Aula 10 - Sistema solar: corpos menores.

Alexei Machado Müller, Maria de Fátima Oliveira Saraiva & Kepler de Souza Oliveira Filho

Introdução Prezado aluno, em nossa décima aula, da primeira

área, vamos estudar o sistema solar dando ênfase aos corpos menores.

Bom estudo!

Área 1, Aula 10

Cometa West. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/comast/

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Objetivos da aula Nesta aula, a última dos conteúdos da primeira

área, vamos tratar dos corpos menores do sistema solar, e esperamos que ao final você esteja habilitado a:

• descrever e comparar as características gerais de planetas anões, cometas, asteroides do cinturão principal e asteroides do cinturão de Kuiper;

• descrever a composição e estrutura de um cometa, explicando como se forma e para onde aponta a sua cauda;

• estabelecer a diferença entre meteoroide, meteoro e meteorito;

• perceber de forma realista a possibilidade de ocorrerem impactos desses objetos na Terra, e os riscos que tais impactos podem oferecer.

Quais são os demais corpos que constituem o sistema solar, além dos planetas e do Sol?

Corpos Menores do Sistema Solar

Figura 01.10.01: A maioria dos asteroides conhecidos estão no Cinturão de Asteroides Principal, localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter.

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O sistema solar contém, além dos planetas e dos planetas anões, um grande número de corpos menores, entre os quais estão incluidos os satélites e anéis dos planetas, os asteroides, os meteoroides e os cometas.

Com exceção dos satélites e dos anéis, que orbitam os planetas, todos os demais corpos orbitam o Sol.

Asteroides Asteroides são um grupo numeroso de pequenos

corpos (planetas menores) com órbitas situadas na grande maioria no Cinturão Principal de Asteroides, entre as órbitas de Marte e Júpiter, a uma distância média da ordem de 2,8 unidades astronômicas do Sol. Mais de 12.000 asteroides têm órbitas bem determinadas. Eles orbitam o Sol aproximadamente no mesmo sentido dos planetas (de oeste para leste) e a maioria no mesmo plano. A partir de 1992 foram descobertos vários asteroides além da órbita de Netuno, chamados objetos transnetunianos. A maioria desses objetos têm órbitas alinhadas com a eclíptica, formando um anel em torno do Sol, a uma distância média de 40 UA, chamado "Cinturão de Kuiper". Todos os asteroides são menores do que a Lua.

Asteroides do Cinturão Principal

O Cinturão de Asteroides principal contém asteroides com semieixo maior de 2,2 a 3,3 UA, correspondendo a períodos orbitais de 3,3 a 6 anos. Provavelmente mais de 90% de todos os asteroides estão neste Cinturão. Os asteroides deste cinturão são rochosos, com densidade da ordem de 2,5 g/cm3.

Figura 01.10.02: Diagrama mostrando a localização do Cinturão de Asteroides Principal, entre as órbitas de Marte e de Júpiter (pontinhos

amarelos).

O maior asteroide do Cinturão principal, e o primeiro asteroide conhecido, é Ceres, descoberto em 1801 pelo italiano Giuseppe Piazzi (1746-1826), com massa de um centésimo da massa da Lua, e diâmetro de 1.000 km. Nessa Área 1, Aula 10, p.3

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Sistema solar

Contém além dos planetas e dos planetas anões, um

grande número de corpos menores,entre os quais os

satélites e os anéis de planetas, os asteroides, os

meteoroides e os cometas.

Asteroides

São corpos pequenos, rochosos ou metálicos,

com órbitas quase circulares e coplanares

com a eclíptica, encontrados

principalmente no Cinturão Principal, entre

as órbitas de Marte e Júpiter.

época os astrónomos estavam procurando insistentemente um planeta que, de acordo com a lei de Titius-Bode, deveria existir entre as órbitas de Marte e Júpiter. Piazzi achou que tinha encontrado tal planeta, mas em seguida as descobertas de novos "pequenos planetas" nessa região se multiplicaram, e todos foram agrupados sob o nome de "asteroides”. Pallas foi descoberto em 1802, por Heinrich Wilhelm Mattäus Olbers (1758 -1840) e Juno em 1804 por Karl Ludwig Harding (1765 -1834). O asteroide Ida, com 50 km de diâmetro, foi fotografado em 1993 pela sonda Galileo e foi então descoberto que ele possui um satélite, Dactyl, de 1,5 km de diâmetro, a 100 km de distância. Aproximadamente 10% dos asteroides têm satélites.

.

Figura 01.10.03: Imagem colorida de Ceres.Fonte: HST.

Veja aqui uma comparação do tamanho de Ceres com o da Lua.

Figura 01.10.04: O asteroide Ida (à esquerda) e sua lua Dactyl (ponto branco à direita).

Asteroides do Cinturão de Kuiper

Figura 01.10.05: Gerrit Pieter Kuiper (1905-1973), astrônomo holandês. Descobriu duas luas de planetas de nosso sistema solar (Miranda, em Urano;

Nereida, em Netuno).

O cinturão de Kuiper é uma região em forma de rosca, centrada no Sol e alinhada com plano do sistema solar, com bordas entre 30 e 55 UA do Sol, portanto logo após a órbita de Netuno. Os asteroides que povoam essa região são compostos de uma mistura de gelo e rocha, e são mais conhecidos como objetos do cinturão de Kuiper, ou objetos transnetunianos.

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Lembre que exceção feita aos anéis e aos satélites, todos os demais corpos orbitam o Sol.

Asteroides transnetunianos São também conhecidos

como objetos do Cinturão de Kuiper.

São corpos de composição mista entre

rocha e gelo que habitam uma região em

forma de rosquinha centrada no Sol, com

bordas entre 30 e 55 UA.

Figura 01.10.06: Diagrama mostrando a localização do Cinturão de Kuiper, logo além da órbita de Netuno (pontinhos amarelos).

O cinturão de Kuiper foi predito pelos cálculos do astrônomo irlandês Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972) em 1949 e do holandês Gerard Peter Kuiper, figura 01.10.05, (1905-1973) em 1951. Desde a primeira descoberta de um asteroide transnetuniano por David C. Jewitt (1958-) & Jane X. Luu (1963 - ) em 1992, foram descobertos mais de 1.000 asteroides do Cinturão de Kuiper, a maioria com cerca de 100 km de diâmetro. Acredita-se que existam mais de 70.000 asteroides com mais de 100 km de diâmetro no cinturão de Kuiper.

Figura 01.10.07: Concepção artística mostrando os tamanhos de alguns objetos do cinturão de Kuiper em comparação com Plutão e a Terra. Xena foi rebatizado como Éris, 2003 EL61 foi batizado como Haumea e 2005 FY9 como Makemake. Assim como Plutão, são classificados atualmente como

planetas anões. Fonte da figura: http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=10783.

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Planetas Anões Desde agosto de 2006 o sistema solar tem uma nova

categoria de objetos, que são os planetas anões. Enquadram-se nessa categoria objetos que:

1. estão em órbita em torno do Sol (como os planetas); 2. têm forma determinada pela auto-gravidade, ou seja,

são esféricos (como os planetas); 3. não tem tamanho significativamente maior do que os

outros objetos em sua vizinhança (ao contrário dos planetas).

Até o momento, os planetas anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e Makemake.

Éris (a deusa da discórdia na mitologia grega) tem um satélite, que recebeu o nome Dysnomia, que na mitologia é o espírito demoníaco da falta de lei. Pela órbita de Dysnomia se mede que Éris é 27 % mais massivo que Plutão.

Figura 01.10.08: Éris e seu satélite (Dyssnomia), fotografado pela primeira vez por Michael E. Brown com telescópio de 10m do W.M. Keck Observatory.

Plutão tem três satélites, como pode ser visto na figura 01.10.09:

Figura 01.10.09: Imagens de maio de 2005 obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble mostraram Plutão, além do satélite Caronte descoberto em 1978, dois

outros objetos menores orbitando Plutão. Em fevereiro de 2006 novas observações confirmaram estes dois novos satélites, chamados de Hydra

(monstro com corpo de serpente e nove cabeças) e Nix (deusa da escuridão).

Haumea tem dois satélites e Makemake não tem nenhum conhecido até o momento.

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Planetas anões

São objetos que têm massa suficiente para ter

formato esférico, mas não são grandes o

suficiente para ”limpar” as vizinhanças de suas

órbitas, ou seja, não são significativamente

maiores e mais massivos do que os demais corpos

que orbitam o Sol à mesma distância que se

encontram.

Cometas

Figura 01.10.10: Duas fotos de cometas.

Os cometas constituem outro conjunto de pequenos corpos orbitando o sistema solar. Suas órbitas são elipses muito alongadas. Eles são muito pequenos e fracos para serem vistos mesmo com um telescópio, a não ser quando se aproximam do Sol. Nessas ocasiões eles desenvolvem caudas brilhantes que algumas vezes podem ser vistas mesmo a olho nu.

Figura 01.10.11: Imagens do cometa periódico Borrelly (19P) obtidas pela sonda Deep Space 1. A foto do núcleo foi obtida quando a nave passou a

3 417 km dele. O cometa tem um período de 6,8 anos e um núcleo com 8 km. Lançada em outubro de 1998, a Deep Space 1 completou seu projeto principal de estudar a propulsão iônica antes de fotografar o cometa.

Os cometas são feitos de uma mistura de gelo e poeira, como uma bola de gelo sujo, segundo o modelo proposto por Fred Lawrence Whipple (1906-2004) em 1950. À medida que eles se aproximam do Sol, parte do gelo derrete, formando uma grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa, chamada coma, com diâmetro da ordem de 100 mil km. A parte sólida e gelada no interior é o núcleo e normalmente tem 1 a 10 km de diâmetro. O calor e o vento solar proveniente do Sol sopram o gás e a poeira da coma formando a cauda. Essa cauda sempre aponta na direção oposta à do Sol e pode estender-se até 1 UA de comprimento.

Figura 01.10.12: Componentes de um cometa, núcleo, coma, cauda ionizada, cauda de poeira, cauda de hidrogênio.

Cometas

São objetos compostos de materiais voláteis

congelados, têm órbitas altamente elípticas e

não confinadas ao plano da eclíptica. Apresentam poeira

(silicatos) em sua composição,(daí serem considerados “bolas de

gelo sujo”. Ao se aproximarem do

Sol, parte do gelo derrete, formando uma

grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa, chamada

coma.

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Normalmente podem ser observadas duas caudas, uma cauda de gás e uma cauda de poeira. A cauda de poeira é mais larga, curva e amarela porque brilha devido à reflexão da luz solar na poeira. A poeira segue a órbita kepleriana, isto é, quanto mais distante do Sol mais devagar movem-se as partículas. A cauda de gás é reta e azul, pois brilha devido à emissão do monóxido de carbono ionizado (plasma), que fica em λ = 4.200 Å. O gás expelido do cometa é ionizado pela radiação solar e segue as partículas ionizadas expelidas pelo Sol, chamadas de vento solar. A cauda de hidrogênio, somente visível em ondas de rádio, é a mais extensa; por ser composta das partículas mais leves, é a mais afetada pela pressão de radiação.

Algumas vezes é observada também uma anti-cauda, isto é, uma cauda na direção do Sol. Essa cauda é um efeito de perspectiva, causado por partículas grandes (0,1 a 1 mm de diâmetro), ejetadas do núcleo, que não são arrastadas pela pressão de radiação do Sol, permanecendo na órbita.

Figura 01.10.13: Sequência de posições de um cometa Halley orbitando a Terra

com as caudas ionizadas e de poeira.

Figura 01.10.14: Foto do núcleo irregular do Cometa Halley (à direita) obtida pela nave européia Giotto (à esquerda) a 1.000 km do núcleo do cometa, que

tem 13 km por 8 km, densidade próxima a 1,0 g/cm3 e massa de 6 × 1014 kg.

Figura 01.10.15: Edmund Halley (1656-1742), astrônomo britânico amigo de Isaac Newton, foi o primeiro a mostrar que os cometas vistos em 1531, 1607 e 1682 eram na verdade o mesmo cometa e, portanto, periódico, que é desde

então chamado de Cometa Halley.

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Figura01.10.16: Cometa McNaugth, em janeiro 2007, a foto foi tirada ao anoitecer, em Porto Alegre. Fonte:

http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm.

Figura 01.10.17: Cometa Hale-Bopp, janeiro 1997, foto foi tirada ao anoitecer, em Porto Alegre. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm.

Acredita-se que os cometas são corpos primitivos, presumivelmente sobras da formação do sistema solar.

Esses corpos formariam uma vasta nuvem circundando o sistema solar, em órbitas com afélios a uma distância de ≈50.000 UA do Sol: a "Nuvem de Oort", figura 01.10.19. Haveria ≈100 bilhões de núcleos cometários nessa nuvem. Eventualmente, a interação gravitacional com uma estrela próxima perturbaria a órbita de algum cometa, fazendo com que ele fosse lançado para as partes mais internas do sistema solar. Uma vez que o cometa é desviado para o interior do sistema solar, ele não sobrevive mais do que 1.000 passagens periélicas antes de perder todos os seus elementos voláteis.

Figura 01.10.18: Jan Hendrik Oort (1900-1989). Astrofísico e astrônomo holandês.

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Figura 01.10.19: Nuvem de Oort.

Figura 01.10.20: Tamanhos relativos entre o Cinturão de Asteroides Principal (quadro superior esquerdo), o cinturão de Kuiper (quadro superior direito), a órbita do objeto transnetuniano Sedna (quadro inferior direito) e a nuvem

de Oort (quadro inferior esquerdo).

Meteoros Meteoros são pequenos asteroides (meteoroides) que

se chocam com a Terra. Ao penetrar na atmosfera da Terra geram calor por atrito com a atmosfera, deixando um rastro brilhante facilmente visível a olho nu, chamados de estrelas cadentes. O termo vem do grego meteoron, que significa fenômeno no céu. Existem aproximadamente 2.000 asteroides com diâmetro maior de 1 km, que se aproximam da Terra, colidindo com uma taxa de aproximadamente 1 a cada 1 milhão de anos. Dois a três novos são descobertos por ano e suas órbitas são muitas vezes instáveis, devido a interações gravitacionais com os vários corpos (planetas e asteroides).

Figura:01.10.21: Fotografia de meteoros.

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Meteoros

Pequenos asteroides que se chocam com a Terra.

Chuvas de Meteoros Quando a Terra cruza a órbita de um cometa,

encontra poeira ejetada deste e uma chuva de meteoros ocorre.

Figura 01.10.22: Fotografia de uma chuva de meteoros.

Meteoritos

Figura 01.10.23: Fotos de meteoritos tirada na Antártica. Na Antártica encontra-se a maioria dos meteoritos estudados, pois lá estão melhor

preservados.

Meteoritos são meteoroides que atravessam a atmosfera da Terra sem serem completamente vaporizados, caindo ao solo. Do estudo dos meteoritos se pode aprender muito sobre o tipo de material a partir do qual se formaram os planetas interiores, uma vez que são fragmentos primitivos do Sistema Solar.

Existem três tipos de meteoritos: os metálicos, os rochosos, e os metálico-rochosos. Os rochosos são os mais abundantes, compreendendo 90% de todos meteoritos conhecidos. Um tipo de meteoritos rochosos são os condritos carbonáceos, que representam o tipo mais antigo de meteoritos, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e parecem não ter sofrido qualquer alteração desde a época de sua formação. Os metálicos são compostos principalmente de ferro e níquel. Na Terra caem aproximadamente 25 milhões por dia, a grande maioria com alguns microgramas.

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Meteoritos

São meteoroides que atravessam a atmosfera

da Terra sem serem completamente

vaporizados, caindo ao solo.

O meteorito ALH84001 (figura 01.10.24), de 1,9 quilogramas, é um dos 30 meteoritos já coletados na Terra que acredita-se foram arrancados de Marte por colisões de asteroides. ALH84001 cristalizou-se no magma de Marte há 4,5 bilhões de anos, foi arrancado de Marte há 16 milhões de anos e caiu na Antártica há 13 mil anos. Ele mostra traços de hidrocarbonetos policíclicos aromáticos e depósitos minerais parecidos com os causados por nanobactérias na Terra e, portanto, indicando que poderia ter havido vida em Marte no passado remoto. Esta é a primeira evidência da possível existência de vida fora da Terra e levanta a questão de se a vida começou em outros pontos do Universo além da Terra, espontaneamente. Em outubro de 1996, cientistas ingleses descobriram traços de carbono orgânico em outro meteorito marciano, ETA79001, novamente uma evidência circunstancial para a qual vida é somente uma das possíveis interpretações. Entretanto muitos cientistas argumentam que os resíduos são na realidade partes de superfícies de cristais de piroxeno e carbonatos e não nanofósseis. A sonda Sojourner, da missão Mars Pathfinder de julho a setembro de 1997, comprovou que a composição química das rochas marcianas é de fato muito similar à composição dos meteoritos como o ALH84001.

Figura 01.10.24: Em agosto de 1996 cientistas da NASA revelaram

evidências indiretas de possíveis fósseis microscópicos que poderiam ter se desenvolvido em Marte 3,6 bilhões de anos atrás, no meteorito marciano ALH84001. Sua denominação vem do fato de ter sido o meteorito número

001, colectado em 1984, na região chamada Allan Hills, na Antártica.

Impactos na Terra

Figura 01.10.25: A foto acima é da Meteor Crater, ou Cratera Barringer [Daniel Moreau Barringer (1860-1929), que demonstrou que a cratera era

devido ao impacto de um meteorito], no Arizona, tem 1,2 km de diâmetro e 50 mil anos.

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Duas vezes no século XX grandes objetos colidiram com a Terra. Em 30 de junho de 1908, um asteroide ou cometa de aproximadamente 100 mil toneladas explodiu na atmosfera perto do Rio Tunguska, na Sibéria, derrubando milhares de km2 de árvores e matando muitos animais.

Figura 01.10.26: Foto a 20 km do centro da explosão na região do Rio Tunguska, no centro-norte da Sibéria, tirada em 1927 (20 anos depois da

explosão).

O asteroide, rochoso, explodiu no ar e somente pequenos pedaços, encrustados nas árvores, foram encontrados. Simulações indicam que o asteroide deveria ter 30 a 60 metros de diâmetro e energia equivalente de 5 a 15 Mton TNT, uma bomba de hidrogênio. (A primeira bomba de hidrogênio, chamada Bravo, foi testada em 1 de março de 1954, pelos americanos, no Atol de Bikini, e tinha 15 Mton TNT. A bomba de hidrogênio mais poderosa foi testada pelos russos e atingiu 50 Mton TNT). Várias testemunhas viram quando o meteorito/meteoro explodiu no ar.

O segundo impacto ocorreu em 12 de fevereiro de 1947, na cadeia de montanhas Sikhote-Alin, perto de Vladivostok, também na Sibéria. O impacto, causado por um asteroide de ferro-níquel de aproximadamente 100 ton que se rompeu no ar, foi visto por centenas de pessoas e deixou mais de 106 crateras, com tamanhos de até 28 m de diâmetro e 6 m de profundidade. Foram recuperados 9.000 meteoritos metálicos perfazendo um total de 28 ton de massa.

Figura 01.10.27: Foto mostra a recuperação do maior pedaço do meteorito de Sikhote-Alin, de 1.745 kg, sendo tirado de sua cratera por um caminhão. Mais

de 9.000 pedaços, compondo 28 toneladas foram recuperados.

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Em 18 de janeiro de 2000, um meteoro explodiu sobre o território de Yukon, no Canadá, gerando uma bola de fogo brilhante detectada por satélites de defesa e também por sismógrafos. A energia liberada foi da ordem de 2 a 3 kton TNT. Denominado Tagish Lake, em referência ao local da queda, foram recuperados alguns pedaços, 850 g, do meteoro que deve ter tido 200 ton e 5 m de diâmetro.

Figura 01.10.28: Gráfico mostrando a relação entre o intervalo de tempo decorrido entre impactos e o diâmetro do objeto impactante. Os eixos estão em escala logaritmica. Objetos de 100 m, como o que caiu em Tunguska em

1908, caem a cada 1.000 anos; objetos de 10 km, como o que caiu em Chicxulub, caem a cada 50 milhões de anos. No eixo vertical superior é mostrada a energia do impacto de acordo com o diâmetro do objeto.

Figura 01.10. 29: Concepção artística dos impactos que teriam ocorrido à época extinção dos dinossauros.

A extinção dos dinossauros, 65 milhões de anos atrás, é consistente com um impacto de um asteroide ou cometa de mais de 10 km de diâmetro, que abriu uma cratera de 200 km de diâmetro perto de Chicxulub, na península de Yucatan, no México.

O impacto liberou uma energia equivalente a 5 bilhões de bombas atômicas como a usada sobre Hiroshima em 1945. A imagem da figura 01.10.28 mostra as variações gravimétricas do local. Outras crateras com a mesma idade têm sido descobertas, como a cratera Boltysh, de 24 km de largura na Ucrânia e a cratera Silverpit, no fundo do Mar do Norte na costa da Inglaterra, com 19 km de largura.

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A proposta de que a grande extinção de organismos terrestres e marinhos, vertebrados e invertebrados que ocorreu há 65 milhões de anos (transição do período Cretáceo para o Terciário) tem origem num grande impacto é do físico americano Luis Walter Alvarez (1911-1988), ganhador do prêmio Nobel em 1968 por seus estudos de partículas sub-atômicas, e seu filho Walter L. Alvarez (1940 -), geólogo americano, que notaram que a extinção se deu por alterações climáticas que atingiram toda a Terra, com um esfriamento na superfície e pela existência de uma fina camada de argila com uma alta taxa de irídio (um metal raro, similar à platina), com uma concentração 30 vezes maior do que a média de 0,3 partes por bilhão, em mais de cem partes do globo nesta época, consistente com uma grande nuvem de pó que se espalhou por todo o planeta, cobrindo a luz do Sol. Com a queda da fotossíntese, as plantas morreriam e os dinossauros morreriam por falta de alimentos.

Um evento similar poderia ser uma grande explosão vulcânica, mas isto não explicaria a deposição de irídio, nem a existência da cratera de Chicxulub. Irídio é encontrado no interior da Terra, mas os asteroides são mais ricos em irídio do que a crosta da Terra.

Outros grandes impactos sobre a Terra podem ter causado o rompimento do grande supercontinente, Pangea, 250 milhões de anos atrás, e outro há 13 mil anos, cerca de 10 mil a.C., no fim do último período glacial, quando os mamutes desapareceram.

Satélites Em geral, o número de satélites de um planeta está

associado à sua massa. O maior satélite do sistema solar é Ganimedes, (figura 01.10.30) um dos quatro satélites galileanos de Júpiter, com raio de 2.631 km. O segundo é Titan, de Saturno, com 2.575 km de raio (5.150 km de diâmetro). Ambos são maiores do que o planeta Mercúrio, que tem 2.439 km de raio (4.878 km de diâmetro). Note que a Lua, com 3.475 km de diâmetro, é maior do que Plutão, que tem 2.350 km de diâmetro.

Figura 01.10.30: Ganimedes, um dos 4 satélites galileanos de Júpiter.

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Satélites

Orbitam os planetas e o número de satélites de um planeta está relacionado

à massa de cada planeta.

Tabela 01.10.01: Satélites com suas características: diâmetro, massa e densidade.

Os três maiores satélites têm a mesma densidade e aproximadamente o mesmo tamanho e, portanto, devem ter a mesma composição química; provavelmente têm um interior estratificado, com um núcleo rochoso do tamanho da Lua cercado por uma camada espessa de gelo ou possivelmente água. Titan apresenta a notável característica de possuir uma atmosfera densa, rica em compostos de carbono e metano. Titan, como Vênus, é cercado por uma camada opaca de nuvens.

Figura 01.10.31: A maioria dos satélites revolve em torno do respectivo planeta no sentido de oeste para leste e a maioria tem órbita

aproximadamente no plano equatorial de seu planeta.

Figura 01.10.32: Satélites pastoreiros do anél F de Saturno, Prometeu (o interno, 145×85×62 km) e Pandora (114×84×62 km), descobertos em 1980 pela

sonda Voyager.

O mecanismo de "pastoreamento", em linhas gerais, funciona assim: a lua pastoreira mais interna tem velocidade orbital maior do que a das partículas do anel, e a lua pastoreira mais externa tem velocidade orbital menor (movimento kepleriano).

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Quando a lua mais interna ultrapassa as partículas em um determinado ponto do anel, lhes transfere momentum angular, fazendo com que elas espiralem para uma órbita mais externa. Por outro lado, as partículas do anel externo, ao ultrapassarem a lua pastoreira externa, transferem para ela parte de seu momentum angular, indo para uma órbita mais interna. Dessa maneira as partículas ficam confinadas em um anel estreito e bem definido.

Anéis

Figura 01.10.33: Anéis de Saturno.

Os quatro planetas jovianos apresentam um sistema de anéis, constituídos por bilhões de pequenas partículas orbitando muito próximo de seu planeta. Nos quatro planetas, os anéis estão dentro do limite de Roche e devem ter se formado pela quebra de um satélite ou a partir de material que nunca se aglomerou para formar um satélite. Saturno é, de longe, o que possui anéis mais espetaculares. Eles são constituídos principalmente por pequenas partículas de gelo, que refletem muito bem a luz. Já os anéis de Urano, Netuno e Júpiter (nesta ordem de massa constituinte), são feitos de partículas escuras, sendo invisíveis da Terra. A massa total dos anéis de Saturno é menor do que 3 milionésimos da massa de Saturno. Já em 1857, James Clerk Maxwell (1831-1879) demonstrou que os anéis só poderiam permanecer em órbitas estáveis se fossem constituídos de pequenas partículas.

Figura 01.10.34: Anéis de Saturno. As divisões dos anéis de Saturno são causadas por ressonâncias com os satélites. Por exemplo, a maior divisão é

causada por uma ressonância 2:1 com Mimes.

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Anéis

Os quarto planetas jovianos apresentam um

sistema de anéis, constituído por bilhões de

pequenas partículas orbitando muito próximo o

seu planeta.

Figura 01.10.35: Anéis de poeira em torno de Júpiter e Urano.

Asteroides Próximos à Terra Os asteroides próximos à Terra (Near Earth Asteroides)

são aqueles que têm órbitas que os aproximam da Terra e portanto têm maior chance de colidir com a Terra. A maioria tem uma probabilidade de 0,5% de colidir com a Terra no próximo um milhão de anos. O número total de asteroides maiores que 1 km é da ordem de 1.000 a 2.000, que corresponde a uma probabilidade de 1% de colisão no próximo milênio.

Figura 01.10.36: Figura ilustrando um asteroide em rota de colisão com a Terra.

A atmosfera da Terra não oferece proteção para objetos maiores que 100 m de diâmetro. Corpos maiores que 1 km causam efeitos globais na Terra. Mesmo que caiam nos oceanos, as ondas gigantescas que causariam destruiriam as cidades costeiras.

Figura 01.10.37: Número de asteroides que passam próximos à Terra em

relação a seu diâmetro, conforme cálculos de David Rabinowitz et al. (2000), Nature, 403, 165. Os círculos abertos mostram as observações. Os quadrados

e triângulos mostram a amostra corrigida pela dificuldade de observar os mais fracos.

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Simulador de Impactos sobre a Terra

Resumo

O sistema solar contém, além dos planetas e dos planetas anões, um grande número de corpos menores, entre os quais estão incluídos os satélites e anéis dos planetas, os asteroides, os meteoroides e os cometas.

Como exceção dos satélites e dos anéis, que orbitam os planetas, todos os demais corpos orbitam o Sol.

Os planetas anões são objetos que têm massa suficiente para terem adquirido forma esférica, mas não grande o suficiente para "limpar" as vizinhanças de sua órbita, ou seja, não são significativamente maiores e mais massivos do que os demais corpos que orbitam o Sol à mesma distância em que se encontram. Até o momento, os planetas anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e Makemake. Ceres é o maior objeto do cinturão de asteroides principal; os outros quatro são objetos transnetunianos.

Os asteroides do cinturão principal são corpos pequenos, rochosos ou metálicos, com órbitas quase circulares e coplanares com a eclíptica, encontrados principalmente no cinturão principal, entre as órbitas de Marte e Júpiter.

Os asteroides transnetunianos, são corpos de composição mista entre rocha e gelo, que habitam uma região em forma de rosquinha centrada no Sol, com bordas entre 30 e 55 UA, chamado cinturão de Kuiper. Os asteroides transnetunianos são também conhecidos como objetos do cinturão de Kuiper.

Os cometas são objetos compostos de materiais voláteis congelados, que, ao contrário da maioria dos demais corpos do sistema solar, têm órbitas altamente elípticas e não confinadas ao plano da ecliptica. Eles também apresentam poeira (silicatos) em sua composição, por isso são considerados "bolas de gelo sujo". À medida que eles se aproximam do Sol, parte do gelo derrete, formando uma grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa, chamada coma, com diâmetro da ordem de 100 mil km. A parte sólida e gelada no interior é o núcleo e normalmente tem 1 a 10 km de diâmetro. O calor e o vento solar proveniente do Sol sopram o gás e a poeira da coma formando a cauda. Essa cauda sempre aponta na direção oposta à do Sol e pode estender-se até 1 UA de comprimento. Acredita-se que os cometas são corpos primitivos, presumivelmente sobras da formação do sistema solar, que residem na "Nuvem e Oort", uma vasta nuvem esférica circundando o sistema solar, com borda a aproximadamente 50.000 UA do Sol.

Meteoroides são pequenos asteroides, em geral com menos de 100 m de diâmetro. Meteoros são meteoroides (mas podem ser também pedaços de cometa) que são atraídos pela Terra e se incendeiam ao entrarem na atmosfera, devido ao atrito com o ar - o rastro brilhante popularmente conhecido como "estrela cadente". Se o objeto não é completamente vaporizado na atmosfera, o pedaço sobrevivente que atinge o solo é chamado meteorito.

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Existem três tipos de meteoritos: os rochosos (os mais

abundantes), os metálicos e os metálico-rochosos. Um tipo de meteorito rochoso é o condrito carbonáceo, que representa o tipo mais antigo de meteorito, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e parecem não ter sofrido qualquer alteração desde a época de sua formação.

A cada dia a Terra é atingida por corpos interplanetários, a maioria deles microscópicos, sem qualquer risco para a Terra. No entanto, a cada 100 milhões de anos, em média, acontece um impacto devastador, como o que atingiu a Terra há 65 milhões de anos e que está associado à extinção dos dinossauros.

Os satélites orbitam os planetas e o número de satélites está relacionado à massa de cada planeta.

Os quatro planetas jovianos apresentam um sistema de anéis, constituídos por bilhões de pequenas partículas orbitando muito próximo de seu planeta. Nos quatro planetas, os anéis estão dentro do limite de Roche e , devem ter se formado pela quebra de um satélite ou a partir de material que nunca se aglomerou para formar um satélite.

Questões de fixação

Agora que vimos o assunto previsto para a aula de hoje resolva as questões de fixação e compreensão do conteúdo a seguir, utilizando o fórum, comente e compare suas respostas com os demais colegas.

Bom trabalho!

1. Que objetos se englobam como “corpos menores” do sistema solar?

2. Onde se localizam e o que são:

a) o Cinturão de Kuiper?

b) o Cinturão de asteróides?

c) a Nuvem de Oort?

3. Por que os cometas são considerados ”bolas de gelo sujo”?

4. De que é feita e para onde aponta a cauda de um cometa?

5. Quais são as diferenças entre meteoroide, meteoro e meteorito?

6. Segundo a definição de planeta anão, qual é o critério que diferencia esses objetos de planetas? Qual o critério que diferencia os planetas anões de asteroides?

Aqui se encerra a 1ª área. Lembre-se que em breve ocorrerá a avaliação presencial. Boa prova!

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