INTRODUÇÃO ASTRONOMIA AGA-210 5. Sistema Solar

,1752'8d®2
2­$
­$67
675
5212
120
0,$
$*$
6LVWHPD
D6
6RODU
,,,6DWpOLWHVFRUSRVPHQRUHVHWUDQVQHWXQLDQRV
,PDJHPREWLGDSHODVRQGD*DOLOHX1$6$
1mRVmRDSHQDVRVSODQHWDVTXHSRVVXHPVDWpOLWHV
2DVWHUyLGH,GDWHP'iFWLORXPVDWpOLWHGHDSHQDVNP
,$*863
63
(126
63
3,&$==,2
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
,,,6DWpOLWHV
A década de 1980 marcou indelevelmente a Astronomia contemporânea. As duas
sondas americanas Voyager 1 e 2, programadas para observar a região dos planetas jovianos,
nos deixaram um legado valiosíssimo, carregado de informações preciosas, algumas
extremamente surpreendentes, como a atividade vulcânica em Io. Durante dezembro de 1995 e
setembro de 2003, a missão Galileo vasculhou Júpiter e seus satélites deixando-nos um legado
inestimável de informações científicas. Desde julho de 2004, a sonda Cassini está observando
Saturno e seus satélites, e as descobertas são impressionantes. Tivemos a primeira observação
in loco da superfície de Titan pela sonda Huygens, liberada pela sonda Cassini durante uma de
suas aproximações ao satélite. Graças a essas observações pudemos compreender melhor os
planetas jovianos e conhecer detalhes reveladores de seus satélites. A última missão da
Voyager 1 nos deixou uma das imagens mais fantásticas produzidas pelo ser humano: a Terra
vista dos confins do Sistema Solar.
A composição química dos satélites assemelha-se a dos planetas telúricos, formados de
material rochoso, e a dos cometas, formados em boa parte de gases congelados. Os tamanhos
variam muito: Dáctilo1, satélite do asteróide Ida, é um bloco rochoso com apenas 1,5 km;
Ganimedes, o maior satélite do Sistema Solar, tem 2.631 km de raio, portanto maior que
Mercúrio. Pela diversidade das características que apresentam, os satélites e os corpos menores
tornam-se elementos fundamentais no estudo da origem do Sistema Solar.
5.6 Satélites dos planetas telúricos.
Dentre os planetas telúricos, apenas Terra e Marte têm satélites naturais.
5.6.1 Lua
A Lua é o satélite do SS melhor conhecido. A Tabela 5.2 apresenta suas propriedades
mais importantes.
Aristarco de Samos (270 a.C), pioneiro na proposta do sistema heliocêntrico, estudou o
movimento da Terra e da Lua e publicou seus resultados no pequeno tratado Sobre as
dimensões e as distâncias do Sol e da Lua. Baseando-se em observações de eclipses, ele
determinou o tamanho da Lua como sendo 4 vezes menor que o da Terra. Pelo fato de os
eclipses serem curtos, Aristarco concluiu que os tamanhos aparentes da Lua e do Sol eram
praticamente iguais. Objetos de mesmo tamanho angular têm diâmetros proporcionais às suas
distâncias logo, concluiu, o Sol está bem mais longe que a Lua. Os valores para tamanho e
distância da Lua têm boa precisão (levando-se em conta que as observações eram visuais), mas
para o Sol os valores calculados são 10 vezes menores que os reais.
Atmosfera
Como vimos, a Lua não tem atmosfera. Isto já era de conhecimento dos astrônomos
quando as sondas lunares começaram a pesquisar a Lua em loco. A evidência observacional é a
queda brusca do brilho das estrelas exatamente no instante em que elas cruzam o limbo lunar
durante uma ocultação. Se houvesse atmosfera essa queda seria gradativa. A evidência teórica
é que a velocidade de escape na Lua é muito pequena e a variação de temperatura durante um
1
A atração gravitacional entre corpos de massas relativamete pequenas faz com que um sistema do tipo IdaDáctilo não seja estável em escala de tempo de bilhões de anos. Há outros exemplos, inclusive um sistema triplo.
5- 31
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
dia lunar é enorme (veja a Tabela 5.2). Se existiu uma atmosfera lunar no passado, ela se
dissipou rapidamente.
Como a Lua está desprovida de atmosfera, o calor proveniente do aquecimento do solo
pela luz solar se dissipa com rapidez, provocando variações rápidas e extremas de temperatura.
Outra decorrência é a inexistência de crepúsculos: a transição entre dia e noite ocorre
instantaneamente.
Propriedades
Orbitais
Distância média da Terra
Maior aproximação (perigeu)
Maior afastamento (apogeu)
Período orbital (mês sideral)
Mês sinódico (mês da lunação)
Inclinação orbital (relativa à eclítica)
Físicas
Diâmetro
Massa
Densidade média
Gravidade na superfície
Velocidade de escape
Período de rotação
Inclinação do eixo de rotação (relativa à órbita)
Albedo
Temperatura de superfície
Valores
384.401 km
(60,4 raios da Terra)
363.297 km
405.505 km
27d 12h 43m 12s
29d 12h 44m 03s
5o 8’ 43”
3.476 km
(0,273 diâmetro da Terra)
3,75 1025 g
(0,0123 massa da Terra)
3,34 g/cc
0,165 gravidade da Terra
2,5 km/s
(0,223 veloc. escape da Terra)
29d 12h 44m 03s
6o 41’
0,07
125 K (noite) a 375 K (dia)
Tabela 5.2 Principais propriedades orbitais e físicas da Lua.
Superfície
A superfície lunar é bem antiga, e isto pode ser constatado pela permanência das figuras
de superfície, sobretudo as crateras de impacto. Mesmo daqui da Terra, podemos diferenciar
dois tipos básicos de terrenos lunares: os claros e brilhantes e os escuros. Ao observar a Lua
com seu telescópio, Galileu denominou as regiões planas e escuras de mares, por imaginar que
se tratassem de regiões cobertas por água.
De maneira genérica podemos dividir a superfície lunar em dois tipos de terrenos: (a) os
mares são regiões planas, de baixo albedo (portanto constituídas de material escuro, fortemente
absorsor da luz incidente) e de nível mais baixo; (b) os continentes são as terras altas,
acidentadas, de alto albedo (portanto brilhantes porque refletem a luz incidente) e fortemente
marcadas por crateras de impacto. (Figura 5.35). Toda a superfície lunar é recoberta por uma
camada relativamente espessa de poeira, provavelmente originada da pulverização das rochas
da superfície, provocada por intenso e prolongado bombardeamento de corpos cadentes.
Crateras
A maioria das crateras lunares tem origem colisional. Como vimos, as crateras de
impacto têm perfis característicos, com as paredes menos inclinadas e mais baixas que as
paredes das crateras de origem vulcânica. Além disto, elas podem apresentar um pico central
figura típica de colisão. Outra característica marcante das crateras de impacto, sobretudo as de
grandes dimensões, são os raios: figuras retilíneas brilhantes que emanam dos bordos na
direção radial, e se estendem a grandes distâncias. Eles são formados de material ejetado
5- 32
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.35 As faces lunares: a visível (à esquerda), sempre voltada para a Terra, e a oposta. Note a presença dos
mares apenas na face visível. A outra face é mais fortemente marcada por crateras, algumas das quais não
preenchidas por lavas. (R.R.Robbins et al. Fig. 8-27, p. 163).
durante a colisão, alguns sugerindo a formação de crateras secundárias provocadas pela colisão
de blocos rochosos arrancados da superfície durante a colisão. O exemplo mais ilustrativo é a
cratera Copérnico (Figura 5.35).
A Lua nos mostra sempre a mesma face porque os períodos de rotação e translação são
iguais. Este fenômeno, conhecido por rotação síncrona, é decorrente do efeito de maré. A longo
prazo, todos os satélites tendem à rotação síncrona.As fases ocorrem em ambos os hemisférios:
na Lua Nova o hemisfério oposto é iluminado integralmente, e vice-versa.
A superfície lunar apresenta inúmeras caldeiras vulcânicas que, vistas de cima, se
parecem muito com aquelas encontradas na Terra. Nenhuma, no entanto, se parece com as dos
grandes vulcões terrestres como, por exemplo, os encontrados na região do Havaí. O
escorrimento de lavas característico da atividade vulcânica pode ser visto em algumas crateras
lunares.
Em ambos os tipos de crateras nota-se o alisamento das estruturas pela ação erosiva,
provocada pelo bombardeamento contínuo e prolongado de meteoritos, micrometeoritos e raios
cósmicos.
Mares
Os mares são regiões de contornos circulares, cercados por continentes. Eles se
formaram de um processo duplo, onde um impacto violento, provocado pela queda de corpos
com diâmetros acima de 30 km, gerou atividade vulcânica. A violência do impacto é suficiente
para aquecer e fundir parte do material da superfície. Além disso, a erosão do solo no local de
impacto afinou substancialmente a crosta de modo a permitir que o material fundido, que se
5- 33
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.36 Lavas solidificadas no Mar Imbrium.
As lavas, com altura de 30 m, escoaram até
distâncias de 600 km. (NASA)
Figura 5.37
Cratera multi-anelada do Mar
Oriental. Aqui são vistos 3 dos 4 anéis: o mais
interno tem 620 km de diâmetro, e o mais externo,
900 km. (NASA)
encontrava sob pressão abaixo da superfície escoasse para cima, preenchendo toda a região do
impacto. A análise das rochas trazidas pelos astronautas da missão Apollo mostra que algumas
rochas colhidas na região dos mares, quando fundidas, fluem de maneira semelhante às lavas
terrestres. A análise dos tamanhos dos cristais dessas rochas revela que o resfriamento
aconteceu relativamente rápido, sobre um período de alguns anos. A Figura 5.36 mostra o
fluxo de lavas solidificadas no Mar Imbrium, e a Figura 5.38 mostra duas amostras de rochas
lunares.
A cratera da região do Mar Oriental pode nos revelar a violência de um impactos. Tratase de uma cratera com quatro três anéis concêntricos, três dos quais vistos na Figura 5.37. O
anel mais interno tem 620 km de diâmetro, e o mais externo, 900 km, todos formados por
montanhas. A parte central da cratera foi preenchida por lava. Uma explicação alternativa para
os anéis admite tratar-se de uma cratera gigantesca, cujas paredes desmoronaram formando
terraços circulares.
Composição do solo
A camada superficial da Lua é recoberta por um mineral composto primariamente de
matéria ejetada das crateras de impacto, chamado regolito. Esse material pulverizado durante
as colisões cobriu toda a superfície lunar. Além dos impactos, a variação rápida de temperatura
provocada pelo aquecimento e resfriamento do solo, ajuda a trincar e pulverizar as rochas.
A análise química das rochas lunares trazidas pela missão Apollo permite classificá-las
em três categorias principais: basaltos, brechas e KREEP.
O basalto é uma rocha ígnea, resultante do resfriamento de uma mistura de minerais
fundidos. Ele é o constituinte básico dos mares. As brechas (Figura 5.38) são formadas do
fragmentos rochosos cimentados numa matriz. Essa fusão de materiais ocorre durante uma
colisão, quando pressão e temperatura são elevadas bruscamente, fundindo parcialmente o
material da matriz que, ao resfriar-se, cimenta os fragmentos rochosos que resistiram à fusão.
Esses fragmentos rochosos podem ser mais velh os que as próprias brechas. KREEP é uma
5- 34
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.38 Duas amostras de rochas lunares trazidas durante as missões Apollo: à esquerda, um basalto
típico das regiões dos mares; à direita, uma brecha mostrando os minerais cimentados na matriz.
(R.R.Robbins et al., fig. 8-29, p.165)
palavra composta: K vem do elemento químico potássio; REE vem de rare earth elements
(elementos raros na Terra); e P vem do elemento químico fósforo. Portanto, o KREEP é um
basalto mas difere do terrestre porque é mais rico em fósforo, potássio e elementos raros na
Terra. As brechas e os KREEPs são os constituintes básicos das terras altas.
Outra característica das rochas lunares é a inexistência de água retida quimicamente. De
maneira genérica podemos dizer que as rochas lunares são deficientes em elementos voláteis,
quando comparadas às rochas terrestres. Isto pode ter duas explicações diferentes: (a) Terra e
Lua formaram-se a partir de materiais com composição química ligeiramente diferentes, ou (b)
o material lunar passou por um processo de aquecimento antes de formar a Lua.
A comparação das abundâncias do oxigênio e seus isótopos nas rochas terrestres e
lunares revelam uma semelhança entre os dois corpos, embora ambos difiram dos meteoritos.
Os mares são quimicamente homogêneos e diferem das terras altas porque possuem
menor abundância de alumínio.
Idade
A idade do terreno lunar pôde ser determinada através da análise do material trazido
para a Terra. A maior parte das amostras colhidas nos mares tem idade que varia entre 3,1 e 3,9
bilhões de anos, semelhantes em idade às rochas terrestres mais antigas. Isto significa que se
passaram cerca de 800 milhões de anos entre a fusão e a solidificação desse material. Amostras
de material característico dos continentes (terras altas) têm idades entre 3,8 e 4,0 bilhões de
anos, portanto os continentes são centenas de milhões de anos mais velhos que os mares.
A Lua deve ter se originado de um impacto catastrófico entre a Terra jovem e outro
corpo com as dimensão de Marte (ver adiante). Esta colisão que deu origem à Lua ocorreu logo
no início, há cerca de 4,5 bilhões de anos. Durante algumas centenas de milhões de anos sua
superfície permaneceu encoberta por rocha fundida. Após a solidificação, houve um período de
intenso bombardeamento criando as crateras e formando as brechas das terras altas, e os mares.
Nos últimos 3 bilhões de anos, a Lua permaneceu fria quiescente e geologicamente inativa,
pelo menos de eventos de grandes porporções.
5- 35
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Interior
A densidade média das rochas trazidas pelos astronautas é 2,96 g/cc. Como a densidade
média global (MLUA / VLUA) é 3,34 g/cc , vê-se que não há forte concentração de massa no seu
interior, o que equivale a dizer que não deve haver um núcleo de ferro, como no caso terrestre.
Isto também se constata ainda pela menor abundância do Fe na Lua, se comparada à solar.
Sismômetros deixados na Lua durante a Missão Apollo revelaram dois tipos de eventos.
O primeiro, mais freqüente, pequenos e profundos, está correlacionado ao movimento orbital e
as forças de maré: eles acontecem quando a Lua está no apogeu (mais afastada) ou no perigeu
(mais próxima), e nas fases nova e cheia. O segundo, menos freqüente e independente do
movimento orbital, provém das camadas mais profundas, e pode estar relacionado com o
impacto de meteoróides.
Estruturalmente, a Lua possui: (a) uma crosta assimétrica com espessura de 60 km no
hemisfério voltado para a Terra, e de 100 km no hemisfério oposto. Isto pode explicar e
inexistência de mares na face oposta; (b) um manto com 935 km de espessura; (c) um núcleo
com 738 km de raio. Dados sísmicos sugerem que a parte mais interna deste núcleo, com raio
aproximado de 388 km, possa ser parcialmente liquida. No entanto, a inexistência de um
campo magnético global na Lua sugere um núcleo sólido. Algumas regiões lunares apresentam
campo magnético fóssil, adquirido no passado e aprisionado nas rochas, com intensidade de
1% do terrestre.
Origem da Lua
Há basicamente quatro propostas para a origem da Lua. A primeira é a hipótese de
fissão: a Lua é formada de material terrestre que se desprendeu durante a fase inicial de
formação da Terra, quando sua rotação era bem mais rápida. O fato de a densidade média da
Lua ser praticamente igual à densidade média das rochas da superfície terrestre favorece esta
hipótese. O material lunar teria sido “arrancado” da região onde hoje está o Oceano Pacífico.
Mas há outros fatos que põem em dúvida tal hipótese. Por exemplo: (a) a dificuldade em
explicar como esse material terrestre se aglomerou para formar a Lua. Parte desse material que
entrou em órbita ao redor da Terra poderia retornar à superfície terrestre; (b) a teoria da fissão
favoreceria a formação da Lua no plano equatorial da Terra. Não foi possível, pelo menos até o
momento, explicar como esse plano orbital lunar poderia ter mudado de modo a ser quase
coplanar com a eclíptica; (c) a movimentação dos continentes explica a formação do Oceano
Pacífico.
A segunda hipótese é a da captura gravitacional: a Lua teria sido formada em outro
lugar do Sistema Solar e, posteriormente, capturada pela Terra. A maior dificuldade desta
hipótese está exatamente em explicar como se deu essa captura.
A terceira hipótese é a da acresção2: a Lua teria se formado nas proximidades da Terra,
adquirindo massa através da captura da matéria circunvizinha à Terra. Esta hipótese é passível
das mesmas críticas feitas à teoria da fissão. Como explicar as diferenças químicas entre os
dois corpos?
A quarta hipótese, teoria do impacto gigante, é mais recente e tem explicado melhor as
críticas. Isto teria acontecido há 4 bilhões de anos, quando a Terra, ainda com a superfície
fundida, teria sofrido um choque com um corpo com as dimensões de Marte. O material que
2
Embora inexistente no vernáculo, esta palavra foi oficializada pela Sociedade Astronômica Brasileira, por tratarse de um termo bastante preciso: acresção significa “acúmulo gradativo de matéria pela ação atrativa da força
gravitacional”
5- 36
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
formou Lua teria sido arrancado da crosta dos dois corpos colidentes. Esta hipótese explica, por
exemplo: (a) a deficiência de ferro na Lua. A crosta é rica em silicatos e deficiente em ferro.
No impacto, apenas o material das crostas dos dois corpos foi ejetado, o ferro do núcleo do
corpo colidente fundiu e imergiu para o centro da Terra; (b) as densidades médias da Terra e da
Lua são, respectivamente, 5,5 g/cc e 3,3 g/cc. Isso indica que a Lua é deficiente em ferro; (c)
Terra e Lua têm a mesma composição isotópica de oxigênio. Marte e os meteoritos, que vêm
de outras partes do Sistema Solar, têm composições diferentes. Isso indica que a Lua é formada
do mesmo material que predominava nas vizinhaças da Terra; (d) semelhança de composição
química entre planeta e satélite só se encontra nos casos Terra-Lua e Plutão e seus três satélites,
nos demais não. (e) inexistência de água nas rochas. O superaquecimento do material da crosta
teria vaporizado água; (f) a abundância de ouro e platina na superfície terrestre. Por serem
elementos químicos pesados eles se concentrar nas partes mais internas, já que a Terra sofreu
fracionamento. Com a hipótese do impacto, essa abundância pode ser atribuída ao corpo que
colidiu com a Terra; (g) impactos violentos eram freqüentes nos primórdios de formação do
SS. Como veremos adiante, boa parte das estruturas superficiais encontradas em alguns
satélites dos planetas jovianos são explicadas através de colisões entre corpos.
5.6.2 Fobos e Deimos
Fobos e Deimos3, satélites de Marte, são rochosos, pequenos e assimétricos. A Tabela
5.3 apresenta suas principais propriedades, e a Figura 5.39, partes de suas superfícies.
Vistos da superfície marciana, Deimos nasce no Leste e se põe no Oeste, e Fobos
transita em sentido oposto4. Além disto, como seus períodos orbitais são diferentes (veja tabela
abaixo), Fobos cruza o céu marciano quase três vezes mais que Deimos. Apenas Fobos e um
pequenino satélite de Júpiter, 1979J, orbitam seus planetas com período menor que a rotação
do planeta. Assim como a Lua, ambos os satélites têm movimentos sincronizados, isto é,
mostram sempre a mesma face para o planeta.
A superfície de Fobos é marcada por crateras pequenas e apenas uma cratera grande,
nenhuma porém com pico central. Algumas das estrias vistas em sua superfície estão ligadas à
cratera maior, e pode ser um indicativo de que uma colisão de grande violência quase destruiu
o satélite.
A superfície de Deimos é mais lisa, sem grandes crateras, porém com numerosas
figuras brilhantes de natureza ainda desconhecida.
Qual a origem desses satélites? A densidade média de Marte é 4 g/cc e a dos dois
satélites é aproximadamente 2 g/cc, o que pode significar diferença na composição química. Os
albedos dos satélites (cerca de 0,02) são bem menores que o albedo da Lua, e semelhante ao
albedo dos meteoritos tipo condritos carbonáceos (veja o tópico “meteoritos”) e asteróides
parecidos com Ceres (planeta-anão). Como Marte está muito próximo do cinturão asteroidal
(veja o tópico “asteróides”), é possível que Fobos e Deimos sejam dois asteróides capturados
por Marte. Do ponto de vista dinâmico, tal captura é possível. Os candidatos mais prováveis
são os asteróides do grupo Amor, cujos possuem periélios localizam-se internamente à orbita
de Marte. Portanto, são os astróides que mais se aproximam de Marte.
3
Na mitologia grega, Fobos e Deimos, que significam respectivamente Derrota e Pânico, são os dois filhos de
Ares, ou Marte para os romanos, o “deus da guerra”. Eles o acompanhavam nas batalhas. Outra versão diz que
eles representam os dois cavalos que puxam a carruagem guerreira do deus Marte.
4
Isto é decorrência dos períodos orbitais dos satélites: o movimento de Fobos é mais rápido que o movimento
diurno (rotação de Marte), por isso ele avança. O de Deimos é mais lento, por isso ele fica para trás.
5- 37
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Satélite
(descoberta)
Distância
(1.000 km)
Período Orbital
(dia)
Tamanho
(km)
Fobos (1877)
Deimos (1877)
9,4
23,5
0,32
1,26
14 × 11 × 9
8×6×6
Massa
(MLUA = 1)
1,3 10-7
2,7 10-8
Densidade média
(g/cc)
1,9
2,1
Tabela 5.3 Propriedades principais dos satélites de Marte. (R.R.Robbins et al., pág. A7)
5.7 Satélites dos planetas jovianos
Sendo planetas de massas grandes, os jovianos têm muitos satélites. Até 2005 eram
151, assim distribuídos: 63 de Júpiter, 47 de Saturno, 28 de Urano e 13 de Netuno. Uma parte
deles tem órbitas quase circulares, situadas nos planos equatoriais dos planetas; a outra parte
tem órbitas peculiares em algum aspecto como, por exemplo, forma orbital, inclinação, direção
de movimento, etc. A maior parte deles tem densidade média ligeiramente superior a da água,
mas há casos onde a densidade média é bem maior. Mas as diferenças mais marcantes estão
nas superfícies.
Figura 5.39 Os dois satélites de Marte: Fobos (à esquerda) e Deimos. (NASA)
5.7.1 Satélites de Júpiter
Os quatro maiores satélites foram descobertos por Galileu, no início século 17, por isso
são denominados satélites Galileanos. São eles: Io, Europa, Ganimedes e Calisto. Dois destes
satélites são muito característicos: Ganimedes é o maior satélite do SS, maior mesmo que
Mercúrio; Io é o corpo do SS que apresenta maior atividade vulcânica, bem mais intensa que a
da própria Terra. Suas densidades médias são maiores que as dos demais satélites jovianos;
entre eles, a densidade decai com a distância de Júpiter: Io é o mais denso, e Calisto o menos
denso.
A seguir, discutiremos os aspectos mais importantes de alguns satélites.
Io
É o satélite galileano mais interno, afastado apenas seis raios planetários do centro de
Júpiter. Tem quase o tamanho da Lua e, como esta, tem movimento orbital sincronizado com
5- 38
Introdução à Astronomia – AGA210
Satélite
(descoberta)
Distância
(1.000 km)
Metis (1979)
128
Andrastéia (1979)
129
Amaltéia (1892)
181
Tebe (1979)
222
Io (1610)
422
Europa (1610)
671
Ganimedes (1610)
1070
Calisto (1610)
1883
Leda (1974)
11.094
Himalia (1904)
11.480
Lisitéia (1938)
11.720
Elara (1905)
11.737
Ananke (1951)
21.200
Carme (1938)
22.600
Pasifae (1908)
23.500
Sinope (1914)
23.700
R significa retrógrado
Prof. Enos Picazzio
Período orbital
(dias)
Raio
(km)
0,29
0,3
0,5
0,67
1,77
3,55
7,16
16,69
239
251
259
260
631 R
692 R
735 R
758 R
20
13 x 10 x 8
130 x 83 x 75
55 x 45
1815
1569
2631
2400
8
93
18
38
15
20
25
18
Massa
MLUA = 1
1,3 × 10-6
2,6 × 10-7
5,2 × 10-5
1 × 10-5
1,21
0,67
2,02
1,47
7,8 × 10-8
1,3 × 10-4
1 × 10-6
1 × 10-5
5,2 × 10-7
1,3 × 10-6
2,6 × 10-6
1,0 × 10-6
Densidade média
(g/cc)
2,8
4,5
1,8
1,5
3,5
3,0
1,9
1,8
2,7
2,8
3,1
3,3
2,7
2,8
2,9
3,1
Tabela 5.4 Propriedades principais de parte dos satélites de Júpiter. (Adaptado de R.R.Robbins et al., pág. A7)
Júpiter. Por ser um corpo relativamente grande e estar entre Júpiter e Europa, as forças de maré
em Io são gigantescas, chegando a provocar deformações de dezenas de metros em sua
superfície, de forma semelhante às marés terrestres. A diferença é que na Terra, o efeito de
maré se manifesta basicamente na hidrosfera, mas em Io é sobre todo o satélite. A dissipação
de energia pela maré é tão grande que provoca atividade vulcânica generalizada (Figura 5.3B).
As lavas expelidas pelos vulcões se espalham por toda a superfície, recobrindo depressões que
porventura possam existir. Não se vê cratera de impacto na superfície de Io. Trata-se portanto
de um corpo que tem superfície renovada constantemente (acredita-se que seja totalmente
renovada em escala de milhão de anos), podendo mudar de aparência em curta escala de
tempo. Este fato pôde ser constatado pela comparação das imagens das sondas Voyager 1 e 2
(final da década de 70) e Galileu (1995), além das imagens do telescópio espacial Hubble.
Embora sua superfície seja recente, podemos destacar os seguintes tipos de terreno:
caldeiras com vários quilômetros de profundidade, lagos de enxofre, talvez fundido (como o
Loki Patera), montanhas que não se parecem com vulcões, fluxo de lavas com centenas de
quilômetros de extensão e ventos vulcânicos. As lavas são compostas principalmente de
enxofre. Em alguns locais, a temperatura é elevada o suficiente para fundir rochas de silicato.
Os jatos de matéria vulcânica são expelidos a grandes velocidades e podem atingir
alturas de 300 km. A nuvem de gás expelida durante a erupção forma uma atmosfera, parte da
qual é ionizada. A sonda americana Pioneer 10 havia detectado uma ionosfera cerca de 100 km
acima da superfície de Io. A sonda Galileu registrou uma ionosfera mais extensa, com cerca de
900 km. Isto pode ser uma evidência de que a atmosfera e a ionosfera desse satélite variam em
tamanho de acordo com o nível da atividade vulcânica. A Figura 5.40, mostra uma montagem
feita com imagens obtidas com equipamentos de solo. O gás ionizado expelido pelo
vulcanismo expande-se, interage com o campo magnético de Júpiter e forma um toróide
centrado na órbita de Io, por onde circulam correntes elétricas altíssimas. O satélite circula
dentro desse toróide. É possível que Io seja a fonte primária de íons pesados na magnetosfera
interna de Júpiter.
5- 39
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.40 Toróide de vapor de sódio
expelido por Io. (JPL)
Figura 5.41 Ganimedes, o maior satélite do
SS, tem superfície acidentada e recoberta por
gelo. (JPL)
Europa
Europa é o menor satélite galileano. Sua superfície é uma das mais uniformes dentre os
os planetas e satélites do SS. Estando também próximo de Júpiter, sofre efeitos de maré
significativos. Sua crosta congelada relativamente jovem, com poucas crateras de impacto pode
ser uma evidência do aquecimento decorrente da dissipação de energia por maré.
As figuras de superfície mais marcantes são as linhas tortuosas e estreitas de cor escura,
algumas apresentando a parte central mais clara (Figura 5.3A). As linhas claras são elevações
com algumas centenas de metros de altura. Em toda a superfície de Europa não se vê qualquer
montanha.
Tudo indica que abaixo dessa superfície congelada exista um oceano de água líquida, de
maneira semelhante ao que se encontra nas regiões polares da Terra. O calor gerado pelo efeito
de maré já seria suficiente para manter a água no estado líquido.
Há planos futuros para a colocação de uma sonda na superfície de Europa para explorar
aspectos da superfície e fazer prospecção.
Ganimedes
A densidade média de Ganimedes é pouco mais que a metade da densidade média de Io
e Europa, e quase o dobro da densidade da água. Isto significa que este satélite pode ser
composto em boa parte por água.
Sua superfície (Figura 5.41) mostra detalhes surpreendentes como terreno enrugado,
terrenos de diferentes idades sobrepostos de forma confusa, além de camadas de água
congelada nas latitudes mais ao norte. Assim como a Lua, ele possui regiões planas como os
mares, continentes e crateras.
Uma das características mais surpreendentes de Ganimedes é a presença de um campo
magnético intrínseco. Há basicamente duas propostas teóricas para explicar esse magnetismo:
(a) ele é gerado por convecção proveniente da interação das forças de Lorentz (magnética) e de
5- 40
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Coriolis (rotacional) induzida pelo campo magnético de Júpiter, e (b) pelo efeito dínamo
causado por um núcleo fundido de ferro e enxofre.
Calisto
A superfície de Calisto é a mais parecida com a de um planeta telúrico, mostrando
inúmeras crateras de diferentes tamanhos. Algumas apresentam raios brilhantes, outras são
preenchidas com gelo.
Dentre os satélites galileanos, Calisto é quem apresenta a superfície mais antiga. Como
não há cratera com diâmetro superior a 50 km, acredita-se que sua crosta seja relativamente
plástica a ponto de não suportar por muito tempo elementos de grandes massas como, por
exemplo, montanhas.
Uma das figuras de impacto mais
impressionantes é a base Valhalla (Figura
5.42), com sua aparência multi-anelada. A
parte central, com de 600 km de diâmetro, é
circundada por cerca de 30 anéis
montanhosos, o mais externo com diâmetro
de 3.000 km. Essa estrutura pode ter sido
formada por uma colisão violenta que
fundiu o material superficial. Ondas
causadas pelo impacto se propagaram
radialmente pelo fluido que se solidificou
rapidamente, já que a temperatura ambiente
é muito baixa (100 K). Esse impacto
violento teria ocorrido entre 3,5 e 4 bilhões
de anos atrás.
Os demais satélites
Como se pode constatar pela Tabela 5.4, os
demais satélites jovianos são corpos
pequenos, não esféricos e de dimensões
asteroidais. Provavelmente, alguns deles
foram capturados do cinturão asteroidal.
Figura 5.42 Uma das figuras mais intrigantes
da superfície de Calisto é a base multi-anelada
Valhalla. (NASA)
É possível dividí-los em dois grupos principais: (a) os que têm movimento direto (antihorário), com distâncias entre 11-12 milhões de km de Júpiter, e (b) os que têm movimento
retrógrado, com distâncias entre 21-24 milhões de km do planeta.
5.7.2 Satélites de Saturno
A Tabela 5.5 apresenta as características físicas e orbitais mais importantes de alguns
satélites de Saturno. A densidade média da maioria deles é pouco maior que a da água,
indicando que na composição química deles, boa parte é gelo. Em valores aproximados,
podemos dizer que 60 –70% é gelo e o restante é rocha. Não há uma relação direta entre os
valores de densidade média e a distância ao planeta, como no caso dos satélites galileanos.
Suas superfícies apresentam camadas de gelo de água, não de metano ou amônia.
5- 41
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Satélite
(descoberta)
Distância
(1.000 km)
Período orbital
(dia)
Raio
(km)
Pan (1990)
Atlas (1980)
Prometeu (1980)
Pandora (1980)
Epimeteu (1980)
Jano (1966)
Mimas (1789)
Encélado (1789)
Tétis (1684)
Telesto (1980)
Calipso (1980)
Dione (1684)
Helena (1980)
Réia (1672)
Titã (1655)
Hipérion (1848)
Jápeto (1671)
Febe (1898)
133,58
137,67
139,35
141,7
151,42
151,47
185,52
238,02
294,66
294,66
294,66
377,4
377,4
527,04
1.221,83
1.481,1
3.560,13
12.952
0,58
0,602
0,613
0,629
0,694
0,695
0,942
1,37
1,888
1,888
1,888
2,734
2,737
4,518
15,95
21,28
79,33
550,5
10
20×10
70×50×40
55×45×35
70×60×50
110×100×80
196
250
530
17×14×13
17×11×11
560
18×16×15
765
2575
205×130×110
730
110
Mass
(MLUA = 1)
Densidade média
(g/cc)
3,7 × 10-6
3 × 10-6
7,6 × 10-6
2,7 × 10-5
6,2 × 10-4
1 × 10-3
0,01
0,7
0,7
0,7
0,7
1,2
1,2
1,2
0,01
1,4
0,03
1,82
2,3 × 10-4
0,03
5,4 × 10-6
1,3
1,9
1,4
1,2
0,7
Tabela 5.5 Propriedades principais de parte dos satélites de Saturno (Adaptado de R.R.Robbins et al., pág. A7)
Outro fato interessante é que a maioria dos satélites de Saturno, assim como alguns
satélites de Júpiter, apresentam uma das faces (hemisférios) mais marcadas por crateras de
impacto. Como foi observado anteriormente, isto é devido ao sincronismo entre rotação e
translação, fazendo com que uma das faces esteja sempre voltada para Saturno.
A seguir discutiremos os aspectos mais importantes dos nove maiores satélites.
Mimas ou Mimante
No grupo dos maiores, Mimas (Figura 5.43) é o satélite menor. Sua superfície
congelada é fortemente marcada por crateras de impacto. A mais notável dentre elas é a cratera
Herschel: o diâmetro é cerca de 1/3 do diâmetro do satélite, a profundidade é de 10 km, e o
pico central tem 9 km de altura. Cogita-se que a origem dessa cratera tenha sido uma colisão de
extrema violência, que possa ter fraturado Mimas em várias partes. Não se descarta a
possibilidade de ocorrência de várias colisões que fragmentaram Mimas. Se isto for verdade,
este satélite é de terceira ou quarta geração mas que originalmente se formou nas redondezas
de Saturno.
Encélado
É um dos casos mais intrigantes. Sua superfície (Figura 5.44) tem uma face marcada
por crateras de impacto, algumas com diâmetros de até 35 km, e por ranhuras . No entanto, a
maior parte da sua superfície não apresenta crateras, o que revela a possibilidade de ter havido
um processo de remodelagem da superfície. A dissipação de energia por efeito de maré poderia
detonar um processo semelhante ao vulcanismo, porém com liberação de água, não de lava. O
albedo é 0.9 (reflete 90% da luz incidente), igual o da neve, compatível com uma superfície
recoberta com água congelada.
5- 42
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Plumas de material congelado (grãos de gelo com cerca de 10 microns) extendendo-se
acima da região polar sul foram registradas pela sonda Cassini em 2005. Acredita-se que elas
sejam gêiseres expelidos de reservatórios de água líquida pressurizada no subsolo a
temperaturas superiores a 0 Celsius.
Tétis
A figura de superfície mais interessante em Tétis (Figura 5.45) é um desfiladeiro com
cerca de 2.000 km de extensão, equivalente a quase três quartos do comprimento da sua
circunferência. Embora não se saiba qual o mecanismo responsável pela origem dessa figura,
há fortes indícios que ela possa ser conseqüência de uma colisão violenta, já que há uma
cratera com cerca de 400 km de diâmetro. Proporcionalmente aos respectivos tamanhos, esta
cratera é maior que aquela encontrada em Mima: a razão “diâmetro da cratera / diâmetro do
satélite”, é 0,25 para Mima e 0,4 para Tétis! Portanto, a evolução deste satélite também é
fortemente marcada pela colisão. A presença de elevada quantidade de crateras de impacto,
leva a concluir que a superfície de Tétis é antiga.
Figura 5.43 Mimas, o mais interno do grupo
de grandes satélites de Saturno, e a cratera
Herschel. (Cassini)
Figura 5.44 Encélado (Cassini)
Figura 5.45 Estrutura de impacto Odisseu (450
km) em Tétis (Cassini).
5- 43
Figura 5.46 Terreno complexo de fraturas
em Dione. Esta é a face voltado para o lado
oposto ao do movimento (Cassini).
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Dione
Sua densidade média sugere a existência de material pesado (rochas) em maiores
proporções que nos demais satélites. A superfície (Figura 5.46) é recoberta por gelo e não é
densamente marcada por crateras, portanto é geologicamente jovem. Dione apresenta
assimetria na distribuição de crateras: a face voltada para a direção do movimento orbital tem
mais crateras. A planura e as diferenças de cor de sua superfície sugerem a ocorrência de
processos renovadores, como liberação de líquido por ação vulcânica.
Réia
Embora seja maior, esse satélite se parece com Dione. A face voltada para a direção do
movimento orbital é recoberta por gelo de água, e pode ser dividida em duas regiões: uma só
com crateras grandes; outra apenas com crateras pequenas. Nesta face, vê-se também uma base
multi-anelada.
Há indícios de que Réia tenha passado por uma fase de vulcanismo com liberação de
água liquida, que se resfriou rapidamente.
Titã (ou Titan)
Durante muito tempo ele foi tido como o maior satélite do SS, daí seu nome. Ele é
ligeiramente menor que Ganimedes (portanto maior que Mercúrio) e o maior satélite de
Saturno. Titã é o único satélite que apresenta atmosfera espessa, que impede a visão da sua
superfície.
No dia 14 de Janeiro de 2005 a sonda Huygens5 foi lançada sobre Titã, a partir da sonda
Cassini6. Ela registrou a descida com fotos e sinais de radar, revelando nuvens, rios, leitos de
lagos, ilhas, rochas e poeira. O ambiente é frio, menos que -170°C, e a pressão na superfície é
ecrca de 1,5 atm. Nessa temperatura o metano pode permanecer na forma líquida ou gasosa.
Canais de drenagem nascem nas regiões brilhantes no alto das montanhas e morrem nas regiões
baixas, escuras e planas, provavemente lagos. Isto é um indicativo que há estações sazonais e
que durante o verão rios, provavelmente de metano líqüido, são formados nas regiões e
desmbocam em lagos, no meio dos quais vêm-se formações que lembram ilhas (Figura 5.47).
No local de pouso o material tem a consistência de areia fofa e a sonda está rodeada de grandes
blocos de gelo de água, arredondados pela erosão, e partículas de hidricarbonetos depositada da
atmosfera.
Composta de cerca de 99% de nitrogênio (no restante predomina o metano) sua
atmosfera se estende até a altura de 600 km acima da superfície. Entre 200 e 300 km acima do
nível superficial, há uma camada de névoa muito espessa, abaixo da qual acredita-se haver
precipitação (talvez em forma de neve) de resíduos orgânicos solidificados, criando capas
polares estratificadas semelhantes às terrestres, que podem encerrar evidências da evolução
climática desse satélite. Observações no ultravioleta feitas pelas sondas Voyagers revelam a
presença de hidrocarbonetos, incluindo etano, acetileno e cianeto de hidrogênio.
Pela composição química característica da sua atmosfera, possivelmente semelhante à
atmosfera primitiva da Terra, Titã é visto como forte candidato a apresentar formas primitivas
de vida, caso elas existam fora da Terra.
5
O holandês Cristitaan Huygens (1629-1695) é o descobridor de Titã.
Giovanni Domenico Cassini (1748-1845), italiano naturalizado francês, foi o descobridor da divisão entre os
anéis A e B de Saturno.
5- 44
6
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Hipérion (ou Hiperião)
Hipérion (Figura 5.48) se parece mais com um fragmento de um corpo bem maior, e
sua densidade ainda é desconhecida. É possível que ele tenha sido capturado por Saturno,
depois de ter-se desprendido do corpo parental. O que mais chama atenção é sua superfície
esponjosa, cuja razão ainda é desconhecida.
Figura 5.47 No verão de Titã, rios escoam
metano liqüido das montanhas para o lago. Ihas
afloram do lago. (Huygens, ESA/NASA)
Figura 5.48 A estranhíssima superfície
esponjosa de Hipérion (Cassini)
Jápeto
Com duas faces completamente diferentes, Jápeto (Figura 5.49) é um dos objetos mais
estranhos do SS. O hemisfério voltado para a direção do movimento orbital é extremamente
escuro (albedo de somente 5%) e, aparentemente, desprovido de crateras de impacto. Já o outro
hemisfério (parte superior da Fig. 5.49) é mais brilhante (albedo de 50%). Até o momento,
ele é um caso único. Provavelmente, Jápeto é composto primordialmente de gelo de água,
mas a razão dessa diferença entre os hemisférios ainda é desconhecida. A inexistência aparente
de crateras revela a juventude de sua superfície, mas as informações disponíveis não nos
permite saber se isto é conseqüência de uma possível atividade interna. Alguns tipos de
materiais escurecem quando expostos aos raios cósmicos, mas isto é uma possibilidade que
necessita comprovação.
Febe
Febe é um satélite pequeno (fragmento) e tão escuro quanto uma das faces de Jápeto.
As informações disponíveis ainda são escassas para se dizer algo sobre a origem de Febe. No
entanto é oportuno lembrar que o núcleo do cometa Halley também é escuro, tal como os
meteoritos do tipo condritos carbonáceos (discutidos adiante).
Demais satélites
5- 45
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Pela Tabela 5.5, vê-se que os demais satélites são muito pequenos, praticamente
fragmentos. As sondas das séries Pioneer e Voyager descobriram vários desses fragmentos
orbitando Saturno, alguns em configuração geométrica particular, como Dione B, que está na
mesma órbita de Dione, porém a 60o à frente deste, e dois outros satélites, na mesma órbita de
Tétis, um a 60o à frente e outro 60o atrás do satélite 7.
5.7.3 Satélites de Urano
Satélite
(descoberta)
Cordélia (1986)
Ofélia (1986)
Branca (1986)
Cressida (1986)
Desdemona (1986)
Julieta (1986)
Pórcia (1986)
Rosalinda (1986)
Belinda (1986)
Puck (1985)
Miranda (1948)
Ariel (1851)
Umbriel (1851)
Titânia (1787)
Oberão (1787)
Distância
(1.000 km)
48,7
53,8
59,2
61,8
62,6
64,6
66,1
69,9
75,2
86
129,8
191,2
266
435,8
582,6
Período Orbital
(dias)
0,34
0,38
0,43
0,46
0,47
0,49
0,51
0,56
0,62
0,76
1,41
2,52
4,14
8,71
13,46
Raio
(km)
13
16
22
33
29
42
55
27
34
77
236
579
586
790
762
Massa
MLUA = 1
Densidade média
(g/cc)
0,00024
0,02
0,01
0,08
0,08
1,1
1,6
1,5
1,7
1,6
Tabela 5.6 Propriedades principais de parte dos satélites de Urano (Adaptado de R.R.Robbins et al., pág. A7)
A tabela acima apresenta os parâmetros mais significativos de alguns dos satélites de
Urano. Em meados da década de 80 foram descobertos 15 satélites, todos pequenos e parecidos
com asteróides.
Os cinco maiores têm densidades médias entre 1,5 e 1,7 g/cc, ligeiramente maiores que
a de Urano (1,3 g/cc). Provavelmente esses satélites sejam constituídos de gases leves
congelados como metano e amônia, e são mais escuros que os satélites de Saturno.
Miranda (Figura 5.50A) é o que apresenta as características superficiais mais
complexas e intrigantes, como penhascos com 5 km de altura, falhas, ranhuras profundas,
crateras e vales. Há três regiões típicas denominadas “ovóides”. Há fortes indícios que sejam
decorrentes de atividade geológica interna, mas não se descarta a possibilidade de estarem
relacionados à impactos.
Ariel, Umbriel, Titânia e Oberão (Figuras 5.50B e 5.51) também apresentam superfícies
com figuras exóticas, porém bem menos complexas que as de Miranda. Umbriel e Titânia têm
crateras, algumas com raios (como na Lua) outras contendo substância escura. Oberão também
tem muitas crateras, algumas com anéis brilhantes associados a material ejetado. Em certas
crateras, a região central é escurecida, talvez constituída de água “suja” das camadas mais
internas que aflorou à superfície. Há uma montanha (vulcão?) com 6 km de altura, um sinal de
que pelo menos nessa região sua crosta não deve ser muito fina.
7
Estas duas posições estão em dois pontos de Lagrange Nessas regiões as forças gravitacionais se cancelam, e os
corpos aí presentes adquirem órbitas estáveis. (Veja o item 5.8.3)
5- 46
Introdução à Astronomia – AGA210
Figura 5.49 A natureza e a origem do
material escuro que cobre uma face de
Jápeto, satélite de Saturno, e que
também aparece em outros corpos do
SS, ainda permanecem misteriosas.
(NASA)
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.50 Miranda (A) e Ariel (B), dois satélites de Urano. A
superfície de Miranda é uma das mais complexas já observadasde
todo o Sistema Solar, e as figuras de superfície sugerem que
processos colisionais possam ter contribuído para sua evolução.
(NASA)
Figura 5.51 Umbriel (A), Titânia (B) e Orebão (C), são os três maiores satélites de Urano. (NASA)
O fato de Urano ter seu eixo de rotação quase paralelo ao plano da eclíptica implica um
passado curioso de seus satélites. Se essa inclinação do eixo de rotação é proveniente de uma
colisão, então seus satélites tiveram um passado conturbado, possivelmente marcado também
por colisões. Se Miranda apresenta fortes indícios de processo colisional, Umbriel mostra
figuras de superfície muito antigas, o que demonstra a possibilidade de um passado bem menos
conturbado. De qualquer forma, ainda há muito o que pesquisar a respeito.
5.7.4 Satélites de Netuno
As características físicas e orbitas principais dos satélites de Netuno são apresentadas na
Tabela 5.7.
Netuno tem apenas um satélite grande, Tritão (Figura 5.52A), que pertence ao grupo
dos grandes satélites do SS. Sua órbita está inclinada 20o em relação ao equador do planeta, e
seu movimento é retrogrado, configurando um caso único no SS. Estas condições serviram de
base para a hipótese de que Plutão e Caronte eram satélites de Netuno, e se desgarram por
5- 47
Introdução à Astronomia – AGA210
Satélite
(descoberta)
Náiade (1989)
Talassa (1989)
Despina (1989)
Galatéia (1989)
Larissa (1989)
Proteu (1989)
Tritão (1846)
Nereida (1949)
Distância
(1.000 km)
48,3
50,1
52,5
61,9
73,5
117,6
354,8
5509
Prof. Enos Picazzio
Período orbital
(dias)
0,29
0,31
0,33
0,49
0,55
1,12
5,88 R
359,6
Raio
(km)
29
40
79
74
96
208
1350
170
Massa
MLUA = 1
Densidade média
(g/cc)
1,82
0,00028
2
Tabela 5.7 Propriedades principais do satélites de Netuno (Adaptado de R.R.Robbins et al., pág. A7)
conseqüência de uma colisão ocorrida no passado entre Netuno e outro corpo (planeta?), e que
também alterou a órbita de Tritão. Atualmente tem-se sabemos que Plutão e seus três satélites é
um quarteto de corpos transetunianos e que dá nome a uma classe de objetos menores daquela
região, “plutinos”.
Tritão possui uma atmosfera tênue composta de nitrogênio e metano; na superfície a
pressão é da ordem de 10 milionésimos da pressão atmosférica terrestre ao nível do mar.
Acredita-se que lá possa existir névoa composta de hidrocarbonetos. Na alta atmosfera, Tritão
apresenta auroras, causadas pelas partículas eletricamente carregadas do cinturão de radiação
de Netuno.
A superfície congelada de Tritão é constituída de nitrogênio e apresenta figuras com
relativa complexidade. Enquanto uma parte dela é uniforme, a outra é fortemente marcada por
crateras, ranhuras e cristas, indicando possível atividade tectônica. A pequena quantidade de
crateras, algumas provavelmente preenchidas por substância líqüida solidificada, é um indício
de que sua superfície é jovem. A Figura 5.52B mostra um lago congelado, possivelmente
constituído de uma mistura de água, metano e amônia.
A descoberta mais importante foi a presença de pequenas linhas escuras, interpretadas
como jatos de matéria rica em carbono expelida por gêiseres, atingindo alturas de até 8 km
acima da superfície de Tritão. Uma interpretação possível é que essa matéria é ejetada na
direção vertical e, nessa altura, a circulação atmosférica arrasta o material ejetado em direção
praticamente paralela à superfície.
Figura 5.52 Tritão, satélite de Netuno, tem superfície congelada e relativamente
complexa, com terrenos escuros e, possivelmente, gêisers em atividade. À direita, um
detalhe da superfície mostrando um lago congelado provavelmente composto de uma
mistura de água, metano e amônia. (NASA)
5- 48
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Nereida é um satélite pequeno, com órbita altamente excêntrica (0,75) e inclinada 28o
em relação ao equador de Netuno. A maior aproximação com Netuno é 1 milhão de km, e o
maior afastamento, 10 milhões de km. Este fato fortalece a hipótese da colisão de Netuno com
um corpo maior, mencionada anteriormente.
5.7.5 Anéis
Embora constituam figuras específicas associadas aos planetas gigantes, os anéis podem
ser considerados uma família de diminutos satélites que orbitam esses planetas, pois são
constituídos de inúmeras partículas, com dimensões que vão de submilimétrica a métrica,
dependendo do caso.
Todos os planetas gigantes têm anéis. O caso mais evidentemente é o de Saturno; seus
anéis são conhecidos desde o séc.17. Os anéis de Urano foram descobertos em 1977; os de
Júpiter foram descobertos em 1979; e os anéis de Netuno foram confirmados em 1989.
Os anéis de Saturno
Eles foram descobertos por Galileu
Galilei em 1610; na realidade ele não
anunciou a descoberta dos anéis, mas
de uma estrutura dupla parecida com
bulbos. Em 1659, Chistiaan Huygens
anunciou que se tratava de um anel
plano e fino, que não tocava a
superfície do planeta. Mais tarde,
Cassini reparou que o anel anunciado
por Huygens não era contínuo (ou
único), e que existia uma divisão que
separava a parte mais externa da mais
interna. Essa divisão ficou conhecida
Figura 5.53 Quando vistos com maior resolução, os
por Divisão de Cassini, e separa o anel
anéis de Saturno são constituídos de inúmeros anéis
A, mais externo, do anel B.
mais finos. (NASA)
Posteriormente, descobriu-se que havia
um outro anel mais interno, o C. Hoje sabemos que esse sistema é constituído de inúmeros
anéis intercalados por intervalos, alguns largos, outros estreitos (Figura 5.53).
A largura e a espessura dos anéis variam muito. Os três anéis maiores são: (1) C, o mais
interno, tem cerca de 19.500 km de largura e é constituído de partículas muito finas. Na
realidade há outro anel mais interno, o D (7700 km), e uma névoa de partículas que se estende
até as nuvens mais altas da atmosfera de Saturno; (2) anel B, o mais brilhante, tem largura
total de 26.000 km. De longe ele tem aparência uniforme, mas ele é constituído de milhares de
anéis finos; (3) o anel A, com largura aproximada de 14.500 km, é mais uniforme que o anel B,
e possui uma divisão (Divisão de Encke) próxima ao bordo externo. A cerca de 800 km deste
bordo, mais para fora do planeta, há um pequenino satélite, apelidado de “pastor”. A divisão de
Cassini, entre os anéis A e B, tem cerca de 4.800 km de largura.
Além destes, há mais três anéis: (a) o anel F, a cerca de 3.000 km para fora do anel A,
tem apenas algumas centenas de quilômetros de largura, e é cercado por dois pequeninos
satélites, um ao lado do bordo interno e outro ao lado do bordo externo; (b) os anéis G (7.500
5- 49
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
km) e E (300.000 km, o mais externo de todos), são compostos de partículas dispersas. O
satélite Mimas tem sua órbita entre estes dois anéis.
As espessuras variam de 0,1 a 1 km para os anéis A e B, de 100 a 1.000 km para o anel
G e 1.000 km para o anel E.
Essas divisões representam regiões de instabilidade gravitacional, ou seja, uma
partícula dentro dessa região tem período orbital equivalente a frações (1/2, 1/3, 2/5, etc.) dos
períodos orbitais dos satélites mais próximos. Nestas circunstâncias a órbita é instável, logo
não é perene. Vistas com maior resolução pelas sondas Voyager, nota-se que essas regiões
divisórias não estão totalmente vazias. Pequeninos satélites internos também atuam na
modelagem dos anéis e na manutenção das lacunas.
Observações em infravermelho revelam que as partículas que compõem os anéis são
constituídas de água congelada ou de fragmentos rochosos recobertos por gelo de água. A
massa total dos anéis é equivalente à massa de Fobos (satélite de Marte). Os tamanhos das
partículas variam de micrométrico a quilométrico.
Qual a origem desses anéis? Esta pergunta ainda não tem uma resposta definitiva, e as
razões são as seguintes. Existe um limite mínimo de distância para um satélite orbitar um
planeta; ele é conhecido por Limite de Roche. Se um corpo estiver numa órbita com raio menor
que o limite de Roche as forças de maré serão maiores que a força de coesão do corpo,
resultando na ruptura dele. Os anéis de Saturno estão dentro do limite de Roche. Isto, no
entanto, não significa necessariamente que houve um corpo que se rompeu e deu origem aos
anéis, mas é uma possibilidade. O raciocínio inverso também pode ser verdadeiro: o material
que existia nas vizinhanças de Saturno não pôde formar um corpo maior (satélite) exatamente
porque essa região estava dentro do limite de Roche. Satélites com atividade vulcânica podem
suprir anéis próximos com cristais de gelo.
Como vimos, boa parte das figuras de superfície observadas nos satélites dos planetas
gigantes são originárias de processos colisionais, alguns de extrema violência. Isto fortalece a
hipótese de serem os anéis formados por fragmentos produzidos por colisões entre corpos.
Os anéis de Júpiter, Urano e Netuno
Júpiter possui cinco anéis. Em ordem crescente de distância do centro do planeta, são
eles: Halo (33.000 km de largura), Principal (6.000 km), Amaltéia (181.000 km), Tebe (93.000
km) e Tebe extensão (58.000 km). A espessura pode atingir 20.000 km. Ele é constituído de
partículas de poeira muito fina, com tamanhos de alguns microns8. Acredita-se que a fonte
geradora dessa poeira possa ser o satélite Io.
Urano tem doze anéis. Em ordem crescente de distância do centro do planeta, são eles:
Seis (1,5 km de largura), Cinco (2 km), Quatro (2 km), Alfa (4 a 10 km), Beta (5 a 11 km), Eta
(1,6 km), Gama (1 a 4 km), Delta (3 a 7 km), Lambda (2 km), Epsilon (20 a 96 km), R/2003
U2 (3.800 km) e R/2003 U1 (1.000 km). São anéis bastante escuros, sem cor definida, apenas
os dois últimos descobertos recentemente tem cores: um azulado e outro avermelhado. As
cores estão relacionadas com o tamanho das partículas. partículas menores refletem mais a cor
azul. O material escuro pode ser tanto metano congelado ou minerais ricos em compostos
orgânicos misturado com material impregnado com água, ambos em compostos de silício.
Netuno tem seis anéis. Em ordem crescente de distância do centro do planeta, são eles:
Galle (2.000 km de largura), Le Verrier (100 km, no máximo), Lassel (4.000 km), Arago
(desconhecida), Sem nome (desconhecida) e Adams (15 km). A composição química dos anéis
ainda é desconhecida.
8
O micron equivale a milésima parte do milímetro.
5- 50
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
,9$VWHUyLGHV
5.8 Introdução
Os asteróides, também chamados planetas menores, foram descobertos apenas no
séc.19. No primeiro dia do ano de 1801, o astrônomo italiano Giuseppe Piazzi descobriu um
objeto novo9 que se movimentava com maior rapidez que os planetas. Calculada a sua órbita,
verificou-se que ela se localizava entre as órbitas de Marte e Júpiter, a mesma posição onde a
relação de Bode (veja a nota de rodapé da pág. 5-5) sugeria haver um planeta. Nos anos
seguintes, novos asteróides foram descobertos, todos com órbitas localizadas entre Marte e
Júpiter.
No início costumava-se batizar os asteróides com nomes mitológicos. Como a
quantidade de novos asteróides crescia rapidamente com o surgimento de instrumentação mais
sofisticada, eles passaram a ser designados seqüencialmente por números.
5.8.1 Cinturão asteroidal
É na região entre Marte e Júpiter que se localiza o cinturão asteroidal. Na Tabela 5.8
tem-se algumas características físicas e orbitais dos principais asteróides. A Figura 5.54 mostra
as semelhanças aparentes entre os asteróides Ida e Graspa e os satélites Fobos e Deimos.
O cinturão não é preenchido uniformemente, e as falhas são conhecidas como lacunas
de Kirkwood. Estas falhas correspondem a períodos orbitais específicos, decorrentes de um
efeito conhecido por ressonância: a razão entre os períodos orbitais de Júpiter e do asteróide é
sempre uma fração (1/1, 1/2, 1/3, 2/5, etc.). Por exemplo, no caso 1:2, enquanto Júpiter
completa uma volta em sua órbita o asteróide completa duas em sua órbita. Portanto, a cada
duas voltas o asteróide encontra-se novamente perto de Júpiter e fica submetido à atração
gravitacional mais intensa do planeta. Isto instabiliza o movimento orbital do asteróide e o
força a mudar sua órbita. Portanto, quando há ressonância a órbita é instável.
Outro fato surpreendente que as sondas espaciais constataram é que o cinturão é limpo
de poeira fina. As sondas espaciais Pioneer 10, Voyagers, Galileo e Cassini cruzaram
livremente a região do cinturão. Isto indica que o espaçamento entre os asteróides é grande. A
massa total do cinturão asteroidal é da ordem de 4% da massa da Lua (ou meio milésimo da
massa da Terra).
Três corpos no cinturão desafiam nosso conhecimento, pois se apresentam ora inativos,
ora ativos: 133P/ (7968) Elst-Pizarro, 118401 (1999 RE70, P/2005 U1 (Read). Eles são
discutidos adiante.
5.8.2 Asteróides que se aproximam da Terra
Nem todos os asteróides estão no cinturão. Os asteróides dos grupos Aten, Apollo e
Amor são pequenos (menos de 30 km de diâmetro), possuem órbitas excêntricas e não
coplanares com a eclíptica e alguns cruzam a órbita da Terra. Genericamente, eles são
classificados como NEA, do inglês Near Earth Asteroids, e possuem periélio menor que 1,3
U.A.
9
Ceres, agora classificado como planeta-anão.
5- 51
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Os asteróides do grupo Aten possuem órbitas com semi-eixo maior10 menor que 1 U.A.,
ou seja, ficam na região interna à orbita terrestre. Os do grupo Apollo têm órbitas com semieixo maior fora da órbita da Terra, porém possuem periélios internos a ela. Os asteróides do
grupo Amor possuem órbitas exteriores à terrestre mas interiores a de Marte, ou seja, circulam
entre os dois planetas. Estes asteróides aproximam-se muito de Marte. É possivel que os
satellites marcianos Fobos e Deimos sejam asteróids capturados desse grupo. Ícaro (grupo
Apollo), por exemplo, aproxima-se mais do Sol que Mercúrio. Os objetos desse grupo são os
que apresentam maior probabilidade de se chocarem com a Terra. Eros, em sua máxima
aproximação, passa a cerca de 20 milhões de km da Terra. Talvez tenha sido corpos deste
grupo os responsáveis pelas crateras do Meteoro (Arizona) e de Chicxulub (Golfo do México).
Esta última pode estar associada à extinção dos dinossauros.
Em agosto de 1972 um bólido foi visto, em pleno dia, em vários estados centrais dos
EUA e alguns do sul do Canadá. O objeto cruzou a atmosfera terrestre a uma altura de 60 km,
mas não caiu na superfície.
Embora as chances de colisão com a Terra sejam baixas, duas a cada milhão de anos,
atualmente esses objetos estão sendo monitorados continuamente. Os mais perigosos são os
menores que são vistos só quando estão muito próximos. Há várias propostas de atuação direta
em objetos que poderão colidir com a Terra prevêm desde a destruição do objeto com armas
atômicas até a alteração orbital por ação direta de artefatos como foguetes.
Asteróide
Diâmetro (1)
Rotação
Excentricidade
Albedo
Tipo (2)
(descoberta)
(km)
(horas)
Pallas (1802)
583
7,9
0,23
0,09
M
Juno (1804)
249
7,2
0,26
0,16
S
Vesta (1807)
555
5,3
0,09
0,26
S
Astraea (1845)
116
16,8
0,19
0,13
S
Hebe (1847)
206
7,3
0,20
0,16
S
Iris (1847)
222
7,1
0,23
0,2
S
Elora (1847)
160
13,6
0,16
0,13
S
Metis (1848)
168
5,1
0,12
0,12
S
Higiea (1849)
443
18
0,12
0,05
C
Eros (1898)
20
5,3
0,22
0,18
S
Aquiles (1906)
70
0,15
Hektor (1907)
230
6,9
0,03
0,03
C
Hidalgo (1920)
30
10,1
0,66
M
Amor (1932)
5?
0,43
Icarus (1949)
2
2,3
0,83
Appolo (1932)
2,5
0,56
Chiron (1977)
320
0,38
(1) Por serem pequenos, nem sempre os asteróides são esféricos; estes valores são os que representam melhor
seus volumes. (2) Veja explicação no texto.
Tabela 5.8 Características físicas e orbitais dos principais asteróides (H.Karttunen et al., p. 490, 1995)
5.8.2 Asteróides Troianos
Os troianos estão na mesma órbita de Júpiter, em dois grupos separados de Júpiter por
uma distância equivalente a 1/6 da órbita. Estas duas regiões são conhecidas como pontos de
10
metade do eixo maior da órbita elíptica.
5- 52
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Lagrange L4 e L5 (pontos de estabilidade gravitacional). Um grupo move-se à 1/6 de órbita a
frente de Júpiter, enquanto o outro segue o planeta 1/6 de órbita atrás. Acredita-se que estes
asteróides tenham sido capturados por Júpiter.
Saturno, Vênus, Terra e Marte também têm pequenos corpos em seus pontos L4 e L5 .
5.9 Composição química
A composição química dos asteróides lembra a dos planetas telúricos. Os asteróides do
cinturão apresentam diferenças de composição química que guardam relação com a posição
orbital. Grosso modo, os asteróides mais próximos de Marte, tipo S, são mais claros e formados
basicamente de uma mistura de rochas silicáticas e ferro, semelhante a dos meteoritos do tipo
rocha-ferro (ou ferropétreos) discutidos adiante. Já os asteróides mais próximos de Júpiter
(60% do total), conhecidos por tipo C, são mais escuros e têm composição química semelhante
a dos meteoritos condritos carbonáceos (ricos em carbono). Os demais asteróides, conhecidos
por tipo M (metálicos ou sideritos) são constituídos basicamente de uma liga de ferro e níquel.
Até agosto de 2006, Ceres foi o maior asteróide do cinturão, atualmente é planeta anão,
o único do cinturão. Com 946 km de diâmetro ele concentra cerca de 25% da massa asteroidal
total. Há evidências de que sua estrutura seja composta de uma crosta fina, um manto rico em
água e um núcleo rochoso. Se a água for ¼ da massa do manto, então Ceres contém mais água
doce que a Terra. O volume total de água em nosso planeta é 1,4 bilhão de km3, dos quais
apenas 41 milhões de km3 é de água doce. Ceres pode conter 200 milhões de km3 de água doce,
cinco vezes mais que a Terra! Outros asteróides também podem conter grandes quantidades de
água. Parte da água da Terra deve ter vindo de asteróides que aqui cairam quando a Terra havia
esfriado.11 Os asteróides metálicos, por outro lado, contém quantidades de liga ferro-níquel
pura muito maior que todo o ferro até hoje utilizado pelo homem. Do ponto de vista
econômico, esses objetos têm valor inestimável.
Tipo
Abundância
Composição predominante
Albedo
Cor
Posição
C
60%
C + Fe3O4
< 5%
escuros
cinturão externo
(próximo de Júpiter)
M
≤ 10%
metais
≈ 10%
intermediário
cinturão intermediário
S
≈ 30%
silicatos
≈ 15%
claros
cinturão interno
(próximo de Marte)
Tabela 5.9 Características (valores médios) dos asteróides do cinturão asteroidal.
5.10 Origem
A origem dos asteróides é um assunto ainda em discussão porque envolve vários
aspectos físicos e dinâmicos. O cinturão localiza-se na região onde a relação de Bode prevê a
existência de um planeta. Este era um argumento forte para que se aventasse a possibilidade
desse cinturão ter surgido da desintegração de um planeta. No entanto, não há nenhuma
evidência científica que prove essa hipótese. As evidências dinâmicas não reforçam essa
11
A água primordial foi perdida durante o período em que a Terra era muito quente.
5- 53
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
possibilidade. A hipótese mais aceita, é que eles sejam fragmentos (planetésimos) que, na
época de formação do SS, não se agregaram aos corpos maiores por influência gravitacional de
Júpiter, que estava crescendo rapidamente naquela região (com o aumento da massa, o campo
gravitacional aumenta). Colisões mútuas posteriores fragmentaram ainda mais os planetésimos
maiores, aumentando a população de corpos menores. No entanto, é importante lembrar que a
discussão da composição química dos asteróides é feita de forma comparativa, associando-os
aos meteoritos.
As informações químicas dos asteróides são inferidas de observações espectroscópicas,
polarimétricas e radiométricas. Já os meteoritos são analisados em laboratório. Alguns
meteoritos do tipo ferro, por exemplo, apresentam indícios de terem sido formados em
ambiente caracterizado por alta pressão e resfriamento muito lento (1oC / milhão de anos).
Estas condições só podem ser encontradas em núcleos de corpos grandes, acima de 100 km de
diâmetro. Como se acredita que esse tipo de meteorito esteja associado aos asteróides do tipo
M, fica evidente que a hipótese de que os asteróides sejam planetésimos não agregados ainda
apresenta dificuldades.
Dois fatos recentes demonstram a dificuldade de se desvendar este mistério. O primeiro
são as imagens do telescópio Hubble mostrando uma cratera de 460km de diâmetro na
superfície de Vesta, que tem apenas 555 km de diâmetro (Figura 5.55). Seria esta uma
evidência de que os asteróides do cinturão, ou pelo menos parte deles, surgiram da
fragmentação de um corpo maior? O segundo fato são as medições eco-radiométricas da sonda
NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) revelando que o interior do asteróide Matilde é
fragmentado; na realidade ele seria um aglomerado de blocos unidos pela gravidade. Casta
(Figura 5.54B) pode ser outro exemplo. Estas estruturas revelam um processo colisional, ou
comprova a hipótese de que os asteróides sejam planetésimos não agregados aos planetas?
Os meteoritos condritos ordinários (discutidos adiante) são os mais abundantes na
Terra, e há fortes evidências espectrais para associá-los aos asteróides do grupo Apollo. Do
ponto de vista dinâmico não é tarefa fácil demonstrar um processo dinâmico capaz de
modificar as órbitas dos asteróides a ponto de colocá-los em órbitas típicas da família Apollo.
Do ponto de vista físico, há poucos asteróides no cinturão com características espectrais
semelhantes às dos asteróides Apollo. Uma hipótese alternativa é que esses asteróides sejam
núcleos de cometas periódicos extintos, que perderam a componente volátil. Mas esta hipótese
apresenta uma dificuldade: as altas temperaturas e os metamorfismos sofridos pelos condritos
ordinários são incompatíveis com a natureza do gelo cometário.
Em 1979 foi descoberto o asteróide 7968, Porém, em 1997 ele foi redescoberto
como cometa, possuidor de atmosfera com características cometárias. Quantro anos depois ele
mostrou-se inativo (característica asteroidal), volotu a ser ativo em 2003 e inativo desde então.
Atualmente ele é identificado por 133P/ (7968) Elst-Pizarro. Juntamente com os objetos
P/2005 U1 (Read) e 118401 (1999 RE70) eles foram nova classe de objetos: os cometas do
cinturão. Simulações dinâmicas indicam que eles sempre foram dessa região, ao contrário das
famílias de Júpiter e de Halley
Outro caso intrigante é Chirão, descoberto em 1977. Seu afélio está próximo da órbita
de Urano, e o periélio está dentro da órbita de Saturno. Embora classificado como asteróide, ele
já se apresentou envolto por uma tênue nuvem de gás, algo parecido com uma coma cometária
(discutida adiante).
5- 54
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.54 (A): Fobos e Deimos, satélites de Marte, podem ser asteróides capturados. As semelhanças
entre eles e os asteróides não são apenas morfológicas. (B): A densidade média de Casta indica material
poroso, ou blocos rochosos agregados pela força gravitacional. (imagens da NASA)
Figura 5.55 : Figura 5.55 Asteróide Vesta, fotografado com o telescópio espacial Hubble em 04/9/97. A
imagem central mostra os acidentes de superfície retratados em cores: amarelo representa o nível da superfície;
azul as depressões mais profundas; vermelho as elevações mais altas. O hemisfério sul de Vesta é marcado por
uma cratera de impacto com pico central. [P.Thomas (Universidade de Cornell), B.Zinner (Universidade do
Sul da Geórgia), NASA]
5- 55
Introdução à Astronomia – AGA210
5.11 Introdução
Prof. Enos Picazzio
9&RPHWDV
Os cometas são os astros que, certamente, mais fascinaram o ser humano. Por serem de
aparecimento, em grande parte, imprevisível eles sempre foram associados a mitos,
superstições, alarmismo, etc. Sêneca (4 a.C – 65 d.C), em seu Livro VII de Naturales
Quaestiones, exemplifica muito bem este aspecto quando diz: “Não há mortal tão apático, tão
obtuso, tão voltado para a terra, que não se aprume e se oriente, com todas as forças do
pensamento, para as coisas divinas, sobretudo quando algum fenômeno insólito aparece nos
céus... Quando aparecem esses corpos (os cometas) de chama, com forma rara e insólita, todos
querem ver como eles são, esquece-se de tudo para se indagar sobre a novidade. Não se sabe se
se deve admirar ou temer, pois, nunca falta quem se aproveite para semear o medo
prognosticando coisas terríveis”12.
Nem sempre os cometas foram vistos como maus presságios. Um cálculo retroativo no
tempo, mostra que o cometa Halley (que reaparece a cada 75 anos) passou próximo à Terra
entre os anos 11 a.C. e 66 d.C. Isto nos leva à possibilidade de que a estrela de Belém, que teria
guiado os três reis magos até a mangedoura onde estava Cristo recém nascido, possa ser esse
cometa. Fato também interessante é que nos afrescos do mestre florentino Giotto di Bondone,
na Capela Scrovegni, em Pádua, na representação do nascimento de Cristo a estrela de Belém
aparece na forma de um cometa. Possivelmente esta inspiração de Giotto tenha sido
influenciada pela passagem do cometa Halley no fim do verão de 1301, antes de pintar aquela
cena. Evidentemente, isto não se constitui em prova cabal, até porque ainda ela não foi
comprovada, mas a possibilidade existe.
Talvez o papel mais marcante dos cometas na vida do ser humano seja a possibilidade
deles serem fortes candidatos a abastecerem a Terra com água e compostos orgânicos, dois
ingredientes indispensáveis para o surgimento da vida. Há evidências de que os cometas
tiveram papel preponderante na formação da atmosfera atual e dos oceanos. Eles teriam
bombardeado a Terra há cerca de 4 bilhões de anos. Além disso, as moléculas pré-bióticas, tais
como polissacarídeos, aminoácidos e componentes de ácidos nucleicos, fartamente encontrada
no material interestelar (que deu origem ao SS), poderiam encontrar nos cometas condições
para se combinar e dar origem às formas mais primitivas de vida. Na teoria da Panspermia, a
“semente da vida” veio de fora e encontrou na Terra as condições ambientais necessárias para
se desenvolver. Nela, os cometas se apresentam como “portadores da vida”, numa espécie de
“inseminação cósmica” onde o “espermatozóide-cometa” fecunda o “óvulo-Terra”.
5.12 Estrutura dos cometas
Fisicamente, os cometas são corpos de massa pequena, composta de elementos
químicos voláteis na forma de gelo [80% de água (H2O), 16% de monóxido de carbono (CO),
4% de dióxido de carbono (CO2) , e traços de amônia (NH3) e metano (CH4)] e partículas de
poeira meteorítica. Esta estrutura forma o núcleo do cometa, que raramente excede duas
dezenas de km (Figura 5.56A). O diâmetro médio13 é 10 km. Ao se aproximar do Sol, a
temperatura superficial do núcleo aumenta e o material volátil é sublimado, isto é, passa
diretamente da fase sólida para a gasosa.
12
13
Cometas: do mito à ciência, Oscar T. Matsuura, Ícone Editora, pág. 9, 1985.
Diâmetro correspondente ao volume médio, já que o núcleo cometário não é necessariamente esférico.
5- 56
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.56: (A) Estrutura de um cometa. (b) Orientação das caudas de um cometa durante seu trajeto
(R.R.Robbins et al., Figuras 7-4, p.122, 7-5, p.123).
Neste processo, o gás é ejetado de forma semelhante a um jato e arrasta os grãos
impregnados nessa massa congelada. Essa matérial em expansão forma a coma, um invólucro
aproximadamente esférico com cerca de 100.000 km de diâmetro que envolve o núcleo, e as
caudas (Figuras 5.4B e 5.56A). O núcleo e a coma formam a cabeça do cometa.
As caudas são classificadas por tipos. A cauda iônica (Tipo I) é formada por gás
ionizado, é retilínea e apontada para a direção anti-solar. Esse gás ionizado é composto de
moléculas e radicais produzidos por fotodissociação14 e fotoionização15 da luz solar sobre as
moléculas vaporizadas da superfície do núcleo. Ao interagir com o vento solar16 esse gás
ionizado é arrastado na direção anti-solar, adquirindo a aparência típica (Figura 5.56B).
A cauda Tipo II, composta de gás neutro e poeira, é mais larga e encurvada. Os grãos
de poeira são arrastados para longe do Sol em virtude da pressão exercida pela radiação solar
sobre os mesmos. Como o arrastamento pela luz é menos eficiente que o arrastamento pelo
vento solar sobre íons, esta cauda é mais encurvada. Alguns cometas chegam a apresentar esta
cauda dividida em duas, que se distinguem pela largura e curvatura; a mais larga e mais
curvada é composta essencialmente por poeira. A cauda Tipo II também aponta para a direção
oposta ao Sol. As caudas Tipos I e II podem ter comprimentos de até 1 UA e nem sempre estão
presentes simultaneamente.
Núcleo, coma e parte a parte inicial das caudas estão envolvidos por um envelope
imenso de hidrogênio, resultante da fotodissociação do radical hidroxila (OH+) pela luz solar.
Esse envelope é observado na luz ultravioleta.
A água é o componente majoritário de gelo formado por hidratos de várias substâncias,
tais como, CH3, NH4, CO2, e outros. A grandes distâncias heliocêntricas, o espectro dos
cometas é essencialmente luz solar refletida pela matéria da coma e das caudas. Próximo do
Sol, a cerca de 1 UA, a cabeça do cometa apresenta emissão molecular pelo carbono (C2),
cianogênio (CN), oxigênio (O2), hidroxila (OH) e hidretos de nitrogênio (NH e NH2). A
pequenas distâncias heliocêntricas surgem linhas de emissão do silício (Si), cálcio (Ca), sódio
(Na), potássio (K) e níquel (Ni).
Ao expandir-se o material ejetado forma uma superfície imensa que reflete a luz solar,
criando a aparência exótica dos cometas. Essa aparência varia com a distância heliocêntrica:
quanto mais perto do Sol, maior o tamanho do cometa. O brilho pode ser expresso por uma lei
fotométrica do tipo:
14
Dissociação da molécula pela ação da luz. Ex.: H2O → OH + H, OH → O + H.
Ionização provocada pela absorção de fótons.
16
fluxo de partículas eletricamente carregadas, expelido do Sol em alta velocidade.
5- 57
15
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
B = const. × R-n ∆-2
onde: const é uma constante; R e ∆, respectivamente, as distâncias heliocêntrica e geocêntrica;
e n, o índice fotométrico. Os expoentes negativos indicam que brilho e distância são
inversamente proporcionais, isto é, quando as distâncias aumentam o brilho diminui. O
parâmetro mais crítico nesta expressão é o n; não há um valor típico, ele pode variar de um
caso a outro. Para um mesmo cometa n pode variar com a distância heliocêntrica ou ainda ser
diferente nas diversas aparições. Normalmente n aumenta quando a distância heliocêntrica
diminui, ou seja, o brilho do cometa aumenta rapidamente quando este se aproxima do Sol.
Valores razoáveis para n podem estar entre 1 e 6.
Apesar de apresentarem uma composição química básica, os cometas podem diferir
muito entre si. Um exemplo recente é o cometa Hale-Bopp, a maior atração astronômica do
primeiro semestre de 1997, que apresentou um fato jamais observado anteriormente: uma das
caudas era constituída essencialmente de sódio neutro (Figura 5.57). Os cometas novos (veja
adiante) ou de períodos muito longos ficaram a maior parte de sua existência longe do Sol, em
regiões muito frias, por isso são ricos em substâncias gasosa e sólida. Quanto mais freqüentes
forem as aproximações ao Sol, mais o cometa estará exposto ao aquecimento. Em outras
palvras, quanto menor o período menor será a longevidade do cometa. À medida em que o
cometa envelhece, o gás vai-se tornando proporcinalmente mais abundante que a poeira. O
material sólido que não foi ejetado durante a vaporização vai formando uma crosta superficial
porosa, que atua como camada termicamente isolante e dificulta a liberação dos grãos imersos
na massa congelada mais profunda. Com isso, apenas as moléculas dos gases conseguem
passar pelos interstícios, e o cometa vai apresentando coma e caudas predominantemente
gasosas. Com o passar do tempo, o próprio gás vai se exaurindo e o cometa vai perdendo
brilho. Acredita-se que alguns tipos de asteróides, sejam na realidade cometas extintos. A
Figura 5.58 mostra as semelhanças aparentes entre o asteróide Ida e o núcleo do cometa
Halley.
No caso do cometa Halley, o fato mais surpreendente foi a composição química do seu
núcleo: composto de material escuro, o albedo é somente 5%, praticamente igual ao do carvão;
a temperatura superficial do núcleo, na época em que foi observado pela sonda européia
Giotto17, era 330 K (57o C), elevada demais para ser composta de gases congelados. Este fato
associado à densidade média calculada (de 0,1 a 0,25 g/cc), leva à conclusão de que o núcleo é
poroso (90% de espaço vazio) e os gases estão congelados nos interstícios mais profundos.
Cerca de 80% da matéria dos jatos gasosos é vapor de água.
Nosso conhecimento sobre a constituição do núcleo avançou muuito nos últimos anos
graças às sondas espaciais. Em 1999 a sonda americana Deep Space 1, projetada para observar
9969 Braille, foi utilizada para fotografar de perto o cometa periódico Borrelly (19P/). Seu
núcleo (Figura 5.59) lembra o do Halley, apesar ter cerca de ¼ do tamanho. Nesse mesmo ano,
a sonda Stardust visita o cometa Wild 2 (81P/) para obter imagens de alta resolução, coletar
poeira da coma e retornar à Terra com a amostragem. Ela foi resgatada em janeiro de 2006 e a
poeira coletada já está sendo analisada em laboratório. A superfície do núcleo desse cometa é
fortemente marcada por crateras, provavelmente de origem não colisional. Uma revelação
surpreendente é a abundância de grãos de olivina18, comuns em alguns tipos de meteoritos.
Isto reforça a idéia de que esses grãos são cozidos, resfriados rápidamente e ejetados para as
partes mais distantes do disco protoplanetário pelos jatos bipolares quentes típicos de estrelas
17
nome dado em homenagem ao pintor florentino Giotto de Bondone (mencionado anteriormente).
material silicático muito duro, geralmente de magnésio ou ferro [(Mg, Fe)2SiO4) que se funde a temperaturas
superiores a 1000 oC.
5- 58
18
Introdução à Astronomia – AGA210
Figura 5.57 O cometa Hale-Bopp, um dos
cometas mais brilhantes deste século,
apresentou
uma
cauda
constituída
essencialmente de sódio neutro.
Prof. Enos Picazzio
Figura 5.58 Semelhança morfológica entre o asteróide
Ida (NASA) e o núcleo do cometa Halley (Giotto,
ESA). O núcleo do Halley é escuro (igual ao carvão),
alongado (8 por 16 km), e o gás congelado e a poeira são
ejetados de regiões localizadas. A cor avermelhada da
imagem é falsa.
Figura 5.59 Núcleos dos cometas 19P/Borrelly (esquerda), 81P/Wild 2 (centro) e 19P/Tempel 1 (direita).
Imagens da NASA, missões Deep Space 1, Stardust e Deep Impact, respectivamente. Imagens fora de escala.
em formação. No ano de 2005, a sonda Deep Impact foi ao encontro do cometa Tempel 1 (9P/)
para fotografá-lo em diferentes regiões espectrais e lançar sobre ele um módulo de impacto de
300 kg para provocar uma cratera. O objetivo do impacto era atingir o subsolo do núcleo para
comparar os materias do subsolo e da superfície, estudar o processo de formação da cratera
para obter informações sobre a composição química e a natureza do material e verificar se a
atividade do cometa mudaria com a abertura da cratera. Com a ajuda de dados observacionais
complementares, como do telescópio espacial Spitzer, as conclusões foram surpeendentes. A
atividade aumentou consideravelmente com a cratera exposta. Os grãos produzidos pelo
impacto eram bem menores que os esperados, dos tamanho dos grãos de talco. Além de
silicatos (areia) há argila e carbonatos (material básico das conhas marinhas), compostos que se
acredita ser formado em ambiente rico em água líquida. Também foram encontrados minerais
ricos em ferro (geralmente óxidos de ferro) e hidrocarbonetos aromáticos encontrados em
fumaça de churasco e exaustão de veículos. Uma “receita básica” de cometas incluiria gelos de
dióxido de carbono e de água, silicatos, carbonatos, ferro em ligadas metálicas e sulfetos, e
moléculas orgânicas (hidrocarbonetos poliaromáticos). Como essa estrutura se formou? Como
5- 59
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
a argila e os carbonatos, que surgem em água líquida, apareceram nos cometas se estes são
congelados? Isto pode indicar que nos primórdios do Sistema Solar os compostos estavam
misturados de forma relativamente homogêna, e que houve um mecanismo que permitiu que
materiais formados nas proximidades do Sol, onde havia água líquida, e outros formados nas
regiões gélidas onde estão Urano e Netuno fossem incluídos num mesmo corpo, os cometas.
Essas informações devem influenciar fortemente as teorias de formação planetária.
5.13 Órbitas e Nuvem de Oort
De acordo com as características orbitas, os cometas podem ser classificados em
periódicos e novos. Periódicos são todos os cometas que apresentam sucessivas passagens pelo
periélio19. Quanto menor for o período (portanto menor é a órbita), mais vezes o cometa
passará pelo Sol. Os cometas periódicos têm o prefixo “P/” antes do nome. Boa parte deles
pertencem a famílias (conjunto de cometas com órbitas semelhantes), normalmente ligadas aos
planetas maiores (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno). Por esta razão, estes cometas têm
períodos de no máximo centenas de anos, e suas órbitas estão praticamente sobre o plano da
eclíptica. Estas famílias se formam pela ação atrativa (gravitacional) dos planetas, que
“capturam” os cometas que se aproximam demais. A depender da configuração geométrica
essa interação pode lançar o cometa para fora do SS20.
Contrapondo-se aos cometas periódicos estão os cometas novos, com órbitas altamente
excêntricas e distâncias afélicas enormes. Um cometa novo pode ser tanto de longuíssimo
período (por isso está sendo visto agora) ou não periódico (está apenas passando pelo periélio).
Os cometas passam a maior parte de suas vidas longe do Sol. Isto porque quanto mais
excêntrica for a órbita, mais longínquo é o afélio e mais lento será o movimento nessa região
(consequência da 3a Lei de Kepler). As órbitas não são necessáriamente coplanares com a
eclíptica, e os movimentos podem ser direto ou retrógrado.Os cometas periódicos podem ter
períodos curtos (até algumas dezenas de anos), médios (dezenas de anos) ou longos e muito
longos (centenas ou milhares de anos). Estas características estão associadas às origens
(regiões do SS de onde eles vêm) e aos aspectos dinâmicos (modificação da órbita devido às
perturbações gravitacionais pelos planetas).
Estudando as características orbitais dos cometas de períodos longos, o astrônomo
holandês Jan Hendrik Oort propôs em 1950 a existência de uma nuvem esférica composta de
cometas. Essa nuvem de Oort, com raio interno de 50.000 UA e externo de 100.000 UA, teria
cerca de 100 bilhões de cometas cicundando o SS. Devido à movimentação do SS na Galáxia,
perturbações gravitacionais de estrelas vizinhas, ou mesmo de nuvens interestelares,
provocariam alterações nas órbitas de alguns desses cometas, ejetando alguns deles para dentro
do SS, e outros para fora. Por permanecerem longo tempo longe do Sol, esses cometas
conservaram sua composição química original inalterada. Por esta razão, os cometas novos são
vistos como “fósseis” valiosos que nos permitem estudar a composição química primordial do
SS.
As estimativas da massa total da nuvem são incertas, mas seria várias vezes maior que a
da Terra, podendo chegar a 100 vezes. Há quem sugira que o cinturão de Kuiper (abaixo) seja a
parte interna da nuvem de Oort. A nuvem não é vista aos telescópios porque esse material está
distribuído entre uma infinidade de cometas, muito espassados (baixa concentração) e
dificílimos de serem observados (são pequenos e não têm atividade, por isso refletem
pouquíssima luz solar).
19
20
Periélio é o ponto da órbita mais próximo do Sol. Afélio, é o oposto.
Este artifício é utilizado para acelerar as sondas espaciais e enviá-las a grandes distâncias.
5- 60
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
5.14 Cometas do cinturão de Kuiper
Analisando as órbitas dos cometas de curto período (menor que 200 anos) notamos que
a maioria se concentra sobre o plano da eclíptica. Um cometa de longo período, cuja órbita não
seja necessariamente coplanar à eclíptica, pode, pela interação gravitacional com um planeta
joviano, transformar-se num cometa periódico. No entanto, não é possível invocar este
processo para explicar as órbitas de todos os cometas periódicos conhecidos. Esta é uma das
razões que levaram o astrônomo Gerald P. Kuiper propor em 1951 a existência de um cinturão
além da órbita de Netuno, entre 30 e 50 UA.21 Atualmente admite-se que essa região
transnetuniana chegue até 100 UA.
Acredita-se que o cinturão de Kuiper seja preenchido por objetos formados em sua
maior parte de gases congelados misturados a material rochoso. Esses objetos (também
chamados objetos transnetunianos, ver adiante), ou que daqui vieram, têm tamanhos variados;
vão de alguns quilômetros (cometas de curto período) até centenas de quilômetros: Chirão tem
170 km de diâmetro.
A observação direta dos objetos desse cinturão é uma tarefa muito difícil, pois as
distâncias são enormes e os corpos que lá estão são pequenos. O telescópio espacial Hubble
tem facilitado a observação desses objetos, e espera-se que no futuro próximo o
desenvolvimento de equipamentos mais sensíveis e técnicas observacionais mais sofisticadas
facilitem a coleta de informações mais detalhadas dos objetos daquela região.
9,5HJLmRWUDQVQHWXQLDQD
Os objetos transnetunianos, conhecidos como TNO (do inglês Trans-Neptunian
Objects), são aqueles que orbitam o Sol a distâncias maiores que Netuno. Estão incluídos os
KBOs (entre 30 e 50 UA), os SDOs (do inglês Scatered Disk Objects, entre 35 e 100 UA) e os
próprios objetos da Nuvem de Oort (adiante de 50.000 UA).
Os KBO, também dividos em sub-classes, estão sob influência gravitacional de Netuno.
Alguns exemplos: Plutão (2.300 km) e seus satélites,(1.200 – 1.800 km), Orcus (1.200 km),
Quaouar (1.260 km), Ixion (500 km), Varuna (1.060 km), possivelmente Tritão (2.700 km). Os
SDOs possuem órbitas mais excêntrica e inclinadas, resultantes de perturbação gravitacional.
Por vezes, a designação SDO é substituída pela KBO (Scattered Kuiper Belt Objects). Alguns
exemplos: possivelmente Sedna (1.200-1.800 km), 2002 TC302 (1.200 km), 2003 UB313 (2.600
– 3.400 km) e seu satélite.
Na verdade essa região ainda é muito desconhecida por diversas razões. Além de ser
muito vasta, é muito distante. Os objetos são pequenos e gélidos, difíceis de serem observados
mesmo na região espectral do infravermelho que é muito sensível às baixas temperaturas. As
características dinâmicas (excentricidade e inclinação das órbitas) desses objetos são muito
diversificadas para se ter uma classificação simples. Mas a importância dessa região para o
estudo da origem do Sistema Solar é inestimável pois os corpos que alí estão mantêm a
composição química primitiva. Apenas os cometas de longo período, com suas órbitas
altamente excêntricas, chegam até a região interna do SS e podem ser observados de perto,
sobretudo a composição química da matéria sublimada pelo calor solar.
21
Embora a proposta tenha sido feita também por Kenneth E. Edgeworth, a referência mais comum é apenas a
Kuiper, tanto que os objetos dessa região são designados por KBO (Kuiper Belt Objects).
5- 61
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
9,,0HWHRUyLGHVPHWHRURVPHWHRULWRVHSRHLUD]RGLDFDO
5.15 Introdução
Pelo espaço interplanetário vagam corpos muito pequenos, na realidade fragmentos
rochosos, com composição química semelhante a dos planetas telúricos: são os meteoróides.
Os tamanhos variam de dimensões micrométricas até quilométrica, que é o limite de tamanho
mínimo dos asteróides.
Quando caem na Terra, atravessam a atmosfera com velocidades que variam entre 11
km/s (velocidade de escape da Terra) e 53 km/s (órbita parabólica e retrógrada), suficientes
para provocar fusão total ou parcial deles. Este fenômeno atmosférico é visto como um rastro
luminoso efêmero denominado meteoro, também conhecido popularmente como estrela
cadente. Os meteoros são provocados essencialmente pelos meteoróides pequenos (grãos), por
isso são fenômenos efêmeros que podem desaparer (desintegram-se) antes de atingir o solo.
Um fenômeno muito comum é o chuveiro de meteoros, que pode apresentar até
milhares de meteoros por hora. Os traços luminosos parecem provir de uma direção específica,
chamada radiante. Na realidade é um efeito de perspectiva. O chuveiro recebe o nome da
constelação onde estiver o radiante, por exemplo: Aquáridas (em Aquário), Perseidas (em
Perseu), Dracônidas (em Dragão) e Leônidas (em Leão). Alguns desses chuveiros estão
associados a cometas. Os mencionados acima, por exemplo, estão associados aos cometas
Halley, Swift-Tuttle, Giacobini-Zinner e Tempel, respectivamente. A razão dessa associação é
a seguinte: parte da poeira ejetada pelos cometas permanece em movimento ao redor do Sol, na
órbita do cometa. Quando a Terra cruza a órbita de um desses cometas, ou passa muito
próximo dela, essa poeira cai na Terra produzindo um chuveiro de meteoros. Portanto, este é
um fenômeno periódico. Os chuveiros menionados acima ocorrem, nas seguintes datas:
Aquáridas
(Halley),
2-6/maio e 25-31/junho;
Perseidas
(Swift-Tuttle),
10-14/agosto;
Dracônidas (Giacobni-Zinner), 9-19/outubro;
Leônidas
(Tempel),
14-19/novembro.
Corpos grandes produzem meteoros muito mais intensos, como a bola de fogo e o
bólido, que apresenta rastro de fumaça e ruído sonoro intenso. Um destes fenômenos ocorreu
às 10h30 do dia 12/02/1947, na Sibéria, perto da cadeia montanhosa Sikhote-Alin (Figura
5.60). Testemunhas disseram ter visto uma bola de fogo deixando um rastro de espesso fumo e
seguida de um ruído brutal. No local da queda foram encontradas várias crateras, com
diâmetros entre 1 m e 30 m , e fragmentos constituídos basicamente de ferro.
Os meteoróides que sobrevivem à passagem pela atmosfera, caem no solo e passam a
ser chamados meteoritos22. Do choque com o solo nascem as crateras, cujos tamanhos
dependem da violência do impacto. Geralmente, a queda de um meteoróide grande produz uma
cratera imensa (Figura 5.28B), mas podem ocorrer casos de desintegração explosiva ainda
antes do meteoróide atingir o solo. Este foi o caso de Tunguska, região inóspita da Sibéria,
onde toda uma região florestal foi devastada na manhã de 30/06/1908. Este fenômeno foi mais
violento que o de Sikhote-Alin. A poeira produzida pela queda se dispersou pela atmosfera
onde permaneceu por várias semanas. A luz solar refletida pela poeira clareava as noites, numa
extensão vasta que ia das montanhas do Cáucaso até as ilhas Britânicas. Nenhum fragmento
foi encontrado no solo.
22
Leitura complementar: Meteoritos, E. Picazzio, na revista Ciência Hoje, vol.4, no. 22 (1986)
5- 62
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Na região do Alto Solimões, próximo ao Rio Curuçá, Amazonas, ocorreu um caso
parecido em 13 de agosto de 1930, que ficou conhecido como “Tunguska brasileiro”. Segundo
relatos, “o céu ficou avermelhado houve uma chuva de poeira seguida por um som assobiado
de um bólido (fireball) vindo do céu”. Este evento foi inspecionado pela primeira vez pelo
missionário Jesuítico Capuchino Fedele D´ Alviano, cinco dias depois. da ocorrência.
Conversando com os habitantes locais ele soube dos detalhes e sete meses depois o artigo do
jesuíta foi publicado no jornal do Vaticano "L´ Observatore Romano". Em 1931 o astrônomo
inglês E. Bailey descobriu este artigo e, a partir dele, o astrônomo Ramiro de La Reza do
Observatório Nacional no Rio de Janeiro iniciou sua investigação, que envolveu satélites,
radares, aviões, registros sísmicos e entrevistas com testemunhas da explosão. Ele concluiu que
provave;mente tratava-se de um asteróide de 30 metros que explodiu no ar, dividindo-se em
três bólidos. Muito provavelmente, o Tunguska-Brasileiro, tal como foi chamado por Bailey,
foi uma das quedas cósmicas mais importantes do último século.
Há fortes indícios de que a extinção
dos dinossauros, ocorrida há 65 milhões de
anos, entre os períodos cretáceo e terciário,
tenha sido conseqüência da queda de
temperatura, causada pelo obscurecimento
repentino da atmosfera por poeira ejetada
durante a colisão de um grande meteoróide
com a crosta terrestre. Este fenômeno ocorreu
no Golfo do México.
Poeira zodiacal é uma nuvem de grãos
micrométricos que se aloja nas proximidades
do plano da eclíptica. Ela se manifesta através
da luz zodiacal, uma faixa tênue de luz vista
nas vizinhanças do Sol, pouco antes do nascer,
ou logo depois do ocaso. Esses grãos orbitam o
Sol em trajetórias aproximadamente circulares,
que evoluem secularmente. Nas proximidades
do Sol, o raio orbital diminui gradativamente
com o tempo, ou seja, os grãos espiralam em
queda em direção ao Sol até a distância
aproximada de 3RN (raios solares) quando a
temperatura atinge o ponto de sublimação.
Longe do Sol, o raio orbital aumenta gradativamente, porque os grãos são empurrados pela
luz (pressão de radiação) solar. Portanto deve
haver um mecanismo de suprimento de grãos,
caso contrário a luz zodiacal já teria
desaparecido.
5- 63
Figura 5.60 (Em cima) Quadro
retratando a queda em Sikhote-Alin.
(Em baixo) Um dos meteoritos
encontrados. (Sky & Telescope, Fev.
97, pág. 50)
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
5.16 Composição química
Quanto à composição química, os meteoritos são classificados em três grupos básicos,
subdivididos da seguinte maneira:
classe
tipo
subtipo
ocorrência (%)
metálicos
4
férropétreos
1
rochosos
acondritos
condritos
9
carbonáceos
5
ordinários.
81
Tabela 5.10 Classificação genérica de meteoritos, segundo a composição química predominante.
Os meteoritos metálicos (ferrosos ou sideritos) são constituídos de ferro (90-95%) e níquel (510%). A aparência externa destes meteoritos lembra restos de ferro siderúrgico, com superfície
arredondada (moldada pela fusão atmosférica) e, às vezes, com depressões que se parecem com
marcas de dedo em barro (Figura 5.61A). Internamente, a aparência é de ferro com traços de
níquel. Eles são fortemente atraídos por imã. Após um tratamento adequado, é possível
verificar em alguns deles a presença de estruturas retilíneas (figuras de Widmanstätten) que
se formam sob condições físicas muito especiais: alta pressão e resfriamento muito
lento (1o C / milhão de anos).
Os meteoritos ferropétreos (ou siderólitos), formam o grupo minoritário, e são
formados de silicatos e da mistura ferro-níquel, em proporções comparáveis. Externamente se
parecem com rocha ordinária, mas internamente apresentam cristais (escuros) arredondados de
olivina23 numa matriz clara de ferro-níquel (Figura 5.61B).
Figura 5.61 (A) Amostra de meteorito metálico encontrada nas proximidades da cratera Hembury
(Austrália): as depressões vistas na amostra são causadas pela abrasão durante a passagem pela
atmosfera.). (B) Amostra do meteorito ferropétreo Sioux Co, colhida em Nebraska (EUA): a abrasão
atmosférica deixa a superfície escurecida.
23
Grupo de minerais silicáticos do tipo Mg2SiO4, Fe2SiO4, e outros.
5- 64
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
Os meteoritos rochosos assemelham-se na aparência às rochas terrestres. Os acondritos
lembram as rochas ígneas (basalto vulcânico) que sofreram fracionamento, como as brechas,
que são constituídas de diferentes fragmentos rochosos cimentados por uma matriz de
composição homogênea (Figura 5.62). Os condritos se diferenciam das rochas terrestres pela
presença de côndrulos, esferas ou elipsóides submilimétricos minerais silicáticos, que se
formaram em abiente de temperaturas elevadas e resfriaram-se rapidamente (Figura 5.63). A
presença do ferro metálico e a ausência de óxido de ferro sugerem que os côndrulos se
formaram em ambiente redutor, e foram incorporados posteriormente ao meteorito. Em idade,
estes meteoritos são contemporâneos ao Sol. Os condritos carbonáceos apresentam inclusões
ricas em cálcio e alumínio, também solidificadas a altas temperaturas, ambas incrustadas numa
matriz formada de silicatos hidratados, condensados a baixas temperaturas. A cor escura dessa
matriz se deve à presença de compostos orgânicos, inclusive aminoácidos. Isto significa que
essa matriz jamais sofreu aquecimento superior a 200K. Portanto, fica evidente que os
materiais que formam este tipo de meteorito tiveram origens diferentes e foram agregados num
corpo único. Os condritos ordinários não apresentam minerais hidratados, nem compostos
orgânicos. A matriz é formada por minerais de alta temperatura de fusão, mais clara, não
apresenta inclusões de cálcio e alumínio, e assemelha-se aos côndrulos. Na amostragem de
meteoritos, eles representam a maioria.
Figura 5.62 Meteorito rochoso acondrito, colhido em Chassigny (França). À direita, a textura interior é vista em
luz polarizada. Sua composição química é única, por isso é paradigma de uma subclasse denominada
“chassignite” (pronuncia-se chassinhite). Acredita-se que este meteorito tenha vindo de Marte. (JPL/NASA)
Figura 5.63 Meteorito rochoso condrítico.
Os côndrulos são as incrustrações arredondadas, de cor clara.
5- 65
Introdução à Astronomia – AGA210
Prof. Enos Picazzio
5.17 Origem
A análise da composição química nos permite associá-los aos corpos maiores. Os
meteoritos do tipo ferro estão associados aos asteróides tipo M, que devem ter pertencido a
corpos diferenciados24 que existiam no cinturão e que foram desintegrados em colisões
violentas. Os meteoritos tipo ferropétreos associam-se aos asteróides tipo S, també
diferenciados. Os condritos ordinários têm composição química semelhante a dos mantos e
crostas dos planetas telúricos, provavelmente oriundos do cinturão. Os os condritos
carbonáceos assemelham-se aos asteróides tipo C, ricos em carbono. Os acondritos se parecem
muito com material encontrado na Lua e em Marte25.
Se a associação acima for correta, então os meteoritos podem representar tanto
fragmentos que não foram agregados aos corpos na época de formação do sistema planetário,
como fragmentos liberados por processo colisional entre corpos parentais.
Finalmente, a poeira zodiacal tem espectro semelhante ao dos asteróides e da poeira
cometária. Como ela é reciclável, sua origem deve estar ligada a processos dinâmicos que
envolvem esses corpos. A poeira de origem asteroidal deve ser produto da fragmentação
oriunda das colisões mútuas, que de alguma forma reprocessa o material primitivo. Já a poeira
de origem cometária é um produto primitivo, liberado durante as passagens periélicas.
24
Nos primórdios do Sistema Solar, os corpos maiores que estavam aquecidos a temperaturas elevadas sofreram
separação das fases silicáticas em relação às fases metálicas. Como conseqüência os materiais mais densos
migraram para o interior do corpo, enquanto os menos densos migraram para a superfície. Esses corpos
diferenciados quando se fragmentam por colisão violenta expelem materiais de composição características da
região planetária que pertencia. Os metálicos vêm do interior.
25
As rochas marcianas que aqui chegaram distribuem-se em um grupo conhecido por SNC, sigla composta das
inicias das cidades onde foram encontrados, a saber: Shergotty (Índia, 1865), Nakhla (Egito, 1911) e Chassigny
(França, 1815).
5- 66