CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07 (01 e 02): 15-51, 2009 ALGUNS TÓPICOS ASTROFÍSICOS DO SISTEMA SOLAR Rainer Madejsky Departamento de Fı́sica, Universidade Estadual de Feira de Santana; Avenida Transnordestina, s/n, Novo Horizonte, Campus Universitário, 44036-900, Feira de Santana, BA, Brasil O ano 2009 foi escolhido pela Organização das Nações Unidas (ONU) como o Ano Internacional da Astronomia quando se comemoram os 400 anos de observações astronômicas com telescópios, feitas pela primeira vez em 1609 por Galileu Galilei. Este trabalho é o primeiro de uma série de artigos com apresentação de vários tópicos astrofı́sicos. Em artigos subsequêntes apresentaremos tópicos astrofı́sicos das estrelas, das galáxias e do universo como um todo. Depois de uma breve introdução histórica relacionada com as observações astronômicas, serão discutidos os planetas, asteróides e cometas. Algumas caracterı́sticas do Sol, astro principal do sistema solar, serão apresentadas. A discussão dos raios cósmicos, que somente em pequena parte têm origem no sistema solar, encerra este artigo.. I. INTRODUÇÃO A astronomia é uma das ciências mais antigas e ao mesmo tempo uma das mais importantes da atualidade já que se propõe a descobrir respostas de algumas das questões fundamentais para a humanidade. Como prova da importância atual dessa ciência, a Organização das Nações Unidas (ONU) declarou 2009 como o Ano Internacional da Astronomia em comemoração dos 400 anos de observações astronômicas com telescópios. Ao longo de milênios, a astronomia tem contribuı́do para o avanço do conhecimento. Na Grécia antiga, Tales de Mileto (625–546 a.C.) previu o eclipse solar do ano 585 a.C., acreditava que a Terra era redonda e que a Lua era iluminada pelo Sol. Do pouco que sabemos sobre Pitágoras (580–500 a.C.), é surpreendente como seu conhecimento é próximo do conhecimento 15 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 moderno. Acreditava que a Terra, a Lua e o Sol eram esferas, considerava a rotação da Terra em torno do seu eixo e que os planetas Mercúrio e Vênus giravam em torno do Sol. Aristarco de Samos (310–250 a.C.) foi o primeiro a propor o sistema heliocêntrico. O fato de que a próxima geração esqueceu essa proposta, mostra o quanto este pensamento era adiantado para a época. Hiparco (190–125 a.C.) compilou o primeiro catálogo estelar, juntando a maior quantidade de observações astronômicas da antiguidade com uma precisão que permitiu o uso do seu catálogo até o século XVI. A teoria do movimento dos planetas da antiguidade adquiriu a sua forma final com Ptolomeu (∼ 90–170), que defendeu em torno do ano 150 o sistema geocêntrico, na maioria baseado nas observações de Hiparco, mas também incluindo novas teorias, no Almagesto, um tratado de 13 volumes, contendo dados observacionais de 1022 estrelas. O sistema geocêntrico considera a Terra no centro do universo, e em distâncias crescentes Lua, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte, Júpiter, Saturno e as estrelas fixas. A tradução do Almagesto, acrescido de comentários, formou a base do primeiro livro texto de astronomia, Tractatus de Sphaera, de Scarabosco que ensinou até 1256 na universidade de Paris. Ainda nos tempos de Galileu, esta era a principal obra usada nas universidades. Ao inı́cio do século XVI, Copérnico (1473–1543) elaborou o sistema heliocêntrico, tomando como base o movimento circular, o qual, pela sua perfeição e harmonia, era o único movimento considerado desde a antiguidade. No sistema heliocêntrico, o Sol está no centro do universo, com a Terra e os planetas girando em torno do Sol e as estrelas sendo astros semelhantes ao Sol, mas em posições fixas no espaço. O deslocamento da Terra da posição central do universo pode ser considerado como a primeira queda do princı́pio antropocêntrico. Segundo esse princı́pio, a Terra ocupa uma posição privilegiada no universo. Kepler (1571–1630) foi o primeiro a considerar órbitas elı́pticas na interpretação das observações feitas por Tycho Brahe (1546–1601). Ele encontrou a partir de extensos cálculos trigonométricos aplicados às observações de Marte, as duas primeiras leis, as quais foram publicadas em 1609. Kepler combinou pares de observações de Marte que se referem à mesma fase orbital do planeta. Com a bem conhecida posição da Terra de cada um desses pontos da órbita de Marte, foi possı́vel calcular a órbita verdadeira de Marte. A invenção do telescópio e seu primeiro uso astronômico por Galileu Galilei (1546–1642) em 1609, permitiu novas observações que levaram à nova visão de mundo da época, de que não existe diferença entre matéria celeste e terrestre, e que as mesmas leis da natureza se aplicam tanto à astronomia quanto à fı́sica terrestre. Uma nova época se iniciou quando Newton (1642–1727) estabeleceu, com o recém criado 16 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... cálculo infinitesimal, um fundamento sólido da mecânica teórica, a qual permite deduzir formalmente as leis, até então empı́ricas, de Kepler. Durante os dois séculos seguintes, as observações com telescópios cada vez mais modernos, e o avanço nas ciências fı́sicas, contribuiram para sucessivas quedas do princı́pio antropocêntrico. Observações de Wright (1711–1786) das estrelas da Via Láctea que giram num mesmo plano em torno do centro da Galáxia, e de Herrschel (1738–1822) que determinou com o telescópio refletor as posições de inúmeras estrelas, demonstraram que o Sol não se encontra em nenhuma posição privilegiada dentro da nossa Galáxia. O paradoxo de Olbers (1758–1840) é a questão cosmológica sobre as razões que levam o céu a ficar escuro à noite, apesar de o universo ser infinito e com uma distribuição uniforme de estrelas luminosas. Ao longo de mais de um século, a explicação deste paradoxo era incorreto, somente sendo resolvido corretamente em meados do século XX. A primeira medição de uma paralaxe estelar com o método trigonométrico por Bessell em 1838, formou o fundamento para o avanço moderno ao espaço. As idéias de Kant (1724–1804) sobre as nebulosas observadas por Galilei, as observações de Hubble (1889–1953) com a descoberta da expansão do universo, e finalmente de Shapley (1895–1972), comprovaram a existência de inúmeras galáxias. As observações contemporâneas de contagens de galáxias revelam mais de 105 galáxias numa área na esfera celeste que corresponde à da lua cheia (0.2 graus quadrados). A distribuição de galáxias é uniforme para volumes maiores de (200 Mpc)3 (1 pc corresponde a 3.26 anos-luz), mostrando que a nossa Galáxia não se encontra em nenhuma posição privilegiada no universo. O modelo cosmológico padrão (MCP) favorece um parâmetro de densidade total, incluindo a matéria luminosa, a matéria escura e a energia do vácuo, Ωtotal = 1. A matéria bariônica, que é a matéria comum da qual são feitas todas as estrelas e planetas, contribui menos que 5%: Ωbar < 0.048. Desta maneira, o MCP leva a mais uma queda do princı́pio antropocêntrico no sentido de que a matéria dominante no universo não é a matéria da qual o ser humano é feito, mas é matéria de uma natureza ainda desconhecida. A. Posições dos astros Durante séculos, a tarefa principal da astronomia era a medição das posições dos astros. O movimento retrógrado de Marte, conhecido desde a antiguidade, pode ser explicado com a lei de Kepler segundo a qual a velocidade dos planetas diminui de forma inversamente proporcional à raiz quadrada da distância ao Sol. Na figura 1, são indicadas as posições de Terra e Marte 17 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Fig. 1: Movimento retrógrado de Marte para cada mês durante 1 ano. Quando Marte está em oposição ao Sol, na posição (4), Marte se encontra numa distância mı́nima em relação à Terra. Neste momento de maior aproximação, a Terra ultrapassa Marte, resultando no movimento retrógrado observado, durante dois meses. No caso da figura 1, entre as posições (3) e (5). O deslocamento do periélio de Mercúrio é conhecido desde meados do século XIX. Uma parte do deslocamento não foi explicado com base na mecância clássica e foi atribuı́do à existência de um hipotético planeta Vulcano com órbita interior à de Mercúrio. O deslocamento foi entendido inteiramente com base na teoria da relatividade geral. As posições observadas dos astros devem ser corrigidas devido a vários efeitos, como refração, aberração, paralaxe, precessão e nutação, que serão descritos a seguir. Segundo a lei da refração, um feixe de luz que se propaga num meio com ı́ndice de refração n1 e incide sob um ângulo α1 em relação à normal do plano que divide este meio de outro meio com ı́ndice de refração n2 , propaga-se neste segundo meio sob um ângulo α2 em relação à normal: senα1 /senα2 = n2 /n1 lei da refração Enquanto o ı́ndice de refração do vácuo é nvac = 1, o ı́ndice de refração da atmosfera padrão, T = 0o C e pressão p =1013 mbar, é nar = 1.000293. Seja zobs a distância aparente ao zênite de uma estrela observada como indicado na figura 2. Pela lei da refração, a distância verdadeira ao zênite z em [rad] ou [o ], deve ser maior, z = zobs + R, onde R é a distância adicional devido à refração. Como o ı́ndice de refração fora da atmosfera é nvac = 1, obtemse sen(zobs + R) = nar sen zobs . Para pequenos valores da refração, R ≪ 1, pode-se escrever sen zobs cos R + cos zobs senR ≈ sen zobs + R cos zobs = nar sen zobs , ou R = (n − 1) tan zobs refração [rad] 18 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... Para uma distância ao zênite zobs = 10o , 45o , 85o obtem-se uma refração de R = 0.18′ , 1′ , 10′ , respectivamente. Quando o astro se encontra mais perto do horizonte, no limite z → 90o , obtem-se uma refração máxima de R = 35′ . Neste último caso, a fórmula dada acima, a qual somente é válida na approximação R ≪ 1, não pode ser aplicada. Adicionalmente, nesta abordagem foi desprezada a curvatura da atmosfera. O valor da refração no limite z → 90o mostra que o Sol, com um diâmetro aparente de 32’, está geometricamente completamente abaixo do horizonte quando aparece estar inteiramente acima do horizonte. Como o ı́ndice de refração depende do comprimento de onda, n = n(λ), diferentes partes do espectro sofrem diferentes desvios devido à refração. As camadas intermediárias da atmosfera, entre o espaço fora da Terra e o observador, não afetam o valor total da refração R, este último somente dependendo do ı́ndice de refração da última camada onde se encontra o observador. No entanto, as turbulências atmosféricas nas diferentes camadas da atmosfera causam uma variação do ı́ndice de refração e uma deformação da onda plana que provém da estrela. Em consequência, observa-se uma cintilação da imagem da estrela. Nos melhores observatórios astronômicos modernos, o seeing como consequência da deformação da onda plana, é de 0.5” em ótimas condições atmosféricas. O seeing refere-se ao diâmetro FWHM (full width half maximum) de uma imagem na metade da intensidade máxima, vindo de um objeto considerado como puntiforme, depois de atravessar a atmosfera terrestre. Os diâmetros aparentes de todas as estrelas fixas são menores que o seeing. Para aumentar a resolução espacial é necessário observar fora da atmosfera ou aplicar métodos observacionais mais avançados como interferometria ou imageamento speckle. B. Aberração A aberração é um deslocamento aparente de um astro, provocado pela composição das velocidades do observador v e da luz c. O efeito foi observado pela primeira vez por Bradley em 1728. Quando o observador se desloca com velocidade v ao longo de um caminho perpendicular à linha que conecta ele e o astro observado, a aberração é dada por α = v/c. Quando o vetor velocidade faz um ângulo γ com a linha de conexão, figura 2, a aberração é dada por α = (v/c) senγ. No caso de velocidades relativı́sticas, a aberração é dada por p α = arctan[(v/c)/ (1 − v 2 /c2 )]. A aberração diária é devida à velocidade rotacional da Terra na sua superfı́cie, a qual depende da latitude geográfica φ, vφ = veq cos φ = 465 ms−1 cos φ, e 19 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 tem o valor αd = 0.32” cos φ. A aberração anual é devida à velocidade orbital da Terra vT ≈ 30 kms−1 em torno do Sol. A constante de aberração anual k definida por α = (v/c) senγ = k senγ, tem o valor k = 10−4 rad = 20.5”. Essa é uma das constantes astronômicas derivadas e tem para o ano 2000 o valor k2000 = 20.49552′′ . Uma estrela com latitude eclı́ptica β descreve na esfera celeste uma elipse com eixo maior k e eixo menor k senβ. A aberração secular, devido ao movimento do Sol em torno do centro galáctico, resulta numa constante ks = 2.5′ a qual não pode ser observada em virtude do longo perı́odo orbital galáctico de ≈ 2 · 108 anos. C. Paralaxe A paralaxe é uma diferença aparente na localização de um astro quando observado por diferentes ângulos. A paralaxe diária, devida ao deslocamento do observador que acompanha a rotação da Terra com raio RT , resulta para um astro na distância d numa paralaxe diária de φd = arcsen(RT /d). O valor médio da paralaxe diária da Lua é 57’ 2”, sendo quase dois diâmetros lunares, e a do Sol é de 8.8”. Ptolomeu determinou a paralaxe diária da Lua em torno do ano 150 e obteve o valor de 58.3’. A paralaxe anual é devida ao movimento da Terra em torno do Sol, deslocando o observador ao longo da órbita com raio de uma unidade astronômica r = 1UA = 1.496 · 108 km. A paralaxe anual π é dada por π = arcsen(r/d). A paralaxe π = 1” define a distância de 1 parsec (parallax second) que é usada como distância padrão na astrofı́sica galáctica e extragaláctica. Para uma paralaxe de 1” = (206264.8)−1 rad, obtem-se uma distância de 1 pc = 206264.8 UA = 3.08 · 1013 km, que é igual a 3.26 anos-luz. A paralaxe em segundos de arco de uma estrela numa distância d em parsec, é dada por π[”] = 1/d [pc]. Com a paralaxe anual é possı́vel medir as distâncias de estrelas até aproximadamente 100 pc. A primeira paralaxe estelar determinada por Bessel no ano 1838 formou o inı́cio do estudo sistemático da estrutura galáctica e posteriormente do espaço extragaláctico. D. Precessão e Nutação A precessão é um movimento causado por um torque exercido sobre a Terra. A Terra é um elipsóide com eixo maior a e eixo menor b, com o achatamento (a − b)/a = 1/298. Esta deformação permite ao Sol e à Lua exercer um torque que resulta no movimento de precessão 20 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... Fig. 2: De esquerda à direita: lei da refração, refração considerando uma atmosfera plana composta de várias camadas com diferentes ı́ndices de refração, aberração para um movimento perpendicular à linha de visada e outro oblı́quo lunissolar com o eixo rotacional da Terra descrevendo um cone de semi-abertura de 23.5o , que avança 50.38” por ano, desta maneira completando uma volta inteira de 2π em 25.800 anos. Os planetas também exercem um torque, resultando num movimento adicional de 0.1” por ano. A nutação é uma pequena oscilação forçada que se adiciona à precessão e tem ampliude de 9” e perı́odo de 18.6 anos. A parte principal da nutação é devida à inclinação da órbita da Lua de iorb,L = 5o em relação à eclı́ptica que resulta num torque exercido pelo Sol sobre a órbita da Lua. Adicionalmente observam-se variações irregulares e periódicas da posição do eixo rotacional da Terra de ±0.2”. II. OS PLANETAS Uma caracterı́stica importante do sistema solar é que as órbitas dos planetas são quase circulares e se encontram próximas ao plano equatorial do Sol. Todos os planetas giram em torno do Sol no mesmo sentido da rotação do Sol, e a maioria dos planetas também gira no mesmo sentido em torno do seu eixo, com exceção de Vênus, que apresenta rotação retrógrada, e de Urano com uma inclinação entre equador e órbita de 98o . A maioria dos satélites apresenta caracterı́sticas orbitais semelhantes. Os planetas telúricos Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, são planetas pequenos com uma superfı́cie sólida, de alta densidade média, ricos em metais, giram lentamente e possuem poucos satélites. Os planetas jovianos Júpiter, Saturno, Urano e 21 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Netuno, são gigantes esferas de gás de baixa densidade, ricos em hidrogênio, giram rapidamente e possuem muitos satélites. Plutão, antigamente o planeta mais distante, foi desclassificado em 2006 pela União Internacional de Astronomia devido ao seu tamanho. Tab. 1: Os planetas do sistema solar. A primeira coluna indica a massa em unidades da massa da Terra MT = 5.98 · 1024 kg, a segunda coluna o raio R em unidades do raio da Terra RT = 6378 km, a terceira coluna a densidade média ρ. A quarta a sexta colunas indicam o perı́odo de rotação do planeta em torno de seu eixo em dias Trot [d], a distância D[UA] ao Sol em unidades astronômicas 1UA = 1.496 · 108 km, e o perı́odo orbital em torno do Sol em anos Torb [a]. A excentricidade ǫ = (1 − b2 /a2 )1/2 com a e b sendo eixo maior e eixo menor da órbita, consta na sétima coluna, na próxima coluna é indicada a inclinação do equador do planeta irot em relação a sua órbita, e na última coluna a inclinação da órbita iorb em relação à eclı́ptica. A massa do Sol é M⊙ = 1.99 · 1030 kg = 332776 MT e o raio do Sol é R⊙ = 6.96 · 108 m = 109.1 RT . M [MT ] R [RT ] ρ [gcm−3 ] Trot [d] D [UA] Torb [a] ǫ irot iorb Mercúrio 0.055 0.38 5.4 58.6 0.387 0.241 0.206 < 28o 7o Vênus 0.799 0.948 5.24 243 0.723 0.616 0.007 177o 3.3o Terra 1 1 5.52 1 1 1 Marte 0.107 0.533 3.75 1.02 1.523 1.88 0.093 24o 1.9o Júpiter 317.7 11.18 1.33 0.41 5.203 11.86 0.048 3o 1.3o Saturno 95.31 9.47 0.69 0.44 9.539 29.46 0.056 27o 2.5o Urano 14.55 4.01 1.29 0.72 19.18 84.02 0.046 98o 0.8o Netuno 17.05 3.89 1.64 0.67 30.10 164.8 0.009 29o 1.8o Plutão 0.002 0.18 1.9 6.39 39.51 247.7 0.251 > 50o ? 17.1o A. 0.017 23.5o 0o Temperaturas no sistema solar O fluxo da radiação solar na distância r do Sol é L⊙ /(4πr2 ) = (4πR2⊙ σT4⊙ )/(4πr2 ) = σT4⊙ (R⊙ /r)2 onde L⊙ = 3.8 · 1026 W é a luminosidade solar, T⊙ = 5780 K é a temperatura da fotosfera do Sol e σ = 5.67 · 10−8 Wm−2 K−4 é a constante de Stefan-Boltzmann. A radiação absorvida pelo planeta de raio Rp é (1 − A)(L⊙ /4πr2 )(πR2p ) = (1 − A)πσT4⊙ (R⊙ Rp /r)2 onde A é o albedo, indicando a fração da radiação incidente que é refletida. Um espelho perfeito tem albedo A = 1 e um corpo negro que absorve toda radiação incidente, tem albedo A = 0. A Lua 22 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... tem albedo AL = 0.07, Mercúrio AM = 0.055 e a Terra AT = 0.3. Supondo que um planeta com temperatura Tp se comporta como um corpo negro, ele emite radiação segundo a lei de Planck igual a 4πRp2 σTp4 . Se o planeta se encontra em equilı́brio térmico, ele deve reemitir toda a radiação absorvida, i.e. (1 − A)(L⊙ /4πr2 )(πR2p ) = 4πR2p σT4p resultando numa temperatura de equilı́brio Tp = [(1−A)(R2⊙ /4r2 )]1/4 T⊙ , o que significa que a temperatura de um planeta diminui com a distância ao Sol de forma proporcional ao inverso da raiz quadrada da distância, Tp ∼ r −1/2 . A Terra com albedo A = 0.3 teria uma temperatura de equilı́brio de TT = 255K = −18o C que está claramente discrepante das temperaturas médias do hemisfério norte TT,N = +14.4o C e do hemisfério sul TT,S = +13.8o C. A diferença é devida ao efeito estufa natural, ao esfriamento secular do núcleo da Terra e à radioatividade natural. B. Efeito maré A força de maré é o resultado de um campo gravitacional não-homogêneo associado a um corpo que atua sobre outro corpo extenso. Considerando uma massa perturbadora m na distância r de um planeta com massa M e raio R, obtem-se uma força gravitacional no lado próximo F+ = GmM/(r −R)2 e uma força gravitacional no lado distante F− = GmM/(r +R)2 . Em relação à força exercida pela massa perturbadora sobre o centro de massa do planeta, Fc = GmM/r 2 , F+ é maior e F− é menor, o que estica o corpo ao longo da linha conectando os dois centros de massa, deformando o planeta, inicialmente esférico, num elipsóide. A diferença entre as duas forças é a força de maré que, na aproximação r ≫ R é dada por Fm = ∆F = F+ − F− ≈ 2GmM R/r 3 . Calculando a força de maré exercida sobre a Terra, devido aos campos gravitacionais não-homogêneos da Lua e do Sol, observa-se que a força de maré exercida pela Lua sobre a Terra é 2.17 vezes maior que a força de maré exercida pelo Sol sobre a Terra, Fm,L = 2.17Fm,⊙ . Quando Sol e Lua se encontram no mesmo lado da Terra em conjunção, durante Lua nova, ou em lados opostos em oposição, durante Lua cheia, os dois efeitos se somam, resultando numa força de maré máxima. O valor da aceleração exercida pelo efeito de maré na superfı́cie terrestre é sete ordens de grandeza menor que a aceleração da gravidade g na superfı́cie terrestre am ≈ 10−7 g. A força de maré de outros planetas, com maior contribuição de Júpiter de Fm,J = 3 · 10−6 Fm,L , é desprezı́vel na Terra. 23 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): C. 15-51, 2009 Estabilidade de satélites e limite de Roche Para astros a partir de um certo tamanho como planetas, as forças de coesão interna são desprezı́veis em comparação com a força gravitacional. Para calcular de uma maneira simples o limite de estabilidade entre força gravitacional e força de maré, considera-se uma esfera de poeira de massa m e raio R dividida em dois hemisférios, concentrando a massa 12 m em dois pontos na distância R entre si, cada hemisfério exercendo uma força gravitacional atrativa de Fg = Gm2 /4R2 sobre o outro. A força de maré exercida por outra massa M na distância r sobre estas duas massas 12 m é dada por Fm = GmM R/r 3 . O limite de estabilidade das duas massas 1 2m é atingido quando a força de maré, que tenta afastar as duas massas, é igual à força gravitacional entre elas (r/R)3 = 8M/m. Considerando agora os dois corpos com uma 3 , obtem-se o limite distribuição homogênea de matéria, m = (4π/3)ρm R3 , M = (4π/3)ρM RM de estabilidade para uma distância entre satélite m e planeta M de r/RM = (4ρM /ρm )1/3 . Um cálculo mais detalhado feito por Roche (1850) mostra que um satélite, para ser estável, deve girar em torno de um planeta de raio RM numa distância r maior de r > 2.45RM (ρM /ρm )1/3 limite de Roche Quando as densidades de planeta e satélite são iguais, o satélite deve se encontrar numa distância maior de 1.5 raios a partir da superfı́cie do planeta. Os anéis de Saturno se encontram a uma distância menor que o limite de Roche. Anéis finos foram também encontrados em torno de Urano e Júpiter, todos dentro do limite de Roche. Além destes fatos observacionais do limite de Roche, cálculos da formação do sistema solar mostram que a formação de um planeta na distância r do Sol requer uma densidade da nebulosa em torno do protossol de ρn > 15 ρ⊙ (R⊙ /r)3 . Na distância onde se formaram os meteoróides e os asteróides, d = 2.8 UA, o critério de Roche exige uma densidade mı́nima de ρ > 10−7 gcm−3 para um planeta se formar através da aglomeração de muitos pequenos corpos. Estimativas independentes mostram que a densidade da nebulosa protossolar nesta distância era menor, impedindo desta maneira a formação de corpos grandes. 24 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): D. 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... Atmosferas dos planetas Um planeta ou satélite pode manter uma atmosfera se as velocidades moleculares são menores que a velocidade de escape, no caso contrário, a atmosfera evapora com o tempo. A velocidade térmica é dada por vrms = (3kT /µ)1/2 onde k = 1.38 · 10−23 JK−1 é a constante de Boltzmann e µ o peso molecular. Numa atmosfera composta de CO2 como no caso de Vênus e Marte, o peso molecular é µ = 7.3 · 10−26 kg, para uma atmosfera composta de 79% de N2 e 21% de O2 como no caso da Terra, obtem-se µ = 4.78 · 10−26 kg. Na atmosfera de Vênus, com uma temperatura de T=700K, a velocidade térmica é vrms,V = 630ms−1 , e para as atmosferas da Terra e de Marte, com temperaturas de 300 K e 220 K, respectivamente, as velocidades térmicas são vrms,M = 350ms−1 e vrms,T = 510ms−1 . As velocidades moleculares são caracterizadas por uma distribuição maxwelliana dN (v) ∼ v 2 e−µv 2 /2kT dv. Desta forma, muitas moléculas têm velocidades maiores que a velocidade térmica. A velocidade de escape calcula-se a partir das energias cinética Ec e potencial Ep , com a condição de que a energia total deve ser igual a zero, E = Ec + Ep = 0, o que resulta em vesc = (2GM/R)1/2 para uma molécula na superfı́cie de um planeta de massa M e raio R. No caso da Terra, a velocidade de escape é vesc,T = 1.12 · 104 ms−1 , o que é quase 22 vezes maior que a velocidade térmica. Segundo a distribuição maxwelliana, não existem moléculas com velocidades tão altas, e por conseguinte, a gravitação na superfı́cie terrestre é suficientemente intensa para manter a atmosfera. Na Lua, com massa M = 7.3 · 1022 kg e raio R = 1738 km, a velocidade de escape é vesc,L = 2.37 · 103 ms−1 , ou quase 5 vezes maior que a velocidade térmica de uma atmosfera com composição semelhante à da Terra, com temperatura T = 270 K que é a temperatura de equilı́brio na posição da Lua. Segundo a distribuição maxwelliana, o número de moléculas num intervalo estreito dv diminui por um fator ∼ 4·10−10 entre v = vrms e v = 5vrms , mas ainda existem muitas moléculas com essas velocidades suficientemente altas para escapar. Depois da evaporação destas moléculas, uma nova distribuição maxwelliana se re-estabelece com moléculas que novamente têm uma velocidade suficientemente alta para escapar. Desta forma, qualquer atmosfera na Lua evapora rapidamente. Considerando as temperaturas dos planetas e as velocidades de escape, a sequência de planetas que podem manter uma atmosfera em equilı́brio é: Júpiter, Saturno, Netuno, Urano, Terra, Venus, Marte, e os satélites Triton e Titan. Os quatro satélites maiores de Júpiter encontram-se perto do limite de estabilidade para manter uma atmosfera, e Mercúrio e os demais satélites do sistema solar estão abaixo do 25 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 limite, não podendo manter uma atmosfera por um longo perı́odo. Quando as condições permitem a formação de uma atmosfera, um equilı́brio hidrostático se estabelece entre a pressão térmica, que tem a tendência de distribuir as moléculas dentro do volume disponı́vel, e a força gravitacional que tem a tendência de minimizar a energia potencial das moléculas dp = −gρdh equilı́brio hidrostático Para o gás perfeito, a equação de estado é pV = N kT ou p = (N/V )kT = (ρ/µ)kT e, substituindo na equação acima, dp = −g(pµ/kT )dh pode ser integrado, com o resultado ln p = −µgh/kT . A pressão em função da altura da atmosfera em equilı́brio hidrostático é dada por p(h) = p0 · e−µgh/kT n(h) = n0 · e−µgh/kT ou onde h = kT /µg é a escala de altura da atmosfera, no caso da Terra tendo o valor h = 8829 m, que representa a altura na qual a pressão diminui por um fator e−1 . E. Mercúrio O planeta mais próximo do Sol é Mercúrio. Em virtude da órbita interior à da Terra, a observação de Mercúrio é relativamente difı́cil, com o planeta podendo se afastar do Sol até no máximo ±28o , e o planeta mostra fases que, adicionalmente à distância, mudam a magnitude aparente máxima entre −1m e −2m . O perı́odo de rotação de Mercúrio em torno do seu eixo é de 58.65 dias e igual a 2/3 do perı́odo orbital. Mercúrio provavelmente não possui uma atmosfera. Observações espectroscópicas fornecem um limite superior da pressão na superfı́cie do planeta de 10−4 bar, enquanto que polarimetria impoe um limite superior de 10−8 bar. A superfı́cie parece com a da Lua, com inúmeras crateras como resultado de impactos, que ocorreram principalmente durante uma época remota de 700 milhões de anos no inı́cio da formação do sistema solar. O albedo de A = 0.055 é menor que o da Lua, o que indica que as rochas são mais escuras. Mercúrio não possui satélite. Desde 1860 é conhecida uma discrepância do deslocamento do periélio do Mercúrio no valor de 43” por século. Segundo a teoria newtoniana da gravitação, o periélio de Mercúrio giraria 531′′ (±0.2′′ ) por século, em virtude da perturbação gravitacional pelos planetas vizinhos. No entanto, o deslocamento do periélio observado em 100 anos é 574′′ (±0.41′′ ), resultando 26 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): Alguns Tópicos ... 15-51, 2009 na discrepância de 43′′ (±0.45′′ ). Segundo a teoria da relatividade, deve-se corrigir tanto a energia cinética quanto a energia potencial. A relatividade restrita exige a consideração da p massa relativı́stica m(v) = m/ 1 − v 2 /c2 . Segundo a teoria da relatividade geral, o potencial gravitacional contem, além dos dois termos clássicos que compõem o potencial efetivo, um termo adicional com ordem superior em relação à distância r. Na tabela 2 são listados os deslocamentos do periélio por órbita ψ, não explicados pela mecância clássica, para quatro astros com excentricidades orbitais e, o número N de órbitas em 100 anos, os deslocamentos observados por século φ, e o deslocamento teórico por século segundo a teoria da relatividade geral φRG . Ícaro é um asteróide e mostra um deslocamento do periélio grande em virtude da alta excentricidade de sua órbita. Tab. 2: deslocamentos do periélio r [106 km] Mercúrio 57.9 e ψ N φ φRG 0.2056 0.1038” 415 43.03 43.11 ± 0.45 Vênus 108.21 0.0068 0.058” 149 8.6 8.4 ± 4.8 Terra 149.6 0.0167 0.038” 100 3.8 5.0 ± 1.2 Icaro 161.0 0.827 0.115” 89 10.3 9.8 ± 0.8 F. Vênus O planeta mais próximo da Terra é Vênus. Quando Vênus está em conjunção inferior ao Sol, a sua distância em relação à Terra é mı́nima e ela tem um diâmetro aparente de 64.5”, quando Vênus se encontra na distância máxima da Terra, em conjunção superior ao Sol, o diâmetro é de 9.9”. Em virtude da órbita interior à da Terra, a observação é relativamente difı́cil, com o planeta podendo se afastar do Sol até no máximo ±48o , o planeta mostra fases e tem uma magnitude aparente no máximo de −4.4m , tornando-se o astro mais brilhante do céu noturno com exceção da Lua. Vênus tem um tamanho semelhante ao da Terra e uma atmosfera densa, composta de CO2 (96.4% em volume), N2 (3.4%), H2 O e traços de HCl e HF. A pressão atmosférica na superfı́ce é p0 = 90 atm e, devido ao efeito estufa, a temperatura de 780 K = 500o C é muito maior que a temperatura de equilı́brio térmico nesta distância do Sol. Existe uma densa camada de nuvens numa altura entre 50 km e 70 km, que não permite observações da superfı́cie do 27 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 planeta no óptico. Através de observações no rádio, montanhas com altura de até 10 km foram detectadas. Na média, a superfı́cie de Vênus parece muito mais suave que a da Terra. Enquanto mais de 1600 sinais de atividade vulcânica foram detectadas, existem poucas crateras. O baixo número de crateras e a distribuição aleatória sugerem que a superfı́cie de Vênus se renova periodicamente. No entanto, nenhum movimento tectônico foi detectado, sugerindo que a superfı́cie inteira derrete periodicamente. Uma crosta com expessura de, no mı́nimo, 300 km seria o suficiente para isolar termicamente o interior do planeta, que por sua vez, pelo decaimento radioativo, pode esquentar a crosta até ela derreter. Acredita-se que a crosta se liquefaz a cada 700 milhões de anos até que todo calor do interior escape, novamente tornando a crosta sólida. G. 1. Terra estrutura interna A Terra é um elipsóide com semi-eixos a = 6378.2 km e b = 6356.8 km. Através do estudo da propagação de ondas sı́smicas, é possı́vel revelar superfı́cies de discontinuidade nas quais existe uma mudança abrupta da densidade. A crosta terrestre tem uma espessura média de 30 km, abaixo dos oceanos somente de 10 km, e abaixo das montanhas de 70 km. Abaixo da crosta até uma profundidade de 2900 km está localizado o manto terrestre com uma densidade entre 3.3 e 5.7 gcm−3 , e numa profundidade de 2900 km até o centro está localizado o núcleo com uma densidade entre 9.4 e 17 gcm−3 . Acredita-se que a composição do núcleo é 90% de ferro e 10% de nı́quel. A temperatura aumenta com a profundidade 30 o K/km, em parte devido ao esfriamento secular do núcleo da Terra, e em parte devido à radioatividade natural, principalmente dos elementos radioativos 238 U, 232 Th e 40 K. A idade da Terra pode ser determinada pelo decaimento radioativo dos isótopos 238 U 235 U → → 232 Th 87 Rb 40 K 208 Pb +8 4 He 207 Pb +7 4 He → → → 208 Pb 87 Sr 40 Ar +6 4 He com T1/2 = 4.5 · 109 anos com T1/2 = 0.7 · 109 anos com T1/2 = 13.9 · 109 anos + β − com T1/2 = 50 · 109 anos ou 40 Ca + K(γ) ou β − com T1/2 = 1.3 · 109 anos. A idade da Terra desde a última época de misturação, a qual se obtem através da abundância 28 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): dos isótopos 206 Pb e 207 Pb 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... em meteoritos de ferro que não contêm nem urânio nem tório, é de 4.55(±0.05) · 109 anos, enquanto que as rochas mais velhas têm uma idade de 3.7 · 109 anos, sugerindo que a superfı́cie sólida se formou somente depois do bombardeamento pelos meteoróides ter diminuido. Medições do campo magnético apoiam a hipótese dos continentes se terem formado a partir de um único continente. Os continentes hoje continuam se deslocando com uma velocidade de alguns centı́metros por ano. 2. atmosfera A atmosfera terrestre é principalmente composta de nitrogênio molecular N2 (78%) e oxigênio molecular O2 (21%), e a pressão p, considerando uma atmosfera isotérmica, diminui com a altura h segundo a lei exponencial p(h) = p0 e−µgh/kT com a pressão na superfı́cie da Terra sendo p0 = 1.013 bar, µ o peso molecular, g = 9.8 ms−2 , e a constante de Boltzmann k = 1.38 · 10−23 JK−1 . As observações feitas a partir de observatórios na superfı́cie terrestre sofrem de absorção quando a luz da estrela atravessa a atmosfera terrestre. Ao longo do espectro eletromagnético abrangendo mais de vinte ordens de grandeza em comprimento de onda, quase todos os comprimentos de onda são absorvidos pela atmosfera, com exceção da estreita janela óptica e da janela no rádio, como mostra a figura 3. A absorção é muito eficiente para comprimento de onda menor ao da janela óptica, em consequência, observações para estes comprimentos de onda devem ser feitas a partir do espaço. A absorção para λ ∼ 3000Å deve-se principalmente ao ozônio (O3 ) em alturas de 20km a 60km. Abaixo de λ ∼ 2000Å, principalmente O2 e N2 absorvem a radiação, e abaixo de λ ∼ 1000Å somente O e N monoatômicos são responsáveis pela absorção. A radiação solar, através de fotoionização, produz as camadas da ionosfera, a ionização de O exigindo λ < 900Å, o que ocorre principalmente entre 250km e 350km de altura na camada F. Raios-X são absorvidos em alturas entre 50km e 150km pela camada D. Para comprimentos de onda muito grandes, a atmosfera novamente se torna transparente na janela no rádio (λ ∼ mm - 20m). Pode-se calcular a parte da radiação que é transmitida pela atmosfera supondo um espectro de Planck Bν = 2hν 3 /c2 (ehν/kT − 1)−1 ou pela condição Bν |dν| = Bλ |dλ| com Bλ = (2hc2 /λ5 ) (ehc/λkT − 1)−1 e supondo uma transmissão perfeita de 100% entre λ1 = 3000Å e λ2 = 15000Å, e absorção total fora deste intervalo. A fração da radiação (energia) que R λ2 R∞ é transmitida pela atmosfera na janela óptica é dada por λ1 Bλ dλ/ 0 Bλ dλ. Substiuindo 29 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 x = hc/λkT e dx = −(hc/λ2 kT )dλ na expressão de Bλ dλ, obtem-se uma integral do tipo R x2 3 x −1 x1 x (e − 1) dx com x1 = hc/(λ1 kT ) = 8.303 e com x2 = hc/(λ2 kT ) = 1.661. Essa integral pode ser resolvida grafica ou numericamente. A integral dentro dos limites da janela óptica, entre x1 e x2, corresponde a 84.3% da integral de zero a infinito, i.e., 15.7% da radiação solar (em energia) são absorvidos fora da janela óptica (λ < 3000Å e λ > 15000Å. Adicionalmente a esta absorção total fora da janela óptica, deve ser considerada a absorção dentro da janela óptica que é entre 20% para 3000Å e 10% para 15000Å. Nas melhores condições atmosféricas, podem incidir até 73% ou 1000Wm−2 da constante solar S⊙ = 1370Wm−2 sobre a superfı́cie da Terra. Para posições do Sol fora do zênite, além da diminuição pelo fator geométrico da inclinação, cos φ, e da absorção maior devido ao caminho atravessando uma camada mais espessa da atmosfera, deve ser considerada a maior refletividade da atmosfera para radiação que provem do espaço sob ângulos oblı́quos, o que diminui cada vez mais a insolação para inclinações maiores. Fig. 3: Absorção de radiação na atmosfera: altura acima do solo em [km] ou fração da atmosfera em [%] na qual 90% dos fótons são absorvidos, como função do comprimento de onda [Å] ou energia dos fótons em [eV]. 3. Lua A distância média entre Terra e Lua é 384397 km, com um mı́nimo de 356410 km correspondendo a um raio aparente da Lua de 16’46”, e um máximo de 406697 km com raio aparente 30 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... de 14’41”. O tamanho aparente da Lua pode ser menor ou maior que o tamanho aparente do Sol, resultando, durante eclipse solar em eclipse anular ou total. A Lua tem um diâmetro de 3476 km e uma massa de 7.35 · 1022 kg = MT /81.3, resultando na densidade média de 3.342 gcm−3 , comparável com a densidade do manto terrestre. A relação de massa da Terra e da Lua MT /ML = 81.3 é extrema no sistema solar. A aceleração da gravidade na superfı́cie lunar é 1.62 ms−2 e a velocidade de escape da superfı́cie lunar é 2.37 kms−1 . A órbita da Lua em relação ao Sol é sempre côncava, com a força gravitacional exercida pelo Sol sobre a Lua sendo duas vezes maior que a força exercida pela Terra. Em virtude da não existência de uma atmosfera, a insolação na superfı́cie da Lua é mais intensa que na Terra, resultando numa temperatura superficial de +107o C durante o dia lunar, e –153o C durante a noite lunar. A Lua tem albedo de 0.07, i.e. absorve 93% da radiação solar incidente. Na Lua podem ser observadas duas vezes mais estrelas que na Terra, e não existe o fenômeno de refração atmosférica como na Terra. Em alguns poucos casos é possı́vel determinar os raios de estrelas durante um eclipse quando a estrela desaparece atrás da Lua, resultando numa curva de luz caracterı́stica. Também não existe resistência (atrito) sobre um objeto numa trajetória balı́stica, o que significa que a velocidade de impacto de um meteoróide independe do seu tamanho. Sobre a poeira na superfı́cie da Lua incidem os raios cósmicos, os quais, na ausência de uma atmosfera, penetram até uma profundidade de 1 m. Através da datação de elementos radioativos é possı́vel calcular o tempo de exposição da camada superficial de poeira à radiação cósmica. Em diferentes locais na superfı́cie da Lua foi determinada dessa forma uma idade entre 200 e 400 milhões de anos da camada de poeira. Esse tempo, na ausência de atividades tectônicas, deve indicar o tempo que a poeira superficial precisa para se misturar com camadas de poeira mais profundas devido ao impacto de meteoróides na Lua. A Lua gira em torno do centro de massa do sistema Terra–Lua, o qual se encontra a 4671 km do centro da Terra, mostrando sempre o mesmo lado para a Terra devido ao efeito maré, mas existem pequenas oscilações fı́sicas e geométricas em torno do ponto de equilı́brio, as librações lunares, que permitem observar a partir da Terra 59% da superfı́cie da Lua. A libração em longitude se deve ao fato de que a velocidade rotacional da Lua em torno do seu eixo com perı́odo de 27.3217 dias é constante, no entanto, a velocidade orbital varia ligeiramente ao longo da órbita elı́ptica, dessa forma permitindo observar em direção leste-oeste da Lua ±6o 17′ além do hemisfério médio, dependendo da fase orbital. A libração em latitude é devida à inclinação de 6o 41′ do eixo rotacional da Lua em relação a sua órbita, permitindo observar em 31 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 direção norte-sul ±6o 41′ além dos pólos norte e sul. A libração diurna corresponde à paralaxe lunar diária de 57’. Ao nascer da Lua no leste, o observador encontra-se no lado oeste da Terra, permitindo observar além do bordo leste da Lua; quando a Lua se põe, pode ser observado um pouco além do bordo oeste da Lua. Adicionalmente existe uma pequena libração fı́sica devido à não-esfericidade da Lua no campo gravitacional da Terra. H. Marte No momento de maior aproximação com a Terra, Marte tem um diâmetro aparente de 25.1”. Quando Marte se encontra na distância máxima da Terra, em conjunção ao Sol, o diâmetro é de 3.5”. O planeta Marte aparece vermelho devido à baixa refletividade no azul de óxidos de ferro do tipo limonita Fe2 O3 . A temperatura média é T̄ = 250K = −25o C com temperaturas máximas de Tmax = +30o C no equador ao meio dia. Marte possui uma atmosfera fina com pressão p = 6.5 mbar na superfı́cie, composta de 95% de CO2 , 2.7% N2 , 1.5% Ar e traços de O2 , CO, Ne, Kr, Xe. As vezes observam-se tempestades de poeira, e apesar da sua baixa concentração, o vapor de H2 O provavelmente é saturado e deve influenciar na formação de nuvens observadas pelas sondas espaciais. O tempo de Marte é caracterizado por nuvens de gelo, neblina perto do solo, e ventos fortes. Perto dos pólos foi detectado gelo de H2 O. O vulcão mais alto do sistema solar, Olympus Mons, tem altura de 22 km e diâmetro de 500 km. Também observam-se dunas e leitos de rios secos, indicativo da existência de água abundante no passado. A inclinação do eixo rotacional de Marte resulta, de maneira semelhante que na Terra, nas diferentes estações durante o ano de Marte. No inverno forma-se uma camada fina de gelo de CO2 no polo. Durante o verão, a camada de gelo desaparece quase que totalmente, e observa-se a formação de um cinturão de dunas de areia em torno do pólo. Marte possui dois satélites pequenos de forma irregular, Fobos com tamanho 27x19x21 km, perı́odo orbital de 7.7 horas e numa distância de 9.500 km perto do limite de Roche, e Deimos com tamanho 15x12x11 km numa distância de 24.000 km e perı́odo orbital de 30 horas. Os dois satélites provavelmente foram capturados do cinturão dos asteróides. 32 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): I. 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... Júpiter Júpiter é o maior dos planetas com uma massa de quase um milésimo da massa solar, bem abaixo de 0.08M⊙ que é a massa mı́nima para uma estrela poder iniciar a nucleossı́ntese. A atmosfera é composta de 98% H2 , 1% He e moléculas CH4 , C2 H6 , NH3 , entre outras. A grande mancha vermelha tempestade na atmosfera de Júpiter que perdura há pelo menos quatro séculos, desde que observações astronômicas são realizadas. O maior planeta possui pelo menos 28 satélites, os quatro maiores sendo Io, Europa, Ganimedes e Calisto, todos estes com rotação sı́ncrona. Ganimedes com um raio de 2631km é maior que Mercúrio e o maior dos satélites do sistema solar. Io com um diâmetro de 3630km, orbita Júpiter numa distância de somente 5.9 raios de Júpiter e perı́odo orbital de 1.77 dias, e mostra intensas atividades vulcânicas. A órbita tem grande excentricidade o que resulta num efeito maré muito intenso e variável, dessa maneira elevando a temperatura das regiões internas do satélite, e gerando as atividades vulcânicas. Europa, o menor dos quatro grandes satélites, orbita Júpiter de maneira sı́ncrona em 3.55 dias. Acredita-se que até um quarto da massa pode ser água, na maioria em forma lı́quida, abaixo da superfı́cie de Europa. Uma atmosfera extremamente fina de O2 poderia ser produzida pela fotodissociação das moléculas de H2 O. O momento angular orbital de Júpiter, LJ = MJ DJ vJ = 1.9·1043 kgms−1 , corresponde a 61% do momento angular total do sistema solar. Em comparação, o momento angular rotacional do Sol de LSol = 1.7 · 1041 kgms−1 , corresponde a somente 0.54% do momento angular total do sistema solar. J. Saturno Saturno é o segundo maior planeta do sistema solar e possui pelo menos 30 satélites. Os anéis de Saturno têm raios de até 278 000 km, largura entre 3000 km e 28000 km e espessura de poucos cem metros até dois quilômetros. Todos anéis se encontram dentro do limite de Roche. Os anéis são compostos de grandes quantidades de pequenas partı́culas geladas, de alguns centı́metros de tamanho, que giram em torno do planeta em órbitas circulares. As separações entre os anéis correspondem a ressonâncias com as órbitas dos satélites interiores. Titã, segundo maior satélite do sistema solar, é o único satélite com uma atmosfera quatro vezes mais densa que a da Terra. A atmosfera de Titã é composta principalmente de nitrogênio, produzido pela 33 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 fotodissociação da molécula de amônia NH3 . O hidrogênio produzido nesse processo, pelo seu baixo peso molecular, escapa para o espaço. O momento angular orbital de Saturno, LS = MS DS vS = 7.9 · 1042 kgms−1 , corresponde a 25% do momento angular total do sistema solar. K. Urano, Netuno e Plutão O terceiro maior planeta em raio e quarto maior em massa tem pelo menos 21 satélites. Foram descobertos anéis escuros de Urano no interior do seu sistema de satélites durante a passagem de Urano em frente a uma estrela. Os anéis de Urano são estreitos, separados por largos intervalos e localizados dentro do limite de Roche. Netuno foi descoberto na base de cálculos de perturbação da órbita de Urano em 1846 e tem pelo menos oito satélites. Os momentos angulares orbitais de Urano e Netuno correspondem a 12% do momento angular total do sistema solar. Perturbações das órbitas de Urano e Netuno levaram à descoberta de Plutão em 1930 com magnitude aparente de 14.9m . Primeiros cálculos resultaram em estimativas erradas de tamanho e densidade média do planeta. A descoberta, em 1978, de um satélite orbitando Plutão com perı́odo orbital de 6.39 dias, numa distância de somente 20.000 km e em sincronia com a rotação, permitiu determinar corretamente o raio e a densidade média de Plutão. Devido ao seu pequeno raio de somente 1150 km , Plutão foi desclassificado pela União Internacional de Astronomia em 2006. III. ASTERÓIDES, METEORÓIDES, COMETAS A. Asteróides Asteróides são pequenos corpos com órbitas excêntricas entre Marte e Júpiter. Observações e estimativas indicam que existem 1000 asteróides com magnitude aparente m < 15m e quase 100 vezes mais com 15m < m < 20m . Existem famı́lias de asteróides, com todos os membros 34 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... tendo parâmetros orbitais semelhantes. Os maiores asteróides são Ceres (980 km), Palas (540 km), Vesta (390 km) e Juno (250 km). Estima-se que existem ∼ 200 asteróides com diâmetro maior de 100 km, e 500 asteróides com diâmetro entre 50 km e 100 km. O menor asteróide observado tem diâmetro de 125m. A massa total de todos asteróides é entre um milésimo e a metade da massa da Terra: 10−3 MT < Mtotal,aster < 0.5MT . Em relação à origem, supoe-se que os asteróides são oriundos da desintegração de um planeta, ou mais provavelmente da matéria de um proto-planeta que não chegou a se condensar a partir da nebulosa protossolar devido ao limite de Roche. A poeira interplanetária na distância de 1 UA do Sol tem uma densidade de ρ ≈ 10−19 · · · 10−23 gcm−3 com uma massa total Mpoeira ∼ 1017 · · · 1021 g, sendo menos que um milionésimo da massa da Terra. A partir das caracterı́sticas de absorção, sabe-se que a poeira é composta de partı́culas de tamanho entre 1 e 100 µm. B. Meteoróides Os meteoróides são classificados em meteoróides de ferro e meteoróides de rocha. Existe também uma categoria hı́brida de meteoróides de ferro e rocha. Um tipo especial de meteoróides de rocha, os condritos carbonáceos, têm uma idade de 4.55 · 109 anos de acordo com os métodos da datação radioativa. Muitos meteoróides mostram inclusões vı́treas o que indica temperaturas muito elevadas durante a formação. Também foram achados traços de isótopos raros, provavelmente sintetizados durante uma explosão de supernova na vizinhança que poderia ter ocorrido imediatamente antes da formação do sistema solar, e estimulando a sua formação, através da onda de choque produzida pela explosão. A maioria dos meteoróides, quando se encontram na proximidade da Terra, têm, sob a hipótese de uma órbita parabólica, uma velocidade orbital de 42 kms−1 (E = T + V = 0) em relação ao Sol. Dependendo da posição da Terra com velocidade orbital de 30 kms−1 (2T +V =0), a velocidade relativa no momento do impacto sobre a Terra é entre 12 e 72 kms−1 . Ao entrar na atmosfera terrestre, os grandes meteoróides são freados pelo atrito com átomos e moléculas da atmosfera, com uma força de atrito proporcional ao quadrado da velocidade, Fa ∼ v 2 , aquecendo o meteoróide a uma temperatura tão elevada que evapora quase instantaneamente, ainda numa altura de várias dezenas de quilômetros acima do solo. Meteoróides muito massivos podem atingir a superfı́cie terrestre, no impacto gerando uma onda de choque tão forte que, durante um instante curto, a 35 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 atmosfera localmente é expelida para o espaço. Esse fenômeno pode ocorrer quando o impacto do meteorito gera uma cratera com raio maior que a espessura da atmosfera. Como a força de atrito é proporcional à superfı́cie efetiva A do meteorito durante a queda livre, Fa = 12 Aρar v 2 , onde ρar é a densidade da atmosfera, e como a força gravitacional é proporcional ao volume do meteorito, Fg = mg = 4π 3 3 ρm rm g, os micro-meteoritos caem suavemente até a superfı́cie como poeira comum, sem produzir algum sinal luminoso durante a queda. Estimativas indicam que todos os dias caem 1.2 · 109 g de meteoritos sobre a Terra. O estudo complexo dos isótopos radioativos indica que todos meteoróides se formaram num intervalo estreito de 4 · 106 anos há 4.55 · 109 anos. O tempo de exposição aos raios cósmicos os quais penetram até uma profundidade de 1m, é entre 0.2 a 1 · 109 anos no caso dos meteoróides de ferro, e de 106 a 3 · 107 anos no caso de meteoróides de rocha, e provavelmente indica o momento no qual os meteoróides se formaram a partir de um proto-meteoróide no cinturão dos asteróides. C. Cometas São conhecidos 100 cometas de curtos perı́odos orbitais T entre 3 e 200 anos, todos mostrando pequenas inclinações i < 15o em relação à eclı́ptica, o que indica que foram capturados pelos planetas maiores, Os cometas de longos perı́odos orbitais, 102 < T < 108 anos, têm órbitas quase parabólicas com uma distribuição aleatória de inclinações em relação à eclı́ptica. Desses cometas, 16% têm excentricidade ǫ < 0.96 e 84% têm excentricidade 0.96 < ǫ < 1.006. As órbitas hiperbólicas com ǫ > 1, provavelmente se devem a perturbações gravitacionais de órbitas inicialmente elı́pticas. Os cometas são bolas de gelo e poeira com diâmetro cerca de 10 km e massa cerca de 1015 g. Quando o cometa se aproxima do Sol, o gelo evapora, resultando em perda de massa em cada periélio de poucos por centos. O gelo evapora pela radiação solar incidente, inicialmente em direção ao Sol. A pressão exercida pela radiação e o vento solar, levam o gás sempre para uma direção se afastando radialmente do Sol, formando dessa maneira a cauda que se estende até milhões de quilômetros. O mais prominente entre os cometas, o cometa Halley com perı́odo orbital de 76.2 anos, foi observado em pelo menos 28 periélios desde 240 a.C. 36 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): IV. Alguns Tópicos ... 15-51, 2009 O SOL Observado a partir da Terra no periélio, o Sol se encontra numa distância de 1.471 · 108 km e apresenta um raio angular de 16’17.8”. No afélio, a distância é 1.52 · 108 km e o raio aparente 15’45.6”. Na distância média do Sol que define a unidade astronômica, 1.496 · 108 km = 1UA, 1” corresponde a ∼ 725 km. O raio linear do Sol é R⊙ = 6.96 · 105 km, e a massa M⊙ = 1.99 · 1030 kg, resultando numa aceleração da gravidade na fotosfera de 27.9 g. A densidade média do Sol é 1.41 gcm−3 com um valor máximo de 76.4 gcm−3 no centro, segundo e modelo de Eddington. Na distância da Terra incide a radiação solar de S = 1370Wm−2 , onde S é a constante solar. A radiação solar medida fora da atmosfera terrestre corresponde aproximadamente à de um corpo negro com temperatura efetiva T⊙ = 5780 K. Integrada sobre uma esfera inteira de ângulo sólido Ω = 4π, ela fornece a luminosidade do Sol L⊙ = 3.83 · 1026 W. Como a luminosidade solar se manteve constante durante bilhões de anos, L⊙ deve ser igual à taxa de produção de energia no seu núcleo. A luminosidade solar, fora da atmosfera terrestre, corresponde a uma magnitude absoluta bolométrica Mbol = 4.74, ou no filtro V, de MV = 4.87, sendo a magnitude aparente mV = −26.70 correspondendo a um môdulo de distância m − M = −31.57. A potência da radiação solar incidindo sobre a Terra inteira é 1.75 · 1017 W, a completa captação desta radiação solar durante meia hora, forneceria mais energia que a civilização humana consome, atualmente com uma taxa ∼ 1013 W, durante o ano inteiro. Porém, parte desta radiação é refletida e outra parte é absorvida pela atmosfera terrestre. Quando o Sol se encontra no zênite, mais de 70% desta radiação pode incidir sobre o solo no nı́vel do mar em caso de uma atmosfera completamente limpa, mas na maioria dos casos, a incidência da radiação solar no solo é muito menor. O momento angular rotacional do Sol é calculado a partir do modelo de Eddington que fornece as densidades do Sol em função do raio com a densidade central do Sol de ρc = 76.4 gcm−3 . Cada camada contribui para o momento angular com 2 5 4πρ(r) r 3 v(r) dr onde a in- certeza principal é a velocidade rotacional no interior do Sol. O momento angular total do Sol é LSol = 1.7 · 1041 kgms−1 . No espectro solar existem mais de 22.000 linhas de absorção com as quais pode ser determinada a composição quı́mica da fotosfera do Sol. A análise qualitativa é relativamente simples e permite identificar os elementos e as moléculas presentes no Sol. Apesar das altas temperaturas, foram observadas linhas de moléculas diatômicas de OH, NH, CH, SiH, MgH, 37 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 CaH, C2 , CN, O2 , TiO, MgO, AlO. No entanto, a análise quantitativa a partir das intensidades das linhas requer o conhecimento detalhado das condições fı́sicas, como pressão, temperatura e densidade da região onde origina a linha espectral. Na fotosfera, o Sol é composto de 75% H, 23% He e 2% metais, as porcentagens se referindo à massa. O escurecimento de limbo é o escurecimento observado próximo ao bordo do disco solar. Esse escurecimento é devido à absorção mais intensa de radiação próximo ao bordo do disco solar, com o ângulo de visada inclinado em relação à normal da superfı́cie solar. No entanto, quando se observa um pequeno elemento de área perto do centro do disco solar, a linha de visada é normal à superfı́cie e a radiação provém de regiões mais profundas e por conseguinte mais quentes. Em comparação, uma área perto do bordo não permite a observação de uma região tão profunda em virtude da absorção mais eficiente. Essa região menos profunda tem uma temperatura menor e por conseguinte o fluxo de radiação é menor. Dentro da fotosfera, a temperatura cai de 6800 K no seu limite interior, a 4200 K no seu limite exterior. Diferentes brilhos superficiais observados correspondem a camadas com diferentes temperaturas. O escurecimento observado mostra que o coeficiente de absorção depende do comprimento de onda. As manchas solares aparecem normalmente em grupos e as maiores mostram uma umbra central escura e uma penumbra periférica menos escura. O brilho superficial da umbra é um terço do brilho superficial médio do Sol, em virtude da temperatura ser menor, ∼ 4000 K. O diâmetro da umbra pode atingir até 50.000 km. A metade das manchas solares têm uma vida mais curta que dois dias, e 90% uma vida menor de onze dias. Os grupos de manchas têm na média uma vida de seis dias, mas grandes grupos podem sobreviver durante vários meses. A atividade das manchas solares é quantificada pelo número relativo de manchas solares R que é dado por R = k (10G + F ) onde k é um fator de correção que depende do telescópio e da qualidade da atmosfera, G é o número de grupos, uma única mancha também contando como grupo, e F é o número total de manchas. Valores máximos observados são R ∼ 300 e R é empiricamente correlacionado com a área Aµ coberta por manchas, em milionésimos do hemisfério do Sol (A−6 = 10−6 · 2πR2⊙ ), Aµ /A−6 = 16.7R. O número relativo de manchas solares R mostra uma periodicidade de 11 anos. Entre dois ciclos subsequêntes, a polaridade dos campos magnéticos se inverte, desta forma o ciclo total se repete a cada 22 anos. O campo magnético H pode ser de- 38 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... terminado pelo efeito Zeeman. As linhas espectrais desdobram num campo magnético externo ∆λ ∼ λ2 H. Os campos magnéticos das manchas têm valores de até H ∼ 4000 Gauss. Também foi observada uma correlação entre campo magnético e área coberta pelas manchas H = 0.37(Aµ /A−6 )(Aµ /A−6 + 66)−1 Tesla. Em consequência da variação das manchas solares, a luminosidade solar pode variar por 1%. Uma variação da luminosidade solar de 1% resultaria no equilı́brio térmico, L⊙ ∼ T4p , numa variação da temperatura da Terra de dT /T = 1/4dL/L = 0.75o C. Uma variação sistemática da temperatura da Terra em virtude do ciclo solar ainda não foi comprovada com dados experimentais. As protuberâncias solares são correntes de matéria lançados de forma explosiva pelos campos magnéticos locais, a partir da fotosfera a alturas de até ∼ 106 km. As protuberâncias estacionárias podem sobreviver 10 meses, os surges e flares têm velocidades de ∼ 700 kms−1 . Os espectros têm origem na cromosfera e mostram temperaturas de 15.000 a 25.000 K, com densidade de ∼ 1011 átomos de H por cm3 . Durante as erupções solares chamados flares, são produzidos raios cósmicos com energia cerca de até ∼ 1 GeV. O vento solar é um plasma que é acelerado a velocidades supersônicas a uma distância de poucos raios solares. Na distância da Terra, o vento solar tem uma densidade de 9 protons por cm3 e uma velocidade de vp = 470 kms−1 . Relativo ao hidrogênio, os ı́ons de hélio têm uma abundância de 4 · 10−2 , os ı́ons de oxigênio de 5.2 · 10−4 , os ı́ons de ferro de 5.3 · 10−5 , e os ı́ons de silı́cio e neônio têm uma abundância de 7.5 · 10−5 . Considerando esses valores, o Sol perde a cada ano 4 · 10−14 M⊙ . O vento solar varia com a atividade solar. A. Abundâncias no sistema solar As abundâncias dos isótopos no sistema solar são determinadas principalmente a partir da fotosfera solar. O Sol contem 99.86 % da massa o por isto é considerado representativo para o sistema solar. Antigamente, as abundâncias foram determinadas pela composição da crosta terrestre, no entanto, os planetas sofreram de mudanças dramáticas durante a sua formação. Apesar dos meteoróides representarem uma fração menor que um milionésimo da massa do sistema solar, acredita-se que são representativos, e os poucos encontrados depois do impacto no solo terrestre, podem ser estudados com análises de alta precisão em laboratórios. Na tabela 3 são listados os 25 núcleos mais abundantes encontrados no sistema solar. Na 39 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Fig. 4: Espectro em raios-X durante um flare (grande erupção) mostrando o contı́nuo amplificado por várias ordens de grandeza (o espectro contı́nuo antes do flare é indicado na mesma escala pela seta entre 6 e 7 Å) e linhas de emissão de elementos ionizados. (Scheffler e Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne) segunda coluna são indicados o número de prótons Z e o número de nucleons A = Z + N de cada núcleo. Na terceira coluna consta a fração de massa de cada núcleo, e na última coluna o processo pelo qual o núcleo foi sintetizado. A nucleossı́ntese primordial ocorre durante os três primeiros minutos após o Big Bang quando a temperatura do universo é ∼ 1010 K. A queima de hélio refere-se ao processo 3α 3 4 He → 12 C sendo realizado a uma temperatura entre 1 e 2.5 · 108 K. O ciclo CNO é realizado em estrelas muito quentes, enquanto que a cadeia pp é predominante em estrelas menos quentes como o Sol que tem uma temperatura central Tc ∼ 1.4 · 107 K. O processo-e refere-se à nucleossı́ntese em equilı́brio e produz os elementos V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni para temperaturas cerca de 4 · 109 K. Queima de carbono, neônio, oxigênio e silı́cio refere-se à nucleossı́ntese explosiva. A maioria dos dez núcleos mais frequentes, são núcleos-α, i.e., núcleos de números pares de prótons e igual número de nêutrons, Z = N . O único núcleo ı́mpar-ı́mpar é N (7,14). O terceiro núcleo mais frequente no sistema solar, O (8,16), tem uma abundância maior que a soma das abundâncias de todos os demais núcleos posteriores. O núcleo de Fe (26,56) tem a maior energia de ligação por núcleon. Tab. 3: Os 25 núcleos mais frequentes no sistema solar 40 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): Alguns Tópicos ... 15-51, 2009 Elemento núcleons (Z, A) fração [%] orı́gem (processo) H (1,1) 70.57 nucleossı́ntese primordial He (2,4) 27.52 nucleossı́ntese primordial O (8,16) .9592 queima de hélio C (6,12) .3032 queima de hélio Ne (10,20) .1548 queima de carbono Fe (26,56) .1169 processo-e N (7,14) .1105 ciclo CNO Si (14,28) .0653 queima de oxigênio Mg (12,24) .0513 queima de carbono S (16,32) .03958 queima de oxigênio Ne (10,22) .02076 queima de hélio Mg (12,26) .00789 queima de carbono Ar (18,36) .00774 queima de oxigênio e silı́cio Fe (26,54) .00715 processo-e e q. sil. Mg (12,25) .00689 queima de carbono Ca (20,40) .00599 queima de oxigênio e silı́cio Al (13,27) .00579 queima de carbono Ni (28,58) .00491 processo-e e q. sil. C (6,13) .00368 ciclo CNO He (2,3) .00345 nucleossı́ntese primord. e ciclo pp Si (14,29) .00344 queima de carbono e neônio Na (11,23) .00333 queima de carbono Fe (26,57) .00284 processo-e Si (14,30) .00234 queima de carbono e neônio H (1,2) .00231 nucleossı́ntese primordial B. Formação do Sol e o momento angular inicial As estrelas se formam a partir do colapso gravitacional de nuvens interstelares de temperatura inicial Ti = 10 K e com massa acima de Mnuv > 103 M⊙ . Durante o colapso ocorre a fragmentação subsequente em estrelas individuais. O inı́cio do colapso é determinado pelo critério de Jeans da instabilidade gravitacional. Cálculos numéricos mostram que uma massa solar, 1M⊙ se torna instável quando o raio é menor que R < 0.4 GM µ/(RT ) = 1.6 · 1017 cm ou 0.05 pc. Neste cálculo foi usado um peso molecular µ = 2.5. A densidade média inicial da 41 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 nuvem é ρ = 1.1 · 10−19 gcm−2 e comparável com nebulosas como de Órion. O colapso dessa √ nuvem em queda livre demora tql = 1/ Gρ = 4 · 105 anos. A nuvem antes do colapso participa da rotação galáctica com velocidade angular ωn = 1 2 ~ ×~v | = 1 (1 − n) ωg para uma velocidade |∇ 2 rotacional da galáxia do tipo v ∼ R−n , resultando num perı́odo rotacional da nuvem de τ = 109 anos. Conservando esse momento angular galáctico durante o colapso, R2 ω ∼ R2 /τ = const., 2 τ espera-se um perı́odo rotacional do protossol com raio final Rps = 7 · 105 km com Ri2 τps = Rps i de cerca de τps = 0.07 dias ou uma velocidade no equador do protossol de 700 kms−1 , próxima às velocidades observadas de estrelas jovens do tipo espectral B. Se todo o momento angular orbital dos planetas fosse transferido para o Sol, a velocidade rotacional no equador seria 330kms−1 em vez dos 1.9kms−1 observados atualmente. A datação radioativa permite determinar a idade do Sol e dos planetas em 4.55(±0.05) · 109 anos. O processo de formação do Sol e dos planetas ocorre durante um perı́odo de 3 · 107 anos. Nesse perı́odo curto, o Sol perdeu grande parte do seu momento angular inicial através do vento solar. C. Formação do sistema solar A teoria mais aceita da formação do sistema solar defende a hipótese da existência de uma nuvem de gás e poeira que girava lentamente, mantendo um equilı́brio de pressão com o meio circunvizinho. Essa nuvem de gás e poeira perdurou por dezenas de milhões de anos até que uma estrela massiva na vizinhança chegou ao final da sua evolução termonuclear e explodiu como uma supernova. O impacto da onda de choque ocasionado pela explosão da supernova provocou o colapso desta nuvem. A presença de um campo magnético desempenhou um papel fundamental. Durante o colapso da nuvem, à medida que a nuvem girava com velocidade cada vez maior, as linhas de força tornavam-se cada vez mais retorcidas, comportando-se como cordões elásticos. As tensões magnéticas resultaram na formação de um núcleo e um envelope formando um cinturão com alta velocidade rotacional e por conseguinte alto momento angular. O Sol provavelmente perdeu uma grande parte do seu momento angular inicial, da mesma maneira que é observado em estrelas jovens. No centro da nuvem em colapso formouse rapidamente um núcleo denso, o protossol, que ao longo da sua evolução perdeu cada vez mais momento angular através do vento solar, chegando a ter um perı́odo rotacional de 27 dias atualmente. O cinturão em torno do protossol, composto de átomos, moléculas e grãos de poeira, não acompanhou o colapso do núcleo por causa da sua alta velocidade rotacional. 42 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... A energia liberada durante as contrações do protossol elevou a temperatura do material do cinturão acima de 2000 K, derretendo a maior parte do material. Novas partı́culas se condensavam à medida que o gás esfriava e se formaram primeiro as partı́culas metálicas e refratárias. Em seguida, com a temperatura diminuindo cada vez mais, condensavam-se as partı́culas mais voláteis e geladas. O estudo da composição e estrutura dos meteoróides indica esta sequência de condensação. As partı́culas sólidas de poeira, sendo muito mais pesadas que os átomos e as moléculas, pela gravitação, formaram um disco extremamente fino localizado no plano equatorial da nuvem protossolar. Pequenas flutuações de densidade exerceram um empuxo gravitacional ligeiramente mais elevado no meio circunvizinho. As partı́culas sólidas de poeira caı́ram em direção às regiões mais densas, formando pequenos aglomerados. A gravidade própria da poeira sobrepujou sua baixa pressão, formando agrupamentos gravitacionalmente coesos, com dimensões tı́picas de asteróides. Acredita-se que os asteróides e os cometas sejam os vestı́gios remanescentes destes planetesimais abundantes no sistema solar primitivo. Em seguida, a gravidade contribuiu para que os planetesimais acumulassem mais matéria e crecessem, até atingir o tamanho de planetas. O estudo da idade de crateras na Lua mostra que nos primeiros 700 milhões de anos da existência do sistema solar, a taxa de formação de crateras era mil vezes maior que atualmente. A maior parte dos planetesimais foi agregada aos planetas e seus satélites. Nas proximidades do Sol recém formado, a radiação solar elevou a temperatura até que os gelos voláteis se evaporaram. Somente partı́culas refratárias e metálicas permaneceram. Por conseguinte, os planetas telúricos têm baixa massa, são formados predominantemente de materiais densos e rochosos, e não contêm em grande quantidade os elementos leves como hidrogênio e hélio, que são os elementos mais abundantes no Sol. Nas regiões mais distantes do Sol, a temperatura não alcançava valores suficientes para derreter o gelo e evaporar os elementos leves, e se formaram planetas mais massivos com altas abundâncias de H e He. De acordo com o cenário descrito acima, os planetas se formaram pela acumulação de muitos corpos menores, explicando desta maneira o fato de que as órbitas dos planetas são quase circulares, coplanares e no mesmo sentido para todos planetas. A rotação interna dos planetas apoia esse cenário, com exceção de Vênus e Urano. Acredita-se que Urano foi formado pela fusão de poucos corpos grandes. Os planetas que se formaram pela fusão de muitos corpos pequenos, todos com o mesmo sentido de rotação, poderiam resultar num planeta cujo eixo de rotação fosse paralelo ao do Sol. 43 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): D. 15-51, 2009 Exoplanetas Em relação à teoria da formação do sistema solar surge a questão da existência de planetas em torno de outras estrelas, os exoplanetas. Mais de 400 candidatos foram encontrados com vários métodos elaborados para a detecção de exoplanetas. O método astrométrico é semelhante ao das estrelas binárias. Como o exoplaneta não é visı́vel, as medidas devem ser feitas em relação ao centro de massa do sistema estrela-exoplaneta. A vantagem deste método é que a amplitude do sinal é independente da inclinção da órbita. Um referencial adequado para posições podem ser as estrelas distantes de fundo na área observada. A posição φ em [“] da estrela de massa M na distância d em [pc] em relação ao centro de massa, devido à existência de um exoplanta de massa m com semi-eixo maior orbital a em [UA] é dado por φ[“] = m M ( a[UA] d[pc] ) O método da velocidade radial é semelhante ao método usado no caso das estrelas binárias espectroscópicas com somente um sistema de linhas espectrais, e é o método mais produtivo para detecção de candidatos de exoplanetas. Para um planeta com massa m muito menor que a estrela visı́vel, m ≪ M , e uma órbita com inclinação i, a terceira lei de Kepler é m3 sen3 i/M2 = ω 2 /G · (a31 sen3 i) Considerando o movimento em relação ao centro de massa, obtem-se a1 /(a1 +a2 ) = a1 /a0 = m/M e uma velocidade radial máxima de vr,max = (2π/T ) · (m/M ) · a0 seni ou vr,max [kms−1 ] = √ 30 m/ M a0 sen i onde vr,max é dado em [kms−1 ], M em M⊙ e a0 em UA. As variações tı́picas observadas para estrelas com candidatos de exoplanetas são da ordem de grandeza de ±100 ms−1 . Com este método, mais de 100 exoplanetas foram detectados. Apesar de se tratar de um método preciso, não pode se determinar m, mas somente m · sen i. Como i é desconhecido, de um candidato individual não se pode afirmar que se trata realmente de um planeta, mas o resultado pode ser usado estatisticamente. O método de eclipse pode ser aplicado quando a inclinação da órbita do planeta em relação à linha de visada é tão pequena, que o exoplaneta desaparece periodicamente atrás da estrela. A curva de luz durante o eclipse é semelhante à das eclipsantes binárias, mas com uma diminuição muito pequena da luminosidade da estrela visı́vel. O primeiro candidato de exoplaneta foi encontrado em torno da estrela HD 209458, causando uma diminuição senoidal da magnitude 44 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): Alguns Tópicos ... 15-51, 2009 aparente da estrela por ±0.01m . E. Formação do sistema Terra-Lua A datação geológica mostra que as idades de Terra e Lua são iguais, dentro dos erros de menos de um por cento. A densidade da Lua é igual à do manto terrestre, o que sugere que a Lua teria se formado desprendendo-se da Terra na fase inicial da formação do sistema solar. Segundo cálculos parece possı́vel que a Lua se desprendeu num momento em que a velocidade rotacional da Terra teria aumentado subitamente em virtude da diminuição abrupta do momento de inércia da Terra pelo afundamento de ferro e nı́quel que hoje formam o núcleo da Terra. A condição da força centrı́fuga na superfı́cie terrestre ser igual à força gravitacional entre Terra e Lua, essa última ainda sendo uma parte do corpo terrestre, mL v 2 /RT = mL RT ωT2 = GMT mL /RT2 , permite calcular a velocidade angular rotacional necessária da Terra de ωT,i = (GMT /RT3 )1/2 . O momento angular rotacional da Terra, antes do desprendimento da Lua, nesse caso deveria ser no mı́nimo LT,i = 17.14LT = 2.32LT L correspondendo a um perı́odo rotacional da Terra de 1.4 horas. Como será calculado a seguir, acrescentando o momento angular orbital atual da Lua ao momento angular rotacional da Terra, o perı́odo rotacional da Terra seria de 2.6 horas. A questão de como o sistema Terra-Lua poderia ter perdido mais da metade do seu momento angular inicial permanece sem resposta. Outra hipótese sugere que a colisão da Terra, ainda sem atmosfera, com um asteróide de tamanho 100 km ou maior, teria causado o desprendimento da Lua. F. Formação da atmosfera e dos oceanos da Terra A atmosfera e os oceanos não se formaram primordialmente, uma vez que os elementos mais leves foram expelidos da parte interior do sistema solar no inı́cio da formação do sistema solar. O fato que os gases nobres são raros na atmosfera, enquanto He e Ne são os elementos mais frequentes no Sol, mostra que a atmosfera não pode ser um produto direto da nebulosa protossolar. A atmosfera e os oceanos têm origem secundária em exalações vulcânicas que fornecem H2 O, N2 , CO, CO2 , SO2 , entre outras moléculas. O isótopo decaimento de 40 K 40 A foi produzido pelo da crosta terrestre e o 4 He pelo decaimento radioativo de 45 238 U e 232 Th. A Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 atmosfera primordial não continha oxigênio por ele ter sido ligado nos óxidos e silicatos e por isto é ausente nos gases vulcânicos. A produção de O2 e de ozônio O3 na atmosfera primordial, ainda transparente, iniciou pela fotodissociação de vapor de água H2 O por radiação solar ultravioleta. Esse processo fornece somente um milésimo da concentração de oxigênio atual, ou uma fração de ∼ 2 · 10−4 da atmosfera inteira. Uma camada mais espessa de oxigênio absorve eficientemente a radiação ultravioleta, impedindo que a produção prossiga. Mais oxigênio, até atingir a concentração atual, só pode ter sido produzido pela fotossı́ntese junto com a evolução da vida. A eficiência do processo da fotossı́ntese é enorme, renovando o oxigênio da atmosfera inteira em apenas 2000 anos. Desta maneira, a formação da atmosfera depende diretamente da evolução da vida. Os seres vivos primitivos criam as condições necessárias para que os seres vivos complexos possam se desenvolver. Como as macromoléculas como aminoácidos e proteı́nas não sobrevivem na presença de oxigênio, elas somente podem ter se formado numa atmosfera sem oxigênio. Por outro lado, na ausência de uma atmosfera, os aminoácidos sobrevivem somente numa profundidade de 10m ou mais abaixo da superfı́cie da água que protege contra a radiação ultravioleta. Os seres vivos mais primitivos devem ter se formado na água em profundidades que protegem da radiação UV enquanto a atmosfera não tinha uma densidade suficiente. A concentração atual de 21% de oxigênio na atmosfera está próxima do limite superior para a existência da vida. Como mostra a figura 5, cada por cento de oxigênio adicional na atmosfera aumenta a probabilidade de ignição espontânea em 70%. A partir de uma concentração de 25%, a ignição espontânea ocorreria com alta probabilidade até numa floresta tropical úmida, inviabilizando desta forma a existência de vida na Terra. Existem indı́cios que a concentração atual de 21% foi atingida há pelo menos 420 milhões de anos e que possivelmente ultrapassou esse valor durante um perı́odo curto. A Terra se formou há 4.5·109 anos, mas as rochas mais antigas encontradas, na Groenlândia, têm idade de somente 3.75·109 anos, o que indica que a crosta terrestre primordial não era sólida em virtude dos bombardeamentos pelos meteoróides. Pelas exalações vulcânicas formaram-se os oceanos e a atmosfera. No perı́odo de 3.2 a 2 · 109 anos, existiam somente seres unicelulares, os procariotos. Há 2 · 109 anos formaram-se os eucariotos, produzindo oxigênio até contribuir alguns poucos por centos da atmosfera, até numa época há 6 · 108 anos, esta concentração sendo suficiente para produzir a camada de ozônio, protegendo os seres vivos da radiação solar ultravioleta. A partir deste momento, os seres vivos podiam se espalhar na superfı́cie terrestre. Na base da evolução da vida parece haver um princı́pio de formação de sistemas cada vez mais 46 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... Fig. 5: Probabilidade de ignição espontânea em função da concentração de oxigênio na atmosfera terrestre para diferentes umidades ambientais (Barrow e Tipler: The anthropic cosmological principle) complexos através do armazenamento e fornecimento de informação, contra a tendência natural da segunda lei da termodinâmica do aumento da entropia. G. Evolução do sistema Terra-Lua A esfera da Terra se estica sob a ação da força de maré, mas a deformação da esfera atrasa devido à elasticidade do material, uma vez que a perturbação vem de uma direção diferente que muda pelo ângulo de 2π em 24 horas. A água reage mais rapidamente, mas também atrasa devido à viscosidade interna da água, atrito no fundo do oceano e no litoral. Os atrasos diferentes entre água e continente resultam numa diferença de fase entre posição da Lua e maré alta, desta maneira freando a rotação da Terra. Ao longo do tempo, a Terra continuamente perde momento angular o qual deve ser transferido para a Lua para conservar o momento angular total do sistema Terra-Lua. O momento angular da Terra em virtude da rotação em torno do seu eixo é, sob a hipótese de uma distribuição homogênea de matéria, LT ≈ 25 MT RT2 ωT com ωT = 2π/24h. Considerando um manto terrestre com densidade média de 3.6 gcm−3 entre ri = 3400 km e RT = 6378 km, e um núcleo com densidade de 17 gcm−3 do centro até ri = 3400 km, obtem-se um momento angular rotacional LT ≈ 15 MT RT2 ωT que será usado nos cálculos a seguir. O momento angular órbital da Lua, LL , considerando a Lua como um ponto de massa mL na distância dL da Terra, com o perı́odo orbital TL = 2π/ωL = 27.32 dias, é LL = mL d2L ωL . Com MT = 81.3mL e RT = dL /60.27, obtem-se LT = 0.122LL e o momento angular total do sistema Terra-Lua LT L em unidades do momento angular orbital da 47 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Lua, é LT L = LT +LL = 1.122LL . Neste cálculo é desprezado o momento angular rotacional da Lua em torno do seu eixo, que é 8 · 10−6 LL . O momento angular rotacional atual da Terra LT , neste processo, será convertido em momento angular orbital da Lua, desacelerando a rotação da Terra e afastando a Lua da Terra, até que os perı́odos da rotação da Terra e da órbita da Lua sejam iguais. A partir do momento em que a Lua entra numa órbita geoestacionária, o efeito de maré cessa. Como o perı́odo orbital da Lua aumentará, o dia na Terra em sincronia com a órbita da Lua terá uma duração de mais de 27.32 dias em vez das 24 horas atualmente. Para calcular o perı́odo orbital final da Lua, pode-se desprezar o momento angular final da Terra que deve ser menor que LT,f inal < 0.122/27.32 LL = 0.004LL . O momento angular total do sistema Terra-Lua se conserva, i.e., no inı́cio LT L,i = LT + LL = 1.122LL = LT L,f = mL d2L,f ωf onde dL,f é a distância final entre Terra e Lua, e ωf é a velocidade angular final da órbita da Lua, em fase com a rotação da Terra. Como as massas da Terra e da Lua não variam, pode-se aplicar a terceira lei de Kepler na forma ω 2 r 3 = constante. Desta forma, obtem-se com ωf2 d3L,f = ωL2 d3L e d2L,f ωf = 1.122 d2L ωL o resultado ωf /ωL = 1.122 (dL /dL,f )2 = 1.122 (ωf /ωL )4/3 e finalmente ωL,f /ωL = 1.1223 = 1.412, o que corresponde a um perı́odo orbital final da Lua de 39 dias, que será igual ao dia terrestre. A geologia, através da formação de corais, fornece evidência que há 3 · 108 anos o ano tinha 400 ± 10 dias. A datação de eclipses e recentemente o uso de relógios atômicos de alta precisão, permitem medir um aumento da duração do dia de aproximadamente 0.00164 s por século, estes valores sendo compatı́veis dentro dos limites dos erros. Existe evidência adicional a favor da hipótese que a Lua se afasta da Terra. Raios lasers emitidos na Terra e refletidos por espelhos na Lua permitem determinar um aumento da distância entre Terra e Lua de 3.8 cm por ano. V. RAIOS CÓSMICOS Raios cósmicos é uma radiação não-térmica, composta de partı́culas elementares com energia relativı́stica vindas do espaço interstelar. Os raios cósmicos primários são prótons, partı́culas α (He++ ) e núcleos de elementos mais pesados, com uma distribuição de abundâncias semelhante à do Sol, com a diferença de que os elementos leves como Li, Be, B que são extremamente raros nas estrelas, são encontrados na radiação cósmica igualmente que os núcleos mais pesados. Esses núcleos leves de Li, Be, B, são produzidos por espalação de núcleos pesados, principalmente de 48 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... ferro, em colisões com prótons ou partı́culas-α de alta energia. As seções de choque conhecidas através de experimentos em aceleradores de laboratórios de alta energia, são da ordem de grandeza das seções geométricas, e indicam que os raios cósmicos atravessaram uma quantidade de matéria de 4 a 6 g cm−2 . Com a densidade média do meio interstelar de 2 · 10−24 g cm−3 , obtem-se a estimativa que os raios cósmicos se propagaram ao longo de um percurso de 600 kpc no disco galáctico, o que implica num armazenamento por um fator 2 · 103 em relação aos fótons que percorrem na média um caminho de 300 pc dentro do disco galáctico. Os raios cósmicos de mais baixa energia em torno de poucos GeV têm origem no Sol, enquanto que os de energia média provêm do espaço interstelar, sendo produzidos provavelmente em explosões de supernovas, e os de mais alta energia provêm do espaço intergaláctico. Os raios cósmicos fornecem informações importantes sobre as condições fı́sicas do sistema solar, das estrelas e supernovas e das galáxias, no entanto, ainda se desconhece o mecanismo de aceleração dos raios cósmicos de mais alta energia em torno de 1020 eV. A colisão de um raio cósmico primário com um núcleo da alta atmosfera terrestre produz a radiação secundária, composta de elétrons, pósitrons, mésons, neutrinos, pı́ons, múons, outras partı́culas elementares, e fótons. Os raios cósmicos secundários, depois da primeira colisão com um núcleo da atmosfera, e ainda de energia extremamente alta, por sua vez colidem com outros núcleos da atmosfera, produzindo mais radiação secundária. Esses processos subsequentes à primeira colisão são conhecidos como chuveiro cósmico. Os raios cósmicos podem ser detectados até uma profundidade de 4000 m abaixo da superfı́cie dos oceanos. Várias partı́culas elementares, entre eles o pósitron, anti-partı́cula do elétron, foram descobertas na radiação cósmica. Os múons produzidos pelo decaimento de pı́ons desempenharam um papel importante na comprovação experimental da teoria da relatividade restrita. Os múons com massa mµ = 207me e vida média de 2.2 · 10−6 s, são produzidos numa altura de 12 a 15 km acima do solo. A energia média dos múons é cerca de 1 GeV. Na superfı́cie da Terra são detectados 5 múons por cm2 e segundo de energia 0.4 GeV e 1 a cada 5 segundos com energia de 1.5 GeV. Numa altura de 4 km são detectados 11 (0.4 GeV) e 1.6 (1.5 GeV) múons e numa altura de 13 km são detectados 25 (0.4 GeV) e 10 (1.5 GeV) múons por cm2 e segundo. O curto tempo de vida dos múons permite um deslocamento médio de 600 m, muito menor que a distância percorrida na atmosfera. Como os múons são relativı́sticos, o tempo de vida aumenta no referencial da atmosfera em virtude da dilatação do tempo, permitindo o múon chegar à superfı́cie terrestre. A distribuição de energia dos raios cósmicos para energias E > 10GeV é bem representada 49 Rainer Madejsky CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Fig. 6: Chuveiro cósmico extenso produzido a partir da colisão de um raio cósmico primário com um núcleo da atmosfera (Nagle et.al.: Annual Review Nucl. Part. Sci. 1988, 38:609) pela lei de potência N>E = 1016 · E −1.74 onde N>E é o número de partı́culas com energia maior de E por área, tempo e ângulo sólido (esferorradianos), [cm−2 s−1 sr−1 ], e quando E é dado em [eV]. A energia em repouso do próton é mp c2 = 0.938 GeV, mostrando que se trata de energias altamente relativı́sticas. Para essas energias, a energia cinética Ec = γmc2 é expressa p pelo fator relativı́stico γ = 1/ 1 − v 2 /c2 . A partir de energias E > 10GeV, a influência do campo magnético interplanetário torna-se desprezı́vel. A radiação cósmica com carga e num campo magnético H entra numa trajetória com raio de Larmor rH dado por pc = eHrH ou rH = 1.08 · 10−12 E/H com E em [eV] e H em [Gauss]. Ao se aproximar do sistema solar, a radiação cósmica entra em interação com o vento solar e o campo magnético interplanetário de ∼ 10−6 Gauss. No campo magnético galáctico de 5 · 10−6 Gauss, o raio de Larmor de uma partı́cula de E = 1 GeV é de rH (109 eV) = 2 · 10−7 pc e para E = 109 GeV ¸ de rH (1018 eV) = 200 pc. O tempo de vida dos raios cósmicos, com um percurso médio de 600 kpc na galáxia, é de 2 · 106 anos. No entanto, pela análise de meteoritos que permitem determinar o tempo de exposição à radiação cósmica, sabe-se que a radiação cósmica teve uma intensidade constante, durante, no mı́nimo, os últimos 108 anos, indicando que a radiação cósmica deve ser renovada continuamente, sendo produzida constantemente pelas estrelas, supernovas e galáxias. A razão observada de elétrons e pósitrons, Ne− /Ne+ = 10, indica que os elétrons sincrotrónicos 50 CADERNO DE FÍSICA DA UEFS 07, (01 e 02): 15-51, 2009 Alguns Tópicos ... provêm das mesmas fontes que a componente nuclear. VI. BIBLIOGRAFIA Arnett, D., 1996, Supernovae and Nucleosynthesis, Princeton University Press Barrow, J., Tipler, F., 1986, The Anthropic Cosmological Principle, Oxford University Press Comins, N., Kauffmann III, W., 2003, Discovering the Universe, W.H. Freeman and Co. Duric, N., 2004, Advanced Astrophysics, Cambridge University Press Murray, C., Dermott, S., 1999, Solar System Dynamics, Cambridge University Press Scheffler, H., Elsässer, H., 1990, Physik der Sterne und der Sonne, BI Wissenschaftsverlag Silk, J., 1988, O Big Bang – A Origem do Universo, Editora Universidade de Brası́lia Unsöld, A., Bascheck, B., 1989, Der Neue Kosmos, Springer-Verlag Heidelberg SOBRE O AUTOR Rainer Madejsky - Doutor em Astrofı́sica pela Universidade de Heidelberg - Alemanhã, é Professor Pleno do Departamento de Fı́sica da UEFS. e-mail: [email protected] 51