Introdução - if

Aula 10: Sistema Solar – Corpos menores
Maria de Fátima Oliveira Saraiva, Kepler de Souza Oliveira Filho & Alexei Machado Müller
Cometa West. Fonte:
http://astro.if.ufrgs.br/comast/
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Introdução
Na aula anterior fizemos um estudo comparativo dos
planetas do sistema solar. Hoje vamos estudar os outros
corpos do sistema solar – o “corpos menores” englobando tudo o que orbita os planetas e tudo que
orbita o Sol e que não é planeta.
Bom estudo!
Objetivos da aula
Nessa aula, a última dos conteúdos da primeira
área, vamos tratar dos corpos menores do Sistema Solar, e
esperamos que ao final vocês estejam habilitados a:
•
descrever e comparar as características
gerais de planetas anões, cometas,
asteroides do cinturão principal e asteroides
do cinturão de Kuiper;
•
descrever a composição e estrutura de um
cometa, explicando como se forma e para
onde aponta a sua cauda;
•
estabelecer a diferença entre meteoroide,
meteoro e meteorito;
•
perceber de forma realista a possibilidade
de ocorrerem impactos desses objetos na
Terra, e os riscos que tais impactos podem
oferecer.
Quais são os demais corpos
que constituem o sistema
solar, além dos planetas e
do Sol?
Corpos menores do sistema solar
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Figura 01.10.01: A maioria dos asteroides conhecidos estão no Cinturão
de Asteroides Principal, localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter.
O sistema solar contém, além dos planetas e dos
planetas anões, um grande número de corpos menores,
entre os quais estão incluidos os satélites e anéis dos
planetas, os asteroides, os meteoroides e os cometas.
Como exceção dos satélites e dos anéis, que
orbitam os planetas, todos os demais corpos orbitam o Sol.
Asteroides
Sistema solar:
Contém, além dos planetas e
dos planetas anões, um
grande número de corpos
menores,entre os quais estão
os satélites e os anéis de
planetas, os asteroides, os
meteoroides e os cometas.
Asteroides são um grupo numeroso de pequenos
corpos (planetas menores) com órbitas situadas na grande
maioria no Cinturão Principal de Asteróides, entre as órbitas
de Marte e Júpiter, a uma distância média da ordem de
2,8 unidades astronômicas do Sol. Mais de 12.000 asteroides
têm órbitas bem determinadas. Eles orbitam o Sol
aproximadamente na mesma direção dos planetas (de
oeste para leste) e a maioria no mesmo plano. A partir de
1992 foram descobertos vários asteroides além da órbita de
Netuno, chamados objetos transnetunianos. A maioria
desses objetos têm órbitas alinhadas com a eclíptica,
formando um anel em torno do Sol, a uma distância média
de 40 UA, chamado "Cinturão de Kuiper". Todos os
asteroides são menores do que a Lua.
Asteroides do Cinturão Principal
O Cinturão de Asteroides principal contém
asteroides com semi-eixo maior de 2,2 a 3,3 UA,
correspondendo a períodos orbitais de 3,3 a 6 anos.
Provavelmente mais de 90 % de todos os asteroides estão
neste Cinturão. Os asteroides deste cinturão são rochosos,
com densidade da ordem de 2,5 g/cm3.
Asteroides:
São corpos pequenos,
rochosos ou metálicos,
com órbitas quase
circulares e coplanares
com a eclíptica,
encontrados
principalmente no
Cinturão Principal, entre
as órbitas de Marte e
Júpiter.
Figura 01.10.02: Diagrama mostrando a localização do Cinturão de
Asteroides Principal, entre as órbitas de Marte e de Júpiter (pontinhos
amarelos).
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O maior asteroide do Cinturão principal, e o primeiro
asteroide conhecido, é Ceres, descoberto em 1801 pelo
italiano Giuseppe Piazzi (1746-1826), com massa de um
centésimo da massa da Lua, e diâmetro de 1000 km. Nessa
Lembre-se:
época os astrónomos estavam procurando insistentemente
um planeta que, de acordo com a lei de Titius-Bode, deveria
existir entre as órbitas de Marte e Júpiter. Piazzi achou que
tinha encontrado tal planeta, mas em seguida as descobertas
de novos "pequenos planetas" nessa região se multiplicaram,
e todos foram agrupados sob o nome de "asteroides”. Pallas
foi descoberto em 1802, por Heinrich Wilhelm Mattäus Olbers
(1758-1840) e Juno em 1804 por Karl Ludwig Harding (17651834).
O asteroide Ida, com 50 km de diâmetro, foi
fotografado em 1993 pela sonda Galileo e foi então
descoberto que ele possui um satélite, Dactyl, de 1,5 km de
diâmetro, a 100 km de distância. Aproximadamente 10 % dos
asteroides têm satélites.
Exceção feita aos anéis
e aos satélites, todos os
demais corpos orbitam
o Sol.
.
Figura 01.10.03: Imagem colorida de Ceres.Fonte: HST
Veja aqui uma comparação do tamanho de Ceres
com o da Lua.
Figura 01.10.04: O asteroide Ida (à esquerda) e sua lua Dactyl (ponto branco
à direita).
Asteroides do Cinturão de Kuiper
Asteroides
transnetunianos:
São também conhecidos
como objetos do
Cinturão de Kuiper.
São corpos de
composição mista entre
rocha e gelo que
habitam uma região em
forma de rosquinha
centrada no Sol, com
bordas entre 30 e 55 UA.
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Figura 01.10.05: Gerrit Pieter Kuiper (1905-1973), astrônomo holandês.
Descobriu duas luas de planetas de nosso sistema solar (Miranda, em Urano;
Nereida, em Netuno).
O cinturão de Kuiper é uma região em forma de rosca,
centrada no Sol e alinhada com plano do sistema solar, com
bordas entre 30 e 55 UA do Sol, portanto logo após a órbita de
Netuno. Os asteroides que povoam essa região são
compostos de uma mistura de gelo e rocha, e são mais
conhecidos como objetos do cinturão de Kuiper, ou objetos
transnetunianos.
Figura 01.10.06: Diagrama mostrando a localização do Cinturão de Kuiper,
logo além da órbita de Netuno (pontinhos amarelos).
O cinturão de Kuiper foi predito pelos cálculos do
astrônomo irlandês Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972) em
1949 e do holandês Gerard Peter Kuiper, Figura 01.10.05,(19051973) em 1951. Desde a primeira descoberta de um asteroide
transnetuniano por David C. Jewitt (1958-) & Jane X. Luu
(1963-) em 1992, foram descobertos mais de 1.000 asteroides
do Cinturão de Kuiper, a maioria com cerca de 100 km de
diâmetro. Acredita-se que existam mais de 70 000 asteroides
com mais de 100 km de diâmetro no cinturão de Kuiper.
Figura 01.10.07: Concepção artística mostrando os tamanhos de alguns
objetos do cinturão de Kuiper em comparação com Plutão e a Terra. Xena
foi rebatizado como Éris, 2003 EL61 foi batizado como Haumea e 2005 FY9
como Makemake. Assim como Plutão, são classificados atualmente como
planetas anões. Fonte da figura:
http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=10783
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Planetas anões
Desde agosto de 2006 o sistema solar tem uma nova
categoria de objetos, que são os planetas anões. Enquadramse nessa categoria objetos que:
Planetas anões:
São objetos que têm
massa suficiente para ter
formato esférico, mas
não são grandes o
suficiente para ”limpar”
as vizinhanças de suas
órbitas, ou seja, não são
significativamente
maiores e mais massivos
do que os demais corpos
que orbitam o Sol à
mesma distância que se
encontram.
1. estão em órbita em torno do Sol (como os planetas);
2. têm forma determinada pela auto-gravidade, ou seja,
são esféricos (como os planetas);
3. não tem tamanho significativamente maior do que os
outros objetos em sua vizinhança (ao contrário dos
planetas).
Até o momento, os planetas anões do Sistema Solar
são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e Makemake.
Éris (a deusa da discórdia na mitologia grega) tem um
satélite, que recebeu o nome Dysnomia, que na mitologia é o
espírito demoníaco da falta de lei. Pela órbita de Dysnomia se
mede que Éris é 27 % mais massivo que Plutão.
Figura 01.10.08: Éris e seu satélite (Dyssnomia), fotografado pela primeira vez
por Michael E. Brown com telescópio de 10m do W.M. Keck Observatory.
Plutão tem três satélites, como pode ser visto na Figura
01.10.09:
Figura 01.10.09: Imagens de maio de 2005 obtidas pelo Telescópio Espacial
Hubble mostraram Plutão, além do satélite Caronte descoberto em 1978, dois
outros objetos menores orbitando Plutão. Em fevereiro de 2006 novas
observações confirmaram estes dois novos satélites, chamados de Hydra
(monstro com corpo de serpente e nove cabeças) e Nix (deusa da
escuridão).
Haumea tem dois satélites e Makemake não tem
nenhum conhecido até o momento.
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Cometas
Cometas:
São objetos compostos
de materiais voláteis
congelados, têm órbitas
altamente elípticas e
não confinadas ao
plano da eclíptica.
Apresentam poeira
(silicatos) em sua
composição,(daí serem
considerados “bolas de
gelo sujo”.
Ao se aproximarem do
Sol, parte do gelo
derrete, formando uma
grande nuvem de gás e
poeira ao redor do
cometa, chamada
coma.
Figura 01.10.10: Duas fotos de cometas.
Os cometas constituem outro conjunto de pequenos
corpos orbitando o Sistema Solar. Suas órbitas são elipses muito
alongadas. Eles são muito pequenos e fracos para serem vistos
mesmo com um telescópio, a não ser quando se aproximam
do Sol. Nessas ocasiões eles desenvolvem caudas brilhantes
que algumas vezes podem ser vistas mesmo a olho nu.
Figura 01.10.11: Imagens do cometa periódico Borrelly (19P) obtidas pela
sonda Deep Space 1. A foto do núcleo foi obtida quando a nave passou a
3 417 km dele. O cometa tem um período de 6,8 anos e um núcleo com 8 km.
Lançada em outubro de 1998, a Deep Space 1 completou seu projeto
principal de estudar a propulsão iônica antes de fotografar o cometa.
Os cometas são feitos de uma mistura de gelo e poeira,
como uma bola de gelo sujo, segundo o modelo proposto por
Fred Lawrence Whipple (1906-2004) em 1950. À medida que
eles se aproximam do Sol, parte do gelo derrete, formando
uma grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa,
chamada coma, com diâmetro da ordem de 100 mil km. A
parte sólida e gelada no interior é o núcleo e normalmente
tem 1 a 10 km de diâmetro. O calor e o vento solar
proveniente do Sol sopram o gás e a poeira da coma
formando a cauda. Essa cauda sempre aponta na direção
oposta à do Sol e pode estender-se até 1 UA de comprimento.
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Figura 01.10.12: Componentes de um cometa, núcleo, coma, cauda ionizada,
cauda de poeira, cauda de hidrogênio.
Normalmente podem ser observadas duas caudas,
uma cauda de gás e uma cauda de poeira. A cauda de
poeira é mais larga, curva e amarela porque brilha devido à
reflexão da luz solar na poeira. A poeira segue a órbita
kepleriana, isto é, quanto mais distante do Sol mais devagar
movem-se as partículas. A cauda de gás é reta e azul, pois
brilha devido à emissão do monóxido de carbono ionizado
(plasma), que fica em λ = 4.200 Å. O gás expelido do cometa é
ionizado pela radiação solar e segue as partículas ionizadas
expelidas pelo Sol, chamadas de vento solar. A cauda de
hidrogênio, somente visível em ondas de rádio, é a mais
extensa; por ser composta das partículas mais leves, é a mais
afetada pela pressão de radiação.
Algumas vezes é observada também uma anti-cauda,
isto é, uma cauda na direção do Sol. Essa cauda é um efeito
de perspectiva, causado por partículas grandes (0,1 a 1 mm
de diâmetro), ejetadas do núcleo, que não são arrastadas
pela pressão de radiação do Sol, permanecendo na órbita.
Figura 01.10.13: Sequência de posições de um cometa Halley orbitando a Terra
com as caudas ionizadas e de poeira.
Figura 01.10.14: Foto do núcleo irregular do Cometa Halley (à direita) obtida
pela nave européia Giotto (à esquerda) a 1.000 km do núcleo do cometa, que
tem 13 km por 8 km, densidade próxima a 1,0 g/cm3 e massa de 6 × 1014 kg.
Figura 01.10.15: Edmund Halley (1656-1742), astrônomo britânico amigo de
Isaac Newton, foi o primeiro a mostrar que os cometas vistos em 1531, 1607 e
1682 eram na verdade o mesmo cometa e, portanto, periódico, que é desde
então chamado de Cometa Halley.
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Figura01.10.16: Cometa McNaugth, em jan 2007, a foto foi tirada ao
anoitecer, em Porto Alegre. Fonte:
http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm.
Figura 01.10.17: Cometa Hale-Bopp, jan 1997, foto foi tirada ao anoitecer, em
Porto Alegre. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm.
Acredita-se que os cometas são corpos primitivos,
presumivelmente sobras da formação do sistema solar.
Esses
corpos
formariam
uma
vasta
nuvem
circundando o sistema solar, em órbitas com afélios a uma
distância de ≈ 50.000 UA do Sol: a "Nuvem de Oort", Figura
01.10.19. Haveria ≈ 100 bilhões de núcleos cometários nessa
nuvem. Eventualmente, a interação gravitacional com uma
estrela próxima perturbaria a órbita de algum cometa,
fazendo com que ele fosse lançado para as partes mais
internas do Sistema Solar. Uma vez que o cometa é desviado
para o interior do Sistema Solar, ele não sobrevive mais do
que 1.000 passagens periélicas antes de perder todos os seus
elementos voláteis.
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Figura 01.10.18: Jan Hendrik Oort (1900-1989). Astrofísico e astrônomo
holandês.
Figura 01.10.19: Nuvem de Oort.
Figura 01.10.20: Tamanhos relativos entre o Cinturão de Asteroides Principal
(quadro superior esquerdo), o cinturão de Kuiper (quadro superior direito), a
órbita do objeto transnetuniano Sedna (quadro inferior direito) e a nuvem
de Oort (quadro inferior esquerdo).
Meteoros
Meteoros:
Pequenos asteroides que
se chocam com a Terra.
Meteoros são pequenos asteroides (meteoroides) que
se chocam com a Terra. Ao penetrar na atmosfera da Terra
geram calor por atrito com a atmosfera, deixando um rastro
brilhante facilmente visível a olho nu, chamados de estrelas
cadentes. O termo vem do grego meteoron, que significa
fenômeno no céu. Existem aproximadamente 2.000
asteroides com diâmetro maior de 1 km, que se aproximam
da Terra, colidindo com uma taxa de aproximadamente 1 a
cada 1 milhão de anos. Dois a três novos são descobertos
por ano e suas órbitas são muitas vezes instáveis, devido a
interações gravitacionais com os vários corpos (planetas e
asteroides).
Figura:01.10.21: Fotografia de meteoros.
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Chuvas de meteoros
Quando a Terra cruza a órbita de um cometa,
encontra poeira ejetada deste e uma chuva de meteoros
ocorre.
Figura 01.10.22: Fotografia de uma chuva de meteoros.
Meteoritos
Figura 01.10.23: Fotos de meteoritos tirada na Antártica. Na Antártica
encontra-se a maioria dos meteoritos estudados, pois lá estão melhor
preservados.
Meteoritos são meteoroides que atravessam a
atmosfera da Terra sem serem completamente vaporizados,
caindo ao solo. Do estudo dos meteoritos se pode aprender
muito sobre o tipo de material a partir do qual se formaram os
planetas interiores, uma vez que são fragmentos primitivos do
Sistema Solar.
Meteoritos:
São meteoroides que
atravessam a atmosfera
da Terra sem serem
completamente
vaporizados, caindo ao
solo.
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Existem três tipos de meteoritos: os metálicos, os
rochosos, e os metálico-rochosos. Os rochosos são os mais
abundantes, compreendendo 90 % de todos meteoritos
conhecidos. Um tipo de meteoritos rochosos são os condritos
carbonáceos, que representam o tipo mais antigo de
meteoritos, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e
parecem não ter sofrido qualquer alteração desde a época
de
sua
formação.
Os
metálicos
são
compostos
principalmente de ferro e níquel. Na Terra caem
aproximadamente 25 milhões por dia, a grande maioria com
alguns microgramas.
O meteorito ALH84001 (Fig. 01.10.24), de 1,9
quilogramas, é um dos 30 meteoritos já coletados na Terra
que acredita-se foram arrancados de Marte por colisões de
asteroides. ALH84001 cristalizou-se no magma de Marte há 4,5
bilhões de anos, foi arrancado de Marte há 16 milhões de
anos e caiu na Antártica há 13 mil anos. Ele mostra traços de
hidrocarbonetos policíclicos aromáticos e depósitos minerais
parecidos com os causados por nanobactérias na Terra e,
portanto, indicando que poderia ter havido vida em Marte
no passado remoto. Esta é a primeira evidência da possível
existência de vida fora da Terra e levanta a questão de se a
vida começou em outros pontos do Universo além da Terra,
espontaneamente. Em outubro de 1996, cientistas ingleses
descobriram traços de carbono orgânico em outro meteorito
marciano,
ETA79001,
novamente
uma
evidência
circunstancial para a qual vida é somente uma das possíveis
interpretações. Entretanto muitos cientistas argumentam que
os resíduos são na realidade partes de superfícies de cristais
de piroxeno e carbonatos e não nanofósseis. A sonda
Sojourner, da missão Mars Pathfinder de julho a setembro de
1997, comprovou que a composição química das rochas
marcianas é de fato muito similar à composição dos
meteoritos como o ALH84001.
Figura 01.10.24: Em agosto de 1996 cientistas da NASA revelaram
evidências indiretas de possíveis fósseis microscópicos que poderiam ter se
desenvolvido em Marte 3,6 bilhões de anos atrás, no meteorito marciano
ALH84001. Sua denominação vem do fato de ter sido o meteorito número
001, colectado em 1984, na região chamada Allan Hills, na Antártica.
Impactos na Terra
Figura 01.10.25: A foto acima é da Meteor Crater, ou Cratera Barringer
[Daniel Moreau Barringer (1860-1929), que demonstrou que a cratera era
devido ao impacto de um meteorito], no Arizona, tem 1,2 km de diâmetro e
50 mil anos.
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Duas vezes no século XX grandes objetos colidiram
com a Terra. Em 30 de junho de 1908, um asteroide ou
cometa de aproximadamente 100 mil toneladas explodiu na
atmosfera perto do Rio Tunguska, na Sibéria, derrubando
milhares de km2 de árvores e matando muitos animais.
Figura 01.10.26: Foto a 20 km do centro da explosão na região do Rio
Tunguska, no centro-norte da Sibéria, tirada em 1927 (20 anos depois da
explosão).
O asteroide, rochoso, explodiu no ar e somente
pequenos pedaços, encrustados nas árvores, foram
encontrados. Simulações indicam que o asteroide deveria ter
30 a 60 metros de diâmetro e energia equivalente de 5 a 15
Mton TNT, uma bomba de hidrogênio. (A primeira bomba de
hidrogênio, chamada Bravo, foi testada em 1 de março de
1954, pelos americanos, no Atol de Bikini, e tinha 15 Mton TNT.
A bomba de hidrogênio mais poderosa foi testada pelos
russos e atingiu 50 Mton TNT). Várias testemunhas viram
quando o meteorito/meteoro explodiu no ar.
O segundo impacto ocorreu em 12 de fevereiro de
1947, na cadeia de montanhas Sikhote-Alin, perto de
Vladivostok, também na Sibéria. O impacto, causado por um
asteróide de ferro-níquel de aproximadamente 100 ton que
se rompeu no ar, foi visto por centenas de pessoas e deixou
mais de 106 crateras, com tamanhos de até 28 m de
diâmetro e 6 m de profundidade. Foram recuperados 9.000
meteoritos metálicos perfazendo um total de 28 ton de
massa.
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Figura 01.10.27: Foto mostra a recuperação do maior pedaço do meteorito
de Sikhote-Alin, de 1.745 kg, sendo tirado de sua cratera por um caminhão.
Mais de 9 000 pedaços, compondo 28 toneladas foram recuperados.
Em 18 de janeiro de 2000, um meteoro explodiu sobre o
território de Yukon, no Canadá, gerando uma bola de fogo
brilhante detectada por satélites de defesa e também por
sismógrafos. A energia liberada foi da ordem de 2 a 3 kton TNT.
Denominado Tagish Lake, em referência ao local da queda,
foram recuperados alguns pedaços, 850 g, do meteoro que
deve ter tido 200 ton e 5 m de diâmetro.
Figura 01.10.28: Gráfico mostrando a relação entre o intervalo de tempo
decorrido entre impactos e o diâmetro do objeto impactante. Os eixos estão
em escala logaritmica. Objetos de 100 m, como o que caiu em Tunguska em
1908, caem a cada 1.000 anos; objetos de 10 km, como o que caiu em
Chicxulub, caem a cada 50 milhões de anos. No eixo vertical superior é
mostrada a energia do impacto de acordo com o diâmetro do objeto.
Figura 01.10. 29: Concepção artística dos impactos que teriam ocorrido à
época extinção dos dinossauros.
A extinção dos dinossauros, 65 milhões de anos atrás, é
consistente com um impacto de um asteroide ou cometa de
mais de 10 km de diâmetro, que abriu uma cratera de 200 km
de diâmetro perto de Chicxulub, na península de Yucatan, no
México.
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O impacto liberou uma energia equivalente a 5 bilhões
de bombas atômicas como a usada sobre Hiroshima em 1945.
Outras crateras com a mesma idade têm sido descobertas,
como a cratera Boltysh, de 24 km de largura na Ucrânia e a
cratera Silverpit, no fundo do Mar do Norte na costa da
Inglaterra, com 19 km de largura.
A proposta de que a grande extinção de organismos
terrestres e marinhos, vertebrados e invertebrados que ocorreu
há 65 milhões de anos (transição do período Cretáceo para o
Terciário) tem origem num grande impacto é do físico
americano Luis Walter Alvarez (1911-1988), ganhador do
prêmio Nobel em 1968 por seus estudos de partículas subatômicas, e seu filho Walter L. Alvarez (1940-), geólogo
americano, que notaram que a extinção se deu por
alterações climáticas que atingiram toda a Terra, com um
esfriamento na superfície e pela existência de uma fina
camada de argila com uma alta taxa de irídio (um metal raro,
similar à platina), com uma concentração 30 vezes maior do
que a média de 0,3 partes por bilhão, em mais de cem partes
do globo nesta época, consistente com uma grande nuvem
de pó que se espalhou por todo o planeta, cobrindo a luz do
Sol. Com a queda da fotossíntese, as plantas morreriam e os
dinossauros morreriam por falta de alimentos.
Um evento similar poderia ser uma grande explosão
vulcânica, mas isto não explicaria a deposição de irídio, nem a
existência da cratera de Chicxulub. Irídio é encontrado no
interior da Terra, mas os asteroides são mais ricos em irídio do
que a crosta da Terra.
Outros grandes impactos sobre a Terra podem ter
causado o rompimento do grande supercontinente, Pangea,
250 milhões de anos atrás, e outro há 13 mil anos, cerca de 10
mil a.C., no fim do último período glacial, quando os mamutes
desapareceram.
Satélites
Satélites:
Corpos que orbitam os
planetas.
O número de satélites de
um planeta está
relacionado à massa de
cada planeta.
Embora satélites sejam
considerados “corpos
menores”, existem satélites
maiores do que planetas!
Em geral, o número de satélites de um planeta está
associado à sua massa. O maior satélite do sistema solar é
Ganimedes, (Fig.01.10.30) um dos quatro satélites galileanos de
Júpiter, com raio de 2.631 km. O segundo é Titan, de Saturno,
com 2.575 km de raio (5.150 km de diâmetro). Ambos são
maiores do que o planeta Mercúrio, que tem 2.439 km de raio
(4.878 km de diâmetro). Note que a Lua, com 3.475 km de
diâmetro, é maior do que Plutão, que tem 2.350 km de
diâmetro.
Figura 01.10.30: Ganimedes, um dos 4 satélites galileanos de Júpiter.
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Tabela 01.10.01: Os maiores satélites do sistema solar.
Os três maiores satélites têm a mesma densidade e
aproximadamente o mesmo tamanho e, portanto, devem ter
a mesma composição química; provavelmente têm um
interior estratificado, com um núcleo rochoso do tamanho da
Lua cercado por uma camada espessa de gelo ou
possivelmente água. Titan apresenta a notável característica
de possuir uma atmosfera densa, rica em compostos de
carbono e metano. Titan, como Vênus, é cercado por uma
camada opaca de nuvens.
Figura 01.10.31: A maioria dos satélites revolve em torno do respectivo
planeta no sentido de oeste para leste e a maioria tem órbita
aproximadamente no plano equatorial de seu planeta.
Figura 01.10.32: Satélites pastoreiros do anél F de Saturno, Prometeu (o
interno, 145×85×62 km) e Pandora (114×84×62 km), descobertos em 1980 pela
sonda Voyager.
O mecanismo de "pastoreamento", em linhas gerais,
funciona assim: a lua pastoreira mais interna tem velocidade
orbital maior do que a das partículas do anel, e a lua
pastoreira mais externa tem velocidade orbital menor
(movimento kepleriano).
Aula 10, p.16
Quando a lua mais interna ultrapassa as partículas em
um determinado ponto do anel, lhes transfere momentum
angular, fazendo com que elas espiralem para uma órbita
mais externa. Por outro lado, as partículas do anel externo, ao
ultrapassarem a lua pastoreira externa, transferem para ela
parte de seu momentum angular, indo para uma órbita mais
interna. Dessa maneira as partículas ficam confinadas em um
anel estreito e bem definido.
Anéis
Figura 01.10.33: Anéis de Saturno.
Anéis:
Os quarto planetas
jovianos apresentam um
sistema de anéis,
constituído por bilhões de
pequenas partículas
orbitando muito próximo o
seu planeta.
Os quatro planetas jovianos apresentam um sistema
de anéis, constituídos por bilhões de pequenas partículas
orbitando muito próximo de seu planeta. Nos quatro planetas,
os anéis estão dentro do limite de Roche e devem ter se
formado pela quebra de um satélite ou a partir de material
que nunca se aglomerou para formar um satélite. Saturno é,
de longe, o que possui anéis mais espetaculares. Eles são
constituídos principalmente por pequenas partículas de gelo,
que refletem muito bem a luz. Já os anéis de Urano, Netuno e
Júpiter (nesta ordem de massa constituinte), são feitos de
partículas escuras, sendo invisíveis da Terra. A massa total dos
anéis de Saturno é menor do que 3 milionésimos da massa de
Saturno. Já em 1857, James Clerk Maxwell (1831-1879)
demonstrou que os anéis só poderiam permanecer em órbitas
estáveis se fossem constituídos de pequenas partículas.
Figura 01.10.34: Anéis de Saturno. As divisões dos anéis de Saturno são
causadas por ressonâncias com os satélites. Por exemplo, a maior divisão é
causada por uma ressonância 2:1 com Mimes.
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Figura 01.10.35: Anéis de poeira em torno de Júpiter e Urano.
Asteroides próximos à Terra
Os asteroides próximos à Terra (Near Earth Asteroides)
são aqueles que têm órbitas que os aproximam da Terra e
portanto têm maior chance de colidir com a Terra. A maioria
tem uma probabilidade de 0,5% de colidir com a Terra no
próximo um milhão de anos. O número total de asteroides
maiores que 1 km é da ordem de 1.000 a 2.000, que
corresponde a uma probabilidade de 1% de colisão no
próximo milênio.
Figura 01.10.36: Figura ilustrando um asteroide em rota de colisão com a
Terra.
A atmosfera da Terra não oferece proteção para
objetos maiores que 100 m de diâmetro. Corpos maiores que
1 km causam efeitos globais na Terra. Mesmo que caiam nos
oceanos, as ondas gigantescas que causariam destruiriam as
cidades costeiras.
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Figura 01.10.37: Número de asteroides que passam próximos à Terra em
relação a seu diâmetro, conforme cálculos de David Rabinowitz et al. (2000),
Nature, 403, 165. Os círculos abertos mostram as observações. Os quadrados
e triângulos mostram a amostra corrigida pela dificuldade de observar os
mais fracos.
Simulador de Impactos sobre a Terra
Resumo
O sistema solar contém, além dos planetas e dos
planetas anões, um grande número de corpos menores,
entre os quais estão incluídos os satélites e anéis dos planetas,
os asteroides, os meteoroides e os cometas.
Como exceção dos satélites e dos anéis, que orbitam
os planetas, todos os demais corpos orbitam o Sol.
Os planetas anões são objetos que têm massa
suficiente para terem adquirido forma esférica, mas não
grande o suficiente para "limpar" as vizinhanças de sua órbita,
ou seja, não são significativamente maiores e mais massivos
do que os demais corpos que orbitam o Sol à mesma
distância em que se encontram. Até o momento, os planetas
anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e
Makemake. Ceres é o maior objeto do cinturão de asteroides
principal; os outros quatro são objetos transnetunianos.
Os asteroides do cinturão principal são corpos
pequenos, rochosos ou metálicos, com órbitas quase
circulares e coplanares com a eclíptica, encontrados
principalmente no cinturão principal, entre as órbitas de
Marte e Júpiter.
Os asteroides transnetunianos, são corpos de
composição mista entre rocha e gelo, que habitam uma
região em forma de rosquinha centrada no Sol, com bordas
entre 30 e 55 UA, chamado cinturão de Kuiper. Os asteroides
transnetunianos são também conhecidos como objetos do
cinturão de Kuiper.
Os cometas são objetos compostos de materiais
voláteis congelados, que, ao contrário da maioria dos demais
corpos do sistema solar, têm órbitas altamente elípticas e não
confinadas ao plano da ecliptica. Eles também apresentam
poeira (silicatos) em sua composição, por isso são
considerados "bolas de gelo sujo". À medida que eles se
aproximam do Sol, parte do gelo derrete, formando uma
grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa,
chamada coma, com diâmetro da ordem de 100 mil km. A
parte sólida e gelada no interior é o núcleo e normalmente
tem 1 a 10 km de diâmetro. O calor e o vento solar
proveniente do Sol sopram o gás e a poeira da coma
formando a cauda. Essa cauda sempre aponta na direção
oposta à do Sol e pode estender-se até 1 UA de
comprimento. Acredita-se que os cometas são corpos
primitivos, presumivelmente sobras da formação do sistema
solar, que residem na "Nuvem e OOrt", uma vasta nuvem
esférica circundando o Sistema Solar, com borda a
aproximadamente 50 000 UA do Sol.
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Meteoroides são pequenos asteroides, em geral com
menos de 100 m de diâmetro. Meteoros são meteoroides
(mas podem ser também pedaços de cometa) que são
atraídos pela Terra e se incendeiam ao entrarem na
atmosfera, devido ao atrito com o ar - o rastro brilhante
popularmente conhecido como "estrela cadente". Se o
objeto não é completamente vaporizado na atmosfera, o
pedaço sobrevivente que atinge o solo é chamado
meteorito.
Existem três tipos de meteoritos: os rochosos (os mais
abundantes), os metálicos e os metálico-rochosos. Um tipo de
meteorito rochoso é o condrito carbonáceo, que representa
o tipo mais antigo de meteorito, com aproximadamente 4,5
bilhões de anos e parecem não ter sofrido qualquer
alteração desde a época de sua formação.
A cada dia a Terra é atingida por corpos
interplanetários, a maioria deles microscópicos, sem qualquer
risco para a Terra. No entanto, a cada 100 milhões de anos,
em média, acontece um impacto devastador, como o que
atingiu a Terra há 65 milhões de anos e que está associado à
extinção dos dinossauros.
Os satélites orbitam os planetas e o número de
satélites está relacionado à massa de cada planeta.
Os quatro planetas jovianos apresentam um sistema
de anéis, constituídos por bilhões de pequenas partículas
orbitando muito próximo de seu planeta. Nos quatro planetas,
os anéis estão dentro do limite de Roche e , devem ter se
formado pela quebra de um satélite ou a partir de material
que nunca se aglomerou para formar um satélite.
Questões de fixação
1. Que objetos são enblobados na categoria de
“corpos menores” do sistema solar?
2. Onde se localiza e o que é:
a) o Cinturão de Kuiper?
b) o Cinturão de asteroides?
c) a Nuvem de Oort?
3. Por que os cometas são considerados ”bolas de
gelo sujo”?
4. De que é feita e para onde aponta a cauda de um
cometa?
5. Quais são as diferenças entre meteoroide, meteoro
e meteorito?
6. Segundo a definição de planeta anão, qual é o
critério que diferencia esses objetos dos planetas? Qual o
critério que os diferencia dos asteroides?
7. De acordo com a figura 1.10.28, qual a relação
entre o diâmetro do objeto impactante e a energia do
impacto?
8. Cientistas calculam que asteróide que caiu em
Tuguska em 1908, tinha um diâmetro de 50 m. Supondo que a
densidade do asteróide era de 3 g/cm³, e que sua
velocidade no impacto era igual à velocidade de escape
da Terra, qual a energia liberada, em ergs? Sabendo que 1
ton = 4,2 x 1016 ergs, verifique se o valor que encontrou é
parecido com o indicado na figura 1.10.28. (Para calcular a
massa do asteróide, considere uma forma esférica. )
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