Portanto, o estudo
da propagação das ondas no interior da Terra permite determinar diferenças
estruturais dos materiais constituintes. Por exemplo, ao constatarem que em
regiões opostas ao epicentro de um terremoto não eram registradas alguns
tipos de ondas, os sismólogos concluíram corretamente que uma parte do núcleo da Terra deve ser formada por material viscoso. Certos tipos de ondas não
se propagam nesses meios porque são ondas cisalhantes e o cisalhamento só
pode ocorrer em meios sólidos.
Outra evidência para o conhecimento da estrutura interna dos planetas é
a densidade. Conforme mostrado na tabela 7 da introdução, a densidade total
da Terra é de 5,5 g/cm3. Entretanto, a densidade das rochas superficiais terrestres varia entre 2,6 e 3,0 g/cm3. Assim, pode-se deduzir que o interior da Terra
é muito mais denso do que a superfície, atingindo em seu núcleo valores tão
altos como 10 g/cm3. Outro dado indireto é obtido a partir de grutas e minas.
Quanto mais fundo, mais quente o ambiente se torna. Então, é razoável supor
que o interior da Terra deve ser mais quente do que a superfície.
As propriedades das rochas encontradas na superfície da Terra também
fornecem importantes indícios sobre a estrutura do planeta. Certas rochas
são formadas pelo derretimento de outras rochas e algumas são oriundas
de profundidades com até 200 km. Isto indica que as camadas inferiores
devem estar derretidas e que existem grandes pressões e temperaturas em
regiões profundas.
O Sistema Solar
57
Ilustração do núcleo interno.
58
Módulo 1 · Introdução
Um dos fatos mais relevantes oriundo de estudos sismológicos é que o núcleo da Terra possui uma parte sólida, chamada núcleo interno e outra formada por um material altamente viscoso, turbulento e que se move lentamente,
o núcleo externo. A teoria mais aceita sobre a origem do campo magnético da
Terra, chamada geodínamo, está relacionada com processos físicos que ocorrem no núcleo externo.
A partir dessas informações é possível ter uma visão confiável da estrutura
interna da Terra. Abaixo da atmosfera existe uma camada com uma espessura
entre 5 e 50 km, denominada crosta. A parte da crosta que fica abaixo dos oceanos tem uma espessura típica entre 5 e 10 km e é composta por rochas vulcânicas conhecidas como basaltos. A parte da crosta continental, que tem entre
30 e 50 km de espessura é composta por rochas também de origem vulcânica,
chamadas granitos. Abaixo da crosta há uma espessa camada, o manto, que
chega até cerca de 2900 km de profundidade e possui duas regiões com características distintas: o manto superior e manto inferior. No manto, devido ao
calor e às pressões existentes, as rochas são deformadas e se tornam um material dúctil e denso chamado magma. A densidade no manto aumenta com a
profundidade, resultado da compressão causada pelo peso do material e varia
de 3,5 g/cm3 até mais de 5 g/cm3. A partir de 2900 km encontra-se o denso
núcleo metálico do planeta, com um raio de cerca de 3500 km, maior do que
o raio do planeta Mercúrio. A parte externa, ou núcleo externo, é formada por
um material altamente viscoso que se move lentamente, enquanto a interna,
ou núcleo interno, com um raio de cerca de 1300 km, é extremamente densa
e sólida. Tanto o núcleo externo como o interno são formados essencialmente
por ferro e níquel.
Mercúrio tem o interior dominado por um núcleo metálico que chega a
conter cerca de 60% de toda a massa do planeta. Esse núcleo tem um raio de
aproximadamente 1750 km e acima dele existe uma camada de rochas com
uma espessura de cerca de 700 km. Mercúrio tem um campo magnético fraco
(comparado com o da Terra), um indício de que pelo menos parte do seu núcleo também deve ser composta por materiais viscosos.
O conhecimento do interior de Vênus e de Marte ainda é pequeno. No caso
de Vênus sabe-se que seu interior deve ser quente (ou ter sido, num passado
distante) devido aos traços de intensa atividade vulcânica observados na su-
perfície do planeta. Vênus deve ter um núcleo rico em metais, mas não tem
magnetosfera, ou seja, não possui campo magnético no espaço que o circunda. Marte também não tem magnetosfera e possui muito pouco metal, sendo
que o seu núcleo metálico tem o tamanho de apenas 40% de seu diâmetro.
A estrutura do interior dos planetas gigantes é dominada pela pressão. No
caso de Júpiter, em seu centro a pressão deve chegar a 100 x 106 bar atingindo
o material ai localizado a fantástica densidade de 31 g/cm3.
Vale considerar, para fins de comparação, que no centro da Terra a pressão
é 4 x 106 bar e a densidade 10 g/cm3.
A estrutura dos planetas gigantes é bem similar entre si. Em todos existem
nuvens superficiais formadas por hidrogênio e hélio. A medida que a profundidade aumenta as pressões se tornam muito fortes e o hidrogênio passa ao
estado líquido, denominado hidrogênio metálico. Devido à alta compressão
muitos elétrons se tornam livres, passando a ter um comportamento de metal.
Por fim, existe um pequeno núcleo composto de rochas, basicamente formadas
por ferro, silício, oxigênio, gelo de carbono, nitrogênio, oxigênio e hidrogênio.
É importante ressaltar que os quatro planetas gigantes têm núcleos aproximadamente do mesmo tamanho, entre 14000 e 20000 quilômetros de raio.
O que os faz diferirem é o tamanho das camadas superiores. No caso de Júpiter a camada de hidrogênio metálico atinge 45000 quilômetros de espessura
e 24000 quilômetros em Saturno. Esta camada de hidrogênio metálico não
existe em Urano e Netuno que possuem uma camada de hidrogênio com raio
de cerca de 25000 quilômetros. Em Saturno a camada de hidrogênio tem uma
espessura de 30000 quilômetros e em Júpiter 20000 quilômetros.
Entre os pequenos corpos os cometas são agregados homogêneos de gelo de
água e poeira com pouca coesão, podendo ser facilmente destruídos. Os satélites pequenos e os asteroides também têm interiores basicamente homogêneos,
isto é, poucos diferenciados. Os satélites maiores têm interiores basicamente
compostos de gelos e rochas. A única exceção é Io, satélite de Júpiter, que é o objeto com maior atividade vulcânica de todo o Sistema Solar. Esta intensa atividade vulcânica é devida ao interior líquido deste corpo e é causada pela atração
gravitacional de Júpiter. Io está a uma distância de Júpiter aproximadamente
igual à distância Terra-Lua. Entretanto, Júpiter tem 300 vezes mais massa do
que a Terra e sua intensa força gravitacional distorce o satélite, fazendo-o assumir uma forma elongada. Essa “maré” se extende por vários quilômetros na
direção de Júpiter. Se Io mantivesse sempre a mesma face voltada para Júpiter
a distorção não produziria calor. Entretanto, Io sofre perturbações produzidas
por outros satélites de Júpiter, principalmente Europa e Ganimede, fazendo
com que ele desenvolva uma órbita ligeiramente excêntrica. À medida que Io
se aproxima e se afasta de Júpiter, as forças de atrito vão aquecendo o interior
do satélite, gerando o intenso vulcanismo observado nele. Depois de bilhões de
anos de flexão e torção, o interior de Io se tornou completamente derretido e
sua crosta é constantemente refeita pela ação do vulcanismo.
A estrutura do interior dos planetas gigantes é dominada pela pressão. Em
Júpiter a pressão pode chegar a 108 bar no seu centro e uma densidade na
ordem de 31 g/cm3.
Para fins de comparação, no centro da Terra a pressão é cerca de 4 x 106 bar
e a densidade 10 g/cm3. A estrutura dos planetas gigantes é bastante similar
entre si. Neles existem nuvens superficiais formadas por hidrogênio e hélio em
estado gasoso. À medida que a profundidade aumenta as pressões se tornam
muito fortes e o hidrogênio muda para o estado líquido, também chamado
hidrogênio metálico. Por fim, encontra-se um pequeno núcleo composto de
rochas, basicamente formadas por ferro, silício, oxigênio, gelo de carbono, nitrogênio, oxigênio e hidrogênio.
Ilustração do núcleo interno.
O Sistema Solar
59
É importante ressaltar que os quatro planetas gigantes têm núcleos cujos
raios variam entre 14000 e 20000 km. O fator que os diferencia é o tamanho
das camadas superiores. No caso de Júpiter a camada de hidrogênio metálico
atinge 45000 km de espessura contra 24000 km em Saturno. A camada de
hidrogênio metálico não existe em Urano e Netuno, que possuem apenas uma
camada de hidrogênio molecular com raio de aproximadamente 25000 km.
Em Saturno a camada de hidrogênio molecular tem espessura de 30000 lm e
em Júpiter cerca de 20000 km.
Algumas unidades de medida de pressão
A pressão atmosférica em um determinado ponto é igual ao peso de uma
coluna de ar com seção reta unitária, cuja altura se estende desse ponto até o
ponto mais alto da atmosfera. Portanto, a pressão atmosférica diminui com a
altitude. Há variações da pressão atmosférica de dia para dia, porque ela não é
estática. A pressão ao nível do mar varia ligeiramente, em função de mudanças nas condições meteorológicas.
A pressão exercida por uma coluna de mercúrio com 76 centímetros, a 0o
Celsius e sob condição normal da gravidade (g= 980,665 cm/seg2) é chamada
de uma atmosfera, sendo representada pelo símbolo atm.
Existem outras unidades de medida de pressão comumente usadas em meteorologia, que são o bar e o milibar. A palavra bar significa peso em grego.
Um bar = 103 milibar.
TRANSFORMANDO UNIDADES DE MEDIDA DE PRESSÃO
1 atmosfera =
1,013 bar
1 bar =
0,9869 atmosfera
Conforme mostra a tabela acima a unidade de medida de pressão, “atmosfera”, é aproximadamente igual à pressão atmosférica no nível do mar.
Os pequenos corpos
Os cometas são agregados de gelo de água e poeira com pouca coesão. Os
pequenos satélites e os asteroides têm interiores homogêneos e pouco diferenciados entre si. Os satélites maiores têm interiores compostos de gelos e
rochas, onde a única exceção é Io, satélite de Júpiter, o objeto com maior atividade vulcânica em todo o sistema solar. A intensa atividade vulcânica devese ao seu interior líquido e a atração gravitacional de Júpiter. Ele está a uma
distância aproximadamente igual à distância entre a Lua e a Terra. Entretanto,
Júpiter tem 300 vezes mais massa que a Terra. A intensa força gravitacional
distorce o satélite, fazendo-o assumir uma forma elongada e produzindo uma
“maré” que se estende por vários quilômetros na direção do planeta. Se Io
mantivesse sempre a mesma face voltada para Júpiter, a distorção não produziria calor. Entretanto, sofre perturbações produzidas pelos outros satélites
de Júpiter, principalmente Europa e Ganimede, fazendo com que possua uma
órbita ligeiramente excêntrica. Enquanto Io se aproxima e se afasta de Júpiter, as forças de atrito vão aquecendo o interior do satélite, gerando o intenso
vulcanismo. Depois de bilhões de anos de flexões e torções, o interior de Io foi
completamente derretido e sua crosta é constantemente refeita pela própria
ação do vulcanismo.
60
Módulo 1 · Introdução
SUPERFÍCIES PLANETÁRIAS
As superfícies dos corpos do sistema solar apresentam marcas de diferentes processos que nelas ocorrem como, por exemplo, formação de crateras,
vulcanismo, atividade tectônica, formação de fraturas e canais. A seguir será
feita a descrição desses processos e suas causas.
Formação de crateras (craterização)
A característica mais marcante observada nas superfícies dos corpos planetários são as crateras. Até fins do século XIX acreditava-se que as grandes
estruturas observadas na Lua eram de origem vulcânica, já que na Terra as
estruturas similares conhecidas são vulcânicas. Em 1890 o geólogo Grove
Karl Gilbert (1843-1918), do U.S. Geological Survey, observou que as estruturas presentes na Lua estavam aproximadamente no mesmo nível da região à
sua volta, ao contrário do que ocorria com os vulcões da Terra. A partir dessa
constatação Gilbert propôs que elas deveriam ser de origem meteorítica, ou
seja, produzidas por pequenos corpos que teriam colidido com o satélite.
A explicação, entretanto, encontrou restrições no meio científico. Para
explicar a forma arredondada das estruturas observadas na Lua a hipótese
da origem meteorítica precisava de condições muito particulares de impacto.
Para que as crateras fossem formadas seria necessário que o objeto causador
do impacto colidisse sempre perpendicularmente à superfície. De fato, o simples experimento de jogar uma pedra na areia mostra que a forma da “cratera” resultante dependerá do ângulo de incidência da pedra na areia. Crateras
redondas somente serão obtidas quando a pedra incide perpendicularmente.
Anos mais tarde, com a constatação de que os impactos na superfície da
Lua eram processos físicos que ocorriam em alta velocidade, o problema foi
resolvido. Os cientistas notaram que para um corpo atingir a superfície de um
planeta deveria ter uma velocidade pelo menos igual à velocidade de escape do
planeta. A esta velocidade deve ser adicionada a velocidade que o corpo tinha
antes do impacto, geralmente da ordem de dezenas de quilômetros por segundo. Conforme mostrado na tabela 6 da introdução, as velocidades de escape
são 4,3 km/s para Mercúrio, 10,4 km/s para Vênus, 11,2 km/s para a Terra, 5,0
km/s para Marte e 2,4 km/s para a Lua. Portanto, devido à alta velocidade do
impacto, o que ocorre é uma explosão, semelhante a uma bomba explodindo
na Terra. A cratera é resultante dessa explosão e não da entrada do corpo na
superfície do planeta ou satélite. A explosão elimina todos os traços do ângulo
de incidência e faz com que a cratera sempre tenha a forma circular.
Embora o processo de formação de crateras seja o mesmo em todos os planetas, cada um possui suas peculiaridades. Mercúrio, por exemplo, apresenta
uma superfície totalmente craterizada, muito similar à da Lua. As principais
características são as crateras duplas. A maior cratera de Mercúrio, chamada
Caloris Basin (imagem ao lado), tem uma largura de aproximadamente 1400
km e é rodeada por montanha com alturas de até 3 km. Outra cratera importante nesse planeta, a cratera Bach, tem um anel exterior com um diâmetro de
aproximadamente 100 km.
No caso de Vênus, devido à espessa atmosfera que o encobre, somente é
possível observar a superfície através de radares. Dados sobre a superfície foram obtidos principalmente por sondas espaciais tais como a Pioneer 12, as
Venera 15 e 16 e, mais recentemente, a Magellan. Contrariamente ao observado em Mercúrio, a superfície de Vênus é pouco craterizada. A maior cratera,
Mead, tem 275 km de diâmetro. Seria razoável supor que a falta de crateras em
Vênus fosse devido à presença da densa atmosfera do planeta, que desintegraria completamente qualquer objeto que nela penetrasse. Na realidade, isso é
verdade apenas no caso de pequenos corpos.
Superfície de Mercúrio.
observação: Nomes de artistas,
escritores, compositores e outros
personagens ligados às artes foram dados a
todas as estruturas observadas na superfície
de Mercúrio.
O Sistema Solar
61
Cratera Barringer.
Dimensão da cratera Barringer.
Cratera Yuty de Marte.
62
Módulo 1 · Introdução
A ausência de crateras com diâmetro inferior a 10 km de diâmetro indica
que todo corpo menor do que 1 km foi desintegrado na atmosfera antes de
atingir o solo. A maioria das crateras com diâmetro entre 10 e 30 km sugerem
que o objeto impactante foi quebrado e explodiu na atmosfera antes de atingir
o solo, uma hipótese fundamentada no fato de que existem muitas crateras
múltiplas. A falta de crateras maiores é atribuída à intensa atividade geológica
que ocorreu no planeta, há algumas centenas de milhões de anos.
A Terra também guarda bem poucos registros de impactos. Isso é causado
por vários fatores: atividade tectônica, erosão provocada pela chuva e ventos e
a presença humana. Uma das crateras melhor conservadas é a cratera do meteoro (ou cratera Barringer), localizada no estado do Arizona (EUA), mostrada
na figura abaixo.
Ela tem um diâmetro de 1,2 km e profundidade de cerca de 0,2 km. Sua
idade é estimada em 50000 anos e acredita-se que foi formada por um corpo
ferroso com cerca de 50 m de diâmetro. A falta de mais crateras na superfície
da Terra não significa que colisões importantes não tenham acontecido num
passado remoto. Vale lembrar o caso da extinção dos dinossauros, ocorrida há
cerca de 65 milhões de anos. A hipótese mais aceita é a queda de um asteroide
com aproximadamente 5 km de diâmetro na atual península do Yucatan (México). Alguns pesquisadores estimam seu tamanho como sendo igual ao do
monte Everest, ou seja, quase o dobro da estimativa anterior.
Marte também tem crateras bem características. Talvez a mais impressionante seja a Yuty (imagem ao lado) que tem um diâmetro de 18 km. Ela apresenta uma estrutura parecida com a que seria encontrada se o impacto tivesse
ocorrido em um terreno “pastoso”. A este tipo de cratera foi dado o nome de
“splash”.
Não são apenas os planetas terrestres que possuem superfícies recobertas
por crateras. A superfície da maioria dos corpos menores no sistema solar
também apresenta essa característica. Crateras de diversos tamanhos são
observadas em vários satélites planetários. Phobos (a esquerda) e Mimas (a
direita), satélites de Marte e de Saturno, respectivamente, têm crateras cujo
tamanho está no limite de fratura do próprio corpo.
Estudos indicam que se as colisões em Phobos e Mimas fossem causadas por corpos ligeiramente maiores, os satélites teriam sido completamente
destruídos.
Calisto, um dos satélites de Júpiter, apresenta cadeias de crateras que devem ter sido produzidas pela queda em sequência de fragmentos de um objeto
celeste, possivelmente fragmentado pela força gravitacional de Júpiter.
Por fim, os poucos asteroides que foram fotografadas por sondas espaciais
também apresentam superfícies recobertas por crateras de diversos tamanhos
e formatos.
Mesmo na falta de uma superfície sólida existem crateras. No entanto, são
apagadas rapidamente. Isto ficou evidente em julho de 1994, quando ocorreu
a colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter.
O cometa foi quebrado pela força gravitacional de Júpiter e seus diversos
fragmentos foram impactando e criando manchas escuras na superfície. Tais
manchas não eram esféricas, e sim oblíquas, indicando exatamente o ângulo
de entrada dos fragmentos. Ao longo dos dias seguintes à queda as manchas
foram desaparecendo devido à rotação da atmosfera de Júpiter. Após um ano,
não havia qualquer vestígio visível da colisão do cometa Shoemaker-Levy 9
com o planeta gigante.
Craterização em satélites.
Aproximação do cometa Shoemaker-Levy 9 antes da colisão.
Vulcanismo
O vulcanismo é outra característica das superfícies planetárias. É resultado
da ejeção de lava quente, tanto de forma violenta como através de um lento e
contínuo derramamento. A figura abaixo mostra o continuo derramamento
de lava feito por um vulcão terrestre. O mesmo fenômeno ocorreu, e ainda
ocorre, em alguns objetos do sistema solar.
Esse material fluido provém das regiões interiores, gerado sob altas temperaturas dentro do manto. Traços de vulcanismo estão presentes na superfície
de todos os planetas terrestre, da Lua, de Io (satélite de Júpiter) e em dezenas
de asteroides.
Vênus apresenta estruturas vulcânicas, inativas no presente, mas que moldaram grande parte da superfície. Enormes derramamentos de lava muito
fluida cobrem suas planícies, eliminando todos os vestígios de crateras. Existem também vulcões individuais. Os dois maiores são o Sif Mons (vide imagem) e o Gula Mons. O primeiro tem uma base com um diâmetro de 500 km,
altura de 3 km e caldeira (boca do vulcão) da ordem de 40 km. O segundo
tem uma altura de 4 km e uma caldeira de 100 km de diâmetro. O vulcanismo
também é responsável pela formação de estruturas circulares, mais parecidas
com panquecas, com diâmetro em torno de 25 km e 2 km de altura. Essas
estruturas se formam pela subida de lava viscosa e homogênea. Outro tipo
de estrutura, a coronae, também é gerado pela subida de material quente que
não chega a ser expelido, mas provoca a fratura com uma forma circular na
superfície do planeta. A maior estrutura desse tipo é Aine, com um diâmetro
estimado em 300 km.
Formação vulcanica.
O Sistema Solar
63
Atividade vulcânica.
Olimpo é 3 vezes mais alto do que o Everest (o
maior monte ou montanha do planeta Terra)
Superfície lunar.
64
Módulo 1 · Introdução
A Terra também tem uma superfície rica em diversos tipos de vulcões e
derramamento de lava. A imagem acima mostra a erupção do vulcão The Barren Island, na India.
O melhor exemplo é o fundo dos oceanos, em particular a região central
do Atlântico, constantemente refeita pela subida de lava fluida em fraturas que
existem entre as placas tectônicas.
Entre os diversos tipos de vulcões destacam-se os do tipo escudo, similares
aos existentes no Havaí, com formas arredondadas devido ao derramamento
de lava muito fluida, os estrato-vulcões, com forma caracterizada pelo acúmulo continuo de material ejetado em erupções violentas e os vulcões do tipo
cônico, normalmente menores, que também expelem lava mais fluida.
O Monte Olympus, situado em Marte, com 25 km de altura e 700 km de
largura é o maior vulcão de todo o sistema solar (figura abaixo).
Vários vulcões menores, todos extintos e do tipo escudo, se encontram na
região denominada de Tharsis Elysium, em Marte. No hemisfério norte do
planeta também existe enormes planícies vulcânicas.
No tocante à atividade vulcânica, não pode deixar de ser citado o satélite
Io, de Júpiter. Esse pequeno corpo com apenas 3600 km de diâmetro é o objeto mais ativo do sistema solar. O vulcanismo no satélite foi descoberto pelas
sondas espaciais Voyager 1 e 2, que através de fotos espetaculares mostravam
imensas ejeções de matéria estendendo-se a alturas de até 100 km.
O material ejetado não é lava basáltica ou vapor de dióxido de carbono
como nos vulcões da Terra, mas enxofre e dióxido de enxofre. À medida que
o material esfria, o enxofre e o dióxido condensam como partículas sólidas e
caem na superfície, similar a flocos de neve, atingindo distâncias de até mil
quilômetros do local de ejeção.
A Lua, por outro lado, apresenta derramamentos de lava escura, os chamados Mare (mar), e são as estruturas mais visíveis na superfície do satélite. No
passado acreditava-se que a Lua tinha continentes e oceanos, uma hipótese
já descartada. As regiões mais escuras passaram a ser chamadas Mare Tranquillitatis (ao lado), Mare Nubium, etc.
Estas planícies escuras de forma arredondada cobrem cerca de 17% da superfície da Lua e foram formadas por erupções de lava muito fluida, há bilhões
de anos. São compostas de basalto, muito similar à crosta oceânica da Terra.
A existência de atividade vulcânica na superfície de alguns asteroides começou a ser descoberta no final da década de 80, quando foi detectada a pre-
sença de material basáltico na superfície do asteroide 4 Vesta. Até o presente
são conhecidos cerca de 50 pequenos asteroides com a mesma característica,
cuja comprovação é obtida através da análise de espectros de reflexão. A interação da radiação eletromagnética com minerais distintos produz bandas (ou
faixas) de absorção específicas para cada material. A presença de basalto na
superfície de um corpo é então facilmente identificada pela posição e profundidade de algumas dessas bandas.
Movimentos tectônicos
Algumas superfícies planetárias também são modificadas por movimentos
tectônicos, ou seja, movimentos que ocorrem na crosta do planeta. A crosta da
Terra, por exemplo, é dividida em grandes placas que se encaixam como peças
de um quebra-cabeça. Devido à ocorrência de convecção no manto, as placas
se movem lentamente, umas em relação às outras.
Processos de transporte de energia
Existem três maneiras através das quais a energia térmica pode ser transportada de um ponto a outro, seja num mesmo corpo ou no espaço:
•
condução
•
convecção
•
radiação
Condução
A condução de calor é o processo de transferência de energia entre partes
adjacentes de um corpo como uma consequência da diferença entre suas temperaturas. A capacidade de um corpo para conduzir calor depende das substâncias que o formam. Cada substância é caracterizada por uma propriedade
chamada condutividade térmica. Uma substância com grande condutividade
térmica é um bom condutor de calor (e vice-versa).
O fenômeno da condução de calor mostra que os conceitos físicos de calor e temperatura são diferentes. O calor é energia térmica transferida como
consequência da diferença de temperaturas. Ele é sempre transmitido de um
corpo com temperatura mais alta para outro com temperatura mais baixa.
Um exemplo diário de condução de energia se dá quando uma colher de metal
é colocada dentro de uma xícara de café quente. Em pouco tempo a colher
estará totalmente aquecida porque o metal é um bom condutor de calor.
Convecção
Quando uma diferença de temperatura é estabelecida no interior de um
fluido, as partes mais aquecidas se deslocam na direção da sua superfície, enquanto as mais frias se deslocam na direção da fonte de calor. Estabelece-se
no interior do fluido uma troca continua de calor, com regiões mais quentes
ascendendo e regiões mais frias submergindo.
Esse é o processo que acontece em uma panela com água que está sendo
aquecida. Bolhas quentes ascendem e estouram na superfície da água enquanto
as regiões frias se deslocam para o fundo da panela, formando um fluxo térmico
até atingir uma temperatura de equilíbrio. Portanto, num processo convectivo
acontece necessariamente transporte de massa no meio onde ele ocorre.
Radiação
É um processo de propagação de energia, seja por intermédio de fenômenos ondulatórios ou partículas dotadas de energia cinética (fótons), diretamente ligado à própria estrutura atômica da matéria.
O Sistema Solar
65
A imagem mostra uma excitação atômica causada
pela absorção de um fóton e uma desexcitação
causada pela emissão de outro fóton.
Características da superfície planetária.
66
Módulo 1 · Introdução
Quando um átomo absorve energia seus elétrons passam momentaneamente para níveis mais energéticos. Em seguida voltam aos níveis iniciais de
energia, emitindo a energia absorvida na forma de fótons. Cada fóton, absorvido ou emitido, possui uma quantidade de energia igual à diferença de energia entre os dois níveis que foram ocupados pelo elétron.
Num átomo existem níveis de energia que o elétron pode ocupar desde
que possua energia suficiente para isso. A diferença de energia entre cada um
dos possíveis níveis e aquela onde está o elétron pode ser calculada. Quando
certa quantidade de energia externa incide sobre o elétron de um átomo, ele
absorverá um dos fótons incidentes. Ao absorver essa energia, o elétron realiza
um salto quântico para um nível mais alto de energia. Assim, a diferença entre
níveis de energia de um elétron num átomo corresponde exatamente a um
comprimento de onda específico da radiação incidente.
Por exemplo, um elétron está no segundo nível quântico e sujeito à incidência de radiação com diferentes comprimentos de onda. Entre estes comprimentos de onda, existirá um que corresponde à diferença de energia entre
o nível quântico 5 e o nível 2, onde está o elétron. O elétron absorve este fóton
e passa para o nível 5, ocupando agora um estado de maior excitação, se comparado ao que possuía anteriormente.
Quando o átomo encontra um fóton com um comprimento de onda específico, correspondente a diferença de energia entre níveis quânticos, o fóton
será absorvido pelo átomo e o elétron saltará do nível de energia mais baixa
para o nível de energia mais alta.
O elétron em seu novo nível de energia está num estado excitado. No entanto, todos os elétrons que estão em estados excitados tendem naturalmente
a retornar para seu nível de energia original, mais baixa. Ao realizar isso o
elétron libera um fóton que transporta o excesso de energia e retorna para um
nível original, de menor energia. Esse processo é denominado desexcitação.
Então, quando o elétron cai de um nível de maior energia para um de menor
energia, emite um fóton cuja energia é igual a diferença de energia existente
entre estes dois níveis.
Os processos de excitação ou desexcitação obedecem a princípios definidos
pela mecânica quântica. Em cada caso, o comprimento de onda da radiação
emitida ou absorvida deve ser exatamente igual à diferença de energia entre os
níveis de energia envolvidos no processo. Assim, um átomo só pode absorver
ou emitir comprimentos de onda específicos. Em outras palavras, somente
certos fótons podem ser absorvidos ou emitidos pelos elétrons de um átomo.
A convecção é responsável pelo escapamento de calor do interior da Terra, resultando na subida de material quente oriundo do manto e descida de
material mais frio da superfície. Em algumas regiões as placas se afastam e
em outras geram grandes tensões devido à aproximação mútua. Esse processo
é responsável pela lenta movimentação dos continentes e pela formação de
montanhas, além da formação de outras estruturas geológicas e fenômenos
como os grandes terremotos.
Imagens da superfície de Vênus obtidas por radares mostram que sua crosta foi também dominada por tensões tectônicas. Assim como na Terra, processos convectivos originaram fraturas e canyons (desfiladeiros). Acredita-se
que as altas montanhas venusianas, denominadas Maxwell (em homenagem
ao formulador da teoria do eletromagnetismo) tenham sido formadas pela colisão de duas placas tectônicas.
Em Marte as estruturas tectônicas mais proeminentes são a grande fratura
Valles Marineris e o planalto Tharsis. O Valles Marineris tem cerca de 5000
km de extensão, 7 km de profundidade e 100 km de largura.
Entretanto, ao contrário do Grand Canyon (Arizona, Estados Unidos), esta
fratura não foi moldada pela força da água corrente. Foi formada a partir de
tensões que abriram a grande falha e levantaram a crosta, criando o planalto
Tharsis (imagem ao lado) onde há três vulcões extintos, do tipo escudo.
A sonda espacial Galileu confirmou a existência de estruturas tectônicas
em Europa, um dos satélites de Júpiter. Neste caso, as estruturas são devidas
à presença de um oceano líquido abaixo da crosta gelada. Devido às tensões
causadas pela forte atração gravitacional do planeta e também pela perturbação dos demais satélites, a crosta de Europa abre pequenas falhas. A água das
camadas inferiores, por ser mais quente, sobe até a superfície. Ao chegar na
superfície começa a congelar imediatamente e a falha se fecha de novo. Estes
movimentos fazem com que a superfície do satélite Europa seja totalmente
recoberta por tais estruturas, como mostram as imagens abaixo.
Detalhes da superfície planetária.
Água e a formação de canais
A água no estado líquido não é responsável apenas pelas estruturas visíveis
na superfície do satélite Europa. Ela gerou sensacionalismo em relação aos
canais de Marte que tanto suscitaram a imaginação do público, chegando a
supor ser uma “prova” da presença de vida inteligente no planeta vermelho.
A história dos canais marcianos começou por volta de 1877, quando o astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli (1835-1910) (imagem ao lado) anunciou
que tinha observado longas e fracas linhas retas na superfície de Marte. Ele
chamou as estruturas de canali, que significa “canais” em italiano. O termo
foi erroneamente traduzido para o inglês como canals, que nesse idioma sugere serem canais com origens artificiais, ao contrário de “channels”. Como os
astrônomos já tinham observado as brilhantes calotas polares formadas por
gelo, pareceu “razoável supor” que os canais tinham sido construídos para
levar água das regiões polares para as áridas regiões equatoriais.
Percival Lowell (1865-1916), um astrônomo norte-americano, decidiu
construir um observatório (o até hoje conhecido Lowell Observatory) apenas
com o intuito de continuar o trabalho de Schiaparelli e resolver o mistério dos
canais de Marte. Tanto ele quanto seus assistentes conseguiram enxergar uma
complexa rede de canais, oásis e reservatórios de água na superfície do planeta vermelho (imagem a esquerda). Ninguém mais conseguiu observar essas
estruturas artificiais em Marte. Com a construção de telescópios maiores e
o surgimento das missões espaciais, ficou evidente que Lowell tinha sofrido
uma “ilusão de óptica” resultante da tendência da mente humana organizar
estruturas que são vislumbradas no limite da capacidade da visão. Em outras
palavras: Lowell viu o que a sua mente fértil queria ver.
As observações de Lowell aguçaram a imaginação do público e inspiraram
inúmeros romances e filmes, sendo o mais conhecido “a guerra dos mundos”,
de 1897, do britânico H.G. Wells (1866-1946). Nesse romance, os sedentos
Redes de canais em Marte.
O Sistema Solar
67
07
habitantes do árido planeta Marte invadem a Terra em busca de água. Os
recentes resultados obtidos por várias sondas espaciais mostraram de forma
bastante convincente que o romance de Wells baseava-se apenas numa criativa imaginação romântica.
Usando sofisticados instrumentos a bordo de sondas espaciais os cientistas
notaram indícios de enormes quantidades de água existentes abaixo da árida
superfície do planeta vermelho. As sondas identificaram duas regiões próximas aos pólos de Marte.
Pequenos corpos
do Sistema Solar
PEQUENOS CORPOS DO SISTEMA SOLAR
O sistema solar não é formado apenas por planetas. Existe uma grande
quantidade de corpos menores orbitando planetas ou localizados em outras
regiões. A maioria dos planetas tem um ou mais satélites descrevendo órbitas ao seu redor. Alguns planetas gigantes possuem vários satélites e também
sistemas de anéis, compostos por milhões de partículas com tamanhos que
variam de mícrons a alguns metros.
Os asteroides e cometas são pequenos corpos que, assim como os planetas,
também orbitam o Sol. Ambos se caracterizam por sua localização em regiões
específicas e por possuírem tamanhos muito inferiores aos planetas. A seguir
serão descritas algumas das principais propriedades desses objetos.
SATÉLITES
Eles podem ser classificados em função de suas propriedades físicas ou dinâmicas. A característica física usada para classificar satélites é o tamanho.
CLASSIFICAÇÃO DOS SATÉLITES
classificação
GRANDES
INTERMEDIÁRIOS
PEQUENOS
quando seu raio é superior a
1500 km
quando seu raio varia entre
400 e 1500 km
todos aqueles cujos raios são
inferiores a 400 km
Europa
Titânia
Deimos
(satélite de Júpiter com 1569
km de raio)
(satélite de Urano com 805
km de raio)
(satélite de Marte com 6,5 km
de raio)
exemplos
Os satélites também podem ser classificados em função das especificidades
de suas órbitas, ou seja, o semi-eixo maior, a excentricidade e a inclinação (definidas na introdução). As análises desses parâmetros revelam órbitas com o
semi-eixo maior moderado, além de excentricidades e inclinações pequenas. Os
satélites deste grupo são denominados regulares, por reproduzirem as caracte-
68
Módulo 1 · Introdução
rísticas dinâmicas básicas do sistema planetário. Um segundo grupo tem o semi-eixo maior de sua órbita muito grande ou muito pequeno, além de apresentar
excentricidades e/ou inclinações grandes. São denominados satélites irregulares.
A separação observada entre satélites regulares e irregulares permite obter
informações sobre o processo físico que levou à sua formação. Os regulares
foram formados na mesma época que o planeta e os irregulares não. Ao contrário, foram capturados pelo campo gravitacional do planeta posteriormente
à formação.
Os planetas terrestres têm poucos satélites, enquanto os planetas gigantes
são rodeados por um grande número deles. Mercúrio e Vênus não têm satélites e a Terra apenas um, a Lua. Marte tem dois, Phobos e Deimos (imagem
acima), ambos com diâmetros menores que 30 km e formas bem irregulares.
Possivelmente Phobos e Deimos são asteroides que foram capturados pelo
campo gravitacional do planeta.
Júpiter possui 4 satélites regulares: Io, Europa, Ganymede e Callisto, descobertos por Galileu em 1610. São denominados satélites Galileanos em sua
homenagem. Eles têm diâmetro que variam de 3100 a 5200 km, forma esférica e órbitas bem regulares. Desde 1892 até a passagem da sonda espacial
Voyager 1, em 1979, foram descobertos mais de 12 pequenos satélites, todos
com formas e órbitas bastante irregulares, situados tanto a pequenas como
grandes distâncias de Júpiter. Atualmente são conhecidos mais de 60 satélites
orbitando o planeta.
Saturno tem apenas um satélite grande com um diâmetro de cerca de 5000
km, Titã, que descreve uma órbita regular. Outros três (Iapetus, Réia e Dione)
têm tamanho intermediário e órbitas regulares. Diferentemente de Réia e Dione, Iapetus tem órbita bastante inclinada. Além destes existem mais de quinze
satélites pequenos, todos com formas e órbitas irregulares.
Urano tem 5 satélites regulares de tamanho intermediário e órbita regular:
Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. Quando a sonda Voyager 2 passou por Urano foram descobertos mais 10 satélites pequenos em órbitas muito
próximas a ele. Recentemente, foram descobertos outros pequenos satélites a
grandes distâncias do planeta.
Satélites Phobos e Deimos.
Satélites Galileanos.
O Sistema Solar
69
Até a passagem da Voyager 2, conhecia-se apenas dois satélites de Netuno:
Tritão, com cerca de 4000 km de diâmetro, e Nereida, com diâmetro em torno
de 300 km, ambos descrevendo órbitas irregulares. A sonda descobriu mais
um pequeno satélite e outros vêm sendo descobertos nos últimos anos, situados a grandes distâncias de Netuno.
A Terra e o gélido Plutão tem uma característica em comum: ambos têm
apenas um satélite que, por sua vez, tem um tamanho proporcional ao do planeta. O diâmetro da Lua é cerca de 3400 km, ou seja, um quarto do diâmetro
da Terra. Caronte, satélite de Plutão, tem aproximadamente 1200 km de diâmetro, quase a metade do diâmetro do planeta.
Os sistemas Terra-Lua e Plutão-Caronte podem ser considerados quase
sistemas binários, cuja origem ainda é um problema em aberto. No caso da
Lua acredita-se que foi originada através da colisão de um grande corpo com
a Terra, nos estágios finais da formação do planeta. Um fato que intriga os
pesquisadores é a Lua ter uma composição ligeiramente diferente da Terra.
Faltam ferro, metais, água e materiais voláteis. Isso levou os cientistas a supor
uma colisão rasante, que teria arrancado apenas parte da crosta e do manto
superior, não atingindo o núcleo, que é composto por metais. O material arrancado da Terra teria se reagrupado em órbita da Terra e formado a Lua. Isso
explicaria a diferença de composição entre a Terra e o seu satélite.
Outra característica importante nos satélites são os efeitos das chamadas
forças de maré. A atração gravitacional exercida pelos satélites não são exatamente iguais em todos os pontos dos planetas. As forças de atração exercida
pelos satélites em pontos distintos, chamadas forças diferenciais, produzem
distorções nas formas dos planetas. No caso da Terra e da Lua o efeito produz
as marés altas (ou marés cheias). O Sol também influencia as marés oceânicas
na Terra. Portanto, as marés oceânicas na Terra resultam da ação conjunta dos
efeitos gravitacionais produzidos pela Lua e pelo Sol.
A figura abaixo mostra os efeitos das forças de marés exercidas pela Lua e
o Sol sobre a Terra. Quando ambos “puxam” a Terra fazendo ângulos retos um
com o outro, as marés são menores do que quando “puxam” a Terra estando
do mesmo lado, ou em lados diametralmente opostos.
A fricção das águas oceânicas sobre a crosta da Terra envolve uma enorme
quantidade de energia, que diminui infinitesimalmente a rotação da Terra.
Como conseqüência, os dias tornam-se mais longos, aumentando cerca de
0,002 segundos a cada século. Assim, daqui a bilhões de anos, tanto o dia
terrestre quanto o período de rotação da Lua deveriam ser iguais e a Lua permanecerá num ponto fixo do céu, não havendo mais marés.
70
Módulo 1 · Introdução
A diminuição do movimento de rotação da Terra combinado com o princípio físico da conservação do momento angular faz com que a Lua se afaste da
Terra e gire em torno desta cada vez mais lentamente. Esse efeito, denominado
rotação síncrona, faz com que a Lua gire em torno de seu eixo exatamente no
mesmo intervalo de tempo em que completa uma volta em torno da Terra,
sendo o motivo de sempre manter a mesma face voltada para a Terra. A maioria dos satélites planetários possui rotação síncrona com o planeta em torno
do qual orbitam.
O momento angular dos corpos celestes
Sempre que corpos descrevem movimento de rotação em torno de um
ponto fixo, sejam planetas ou qualquer outro objeto, deve ser levada em conta
uma grandeza física chamada momento angular.
O momento angular de um corpo, representado por L, é definido como o
produto de três quantidades:
• a massa (m) do corpo que está em rotação.
•
a velocidade (v) do corpo.
•
a distância (r) entre o corpo e o ponto fixo em torno do qual ele está
girando.
O momento angular é definido através da equação:
L=mvr
Devido à translação em torno do Sol, os planetas possuem momento angular. Se as três quantidades acima permanecem constantes, ou seja, se o movimento de rotação ocorre a uma velocidade constante e a uma distância fixa
do centro de rotação, então o momento angular também será constante. Nessa
condição, diz-se que o momento angular foi conservado.
O momento angular de qualquer sistema em rotação é conservado quando
não esteja atuando nenhuma força externa nele. O exemplo mais clássico de
conservação do momento angular é um planeta orbitando o Sol, como mostra
a segunda lei de Kepler, um conjunto de três leis sobre o movimento planetário:
•
as órbitas dos planetas são elipses, onde o Sol ocupa um dos focos (primeira lei)
•
os planetas percorrem áreas iguais da sua órbita em intervalos de tempos iguais (segunda lei)
•
o quadrado do período orbital é proporcional ao cubo das distâncias
planetárias, medidas a partir do Sol (terceira lei)
Quando um planeta se aproximando do Sol a velocidade aumenta, mas o
produto distância (que diminuiu) x velocidade (que aumentou) x massa (que
permaneceu constante) permanece com o mesmo valor, ou seja, o momento
angular permanece constante. Quando está mais longe do Sol a distância aumenta mas a velocidade diminui, e o momento angular também permanece
constante.
ASTEROIDES
Imagem de um asteroide.
São pequenos corpos rochosos ou metálicos que se espalham numa região
localizada entre 2 e 5 U.A. do Sol.
O Sistema Solar
71
Ilustração da localização da população de asteroides.
Os asteroides estão distribuídos em três regiões principais:
• Cinturão Principal
É a região formada pelos asteroides que estão localizados entre Marte
e Júpiter.
•
Objetos próximos à Terra
Estão localizados em órbitas que cruzam as órbitas dos planetas
interiores.
•
Troianos
São os asteroides que descrevem uma órbita igual à de Júpiter.
O que é ressonância?
O movimento dos planetas ao redor do Sol ocorre em intervalos de tempo
diferentes. Enquanto um planeta interior pode descrever várias órbitas, um
exterior descreverá uma quantidade menor.
No movimento planetário, entende-se como ressonância a condição em
que o numerador e o denominador da razão (divisão) entre as velocidades médias de dois corpos é a mais próxima possível de dois números inteiros.
A ressonância também pode ser interpretada como a razão (divisão) entre dois períodos orbitais. Exemplo (página seguinte): Netuno e Plutão estão
numa condição de ressonância 3:2 (três para dois). Significa que enquanto Netuno dá três voltas em torno do Sol, Plutão dá duas voltas.
72
Módulo 1 · Introdução
A distribuição dos asteroides no cinturão principal não é homogênea. Ela
foi descoberta em 1866 pelo astrônomo norte-americano Daniel Kirkwood
(1814-1895) (imagem à esquerda), quando foram identificados 78 asteroides. As
lacunas existentes são chamadas lacunas de Kirkwood, em sua homenagem.
Existem outras estruturas no cinturão principal, visíveis apenas através de
recursos que eliminam os efeitos das perturbações causadas pelos campos gravitacionais dos planetas. Essas concentrações são resultantes da fragmentação
de algum corpo devido à colisão com outro. São chamadas de famílias, para
diferenciá-las dos agrupamentos formados por outros processos dinâmicos.
Atualmente mais de 44 mil asteroides possuem uma órbita bem determinada.
A população dos asteroides maiores e mais brilhantes pode ser considerada
completamente conhecida e os estudos das suas distribuições por tamanhos
são bem representativos da população. Entretanto, os menores são apenas parcialmente conhecidos e qualquer estatística sobre esta população ainda está
longe de ser representativa.
Ceres (ao lado) é um objeto aproximadamente esférico e pode ser um corpo primordial, isto é, originado ao mesmo tempo que os outros objetos do
sistema solar. Os pequenos asteroides, entretanto, são resultantes de colisões,
possuindo formas bastante irregulares. A imagem à esquerda mostra a forma
irregular dos asteroides Mathilda, Gaspra e Ida.
Os asteroides não possuem luz própria. São detectados pela reflexão da luz
solar que neles incidente. As observações do brilho dos asteroides permitem
obter informações sobre tamanho, forma, propriedades rotacionais e composição superficial.
O que é uma curva de luz?
Chama-se curva de luz de um objeto a variação de sua luminosidade ao
longo de um intervalo de tempo. Devido à forma irregular apresentada pelos
pequenos corpos do sistema solar, ou seja, asteroides e cometas, na medida
em que giram em torno do seu eixo torna-se possível ver partes diferentes da
superfície.
A figura esquemática abaixo mostra o que acontece quando, por exemplo,
um asteroide com forma de um charuto está sendo observado. Na extremidade esquerda ele é visto de frente, exibindo sua maior área. Nesse caso, a
quantidade de luz refletida também é máxima. Enquanto gira, a superfície
refletora vai diminuindo de tamanho. Consequentemente, a curva de luz diminui gradualmente de valor até atingir um mínimo, quando o asteroide está
de perfil para o observador. Como continua a girar, logo começa a mostrar
de novo uma área superficial maior e a curva de luz começa a aumentar, até
atingir o valor máximo novamente.
Asteroide Ceres.
O Sistema Solar
73
As observações são medidas instantâneas, isto é, pontos que ao serem dispostos em um gráfico mostram a variação da luminosidade do corpo durante
o tempo total de observação. Abaixo é mostrada a curva de luz real para o asteroide 621 Werdandi.
Sabe-se que a maioria gira em torno de seus eixos com um período de 9 a
10 horas. A composição química e mineralógica da superfície é obtida através da análise de seu espectro de reflexão, nos diferentes comprimentos de
onda, e comparando com os espectros de meteoritos e minerais analisados em
laboratório.
Espectro de reflexão
Quando a luz ao atravessa um prisma é decomposta em suas sete cores
fundamentais, como mostra a figura abaixo:
74
Módulo 1 · Introdução
Dependendo do modo como a luz refletida pelos corpos celestes chega ao
observador, os espectros podem ser classificados como:
•
Espectro contínuo
Mostrado na figura abaixo.
•
Espectro de emissão
A figura mostra como é formado um espectro de emissão.
•
Espectro de absorção
Este é o processo de formação de um espectro de absorção.
O Sistema Solar
75
Os corpos celestes que não possuem luz própria são vistos porque refletem
a luz solar incidente neles, que por sua vez é registrada pelos detectores acoplados aos telescópios. Nesse caso, como se trata da luz refletida, é chamado
espectro de reflexão.
Exemplo: após analisar o espectro de reflexão de um asteroide ou cometa,
subtrai-se dele o espectro correspondente ao de uma estrela análoga ao Sol e,
em seguida, examina-se as informações contidas no espectro resultante, determinando a composição química do corpo estudado, como mostram os três
gráficos abaixo para o caso de um asteroide.
76
Módulo 1 · Introdução
Com base no estudo de como os componentes da superfície interagem com
a luz solar incidente é possível identificar a presença (ou ausência) de minerais
como piroxênios, olivinas, feldspatos, metais, filosilicatos, além de hidrocarbonetos e água.
CONHECENDO UM POUCO DE GEOLOGIA
piroxênios
É um mineral petrograficamente importante, que apresenta
uma cor variando entre quase preta e verde escura, com brilho
vítreo. Sua composição é variável, podendo apresentar Ca, Mn,
Na, K, Mg, Fe e Al.
olivinas
Também chamados de peridotos, as olivinas são minerais
muito refratários, com uma cor que varia entre verde a verdeescura, castanha ou opaca. Seu brilho é vítreo e as quantidades
de magnésio e ferro são variáveis.
feldspatos
São os mais importantes de constituintes das rochas,
representando cerca de 60% da totalidade dos minerais.
Os feldspatos pertencem ao grupo de minerais compostos
por silicato de alumínio e potássio e/ou sódio e/ou cálcio.
São translúcidos ou opacos e podem apresentar cristais de
feldspato potássico, sódico ou cálcico.
metais
Designação comum aos elementos químicos eletropositivos,
em geral sólidos, brilhantes, bons condutores de calor e
eletricidade.
filosilicatos
É uma subclasse dos silicatos, que inclui o talco e as micas.
hidrocarbonetos
Compostos constituídos apenas por carbono e hidrogênio.
Entre eles encontram-se o petróleo cru, os derivados e a nafta.
A distribuição dos asteroides com diferentes composições químicas no
cinturão principal ainda é objeto de estudo. De forma geral, os que possuem
superfície de piroxênio, olivina e feldspatos se concentram na parte mais interna do cinturão. Aqueles cuja superfície é composta por filosilicatos, hidrocarbonetos e água situam-se na parte mais externa da região. O estudo destes
corpos baseia-se em observações astronômicas feitas a partir da Terra e nas
análises de meteoritos em laboratório. Estas duas técnicas são distintas e se
complementam na obtenção de importantes informações sobre a origem do
sistema solar.
O Sistema Solar
77
NOMES DIFERENTES PARA OBJETOS QUASE IGUAIS
asteroides
Localizam-se principalmente (mas não exclusivamente) na região do sistema solar entre as
órbitas de Marte e Júpiter. Os asteroides também são chamados de planetas menores ou
planetesimais.
meteoroides
São objetos sólidos, pedaços de rochas ou de metal, que se deslocam pelo espaço
interplanetário e possuem dimensões menores do que um asteroide e maiores do que a poeira
interplanetária, variando entre 1 mícron e uma dezena de metros. Se entrarem na atmosfera
terrestre, podem dar origem a um meteoro ou um bólido.
meteoros
É o fenômeno luminoso resultante da entrada de um corpo sólido na atmosfera terrestre. Um
meteoro é um meteoróide que penetra a atmosfera e queima completamente devido ao atrito
com sua superfície. Normalmente o meteoro deixa um rápido rasto de luz que é visto no céu
noturno na medida em que atravessa a atmosfera. Frequentemente os meteoróides (na maioria
das vezes apenas um pouco maiores do que poeira interplanetária) queimam quando cruzam a
atmosfera superior. São popularmente chamados de “estrelas cadentes”, embora não possuam
absolutamente nenhuma relação com estrelas. A maioria é destruída antes de atingir a superfície.
bólido
É um meteoro particularmente brilhante que, em geral, explode no final de sua trajetória. A
União Astronômica Internacional considera que um bólido deve ter luminosidade cuja magnitude
é, no mínimo, -3.
meteoritos
São rochas de origem extra-terrestre encontradas na superfície da Terra. Um meteorito é uma
parte residual de um meteoróide. É um fragmento de rocha proveniente do espaço que não foi
destruído na queda. Os meteoritos podem ser formados por rocha, ferro ou ferro-rochoso. Em
geral, recebem o nome do local onde caem.
em sítese:
• meteoróide: são objetos que vagam pelo espaço, podendo (ou não) entrar na atmosfera da Terra.
• meteoro: quando penetra na atmosfera entra em combustão devido ao atrito, provocando
um fenômeno luminoso.
• bólido (ou bólide): se entra na atmosfera, explode de modo brilhante.
• meteorito: se sobrevive ao atrito com a atmosfera e colide com a superfície, forma uma
cratera deixando resíduos.
Reprodução de uma antiga gravura em madeira
que registra a queda de um meteorito perto de
Ensisheim, na França, em 1492. O texto em alemão
diz: “Da pedra-trovão que caiu no ano XCII nas
imediações de Ensisheim”.
78
Módulo 1 · Introdução
É muito difícil estabelecer a relação entre um meteorito específico e o asteroide de onde ele veio. Consequentemente, é incerta a determinação da origem
e evolução dos meteoritos. Embora as observações dos asteroides forneçam
informações importantes sobre variações de brilho, propriedades rotacionais,
formas aproximadas e composição superficial, elas pouco informam sobre a
estrutura interna desses objetos.
Os asteroides que descrevem órbitas próximas à Terra representam um
grupo especial de objetos, pois sua fragmentação contribui significativamente
para a coleção de meteoritos recolhidos. A principal desvantagem é que, assim
como os meteoritos, estes corpos devem ter perdido quase toda as informações relacionadas às regiões onde se encontravam antes de serem levados a
descrever órbitas que os fizeram ficar próximos à Terra. A possibilidade de que
parte destes corpos provenha de cometas e não de asteroides traz ainda mais
complicações, ainda não resolvidas. Outro problema é o dos asteroides cujas
órbitas cruzam a órbita da Terra, o que equivale a dizer que a Terra e alguns
desses objetos podem se encontrar no mesmo ponto do espaço, resultando
numa colisão.
Todos os dias centenas de corpos atingem a Terra, mas devido aos seus pequenos tamanhos acabam sendo desintegrados na passagem pela atmosfera. Contudo, se o corpo tiver um tamanho maior (cerca de alguns quilômetros) parte
dele suportará o atrito. Dependendo do tamanho, a queda pode causar danos
de dimensões locais, regionais ou globais. A gravidade das conseqüências não
é apenas função do tamanho do objeto, mas também de sua estrutura interna.
Se o corpo for altamente coeso, resistirá quase intacto à travessia pela
atmosfera. Se for apenas um agregado de pequenos pedaços, suas forças de
coesão são pequenas e o corpo será facilmente desintegrado. Para quantificar
corretamente o perigo que tais objetos podem causar é necessário conhecer
bem sua estrutura interna. Ainda não é conhecida a quantidade total de objetos em órbitas potencialmente perigosas para a Terra. Esse é o motivo de entidades governamentais dos EUA e Europa se empenharem em providenciar
a infra-estrutura necessária para descobrir todos os objetos que possam vir
algum dia ameaçar a Terra.
COMETAS
Cometas são corpos escuros formados por uma mistura de partículas refratárias, grãos de CHON (carbono, hidrogênio, oxigênio e nitrogênio), e gelo
(predominantemente de água).
Perturbações originadas pela interação com outros corpos próximos à nuvem de Oort fazem com que alguns acabem saindo desta região e se desloquem para as partes internas do sistema solar. Nesses casos, o aquecimento
produzido pelo Sol provoca o aparecimento da coma e da cauda, tão características nas imagens desses objetos.
Imagem do movimento de um cometa.
O Sistema Solar
79
A existência de uma nuvem esférica de cometas envolvendo todo o sistema
solar foi proposta em 1950, a partir da análise da distribuição dos semi-eixos
maiores dos cometas conhecidos na época. Um ano mais tarde foi proposto
que deveria existir uma região achatada (cinturão) depois de Plutão. O primeiro objeto desse cinturão foi descoberto em 1993 e atualmente são conhecidos
mais de 800 objetos, alguns com diâmetro superior ao do asteroide Ceres.
Os cometas tornam-se mais notáveis quando se aproximam do Sol, produzindo uma coma de gás e poeira. Entretanto, ela obscurece o núcleo, impedindo sua observação. Conseqüentemente, o conhecimento das propriedades dos
cometas vem dos compostos químicos detectados nas comas e das hipóteses
plausíveis sobre processos físicos e químicos. Estas observações, aliadas aos
dados das missões espaciais enviadas ao cometa Halley, têm permitido definir
a composição molecular dos cometas. Cerca de 80% é gelo de água. Os 20%
restantes são constituídos por moléculas como CO, CO2, CH4, e NH3, comuns
no sistema solar exterior, além de moléculas mais complexas, como o H2CO,
HCN, C2H2 e, talvez até de longas cadeias de hidrocarbonetos, indicadores da
complexidade química existente na nebulosa solar primordial que deu origem
ao sistema solar. O conhecimento das abundâncias de todas as formas de gelos
presentes nos cometas ainda é bastante incipiente.
Estudos recentes, na região infravermelha do espectro eletromagnético,
indicam que os cometas podem conter mais poeira do que substâncias voláteis. Isto implica num novo conceito de cometa, considerados agora como bolas-de-poeira congelada, substituindo o antigo conceito de bola-de-neve suja,
proposto por F. Whipple em 1950. Determinar precisamente a quantidade de
poeira e de voláteis presentes nos cometas, assim como a abundância de seus
componentes moleculares, é fundamental para entender melhor os estágios
iniciais da formação do sistema solar.
Nuvens moleculares
O sistema solar é apenas a ínfima parte de uma galáxia, a Via Láctea, um
sistema complexo formado por inúmeros objetos tais como estrelas, nebulosas
gasosas, nebulosas planetárias, etc. Estima-se que existam 1013 estrelas na Via
Láctea, quase todas possuindo sistemas planetários. Alguns já foram descobertos e, certamente, muitos ainda serão.
Os astrônomos sempre perguntaram como teriam surgido as estrelas que
compõem não só a Via Láctea, mas todas as outras galáxias, bilhões delas, que
formam o universo. No meio interestelar (o espaço existente entre as estrelas)
existem grandes quantidades de gás e poeira. Em certas regiões esse gás é mais
concentrado, formando as chamadas nebulosas. Algumas são gigantescas, estendendo-se por vários anos-luz e formadas por imensas nuvens de gás molecular e grãos de poeira.
Existem nuvens onde a concentração de poeira é anormalmente grande e
por isso apresentam regiões mais escuras do que as regiões que as envolvem.
No interior das regiões escuras, onde a temperatura atinge 50 K, são formadas
moléculas de diversos compostos, alguns orgânicos, tais como monóxido de
carbono (CO), amônia (NH3), formaldeído (H2CO), ácido fórmico (HCOOH),
álcool metílico (CH3OH), etc.
Essas nuvens se caracterizam por serem imensas, por apresentarem um
grande número de moléculas nas regiões mais internas e mais frias e serem
formadas principalmente por hidrogênio molecular (H2), sendo então denominadas nuvens moleculares. Além disso, por serem realmente imensas, também são chamadas nuvens moleculares gigantes. Suas massas são cerca de 105
a 2 x 106 vezes maior que a massa do Sol. A imagem a seguir mostra nuvens
80
Módulo 1 · Introdução
moleculares gigantes na região do Orion, que formam a nebulosa Orion, também conhecida como M42.
As estrelas são formadas no interior das nuvens moleculares. Quando uma
nuvem molecular colapsa devido à força gravitacional que atua entre suas partículas, tem inicio um processo que culminará na formação de estrelas. A imagem abaixo mostra a nebulosa Águia. O telescópio espacial Hubble observou
incríveis pilares gasosos, nuvens moleculares gigantes, onde está acontecendo
um contínuo processo de formação de estrelas.
Portanto, pode-se afirmar que onde hoje existe o sistema solar havia anteriormente uma nuvem molecular gigante que ao colapsar deu origem ao Sol e,
posteriormente, ao conjunto de corpos celestes que formam o sistema.
Detalhe da nuvem molecular.
Imagem da nebulosa Águia.
O Sistema Solar
81
Anéis Planetários
Quando Galileu observou Saturno pela primeira vez com o seu recém inventado telescópio (1610), notou que ele tinha uma forma irregular. Ele supôs
que essa forma fosse devido à presença de dois satélites localizados simetricamente em lados opostos do planeta.
Saturno e seus aneis.
Urano e seus aneis.
82
Módulo 1 · Introdução
A explicação correta viria em 1654, quando Huygens sugeriu que a forma
de Saturno poderia ser explicada pela presença de um disco rígido situado no
plano do equador do planeta. Em 1675, Cassini descobriu que esse “disco”
não era uniforme, mas formado por dois anéis intercalados por uma divisão,
passando a ser denominada divisão Cassini. Um terceiro anel, mais interno,
foi descoberto em 1850.
Havia, entretanto, um problema: alguns anos antes o filósofo, astrônomo
e matemático francês Pierre Simon Laplace tinha demonstrado que um disco
rígido não poderia ser estável devido às poderosas forças gravitacionais exercidas pelo planeta. O físico inglês James Clerk Maxwell solucionou o problema,
sugerindo que os anéis eram formados por grãos individuais que estavam em
rotação em torno dele. Isso foi confirmado anos mais tarde através de observações com telescópios aprimorados. Estudos detalhados ocorreram a partir
das imagens obtidas pelas sondas Voyager 1 e 2. O conjunto total dos anéis de
Saturno tem a altura de algumas centenas de metros e a largura de aproximadamente 200000 km, ou seja, é um sistema extremamente achatado.
Em 1977, mais de 300 anos após a descoberta dos anéis de Saturno, foi
descoberto um sistema similar em torno de Urano.
Através de uma técnica chamada de ocultação estelar. Ela consiste em registrar as variações no brilho de uma estrela quando um determinado planeta
cruza a linha de visada entre o observador terrestre e a estrela. O brilho da estrela permanece constante até que o planeta entra na linha de visada. Primeiramente, é observada apenas uma pequena diminuição no brilho da estrela
devido à passagem de sua luz pela atmosfera do planeta. O brilho desaparece
completamente quando o disco planetário fica exatamente na linha de visada
observador-estela. Enquanto o planeta “passa”, o brilho começa novamente a
aparecer até se manter constante, novamente.
A medida do tempo transcorrido entre os momentos em que o brilho da
estrela começa diminuir, desaparece completamente e aumenta posteriormente, permite obter dados precisos sobre a atmosfera do planeta e a forma que
ele possui. Para surpresa dos pesquisadores, quando a técnica foi aplicada a
Urano, o brilho da estrela sofreu pequenas, mas perceptíveis, diminuições antes e depois da sua ocultação. Isso foi interpretado como sendo produzido por
um sistema de anéis em órbita em torno de Urano. Quando a sonda Voyager
passou próxima ao planeta, as imagens obtidas comprovaram que esta era, de
fato, a explicação correta. Atualmente sabe-se que o sistema de anéis de Urano
é formado por um conjunto de nove, possuindo altura de dezenas de metros e
uma largura de apenas 10 km.
A mesma técnica de ocultação estelar também permitiu a detecção de anéis
em torno de Netuno, em 1985.
Entretanto, apenas a sonda espacial Voyager 1 conseguiu descobrir o sistema de anéis que Júpiter possui.
Em todos esses casos os anéis são estruturas largas e muito finas, compostas por partículas de gelo de água com tamanhos que variam entre um grão de
areia dezenas de metros. Cada partícula tem uma órbita própria em torno do
planeta. As partículas internas se movem mais rapidamente que as externas
e a alta concentração no disco faz com que interações gravitacionais mútuas
produzam movimentos ondulatórios.
Existem basicamente duas teorias que explicam a formação dos anéis planetários. A primeira sugere que seriam os remanescentes da fragmentação de
um satélite. A segunda, que parte de outra premissa, estabelece que existia um
anel de partículas que não conseguiram se aglutinar para formar um satélite.
Vale Lembrar que próximo ao planeta as forças de maré tendem a destruir
qualquer corpo rígido, ou a fazer com que partículas não se aglutinem. Teoricamente, existe um limite chamado de limite de Roche, dentro do qual a
força de maré é superior à força de coesão de um corpo. É importante lembrar
que todos os anéis planetários, com exceção de um dos anéis de Netuno, estão
dentro deste limite.
As imagens obtidas pelas sondas Voyager mostraram que dentro dos anéis
existem vários tipos de estruturas complexas. Estudos têm demonstrado que a
maioria delas é devida à presença de satélites nessas regiões. Se não existissem
os satélites, os anéis seriam chatos e sem estruturas. Mais precisamente, se não
existissem os satélites as partículas se espalhariam no espaço e se dissipariam
com o tempo.
Detalhe dos aneis.
O Sistema Solar
83
08
A formação do
Sistema Solar
Até esse ponto do curso, o que foi apresentado sobre o sistema solar se ateve
a uma descrição das propriedades dos corpos que o compõe. Em momento
algum foram apresentadas questões do tipo: porque é assim? Sempre foi assim? Como tudo isso se formou? Antes de iniciar uma análise mais detalhada
dos corpos planetários, serão discutidas hipóteses de como o sistema solar se
formou.
A FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR
São muitas as teorias sobre a formação do sistema solar. Como os planetas e
a Lua são os objetos mais brilhantes no céu noturno em qualquer época do ano,
os povos antigos sempre criaram mitologias para explicar como esses objetos
se formaram. Obviamente, eles desconheciam a existência de um sistema planetário que girava em torno do Sol, mas a simples presença desses objetos brilhantes chamou a atenção de pensadores daquelas épocas, que se empenharam
em elaborar seus conceitos sobre o que era observado. Mesopotâmios, egípcios,
gregos, maias, astecas e povos indígenas brasileiros têm concepções próprias
sobre a formação dos corpos celestes. Embora as mitologias sejam bonitas, a
ciência precisa mais do que mitos para explicar os fenômenos e a existência dos
objetos que observa. Foi o acúmulo de observações realizadas pelos astrônomos
que levou às modernas teorias sobre a formação do sistema solar.
Sempre que surgem indagações sobre a formação do sistema solar, duas
perguntas destacam-se naturalmente:
• Os planetas foram formados a partir de que tipo de matéria? Teriam
sido formados por “matéria fria”, ou seja, formados desde o início
como planetas ou tiveram como origem “matéria quente”, isto é, seriam o resíduo de uma estrela que foi “apagando” e se transformou
num planeta?
•
René Descartes (1596-1650).
Os planetas foram formados junto com o Sol ou eram astros errantes
que vagavam pelo espaço e foram capturados por ele através da força
gravitacional?
A procura por uma resposta para estas perguntas foi responsável pelo surgimento de mais de 50 teorias científicas nos últimos 300 anos, que de forma
geral podem ser classificadas em três grupos:
• turbulentas
•
catastróficas
•
nebulares
As teorias turbulentas
A primeira teoria (quase) científica sobre a formação do sistema solar foi
elaborada por René Descartes em meados do século XVII e publicadas no seu
livro “Discours de la Mèthode”. O filósofo e matemático francês postulou que
deve ter existido, em algum momento, um sistema de vórtices totalmente preenchido por um meio chamado “éter”. Os vórtices teriam dado origem ao Sol
e aos planetas que o orbitam.
As teorias catastróficas
George Louis Leclerc (1707-1788).
84
Módulo 1 · Introdução
Foi inicialmente formulada por George Louis Leclerc, conde de Buffon, em
1765. Ele propôs que a colisão de um cometa com o Sol teria arrancado parte
de sua matéria. Posteriormente, a matéria teria se condensado, reagrupado e
formado os planetas. A teoria é compatível com os conhecimentos astronô-
micos de sua época, quando imaginava-se que os cometas eram corpos com
muita massa. Entretanto, as observações mostraram que eles são os menores
objetos do sistema solar.
Hoje sabe-se que a queda de cometas no Sol é um fenômeno comum e,
ao contrário do que essa teoria afirmava, novos sistemas planetários não estão sendo formados. O filme abaixo, feito pela sonda espacial SOHO (Solar
and Heliospheric Observatory) em órbita ao redor dos pólos do Sol, mostra o
momento em que dois cometas rumam em sua direção. A SOHO é um projeto conjunto entre a NASA e a Agência Espacial Européia (European Space
Agency - ESA).
Veja aqui o filme feito pela sonda espacial
SOHO da NASA/ESA mostrando a queda
de dois cometas no Sol (Para visualização é
necessário QuickTime)
A teoria foi revista por James Hopwood Jeans e Harold Jeffreys em 1916,
propondo que a colisão não teria sido com um cometa, mas com uma outra
estrela. Segundo ela, nem precisaria ter ocorrido uma colisão entre o Sol e
outra estrela. Uma grande aproximação entre os dois astros seria suficiente
para “arrancar” uma grande quantidade de matéria do Sol. No entanto, a teoria tinha uma falha: a aproximação entre estrelas produziria um gás muito
quente. Devido à alta temperatura, o gás se expandiria muito rapidamente
não permitindo a posterior condensação, ou seja, formação de corpos celestes.
O Sistema Solar
85
As teorias nebulares
Ilustração de uma nebulosa proto-solar.
Uma terceira teoria, chamada teoria nebular, foi proposta inicialmente
pelo filósofo alemão Immanuel Kant em 1755, e aprimorada pelo matemático
e astrônomo francês Pierre Simon, marquês de Laplace, em 1796. É a teoria
mais próxima das concepções modernas sobre a formação do sistema solar,
conhecida como a hipótese de Kant-Laplace.
Segundo ala, teria existido no espaço atualmente ocupado pelo sistema solar uma enorme nuvem difusa formada por gás e poeira. A nuvem, que girava
lentamente, foi chamada de nebulosa proto-solar.
A força gravitacional que as partículas da nuvem exerciam umas sobre as
outras teria iniciado um processo gradual de contração. Na medida em que a
nuvem se contraia, sua velocidade de rotação aumentava gradualmente e a força
centrífuga fazia com que a nuvem ejetasse porções de matéria. Posteriormente,
as porções foram se condensando, levando finalmente à formação dos planetas.
A teoria foi refinada ao longo dos anos por eminentes pesquisadores como
Safronov (1969), Cameron (1969) e Hayashi (1970), passando a ser a mais aceita, sendo atualmente conhecida como “modelo padrão”. É essa teoria que será
discutida a seguir.
Os dados observacionais
O primeiro dado observacional é a rotação dos corpos do sistema solar.
Todos os planetas giram em torno do Sol que, por sua vez, gira em torno de seu
eixo de rotação na mesma direção do movimento de translação dos planetas.
Também é sabido que todos os planetas (com exceção de Vênus) giram em
torno de seu eixo no mesmo sentido da rotação do Sol. Portanto, essas evidências observacionais indicam que no sistema solar tanto o Sol como os planetas
originaram-se de “algo que estava em rotação”.
86
Módulo 1 · Introdução
As órbitas planetárias constituem outro dado observacional. Elas são quase
circulares e possuem pequenas inclinações. Isso indica que o sistema solar se
formou a partir de “algo que era inicialmente achatado”, semelhante a um disco.
A análise da composição química é mais uma evidência observacional.
Existem variações na composição química dos planetas que, por sua vez, são
dependentes das distâncias ao Sol. No entanto, apresentam certas similaridades sugestivas de que suas formações ocorreram a partir de uma mistura única de elementos. O fato de existirem planetas terrestres, com uma composição
dominada por oxigênio e planetas gigantes, com composição dominada por
hidrogênio, é explicado pela forma diferenciada de como esses corpos foram
aquecidos.
Diferentes testes de datação em sistemas planetários também têm indicado
que todo o conjunto foi formado aproximadamente ao mesmo tempo, cerca de
4,5 bilhões de anos.
Por fim, sabe-se que cerca de 99,8% de toda a massa do sistema solar se
concentra no Sol, que gira em torno do seu eixo muito lentamente, enquanto
os planetas (especialmente os gigantes) giram mais rápido. Em outras palavras, embora a massa esteja concentrada no corpo central, o momento angular
está concentrado nos planetas, mais precisamente, em Júpiter.
Em resumo, qualquer modelo de formação do sistema solar deve estar fundamentado nas seguintes evidências observacionais:
1. sentido único de rotação
2. órbitas coplanares e quase circulares
3. composição química similar
4. mesma idade para todo o sistema planetário (cerca de 4,55 bilhões
de anos)
5. massa concentrada no Sol e momento angular concentrado nos
planetas
A teoria que satisfaz a todos esses requisitos é denominada “modelo
padrão”.
O “modelo padrão”
Segundo a teoria nebular de Kant-Laplace, o sistema solar teria se formado
a partir do colapso de uma nuvem primordial em rotação, constituída de gás
e poeira. O sistema assim criado possui uma rotação única, composição única
e também idade única, satisfazendo, portanto, os quesitos (1), (3) e (4) acima.
À medida que a nuvem colapsa, passa a girar cada vez mais rápido até o ponto
em que começa a expelir matéria, formando em seguida os planetas.
Contudo, o processo de ejeção de matéria não obriga todos os planetas
estarem situados num mesmo plano. Além disso, com base nesse argumento,
o Sol deveria girar mais rápido que os planetas, o que não é verdade. Logo, a
teoria nebular de Kant-Laplace falha nos requisitos (2) e (5). O segundo, quando analisado separadamente, fornece parte da solução do problema. Órbitas
co-planares implicam necessariamente na existência de uma estrutura fina
como um disco. É possível então introduzir a seguinte modificação no modelo original de Kant-Laplace: à medida que a nuvem proto-solar colapsa, a
matéria vai se distribuindo num disco fino. Ao longo desse disco a massa vai
sendo transferida para o centro ao mesmo tempo em que o momento angular
é transferido para a periferia. Assim, o quinto requisito também é satisfeito.
O Sistema Solar
87
A formação de um disco fino a partir do colapso de uma nuvem de gás e
poeira permite que o modelo de Kant-Laplace satisfaça todos os fatos constatados pela observação instrumental. Resta agora explicar melhor como os
planetas foram formados a partir do disco. Existem duas formas: quebrando o
disco em nove pedaços ou construindo nove corpos a partir da junção de pedaços menores que formavam inicialmente o disco. Isso deu origem a teorias
distintas, envolvendo diferentes processos físicos: instabilidades gravitacionais ou condensação e aglutinação.
As teorias de instabilidades gravitacionais
Uma das mais aceitas propõe que instabilidades gravitacionais foram se
formando em um disco cuja massa seria da ordem da massa do Sol. Estas instabilidades teriam dado origem a protoplanetas, que foram capturando cada
vez mais matéria até se tornarem os planetas atuais. O modelo, desenvolvido
por Cameron em 1969, passou a ser conhecido como o “modelo de grande
massa”, já que para iniciar as instabilidades gravitacionais é necessário que o
disco tenha muita massa. Entretanto, ela apresenta um problema: a massa de
todos os planetas juntos não passa de 0,01% da massa do Sol. Então, para onde
foi o restante da massa que estava inicialmente no disco?
Para solucioná-lo surgiu a proposição de que, em um momento do estágio
final da formação do Sol, ocorreu a um forte vento que teria “limpado” o disco.
Algumas estrelas ao se formarem passam por uma fase chamada “T-Tauri”.
Durante esse estágio, são capazes de ejetar muita matéria, o chamado “processo de perda de massa”. Contudo, ainda não foi observada nenhuma estrela
88
Módulo 1 · Introdução
cuja perda de massa seja tão intensa quanto a que deveria ter acontecido no Sol
para realizar essa “limpeza” espacial.
As teorias de condensação e aglutinação
A outra teoria, formulada por Safronov também em 1969, propõe que os
planetas foram formados a partir da condensação do gás com os grãos de poeira existentes no disco. Durante esse processo, corpos cujos tamanhos variavam
de alguns microns a poucos centímetros, foram sendo formados. Posteriormente estes corpos se aglutinaram formando corpos maiores, chamados planetesimais, cujos tamanhos variavam desde alguns metros a quilômetros.
A aglutinação se deu a partir de suaves colisões entre planetesimais que
estavam em rotação no disco, conforme mostrado.
O modelo ao lado difere do proposto por Cameron não apenas na hipótese
do processo de formação dos planetas, mas, principalmente, no valor atribuído à massa do disco. Com base nele é possível formar os planetas a partir de
um disco com massa aproximadamente igual a 10-2 da massa do Sol, satisfazendo assim todos os requisitos fundamentados na observação.
O modelo proposto por Safronov é o que melhor descreve a formação do
sistema solar, sendo denominado modelo padrão.
Muitos aspectos desse modelo ainda precisam de estudos mais detalhados.
Entretanto, os processos básicos principais são coerentes com as observações.
É importante lembrar que um modelo científico deve satisfazer os dados
observacionais conhecidos e também ser submetido a novas observações, para
comprovar que ele está correto. O modelo padrão faz isso, a partir de uma hipótese fundamental: o processo pelo qual o sistema solar se formou é um processo comum de formação estelar. É exatamente o que vem sendo constatado
nos últimos anos. Na Nebulosa Orion (imagem a seguir) tem sido observada a
formação de estrelas a partir do colapso de pequenas nuvens. Logo, o modelo
está correto quanto à possibilidade de encontrar outros sistemas planetários,
além de muitos objetos nos estágios intermediários de formação.
O Sistema Solar
89
Nela, o telescópio espacial Hubble conseguiu observar objetos ovais que
têm em seu centro uma estrela em formação e gás e poeira ao redor.
Imagem da Nebulosa Orion.
A descoberta do disco de poeira de ß-Pictoris e, mais recentemente, de
discos de poeira em torno de outras estrelas também comprovam a existência dessa fase na formação planetária. No caso de ß-Pictoris, acredita-se que
um sistema planetário esteja em adiantado estágio de formação. Portanto, o
modelo padrão representa bem o que é observado no sistema solar e é bem
sucedido quando propõe o que pode ser esperado.
Outros programas de sondas espaciais
DATA DE
LANÇAMENTO
SONDA
ESPACIAL
PAÍS
MISSÃO
CIENTÍFICA
Estados Unidos
Descobriu a existência de cinturões
de radiação envolvendo a Terra, hoje
chamados de Cinturões Van Allen.
União Soviética
Foi o primeiro objeto feito pelo ser
humano a impactar sobre o solo
lunar, na região chamada "Palus
Putredinis".
Explorer 1
31 de janeiro de
1958
Luna 2
13 de setembro de
1959
90
Módulo 1 · Introdução
Luna 3
4 de outubro de
1959
União Soviética
Foi o primeiro objeto feito pelo ser
humano a contornar a Lua. Obteve as
primeiras imagens do "lado escuro"
da Lua.
Estados Unidos
Foi a primeira sonda espacial a passar,
com sucesso, próxima a outro planeta
do Sistema Solar, o planeta Vênus.
Estados Unidos
Primeira transmissão de imagens
próximas da superfície da Lua. Colidiu
com o nosso satélite.
Estados Unidos
Foi a primeira sonda espacial a passar
por Marte e a primeira a enviar para
a Terra imagens detalhadas da superfície marciana.
Estados Unidos
Passou por Vênus e mostrou que esse
planeta não tem campo magnético.
União Soviética
Foi a primeira espaçonave a pousar
em outro planeta, Vênus.
Mariner 2
27 de agosto de
1962
Ranger 7
28 de julho de
1964
Mariner 4
28 de novembro
de 1964
Mariner 5
14 de junho de
1965
Venera 3
16 de novembro
de 1965
O Sistema Solar
91
Luna 9
3 de fevereiro de
1966
União Soviética
Foi o primeiro objeto construído pelo
ser humano a pousar suavemente sobre a superfície da Lua, no "Oceanus
Procellarum". A sonda enviou para
a Terra várias imagens da superfície
lunar.
União Soviética
Foi o primeiro satélite artificial a entrar em órbita em torno de um outro
corpo do Sistema Solar, a Lua.
Estados Unidos
Primeiro veículo a entrar em órbita da
Lua com o objetivo de realizar levantamentos de dados.
União Soviética
Primeira espaçonave a enviar para
a Terra dados estando dentro da atmosfera de Vênus.
Estados Unidos
Passou por Marte e foi a primeira
espaçonave a enviar imagens de alta
resolução da superfície marciana.
União Soviética
Primeira espaçonave a enviar para a
Terra dados estando na superfície de
Vênus. Ela entrou na atmosfera de
Vênus e liberou uma cápsula de pouso que foi o primeiro objeto feito pelo
ser humano a retornar dados após
ter pousado sobre a superfície de um
outro planeta.
Luna 10
31 de março de
1966
Lunar Orbiter 1
10 de agosto de
1966
Venera 4
12 de junho de
1967
Mariner 6
24 de fevereiro de
1969
Venera 7
17 de agosto de
1970
92
Módulo 1 · Introdução
Luna 16
12 de setembro de
1970
União Soviética
Obteve as primeiras amostras de solo
lunar, sem a participação humana,
após pousar suavemente na superfície da Lua, na região chamada "Mar
da Fecundidade".
União Soviética
Pousou sobre a superfície da Lua,
no "Mar Imbrium". Sua carga incluia
o primeiro "rover" lunar, um carrinho-robô não tripulado chamado
"Lunokhod 1". Levou também equipamento de televisão.
Estados Unidos
Entrou em órbita emdo planeta Marte e realizou o primeiro mapeamento
global desse planeta.
União Soviética
Realizou a primeira análise química da
superfície de Vênus.
Estados Unidos
Atravessou o Cinturão de Asteroides
e se tornou a primeira espaçonave a
sobrevoar Júpiter. Em 1983 a Pioneer
10 se tornou a primeira espaçonave a
deixar o Sistema Solar. Levará mais de
2 milhões de anos até que a Pioneer
10 ultrapasse a estrela Aldebaran, a
mais próxima ao longo da trajetória
seguida pela espaçonave.
Luna 17
17 de novembro
de 1970
Mariner 9
30 de maio de
1971
Venera 8
26 de março de
1972
Pioneer 10
2 de maio de 1972
O Sistema Solar
93
Pioneer 11
Estados Unidos
Passou pelo Cinturão de Asteroides
no dia 19 de abril de 1974 e ultrapassou Júpiter em 2 de dezembro de
1974. Este foi o segundo sobrevôo de
Júpiter por uma espaçonave. No dia
1 de setembro de 1979, a Pioneer 11
cruzou a órbita de Saturno obtendo
as primeiras imagens detalhadas de
Saturno. Este foi o primeiro sobrevôo
de Saturno por uma espaçonave. As
espaçonaves Pioneer 10 e Pioneer 11
foram as primeiras espaçonaves a estudar diretamente Júpiter e Saturno.
Estados Unidos
Primeira espaçonave a sobrevoar
Mercúrio. No caminho para esse
planeta a espaçonave obteve dados
sobre Vênus.
União Soviética
Pousou na vizinhança de uma região
vulcânica conhecida como "Beta Regio" enviando imagens da superfície
de Vênus durante 53 minutos. Esta
foi a primeira cosmonave (e não uma
sonda) a pousar na superfície de outro planeta.
Estados Unidos
O módulo orbital da sonda Viking 1
terminou suas operações no dia 7 de
agosto de 1980. O módulo de pouso
da sonda Viking 1 realizou o primeiro
pouso suave sobre a superfície de
Marte de um objeto construído pelo
ser humano. O módulo de pouso terminou as suas operações no dia 1 de
fevereiro de 1983.
Estados Unidos
O módulo orbital da sonda Viking 2
terminou suas operações no dia 24
de julho de 1978 após ter realizado
1489 órbitas em torno de Marte. O
módulo de pouso da sonda Viking 2,
o segundo objeto artificial a pousar
suavemente sobre a superfície de
Marte, cessou suas comunicações
com os operadores na Terra no dia 12
de abril de 1980.
5 de abril de 1973
Mariner 10
3 de novembro de
1973
Venera 9
8 de junho de
1975
Viking 1
20 de agosto de
1975
Viking 2
9 de setembro de
1975
94
Módulo 1 · Introdução
Voyager 2
20 de agosto de
1977
Estados Unidos
Realizou uma jornada de 5 anos aos
planetas Júpiter, Saturno, Urano e
Netuno. As sondas espaciais Voyager
1 e Voyager 2 foram as primeiras
espaçonaves a explorar os planetas
exteriores. Em setembro de 2003,
a Voyager 2 estava a uma distância
aproximada de 11 trilhões de quilometros do Sol.
Estados Unidos
Realizou uma jornada de 5 anos aos
planetas Júpiter, Saturno e o satélite
Titã. A Voyager 1 está a mais de 40
anos no espaço e, a partir de 1998,
tornou-se a espaçonave que mais se
distanciou do Sol.
Estados Unidos
Mapeou a superfície de Vênus, utilizando um radar.
União Soviética
Detectou a existência de descargas
elétricas na atmosfera de Vênus.
União Soviética
Enquanto permanecia em órbita de
Vênus, realizou o mapeamento topográfico da superfície desse planeta
usando um radar.
Voyager 1
5 de setembro de
1977
Pioneer Venus Orbiter
20 de maio de
1978
Venera 13
30 de outubro de
1981
Venera 15
2 de junho de
1983
O Sistema Solar
95
Vega 1
15 de dezembro
de 1984
União Soviética
Passou por Vênus lançando um módulo de teste na direção da superfície
do planeta. Passou através da coma
do cometa Halley.
Japão
Mediu a interação do vento solar com
o cometa Halley.
European Space
Agency (ESA)
Realizou a maior aproximação de uma
espaçonave ao cometa Halley. Obteve
as primeiras imagens muito próximas
do núcleo de um cometa.
Japão
Obteve imagens na faixa espectral do
ultravioleta da coroa de hidrogênio
do cometa Halley. Realizou várias medidas do plasma do cometa.
Estados Unidos
Mapeou 99% da superfície de Vênus
durante 4 anos de observação. Suas
imagens tinham uma precisão (resolução) de 100 metros. No dia 11
de outubro de 1994 mergulhou na
direção de Vênus colidindo com a sua
superfície.
Sakigake
8 de janeiro de
1985
Giotto
2 de julho de 1985
Suisei
18 de agosto de
1985
Magellan
4 de maio de 1989
96
Módulo 1 · Introdução
Galileu
18 de outubro de
1989
Estados Unidos
Foi a primeira espaçonave a se encontrar com um asteroide, fotografando
um satélite de um asteroide. Usou
uma sonda para fazer medições dentro da atmosfera de Júpiter, de sua
magnetosfera e de seus satélites. Ela
também foi a única espaçonave que
realizou observações de mais de 20
fragmentos do cometa Shoemaker-Levy à medida que eles mergulhavam na atmosfera de Júpiter durante
6 dias em julho de 1994. No dia 21 de
setembro de 2003 a Galileu mergulhou na atmosfera de Júpiter sendo,
então, destruída.
Estados Unidos/
European Space
Agency (ESA)
Primeira sonda espacial a permanecer
em órbita dos polos do Sol.
Estados Unidos
Obteve evidências de água na região
do polo sul da Lua.
Estados Unidos
Foi a primeira espaçonave a entrar
em órbita de um asteroide, o 433
Eros. Também foi a primeira espaçonave a pousar suavemente na superfície de um asteroide. Essa espaçonave
também obteve excelentes imagens
do asteroide Mathilde.
Estados Unidos
Enviou um grande volume de dados
sobre Marte, mais do que todas as
missões anteriores juntas. Fotografou
canais que sugerem ter havido correntes de água líquida na superfície
do planeta.
Ulysses
6 de outubro de
1990
Clementine
25 de janeiro de
1994
NEAR-Shoemaker
17 de fevereiro de
1996
Mars Global Surveyor
7 de outubro de
1996
O Sistema Solar
97
Mars Pathfinder
4 de dezembro de
1996
Estados Unidos
Formada por um módulo de pouso e
um pequeno carrinho-robô, o Sojourner Rover, essa missão explorou as
planícies do hemisfério norte de Marte conhecidas como "Ares Valles".
Cassini-Huygens
Estados Unidos- o módulo de pouso Huygens descerá
-European Space sobre a superfície de Titã, satélite de
Agency (ESA)/Itália Saturno.
15 de outubro de
1997
Lunar Prospector
7 de janeiro de
1998
Estados Unidos
Colidiu propositalmente com a Lua na
tentativa de determinar a existência
de água no seu subsolo.
Estados Unidos
Sobrevoou o asteroide 1992 KD, próximo à Terra, em 20 de julho de 1999.
Em setembro de 2001 a espaçonave
encontrou o cometa Borrelly, registrando imagens excepcionais.
Estados Unidos
Fotografou o núcleo do cometa Wid
2. Colheu material da coma desse
cometa.
Estados Unidos
Estudou a composição da atmosfera
marciana e detectou a presença de
água e gelo enterrado no subsolo do
planeta.
Deep Space 1
24 de outubro de
1998
Stardust
7 de fevereiro de
1999
2001 Mars Odyssey
7 de abril de 2001
98
Módulo 1 · Introdução
Hayabusa (MUSES-C)
9 de maio de 2003
Japão
Esta missão teve como objetivo trazer
para a Terra amostras do solo do asteróide Itokawa.
European Space
Agency (ESA)
Lançou um módulo de pouso, Beagle
2, na direção da superfície marciana.
O módulo orbital continua a realizar
pesquisas sobre a possibilidade de
existir água em Marte.
Estados Unidos
Dois pequenos robôs, o Spirit e o
Opportunity, foram colocados sobre
a superfície de Marte com a missão
de explorar cerca de 40 metros de
distância por dia.
European Space
Agency (ESA)
Sua longa missão levou essa sonda
espacial ao encontro do cometa 67P/
Churyunov-Gerasimenko.
Estados Unidos
(NASA)
Estudou o interior do cometa 9P/
Tempel
Estados Unidos
(NASA)
Orbitar Marte para reconhecer sua
superfície, auxiliando no planejamento de outras missões.
Mars Express
2 de junho de
2003
Mars Exploration Rovers
10 de junho de
2003
7 de julho de 2003
Rosetta
2 de março de
2004
Deep Impact
12 de janeiro de
2005
Mars Reconnaissance Orbiter
12 de agosto
de 2005
O Sistema Solar
99
Venus Express
9 de novembro de
2005
European Space
Agency (ESA)
Estudar os efeitos atmosféricos e
magnéticos de Vênus. Também faz
imagens planetárias.
Estados Unidos
(NASA)
Sonda interplanetária enviada para
coletar dados de Júpiter e Plutão.
Capturou a primeira imagem nítida de
Plutão.
Estados Unidos
(NASA)
Duas sondas enviadas para o Sol, STEREO A e STEREO B, com o objetivo de
fazer imagens das ejeções de massa
coronal e outros fenômenos solares.
Estados Unidos
(NASA)
Coletar amostras do solo marciano
perto do polo norte do planeta.
Estados Unidos
(NASA)
Sonda espacial que coletou dados
sobre os asteróides Vesta e Ceres.
New Horizons
19 de janeiro de
2006
STEREO
26 de outubro de
2006
Phoenix
4 de agosto de
2007
Dawn
27 de setembro de
2007
100
Módulo 1 · Introdução
Kepler
7 de março de
2009
Estados Unidos
(NASA)
Observatório espacial que orbita
a Terra, cuja missão é procurar de
planetas extrasolares.
European Space
Agency (ESA)
Tratava-se de um observatório
espacial que funcionou de 2009 a
2013 enquanto orbitava a Terra.
Registrou imagens na faixa do
espectro infravermelho.
Japan Aerospace
Exploration
Agency (JAXA)
Estudar a atmosfera de Vênus.
Japan Aerospace
Exploration
Agency (JAXA)
IKAROS é a primeira sonda a demonstrar os efeitos de velas solares no
sistema solar.
Estados Unidos
(NASA)
Investigar a habitabilidade de Marte,
realizando análises climáticas e
geológicas.
Herschel Space Observatory
14 de março de
2009
Akatsuki
20 de maio de
2010
IKAROS
20 de maio de
2010
Mars Science Laboratory
(Curiosity)
26 de novembro
de 2011
O Sistema Solar
101
Mars Orbiter Mission
5 de novembro
de 2013
Indian Space
Research
Organisation
(ISRO)
Demonstrar tecnologias para
desenho, planejamento, gerência
e operações de uma missão
interplanetária.
Estados Unidos
(NASA)
Estudar a atmosfera de Marte.
Estados Unidos
(NOAA)
Observar os ventos solares e a ejeção
de massa coronal do Sol. Também
mapear o clima da Terra.
European Space
Agency (ESA) e
Russian Federal
Space Agency
(RKA)
Monitorar os gases da superfície
de Marte e auxiliar na comunicação
de outras sondas com a Terra.
MAVEN
18 de novembro
de 2013
Deep Space Climate Observatory
11 de fevereiro de
2015
ExoMars Trace Gas Orbiter
14 de março de
2016
102
Módulo 1 · Introdução