Estudo do Meio F´ısico-Natural I Sistema Solar

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Estudo do Meio Fı́sico-Natural I
Sistema Solar
J. L. G. Sobrinho∗1,2
1
Centro de Ciências Exactas e da Engenharia, Universidade da Madeira†
2
Grupo de Astronomia da Universidade da Madeira‡
16 de Dezembro de 2013
Conteúdo
1
2
O Sol
1.1 O interior do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.1.1 Composição do Sol . . . . . . . . . . . . . . . .
1.1.2 A fonte de energia do Sol . . . . . . . . . . . . .
1.1.3 Mecanismos de transporte de energia do interior
1.1.4 O Sol em equilı́brio . . . . . . . . . . . . . . . .
1.1.5 Neutrinos Solares . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.1.6 Sismologia Solar . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 A atmosfera do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.1 Fotosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.2 Cromosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2.3 Coroa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3 O Sol activo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3.1 Manchas Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3.2 A inversão dos pólos magnéticos do Sol . . . . .
1.3.3 Ejeções de massa coronais . . . . . . . . . . . .
1.4 Observação do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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exterior do Sol
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6
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8
9
9
11
12
12
Os Planetas do Sistema Solar
2.1 Mercúrio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.1 A superfı́cie de Mercúrio . . . . . . . . . . . . .
2.1.2 O interior de Mercúrio . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Vénus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.1 A rotação de Vénus . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.2 A atmosfera de Vénus e a cobertura de nuvens .
2.2.3 O interior de Vénus e a atividade vulcânica . .
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[email protected]
Caminho da Penteada, 9000-390 Funchal, Portugal, http://ccee.uma.pt/
‡
http://www3.uma.pt/Investigacao/Astro/Grupo/index.htm
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Planetas Anões e pequenos corpos
3.1 Plutão . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 Cintura de Kuiper e outros planetas anões . .
3.3 Sedna e outros corpos da cintura de Kuiper . .
3.4 Asteroides . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.1 Cintura de Asteroides . . . . . . . . . .
3.4.2 Ceres . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.3 Asteroides troianos . . . . . . . . . . .
3.4.4 Asteroides que passam perto da Terra
3.5 Meteoroides, meteoros e meteoritos . . . . . .
3.6 Cometas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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2.3
2.4
2.5
2.6
2.7
2.8
3
2.2.4 A superfı́cie de Vénus . . . . . . . .
Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3.1 Atmosfera da Terra . . . . . . . . .
2.3.2 O interior da Terra . . . . . . . . .
2.3.3 O campo magnético da Terra . . .
2.3.4 A Lua . . . . . . . . . . . . . . . .
Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4.1 A superfı́cie Marciana . . . . . . .
2.4.2 O interior de Marte . . . . . . . . .
2.4.3 A atmosfera Marciana . . . . . . .
2.4.4 Água em Marte . . . . . . . . . . .
2.4.5 As duas luas Marcianas . . . . . . .
Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5.1 A atmosfera de Júpiter . . . . . . .
2.5.2 O interior de Júpiter . . . . . . . .
2.5.3 O campo magnético de Júpiter . .
2.5.4 Os anéis de Júpiter . . . . . . . . .
2.5.5 Os satélites de Júpiter . . . . . . .
Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.6.1 A atmosfera de Saturno . . . . . .
2.6.2 O interior de Saturno . . . . . . . .
2.6.3 Os anéis de Saturno . . . . . . . . .
2.6.4 Titã: a maior lua de Saturno . . .
2.6.5 Outros satélites de Saturno . . . .
Úrano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.7.1 O eixo de rotação do planeta . . . .
2.7.2 A atmosfera de Úrano . . . . . . .
2.7.3 O interior de Úrano . . . . . . . . .
2.7.4 O campo magnético de Úrano . . .
2.7.5 Os Anéis e os satélites de Úrano . .
Neptuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.8.1 A atmosfera de Neptuno . . . . . .
2.8.2 Os Anéis e os satélites de Neptuno
2
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1
O Sol
1.1
O interior do Sol
1.1.1
Composição do Sol
O Sol é composto essencialmente por hidrogénio e hélio que são os dois elementos mais simples que
existem no Universo e também os mais abundantes. O número de átomos no Sol é da ordem de 1057
sendo que 92% deles são átomos de hidrogénio e 7.8% de hélio. Em termos de massa as percentagens
alteram-se uma vez que os átomos de hélio têm massa superior aos de hidrogénio. Assim, 73.4% da
massa do Sol consiste em hidrogénio e 25% em hélio. O terceiro elemento mais abundante é o carbono
com 0.02% do total de átomos e cerca de 0.2% da massa total.
1.1.2
A fonte de energia do Sol
Em meados do século XIX Lord Kelvin e Hermann von Helmholtz sugeriram que a contração gravitacional do Sol, dada a grande massa deste, aqueceria as regiões mais interiores ao ponto de ser
radiada energia. Este processo, que de facto ocorre durante as fases iniciais da vida de estrelas como
o Sol, não é por si só capaz de justificar a emissão de energia observada atualmente. Por outro lado,
se este fosse o principal processo responsável pela emissão de energia, o Sol não poderia ter uma idade
superior a 25 milhões de anos. Acontece que, por datação radioativa, sabemos que a Terra (e a própria
vida sobre a Terra) existem há mais de 4500 milhões de anos e que, portanto, a idade do o Sol não
pode ser inferior a esse valor.
Pensou-se então que a energia libertada pelo Sol poderia resultar de de reações quı́micas. Sabemos,
no entanto, que a energia libertada numa reação quı́mica é, em média, ∼ 10−19 J por átomo. Para
termos a Luminosidade do Sol terı́amos de ter a combustão de ∼ 1045 átomos por segundo. Tendo
em conta que o Sol é composto por ∼ 1057 átomos estes teriam de ser todos consumidos em menos
de 10000 anos o que é, novamente, muito inferior à idade da Terra e, portanto, esta hipótese deve ser
também rejeitada.
A apresentação da Teoria da Relatividade Especial, por Albert Einstein, em 1905, bem como o desenvolvimento da Fı́sica Nuclear nos anos seguintes acabaram por dar resposta a este problema: o
mecanismo responsável pela enorme quantidade de energia radiada pelo Sol é a fusão nuclear, mais
concretamente a fusão nuclear do hidrogénio em hélio.
Sabemos que cargas elétricas do mesmo sinal repelem-se. No entanto a gravidade no centro do Sol
é suficiente para vencer a repulsão existente entre os núcleos de hidrogénio (protões) permitindo que
estes se juntem para formar núcleos de hélio. Por cada núcleo de hélio formado libertam-se ∼ 10−12 J,
ou seja, ∼ 107 vezes mais energia do que no caso da descrito anteriormente. Fica assim resolvido o
problema da fonte de energia do Sol bem como o problema da sua idade.
Em estrelas como o Sol a fusão nuclear ocorre mediante a chamada cadeia protão-protão. Esta
pode dividir-se em três passos (ver Figura 1):
1. Ocorre a colisão de dois protões (núcleos de hidrogénio, 1 H) sendo um deles transformado
num neutrão dando origem a um núcleo de deutério (isótopo do hidrogénio, 2 H). No processo
libertam-se um neutrino (ν) e um positrão (β + ).
1
H + 1 H −→ 2 H + β + + ν
O neutrino interage muito pouco com a matéria pelo que o mais provável é que abandone
rapidamente o Sol. O positrão é a antipartı́cula do eletrão (tem as mesmas propriedades mas
3
Figura 1: Esquema simplificado da fusão nuclear do higrogénio em hélio no interior do Sol [3].
carga elétrica de sinal oposto). Como existem eletrões em abundância no interior do Sol este
positrão encontra um desses eletrões e aniquilam-se mutuamente. No processo são emitidos dois
fotões de raios gama (γ):
β + + e− −→ γ + γ
2. O núcleo de deutério formado acaba por colidir com um protão formando um núcleo de hélio-3
sendo também emitido um fotão de raios gama.
2
H + 1 H −→ 3 He + γ
Os fotões emitidos neste e no passo anterior vão constituir a radiação solar (após um longo e
complicado percurso até a superfı́cie).
3. Finalmente da colisão de dois núcleos de hélio-3 forma-se um núcleo de hélio-4. O processo fica
completo com a dispensa de dois protões.
3
1.1.3
He + 3 He −→ 4 He + 1 H + 1 H
Mecanismos de transporte de energia do interior para o exterior do Sol
As reações de fusão nuclear ocorrem nas zonas mais interiores do Sol. Os fotões de raios gama
emitidos nessas reações viajam para o exterio primeiro pelo mecanismo de difusão radiativa e depois
por convexão:
difusão radiativa - os fotões emitidos no centro mais quente viajam para o exterior sendo por
diversas vezes absorvidos e reemitidos o que faz com que esta seja uma viagem demorada (um fotão
pode demorar um milhão de anos neste processo). Durante este processo os fotões perdem energia. A
zona radiativa vai desde o centro do Sol até 0.7R (Figura 2).
convexão - movimento de bolsas de gás quente em direção à superfı́cie acompanhadas do movimento
contrário de bolsas de gás frio (como acontece, por exemplo, num recipiente com água em ebulição).
A chamada zona convectiva estende-se dos 0.7R até a superfı́cie (Figura 2).
4
Figura 2: Esquema do interior do Sol mostrando as zonas convectiva e radiativa [4].
1.1.4
O Sol em equilı́brio
O Sol está em equilı́brio térmico. Embora a temperatura no interior do Sol varie com o raio, para
um dado raio a temperatura é constante. Em particular a temperatura no centro do Sol ronda os
15.7 × 106 K e na sua superfı́cie é de 5800 K aproximadamente.
O Sol está em equilı́brio hidrostático. No Sol atuam duas forças: a gravidade que aponta para o
centro e a pressão da radiação que aponta para o exterior. As duas forças equilibram-se mutuamente
conferindo ao Sol uma grande estabilidade. O Sol tem cerca de 5000 milhões de anos e está mais ou
menos a meio da sua vida como estrela da Sequência Principal.
1.1.5
Neutrinos Solares
De acordo com os modelos são produzidos ∼ 1038 neutrinos no Sol em cada segundo. Estes saem
quase todos do interior do Sol para o espaço (à velocidade da luz) uma vez que interagem muito
pouco com a matéria. Por segundo cada metro quadrado da Terra é atravessado por ∼ 1014 neutrinos
provenientes do Sol. Detetar estes neutrinos é uma forma de mostrar que ocorrem reações de fusão
nuclear no Sol e também uma forma de sondar as zonas mais interiores do Sol. É muito difı́cil de
detetar (capturar) um neutrino. Em raras ocasiões um neutrino interage com um neutrão e transforma
este num protão. Como estes eventos são raros temos de ter uma grande quantidade de matéria para
que a probabilidade de detetar um deles seja um valor mensurável. Assim, os detetores de neutrinos
são, em geral, compostos por grandes tanques cheios de uma substância adequada (por exemplo àgua
bastante pura).
1.1.6
Sismologia Solar
O Sol vibra de diversas formas. O estudo destas vibrações permitem sondar o interior do Sol até uma
certa profundidade. Podemos identificar, por exemplo, a separação entre a zona convectiva e a zona
radiativa.Esta área de estudo designa-se por Sismologia Solar.
Em 1960 descobriu-se que a superfı́cie do Sol oscila constantemente para cima e para baixo com uma
amplitude de 10 metros a cada 5 minutos (o fenómeno ficou conhecido como oscilação dos 5 minutos).
Estas oscilações resultam da propagação de ondas sonoras na superfı́cie do Sol.
Estudando as ondas sonoras que se propagam no interior do Sol no sentido da sua rotação e no sentido
5
Figura 3: Espectro solar com as principais linhas de absorção – A: 759.4 nm, oxigénio terrestre; B: 686.7 nm,
oxigénio terrestre; C: 656.3 nm, hidrogénio (Hα); D1: 589.6 nm, sódio neutro (Na I); D2: 589.0 nm, sódio neutro
(Na I); E: 527.0 nm, ferro neutro (Fe I); F: 486.1 nm, hidrogénio (Hβ); G: 430.8 nm, cálcio e ferro neutros (Ca,
Fe); H: 396.8 nm, cálcio ionizado (Ca II); K: 393.4 nm, cálcio ionizado (Ca II) [5].
contrário é possı́vel saber como roda o Sol a diferentes latitudes e diferentes profundidades. Verificouse, assim, que a rotação da superfı́cie do Sol é diferencial. Isto significa que um ponto sobre a linha
do equador desloca-se mais rapidamente que um ponto mais próximo dos pólos.
Esta rotação diferencial, observada na superfı́cie do Sol, é comum a toda a zona convectiva. A zona
radiativa, por seu turno, roda como um corpo rı́gido com um perı́odo de 27 dias. Julga-se que é
nesta zona de separação, devido às diferenças de velocidade de rotação, que tem origem o campo
magnético do Sol.
1.2
A atmosfera do Sol
A atmosfera do Sol é composta por três camadas: coroa (mais exterior), cromosfera e fotosofera (mais
interior). Tanto a coroa como a cromosfera são transparentes para a luz visı́vel pelo que quando
observamos o Sol o que vemos é a fotosfera.
1.2.1
Fotosfera
Quando observamos o espectro do Sol vemos linhas correspondentes à absorção de fotões pelos átomos
presentes nas camadas mais externas da fotosfera. Temos em particular a linha Hα do hidrogénio,
duas linhas do sódio neutro e duas linhas do cálcio ionizado (Figura 3). Se os átomos estivessem
todos em repouso as linhas seriam bastante estreitas e bem localizadas. No entanto, como os átomos
apresentam movimento aleatório as linhas registadas acabam por ter uma certa espessura. Medindo
essa espessura podemos ter uma ideia da agitação dos átomos e consequentemente da temperatura
registada na fotosfera do Sol. A fotosfera é aquecida de baixo para cima. As partes mais exteriores
desta camada são mais frias.
Um dos fenómenos observados sobre a superfı́cie solar é a granulação: regiões que se estendem
por cerca de 1000 km rodeadas por uma fronteira mais escura correspondendo a uma diferença de
temperatura de 300 K (a diferença de cor não é assim tão grande embora aos nossos olhos pareça
ser uma região escura devido ao contraste) - Figura 4. Esta granulação é causada por processos de
convexão na fotosfera (as zonas mais claras são gás quente a subir e as zonas mais escuras são gás
frio a descer). Os grânulos formam-se e desaparecem em ciclos de apenas alguns minutos. Em cada
instante a superfı́cie do Sol está coberta por cerca de 4 milhões de grânulos.
6
Figura 4: A imagem mostra uma pequena secção da superfı́cie solar bastante ampliada onde se pode ver
claramente o efeito de granulação. A granulação é causada por processos de convexão na fotosfera (as zonas
mais claras são gás quente a subir e as zonas mais escuras são gás frio a descer). A imagem foi obtida pelo
Hinode Solar Optical Telescope [6].
Figura 5: Imagem da cromosfera obtida no eclipse solar total de junho de 2001 [7].
1.2.2
Cromosfera
A cromosfera do Sol, cerca de 10−4 vezes menos densa do que a fotosfera, só é visı́vel durante os
eclipses solares ou mediante a utilização de equipamentos adequados. Ao contrário da fotosfera (cujo
espectro é rico em linhas de absorção) a cromosfera apresenta no seu espectro linhas de emissão.
Uma das linhas mais comums é a linha Hα resultante da emissão de um fotão de 656.3 nm (vermelho)
quando um eletrão salta do nı́vel n = 3 para o nı́vel n = 2 do hidrogénio. Esta emissão confere um
tom avermelhado à cromosfera (ver Figura 5). Existem também linhas de emissão do cálcio, hélio e
outros metais ionizados (Figura 6). De notar que o hélio foi descoberto em 1868 no Sol, 30 anos antes
de ser isolado na Terra.
A cromosfera estende-se por cerca de 2000 km. A temperatura aumenta com a altitude na cromosfera.
Começa nos 4400 K na fronteira com a fotosfera e sobe até aos 25000 K nos pontos mais altos.
Numa imagem da cromosfera são normalmente visı́veis diversas faı́scas verticais designados por espı́culas.
Estas consistem em jatos de gás que sobem a cerca de 20 km/s durante aproximadamente 15 minutos.
Em cada instante existem cerca de 300 000 espı́culas no Sol o que corresponde à cobertura de 1% da
superfı́cie total do Sol. Uma espı́cula pode estender-se por cerca de 700 km e subir até aos 7000 km
7
Figura 6: Espectro da cromosfera solar obtido momentos antes de ser atingida a totalidade do eclipse solar em
2006. A risca Hβ é a mais forte é (banda do ultravioleta) logo seguida da risca Hα na banda do visı́vel [8].
Figura 7: Esquema da atmosfera solar mostrando uma espı́cula [9].
(Figura 7).
1.2.3
Coroa
A coroa é a camada mais exterior da atmosfera solar. Ela estende-se por vários milhões de km.
O seu brilho é cerca de um milhão de vezes inferior ao da fotosfera e por isso só pode ser observada
durante eclipses ou mediante a utilização de telescópios especiais. A coroa não tem uma forma esférica,
apresentando contornos irregulares que variam ao longo do tempo (Figura 8).
A temperatura na coroa é muito elevada atingindo valores da ordem dos 106 K O arrefecimento da
coroa ocorre mediante a colisão de átomos ionizados entre si. No entanto, como essas colisões são
relativamente raras, dada a baixa densidade do gás, este dificilmente arrefece. Assim se justifica o
facto de a temperatura na coroa ser superior à da fotosfera.
A velocidade do gás na coroa por vezes atinge valores superiores ao da velocidade de escape imposta
pela gravidade do Sol. Como resultado algum do gás da coroa consegue escapar dando origem ao
chamado vento solar. Isso ocorre sobretudo nos chamados buracos coronais (zonas onde a densidade
da coroa é menor). Em cada segundo são ejetados para o espaço 109 milhões de toneladas de gás.
Trata-se essencialmente de eletrões, núcleos de hidrogénio e hélio. Apenas 0.1% corresponde a iões de
8
Figura 8: Imagem da coroa solar obtida durante o eclipse total de 11 de julho de 1991 [9].
cálcio, crómio, silı́cio, enxofre, nı́quel, ferro e árgon.O vento solar atinge a Terra com velocidades da
ordem dos 400-450 km/s e uma densidade de 5 partı́culas por cada 10 cm3 .
1.3
O Sol activo
Grânulos, espı́culas e vento solar são processos que ocorrem continuamente no Sol. São caracterı́sticos
do chamado Sol quieto. Existem, no entanto, outros processos como, por exemplo, as manchas
solares ou as ejeções de massa coronais que ocorrem apenas periodicamente e são caracterı́sticos do
chamado Sol ativo.
1.3.1
Manchas Solares
As manchas solares são regiões escuras de forma irregular que aparecem sobre a superfı́cie do Sol de
forma isolada ou em grupo. A sua dimensão é variável. As maiores podem atingir os milhares de km.
O seu tempo de vida pode ir desde algumas horas a alguns meses.Cada mancha solar tem uma zona
central mais escura chamada umbra e uma zona exterior mais clara chamada penumbra. As manchas
parecem escuras por causa do contraste com o brilho da fotosfera. No entanto a umbra tem um tom
avermelhado (4300 K) e a penumbra é cor de laranja (5000 K). A umbra emite cerca de 30% da luz
que emitiria se não estivesse perturbada (Figura 9).
A observação das manchas solares permite observar a rotação do Sol. O Sol dá uma volta completa
em cerca de 4 semanas e um grupo de manchas pode durar até dois meses o que permite servir de
referência para duas rotações completas. Podemos também observar que a rotação do Sol é diferencial.
Um conjunto de manchas próximas do equador demora 25 dias a circundar o Sol, a 33◦ N demora cerca
de 27 dias e meio, a 75◦ N cerca de 33 dias e junto aos polos cerca de 35 dias.
O número médio de manchas solares não é constante no tempo. Apresentam uma variação periódica em
ciclos de 11 anos designados por ciclos de manchas solares. Um perı́odo com muitas manchas solares é
designando por máximo solar ao passo que um perı́odo com poucas é designado por mı́nimo solar.
No inı́cio de cada novo ciclo as manchas começam por aparecer nos 30◦ N ou 30◦ S. Com o decorrer
do ciclo aparecem cada vez mais próximas do equador. Daqui resulta o Diagrama em Borboleta
(Figura 10).
As manchas solares estão relacionadas com zonas onde o campo magnético do Sol é mais intenso. Um
campo magnético intenso desvia o fluxo de plasma que sobe por convexão. Assim, nessas zonas, o
9
Figura 9: Imagem de alta resolução mostrando uma mancha solar bem desenvolvida onde podemos ver claramente as zonas da umbra e da penumbra [9].
Figura 10: Cada ponto do diagrama indica a latitude, norte ou sul, onde foram detetadas manchas solares.
Com o desenrolar do ciclo solar as manchas surgem cada vez mais perto do equador. Este diagram é usualmente
designado por Diagrama em Borboleta [10].
que vemos é o gás frio e, portanto, uma mancha escura. As manchas solares assemelham-se a um
ı́man gigante com uma das extremidades exibindo polaridade magnética Sul e outra Norte. Todos os
grupos de manchas no hemisfério norte do Sol apresentam a mesma orientação na polarização. Todos
os grupos de manchas no hemisfério Sul apresentam a polarização sendo esta contrária à do hemisfério
norte. A cada 11 anos a polaridade é invertida tanto nas manchas como no próprio Sol. Assim o
padrão repete-se a cada dois ciclos solares de manchas solares, ou seja, a cada 22 anos. Assim, o ciclo
solar são 22 anos correspondendo a dois ciclos de manchas solares de 11 anos cada.
Estes ciclos não se repetem todavia sempre com a mesma intensidade. Entre 1645 e 1715 praticamente
não foram observadas manchas. Designou-se este perı́odo, que provavelmente já se repetiu em épocas
mais recuadas, por Mı́nimo de Maunder. Este perı́odo coincidiu com uma época onde a Europa
registou limites inferiores de temperatura. Pelo contrário nos séculos XI e XII tivemos perı́odos de
grande atividade solar e um aumento da temperatura na Terra. Estas relações ainda não são bem
10
Figura 11: Arcos de matéria coronais seguindo as linhas de campo magnético acima da superfı́cie do Sol [11].
Figura 12: As linhas de campo magnético são arrastadas com o plasma nas camadas mais externas do Sol.
Como o Sol roda mais rapidamente na zona equatorial do que nas zonas mais próximas dos polos as linhas do
campo ficam mais esticadas sobre o equador. Na imagem mais à direita mostra-se como as manchas solares
surgem em zonas de grande concentração do campo magnético [9].
entendidas.
1.3.2
A inversão dos pólos magnéticos do Sol
A convexão do gás na fotosfera cria emaranhados nas linhas do campo magnético. Algumas das linhas
do campo magnético estão de tal forma torcidas que acabam por projetar-se sobre a superfı́cie solar
(Figura 11). As manchas solares surgem precisamente nas zonas onde o campo magnético se projeta
sobre a fotosfera. A rotação diferencial do Sol altera a configuração do emaranhado de linhas do
campo magnético. Em consequência disso as manchas da frente do grupo dirigem-se para o equador
enquanto que as da retaguarda movem-se em direção aos pólos.
Manchas provenientes de hemisférios diferentes têm polaridades diferentes pelo que estas cancelam-se
sobre o equador. As que vão para os pólos acabam por anular e depois inverter a polaridade do próprio
Sol. Assim começa tudo de novo mas agora com a polaridade invertida (Figura 12). Contudo os pólos
magnéticos do Sol não se invertem sempre em simultâneo. O Sol pode permanecer durante algum
tempo com, por exemplo, dois pólos Norte e nenhum pólo Sul (não sabemos ainda a razão para tal).
11
Figura 13: Ejeção de massa coronal (CME) [12].
1.3.3
Ejeções de massa coronais
Nas ejeções de massa coronais (CME – Coronal Mass Ejections) mais de 1012 kg de gás podem ser
lançados para o espaço à velocidade de centenas de km/s (Figura 13). Este tipo de evento repetese de meses a meses (embora possam ocorrer erupções menores entre duas grandes). Parecem estar
relacionadas com alterações de grande escala no campo magnético do Sol.
1.4
Observação do Sol
Atenção: a observação do Sol deve ser feita apenas mediante a utilização de equipamento
adequado e na presença de quem o saiba manejar. Olhar diretamente para o Sol (à
vista desarmada, com óculos de Sol ou com binóculos) pode provocar lesões graves e
irreversı́veis na nossa vista.
Em particular devem ser utilizados telescópios próprios para a observação do Sol ou telescópios convencionais munidos de um filtro solar. Antes de cada utilização deve verificar-se se o equipamento
está em boas condições.
Atualmente o Sol é observado em permanência por telescópios espaciais como o Solar and Heliospheric
Observatory (SOHO) em operação desde 1995 [14].
2
2.1
Os Planetas do Sistema Solar
Mercúrio
Mercúrio, na sua fase mais brilhante, é um dos objetos mais luminosos do céu (reflete cerca de 12%
da luz recebida do Sol, ou seja tem de albedo 0.12). No entanto, o facto de ser muito pequeno e estar
muito perto do Sol (0.387 UA; 57.9 milhões de km) dificulta o seu estudo e simples observação a partir
da Terra. A observação de Mercúrio é mais fácil quando este está na sua elongação máxima o que
nunca ultrapassa os 28◦ acima da linha do horizonte (estando no máximo visı́vel apenas duas horas
antes do nascer do Sol ou duas horas antes do pôr do Sol).
Em 1962 foram detetadas ondas de rádio emitidas por Mercúrio o que revelou a sua temperatura. Em
1965 foram enviadas ondas de radar para Mercúrio que, ao serem refletidas de volta para a Terra,
12
Figura 14: Aspeto da superfı́cie de Mercúrio. A foto foi tirada pela sonda Mariner 10 a uma altitude de
55000 km. Podemos ver diversas crateras rodeadas por zonas planas extensas [15].
permitiram determinar o perı́odo de rotação do planeta (efeito Doppler). Apenas em 1974 o planeta
pode ser observado de perto quando a sonda Mariner 10 o visitou fazendo três passagens (fly-by) pelo
planeta (uma delas a apenas 300 km da superfı́cie). Ficamos assim a saber que o seu perı́odo orbital
é de 88 dias, que o perı́odo de rotação é de 58.6 dias e que a temperatura é de ≈ 100 K no lado escuro
e ≈ 700 K no lado iluminado. Esta grande diferença entre temperaturas diz-nos que não existe no
planeta uma boa condução de calor (via atmosfera ou via solo) entre a face escura e iluminada.
2.1.1
A superfı́cie de Mercúrio
Mercúrio apresenta uma superfı́cie repleta de crateras muito semelhante à observada na Lua. As
crateras da Lua parecem, no entanto, muito mais concentradas do que as de Mercúrio. No planeta
existem zonas planas (que provavelmente foram cobertas por lava) com extensões ∼ 100 km entre
crateras (Figura 14).
Rodeando as referidas planı́cies existem escarpas com 20 a 500 km de comprimento e até 3 km de
altura. Estas devem ter-se formado quando o planeta arrefeceu e se contraiu. Como não existem
sinais do derrame de lava junto das escarpas podemos concluir que a sua formação ocorreu já numa
fase tardia da formação do planeta quando o seu interior já estava solidificado. Uma das crateras
mais proeminentes na superfı́cie de Mercúrio é Caloris Basin (diâmetro ≈ 1300 km). Esta cratera é
relativamente jovem em relação às restantes uma vez que não se encontra ainda salpicada por crateras
menores. O impacto meteórico que deu origem a Caloris Basin foi tão violento que deixou marcas do
lado oposto de Mercúrio. A Mariner 10 detetou uma vasta zona formada por montes do lado oposto
à cratera. Estes montes podem ter-se formado quando as ondas sı́smicas do impacto se focaram nessa
região depois de atravessarem o interior do planeta.
2.1.2
O interior de Mercúrio
Mercúrio tem um núcleo rico em ferro como a Terra. No caso de Mercúrio o núcleo ocupa 42% do
volume do planeta (correspondendo a cerca de 70% da massa total) fazendo de Mercúrio um dos
corpos mais ricos em ferro no Sistema Solar (Figura 15). A crusta de Mercúrio parece ser composta
por uma única placa.
Os aparelhos da Mariner 10 detetaram a existência de uma campo magnético global em Mercúrio
(cerca de 100 vezes inferior ao terrestre). Um resultado completamente inesperado pois para termos um
13
Figura 15: Esquema mostrando a estrutura interna do planeta Mercúrio. O núcleo de ferro do planeta destaca-se
claramente pela sua dimensão [16].
campo magnético implica que deve existir material lı́quido no interior do planeta capaz de movimentar
cargas elétricas. Para além disso a velocidade de rotação do planeta tem de ser relativamente elevada
o que não é o caso.
2.2
Vénus
Vénus é por vezes o objeto mais brilhante no céu noturno (albedo de 0.59) sendo muitas vezes designado
por estrela da manhã ou por estrela da tarde. Na sua elongação máxima Vénus atinge 47◦ acima da
linha do horizonte.
Vénus foi durante muito tempo um planeta misterioso. É muito semelhante à Terra em termos de
massa e tamanho mas está sempre coberto por uma espessa camada de nuvens. Durante muito tempo
pensou-se que Vénus poderia ser um planeta repleto de vida. Esta questão só ficou devidamente
esclarecida com as primeiras sondas enviadas para o planeta. A primeira nave a passar por Vénus, a
pouco mais de 34000 km da superfı́cie, foi a Mariner 2 em 1962.
2.2.1
A rotação de Vénus
Vénus roda sobre si próprio no sentido retrogrado (sentido oposto ao do movimento orbital) sendo o
seu perı́odo de rotação de 243.01 dias o que é superior ao perı́odo orbital que é de 224.7 dias. Em Vénus
o Sol e as estrelas deslocam-se de oeste para este. Não sabemos a razão pela qual Vénus apresenta
este comportamento. Sabemos, todavia, ser um ponto importante para entendermos a formação e
dinâmica do Sistema Solar. As primeiras medições relativas à rotação do planeta foram feitas nos
anos 60 do século XX, a partir da Terra, com recurso a radar. Vénus não tem campo magnético,
provavelmente, devido à sua rotação ser muito lenta.
2.2.2
A atmosfera de Vénus e a cobertura de nuvens
Os dados enviados pela pioneira Mariner 2 permitiram concluir que a temperatura na superfı́cie de
Vénus é superior a 400◦ C. Isto exclui a possibilidade de existência de água lı́quida na superfı́cie ou
de vapor de água na atmosfera do planeta. A sonda Venera 7 desceu à superfı́cie do planeta em 1970
tendo registado uma temperatura de 460◦ C, uma pressão equivalente a 90 atmosferas e uma densidade
14
Figura 16: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Vénus e a variação da temperatura com a altitude
[17].
do ar cerca de 50 vezes superior à verificada na Terra ao nı́vel do mar.
A atmosfera é composta por 96.5% CO2 (na Terra temos apenas 1% de CO2 ) e 3.5% N2 . A enorme
quantidade de CO2 causa um forte efeito de estufa contribuindo para que a temperatura à superfı́cie
do planeta seja sempre 460◦ C independentemente do local, da hora do dia e da época do ano.
As nuvens venusianas definem três camadas distintas: 48-52 km, 52-58 km e 58-68 km. As camadas
mais baixas são mais opacas e mais densas. Acima da camada mais externa e abaixo da camada mais
interior existem camadas de neblina. Entre a camada de neblina mais inferior e o solo (últimos 30 km)
a atmosfera é limpa (Figura 16).
O Enxofre é um elemento abundante na atmosfera de Vénus. Este aparece em compostos como SO2
(dióxido de enxofre), H2 S (sulfeto de hidrogénio) e H2 SO4 (ácido sulfúrico). As nuvens de Vénus são
compostas por H2 SO4 concentrado. Quando chove as gotas ácidas não conseguem atingir o solo pois,
dada a alta temperatura, elas evaporam em plena queda e voltam a subir.
As altas camadas da atmosfera rodam em torno de Vénus em apenas 4 dias o que contrasta com a lenta
rotação do planeta. Os gases presentes na atmosfera de Vénus são aquecidos pelo Sol principalmente
na zona do equador. Decorre depois um processo de convexão que leva este calor para os polos. Em
Vénus, dada a sua lenta rotação, existem apenas duas células de convexão, uma para cada hemisfério
(na Terra existem seis ao todo). Na Terra a rotação, mais alta, é capaz de distorcer e dividir as
células de convexão. A rotação de Vénus, mais baixa, consegue apenas arrastar as células de convexão
formando uma espécie de V (Figura 17).
2.2.3
O interior de Vénus e a atividade vulcânica
O facto de a atmosfera de Vénus ser rica em SO2 (e outros derivados do enxofre) é uma consequência
da atividade vulcânica registada no planeta. Em 1990 a sonda Magalhães detetou cerca de 1600
vulcões em Vénus e diversas correntes de lava (Figura 18). A maior parte destes vulcões está inativa
no presente. Foram, no entanto, detetados fluxos de lava com idade inferior a 10 milhões de anos.
De acordo com os dados enviados pela Venera 13 e outras sondas que desceram à superfı́cie o solo
venusiano é composto por rochas basálticas (origem vulcânica).
Na Terra, compostos como SO2 , H2 O e CO2 , libertados pelos vulcões, acabam por se dissolver nos
oceanos, sendo mais tarde incorporados em rochas sedimentares. No caso de Vénus, como não existem
oceanos, não ocorre essa reciclagem. O SO2 e o CO2 ficam na atmosfera (enquanto que as moléculas
15
Figura 17: Vénus fotografado em UV pela sonda Pioneer Venus em 1979. Consegue-se ver nitidamente a forma
de V devida ao arrastamento das células de convexão [18].
Figura 18: Maat Mons: uma monte de origem vulcânica em Vénus fotografado pela sonda Magalhães [19].
de H2 O são separados por radiação UV proveniente do Sol).
O interior do planeta é formado por um núcleo metálico (muito provavelmente semelhante ao da Terra)
rodeado por um manto de rocha fundida e exteriormente por uma crusta rochosa. Embora apresente
bastantes sinais de vulcanismo Vénus é composto por uma única placa tectónica.
2.2.4
A superfı́cie de Vénus
O mapa superficial de Vénus, obtido pelo radar da sonda Magalhães, mostra um relevo bastante suave
com apenas 5% da superfı́cie a se desviar mais do que 2 km do seu raio médio. Destacam-se duas zonas
no planeta: Terra de Ishta no hemisfério norte (onde se destacam os Maxwell Montes com 12 km de
altura) e Terra de Afrodite no hemisfério sul.
Vénus apresenta cerca de 100 crateras com dimensão superior a 1 km (muito mais do que foi encontrado
na Terra mas muito menos do que existe em Mercúrio ou em Marte). A distribuição destas crateras
é mais ou menos uniforme pelo que se julga que a superfı́cie do planeta tem mais ou menos a mesma
idade a qual está avaliada em 500 milhões de anos.
16
2.3
Terra
Uma das grandes diferenças entre a Terra e os restantes planetas reside no seu dinamismo. A Terra
apresenta, por exemplo, um ciclo da água e a sua superfı́cie é constantemente rejuvenescida por meio
de erupções vulcânicas ou através do material expelido por fendas submarinas. Embora a idade da
Terra ronde os 4.5 mil milhões de anos a sua superfı́cie tem uma idade da ordem dos 100 milhões de
anos. Existem três fontes de energia responsáveis pelos efeitos dinâmicos observados na atmosfera,
oceanos e superfı́cie da Terra: radiação solar, forças de maré da Lua e calor interno da Terra.
2.3.1
Atmosfera da Terra
A composição atual da atmosfera da Terra é: 78% N2 , 21% O2 , 0.035% CO2 e ≈ 1% H2 O. Nem sempre
foi assim. Ao longo da história o material expelido pelos vulcões, por exemplo, alterou gradualmente
a composição da atmosfera. Os próprios processos associados à existência de vida também deram a
sua contribuição.
O albedo da Terra é de 0.4 o que significa que apenas 60% da energia proveniente do Sol é absorvida
pela Terra. Os restantes 40% são devolvidos para o espaço essencialmente na banda do IV. No entanto,
nem toda a radiação IV emitida pela Terra escapa para o espaço devido ao efeito de estufa. Este é
provocado pelo vapor de água e CO2 existentes na atmosfera, os quais deixam passar a luz visı́vel mas
não deixam escapar a radiação IV. A temperatura média da superfı́cie da Terra é, assim, de 287 K
(14 ◦ C) o que corresponde a um valor cerca de 40 ◦ C mais elevado do que seria sem o efeito de estufa.
A pressão atmosférica ao nı́vel do mar é de 1 atm. À medida que subimos em altitude a pressão vai
diminuindo. No caso da temperatura a variação da altitude pode traduzir-se num aumento do seu valor
ou num decréscimo. Tudo depende da forma como cada uma das camadas da atmosfera é aquecida.
A seguir indicam-se as diferentes camadas da atmosfera terrestre e algumas das suas caracterı́sticas
(ver também Figura 19):
• Troposfera (0-12 km) é aquecida de baixo para cima pelo calor radiado pela Terra. A condução
de calor é feita por intermédio de células de convexão. O clima é uma consequência direta desta
convexão. Se o movimento de rotação da Terra fosse muito lento existiria apenas uma célula de
convexão levando o ar quente do equador para os pólos e trazendo o ar mais frio dos pólos para
o equador. A velocidade de rotação da Terra é, no entanto, suficiente para quebrar esta célula
noutras mais pequenas. Os aviões deslocam–se na troposfera.
• Estratosfera (12-50 km). Nesta camada existe o ozono que é muito eficiente a absorver a
radiação UV do Sol. Esta camada é, assim, aquecida de cima para baixo o que faz com que
aqui a temperatura aumente com a altitude. Não existem células de convexão na estratosfera.
Alguns balões meteorológicos sobem até a estratosfera.
• Mesosfera (50-85 km). Nesta camada o ozono é praticamente inexistente. A temperatura
diminui com a altitude atingindo -75o C a 80 km. Os meteoros ocorrem nesta camada da
atmosfera.
• Termosfera (85-700 km). Nesta camada o azoto e o oxigénio aparecem na forma monoatómica
absorvendo a radiação UV de comprimento de onda maior (que o N2 e o O2 não absorveriam).
Assim, na Termosfera, a temperatura aumenta com a altitude. A 300 km de altitude são
atingidos cerca de 1000o C. No entanto deve realçar-se que a densidade desta camada é muito
baixa (cerca de 10−11 a densidade do ar ao nı́vel do mar). Na Termosfera podem circular naves
espaciais sem grande atrito. A barreira dos 100 km é conhecido por linha de Kármán. Cerca
de 99.99997% da massa da atmosfera situa-se abaixo desta linha. Por convenção esta linha marca
17
Figura 19: As diferentes camadas da atmosfera terrestre [20].
o inı́cio do espaço (embora a atmosfera continue para cima): a partir daqui os viajantes são
considerados astronautas.
• Exosfera (700-10 000 km). Trata-se da camada mais externa da atmosfera. É composta por
átomos de hidrogénio e de hélio que descrevem autênticas trajetórias balı́sticas uma vez que as
colisões entre eles são extremamente raras.
A Ionosfera é a parte da atmosfera que é ionizada pelo vento solar. Começa próximo dos 50 km
e engloba as camadas mais exteriores da atmosfera (mesosfera, termosfera e exosfera). Tem grande
influência na forma como se propagam as ondas de rádio.
2.3.2
O interior da Terra
A Terra ainda não teve tempo para arrefecer completamente desde o seu processo de formação. O
seu interior continua quente. A juntar a isso temos a energia libertada pelo decaimento radioativo
do Urânio e outros elementos presentes no interior da Terra. No entanto, a energia proveniente do
interior da Terra é cerca de 6000 vezes inferior à energia que recebemos do Sol.
A densidade média das rochas encontradas à superfı́cie da Terra é de 3000 kg/m3 . A densidade média
da Terra ronda os 5515 kg/m3 . Podemos, assim, concluir que no interior da Terra existem substâncias
mais densas do que aquelas que encontramos à superfı́cie. Um bom candidato é o Ferro. Os seus
átomos são pesados e o Ferro é o sétimo elemento mais abundante nesta zona da galáxia (existem
elementos mais pesados mas em muito menor abundância). A estrutura interna da Terra consiste
num:
• Núcleo - zona mais interior da Terra composta por ferro e nı́quel. Estudando as vibrações
da Terra durante sismos foi possı́vel determinar que o núcleo ocupa apenas 17% do volume do
planeta. O núcleo apresenta duas camadas: uma camada sólida no centro (núcleo interno) e
uma camada lı́quida em volta da primeira (núcleo externo).
18
Figura 20: O interior da Terra e a propagação das ondas sı́smicas [21].
• Manto - composto por minerais ricos em ferro. A espessura do manto atinge os 2900 km.
Embora seja sólido as camadas mais externas são plásticas e podem deslizar lentamente umas
sobre as outras.
• Crusta - composta pelos elementos mais leves. A sua espessura varia entre 5 e 35 km. A crusta
está dividida em placas tectónicas que se deslocam sobre o manto provocando ocasionalmente
sismos e vulcões. Uma consequência, a longo prazo, deste movimento, é a formação de grandes
cadeias montanhosas ou de grandes falhas.
Os sismos ocorrem no interior da crusta, em geral, a grandes profundidades. Produzem três tipos de
ondas sı́smicas que viajam em torno da Terra a diferentes velocidades e de diferentes formas:
Ondas de superfı́cie: semelhantes às ondas do mar são as que sentimos junto ao epicentro do sismo.
Ondas P e ondas S: deslocam-se pelo interior da Terra. As ondas P oscilam na mesma direção em
que se deslocam. As ondas S oscilam na direção perpendicular ao seu deslocamento.
Os sismógrafos na zona do sismo registam ondas S e P. Todavia, em zonas do lado oposto da Terra
apenas detetam ondas P. Isto acontece porque as ondas S não se propagam em lı́quidos e o interior
da Terra (manto) é lı́quido. O estudo das ondas P permite sondar as regiões mais interiores da Terra.
Grande parte das ondas P é refletida pela camada mais externa do núcleo ao passo que uma pequena
fração atravessa esta camada sendo apenas refletida pela camada mais interna. Assim ficamos a
conhecer a estrutura interna da Terra (Figura 20).
2.3.3
O campo magnético da Terra
O campo magnético da Terra tem a sua origem no movimento de cargas elétricas na camada exterior
do núcleo a qual é liquı́da. A rotação da Terra desempenah um papel essencial na criação do campo
magnético. Vénus, por exemplo, embora tenha um núcleo muito semelhante ao da Terra não apresenta
um campo magnético comparável. Isso acontece devido a Vénus rodar muito devagar sobre si mesmo.
O campo magnético da Terra interage fortemente com o vento solar (composto maioritariamente por
protões e eletrões) desviando o fluxo de partı́culas do seu trajeto normal. Nas proximidades da Terra
o vento solar desloca-se à velocidade supersónica de aproximadamente 450 km/s.
A zona em torno de um planeta na qual o movimento de partı́culas com carga elétrica passa a ser
dominado pelo campo magnético do planeta designa-se por magnetosfera. Quando o vento solar
19
Figura 21: O interior da Lua [22].
entra na magnetosfera as suas partı́culas são desaceleradas para velocidades subsónicas. Para além da
magnetosfera existe uma outra camada chamada magnetopausa para a qual a pressão exercida pelo
vento solar iguala a pressão exercida pelo campo magnético da Terra. Se as partı́culas do vento solar
tiverem energia suficiente para atravessar a magnetopausa então elas acabam por ficar aprisionadas
nas chamadas Cinturas de Van Allen. Estas cinturas consistem em dois anéis em torno da Terra:
2000-5000 km e 13000-19000 km. A interação do vento solar com as altas camadas da atmosfera dá
origem às chamadas auroras que se podem observar junto aos polos da Terra.
Rochas vulcânicas com mais de 30 000 anos estão magnetizadas com a polarização magnética invertida
em relação à verificada atualmente. Isto significa que a polarização do campo magnético da Terra deve
ter-se invertido algures no passado. Os registos geológicos mostram que devem ter ocorrido mais de
170 inversões do campo magnético da Terra nos últimos 71 milhões de anos.
2.3.4
A Lua
A Lua tem rotação sincronizada com a Terra: dá uma volta completa sobre si própria no mesmo intervalo de tempo em que completa uma volta em torno da Terra (aprox 27.3 dias). Como consequência a
Lua apresenta sempre a mesma face virada para a Terra. O facto de a órbita da Lua em torno da Terra
ser ligeiramente elı́ptica e do seu eixo de rotação estar ligeiramente inclinado em relação ao plano da
órbita faz com que se consiga ver da Terra cerca de 60% da superfı́cie da Lua e não apenas 50%: a
esta oscilação que permite ver mais 10% da superfı́cie da Lua chama-se movimento de libração da
Lua.
A Lua não tem atmosfera. Isto implica que não pode existir água lı́quida na superfı́cie da Lua pois não
existe pressão atmosférica. Na superfı́cie da Lua podemos observar crateras, ”mares”e ”terras”(zonas
altas). As crateras resultam de impactos de meteoritos e não de atividade vulcânica. De facto, nas
grandes crateras lunares, existe um pico central caracterı́stico de impactos a grande velocidade. Os
mares (15% da superfı́cie lunar) são regiões onde existem menos crateras e, portanto, mais jovens. São
zonas que foram inundadas por correntes de lava no passado.
A Lua não tem campo magnético no presente. No entanto, o estudo das rochas lunares revela que
existiu um pequeno campo magnético no passado o que significa que a Lua já teve uma camada lı́quida
no seu interior. A Lua tem um núcleo rico em ferro, parcialmente lı́quido, cujo diâmetro é de 700 km.
A crusta tem 60 km de espessura. Na Lua não existem placas tectónicas. Os sismos registados têm
origem apenas nas forças de maré exercidas pela Terra (Figura 21).
20
Figura 22: Relevo do planeta Marte. No hemisfério sul a superfı́cie eleva-se, em geral, 5 km acima do que
acontece no hemisfério norte pelo que estes são designados, respectivamente, por Terras Altas e Terras Baixas
[24].
2.4
Marte
Observações feitas a partir da Terra, desde o século XVII, permitiram concluir que o perı́odo de rotação
de Marte é semelhante ao da Terra, que o seu eixo de rotação está inclinado cerca de 25◦ em relação
ao plano da órbita (o que sugere a existência de estações como na Terra) e que existem calotes polares
que aumentam e diminuem de tamanho consoante as estações.
A observação de algumas estruturas na superfı́cie marciana (erradamente traduzidas do italiano para
canais) levou mesmo à especulação sobre a existência de vida inteligente em Marte. Os canais eram
vistos como condutas que levavam água das zonas polares para as zonas equatoriais. A alteração da
coloração da superfı́cie era interpretada como um coberto vegetal em desenvolvimento. Entre 1964
e 1967 passaram por Marte as sondas Mariner 4, 6 e 7. Nas imagens e dados enviados não existem
quaisquer evidências de canais ou de vegetação. Desde então foram enviadas dezenas de missões para
Marte (sistemas orbitais, sistemas de descida, rovers) – ver [23].
2.4.1
A superfı́cie Marciana
A superfı́cie de Marte está coberta de crateras resultantes de impactos de meteoritos. Algumas delas
são relativamente grandes. As crateras são mais abundantes no hemisfério Sul o que significa que a
superfı́cie do hemisfério Norte foi alvo de um processo de rejuvenescimento (que ainda não sabemos
bem qual foi). No hemisfério sul a superfı́cie eleva-se, em geral, 5 km acima do que acontece no
hemisfério norte pelo que estes são designados, respectivamente, por Terras Altas e Terras Baixas
(Figura 22).
Existem diversos vulcões inativos em Marte. O maior deles (e maior conhecido no Sistema Solar)
com 24 km de altura e uma base com 600 km de diâmetro é Olympus Mons (Figura 23). Este está
rodeado por escarpas de 6 km de altura. Perto deste monte existe uma cadeia de montanhas vulcânicas
designada por faixa de Tharsis. No lado oposto do planeta existe uma montanha vulcânica de menores
dimensões designada por Elysium Mons.
21
Figura 23: Imagem 3D de Olympus Mons, a maior montanha vulcânica conhecida no Sistema Solar [25].
Figura 24: Valles Marineris: um grande desfiladeiro em Marte [26].
A este da região de Tharsis existe um grande desfiladeiro, paralelo ao equador, designado por Valles
Marineris (Figura 24). A extensão de Valles Marineris atinge os 4000 km e sua profundidade chega,
nalgumas partes, aos 7 km. Este desfiladeiro deve ter–se formado em resultado de uma fratura
na crusta do planeta talvez quando a atividade vulcânica estava no seu auge. Na mesma região
encontramos desfiladeiros mais pequenos.
Em Marte existe uma única placa tectónica. Por isso mesmo existe apenas um grande vulcão (Olympus
Mons). Na Terra o movimento das placas deslocam os montes vulcânicos dando lugar à formação de
novas montanhas (como acontece nas ilhas do Havai). Em Marte, não existindo esse deslocamento,
assistimos ao avolumar de uma única montanha.
A superfı́cie do planeta está em geral coberta de poeira formando dunas em alguns locais. são comuns
as tempestades de poeira. Por vezes estas assumem um carater global envolvendo todo o planeta.
Devido à magnetite existente na poeira o céu marciano apresenta um aspeto amarelado. O solo
marciano é rico em ferro, enxofre e silı́cio.
Um dos objetivos das sondas Viking 1 e 2, que desceram em Marte em 1976 (de facto as primeiras
a descerem no planeta), era o de procurar vestı́gios da existência de vida. Embora tenham sido
registados alguns processos quı́micos interessantes não foi encontrada qualquer pista conclusiva que
suporte a existência de vida – ver [23].
22
Figura 25: Um dust devil fotografado em Marte pelo rover da sonda Spirit [27].
2.4.2
O interior de Marte
O núcleo de Marte deve estender-se até aos 0.5 raios marcianos. Esse núcleo deve ser rico em enxofre
e deve ser suficientemente quente para que esteja derretido (a massa do planeta é suficiente para tal).
As propriedades elétricas do enxofre diferem das do ferro pelo que no caso de Marte não temos um
campo magnético global como na Terra. Existem, no entanto, regiões fracamente magnetizadas no
hemisfério sul do planeta o que sugere que em tempos pode ter existido um campo magnético.
2.4.3
A atmosfera Marciana
A atmosfera de Marte é muito ténue se comparada com a da Terra. A pressão na superfı́cie ronda
as 0.0063 atmosferas (o mesmo que na Terra à altitude de 35 km). é composta por 95.3% de CO2 ,
2.7% de N2 e vestı́gios de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. Formam-se algumas
nuvens compostas por cristais de vapor de água e de CO2 . No entanto, nunca chove em Marte.
Os gases presentes na atmosfera de Marte são os necessários para que ocorra o efeito de estufa. No
entanto como a atmosfera é ténue o efeito não é muito acentuado aumentando a temperatura em
apenas 5◦ C. O CO2 foi libertado pelos vulcões. Na Terra aconteceu o mesmo mas com o CO2 a se
dissolver nos oceanos e a ficar aprisoando nos sedimentos. Em Marte isso não aconteceu e por isso a
atmosfera continua a ser composta maioritariamente por CO2 .
Durante um dia marciano a temperatura pode variar entre −76◦ C e −10◦ C como registou a Mars
Pathfinder que chegou a Marte em 1997. Todas as tardes formam-se diabos de poeira (dust devils)
como nos desertos da Terra (Figura 25). Em Marte, dada a menor gravidade, estes chegam a atingir
os 6 km de altitude. Durante o inverno forma-se neve carbónica (CO2 ) fazendo com que a pressão
atmosférica baixe. No verão volta tudo ao valor inicial.
2.4.4
Água em Marte
Existem diversos indı́cios na superfı́cie marciana que apontam para a existência de água corrente no
passado especialmente no hemisfério sul. Existem canais fluviais (Figura 26), crateras com o fundo
plano (depósito de sedimentos), sinais de erosão provocados por água corrente e vestı́gios de inundações
repentinas (Figura 27). Isso deve ter acontecido, todavia, num pasado remoto do planeta uma vez que
essas estruturas apresentam já bastantes crateras sem sinais de erosão significativa.
23
Figura 26: Canais fluviais onde se julga ter existido água corrente em Marte. A imagem é muito semelhante à
de canais fluviais secos observados em desertos da Terra. [28].
Figura 27: Ilhas marcianas resultantes de um grande inundação no assado remoto do planeta. Nota–se claramente a direção tomada pela água. [17].
A água no estado lı́quido pode existir mediante uma pressão e temperatura adequadas. A combinação
destes valores no Marte atual apenas possibilita a existência de água no estado sólido ou no estado
vapor (como nos nossos congeladores). A existência de água lı́quida no passado implica que a atmosfera
do planeta era então mais densa e mais quente.
Para onde foi a água marciana? Na atmosfera não está. Pode estar nas calotes polares. Sabemos,
no entanto, que as calotes polares não podem ser apenas água gelada. A temperatura no inverno
marciano desce ao ponto de possibilitar a congelação do CO2 e, portanto, parte do gelo é também
CO2 . Com a chegada da primavera as calotes polares recuam. A Mariner 9 em 1972 registou o recuo
da calote polar norte. No entanto com a chegada do Verão o recuo deteve-se abruptamente ficando
uma calote polar residual (correspondendo talvez à água). A existência de água gelada foi finalmente
confirmada em 2004 pela Mars Express.
Existem indı́cios da existência de água não só nos polos mas também noutras regiões. Neste caso a
água está gelada no subsolo. Existem sinais de que emergiu água do subsolo no momento da formação
de algumas crateras. Existem também vestı́gios de água corrente relativamente recentes.
24
Figura 28: Imagem do mesmo local captadasem 1999 e 2005. Na imagem mais recente pode observar–se um
depósito de matreial que antes não existia. Isto pode indicar a existênica de alguma água corrente rotando do
subsolo no presente [29].
2.4.5
As duas luas Marcianas
Marte tem duas pequenas luas de forma irregular e com bastantes crateras: Phobos e Deimos. Não é
conhecida a origem destas luas. Podem tratar-se de antigos asteroides capturados por Marte ou então
podem ter-se formado juntamente com Marte. Phobos aproxima-se gradualmente de Marte devendo
colidir com este daqui a cerca de 40 milhões de anos. Por seu turno Deimos afasta-se gradualmente
de Marte.
2.5
Júpiter
Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar. A melhor altura para observar Júpiter é quando este se
encontra em oposição. Nessa situação, que ocorre a cada 13 meses, é cerca de 3 vezes mais brilhante
do que Sı́rius (a estrela mais brilhante), ocupando no céu 50 segundos de arco.
2.5.1
A atmosfera de Júpiter
Júpiter é o planeta que roda mais rápido sobre si mesmo em todo o Sistema Solar. A rápida rotação
leva ao aparecimento de fenómenos atmosféricos comos as bandas e as manchas. De facto, Júpiter
apresenta bandas coloridas paralelas ao equador alternadamente escuras (chamadas cinturas) e claras
(chamadas zonas). Predominam os tons de vermelho, laranja, castanho e amarelo (Figura 29). As
zonas parecem ser formadas por gás quente subir ao passo que as cinturas parecem ser formadas por
gás frio a descer.
Uma das caracterı́sticas de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha situada no hemisfério sul do
planeta (Figuras 29 e 30). Foi observada pela primeira vez em 1644 por Robert Hoke mas pode ser
muito mais antiga. Trata-se de uma tempestade persistente na dinâmica atmosfera do planeta. Têm
sido observadas outras tempestades cuja duração é da ordem das semanas ou meses.
Embora a Grande Mancha Vermelha seja uma tempestade persistente não é estática. Entre as passagens da sondas Pioneer (1973 e 1974) e as Voyager (1979) foram detetadas alterações em torno dos
contornos da mancha. Para além disso ao longo dos últimos 300 anos têm-se verificado variações no
tamanho da mancha. A mancha é formada por nuvens de grande altitude e por uma camada mais
25
Figura 29: Imagem de Júpiter obtida pela sonda Cassini a caminho de Saturno. Podemos ver bem a Mancha
Vermelha e as bandas paralelas ao equador. A pequena sombra sobre o disco do planeta é provocada pela lua
Europa. [30].
Figura 30: Imagem da Grande Mancha Vermelha obtida pela Voyager 1 em 1979. Na imagem é também visı́vel
uma oval branca [31].
inferior de nuvens cerca de 50 km abaixo. Roda no sentido anti-horário com um perı́odo de aproximadamente 6 dias. No lado norte da mancha os ventos sopram para oeste ao passo que no lado sul
sopram no sentido contrário. Um fenómeno semelhante na Terra tenderia a modificar-se e a dissipar-se
ao interagir com os oceanos ou massas continentais. O facto de isso não ser possı́vel em Júpiter pode
explicar a grande longevidade desta tempestade.
Outro fenómeno observado na atmosfera de Júpiter são as designadas ovais brancas (ver Figura
30). Estas têm caracterı́sticas semelhantes à da Grande Mancha Vermelha, entre as quais alguma
longevidade (estão no mesmo local desde que foram observadas em 1938). Aparecem sobretudo no
hemisfério sul. No hemisfério norte são mais comuns as ovais castanhas. Os estudos revelam que
as ovais castanhas são buracos na atmosfera ao passo que as brancas são zonas onde existem nuvens
altas.
A velocidade do vento pode exceder os 500 km/h. Os ventos alteram de direção entre zonas e cinturas.
Em Júpiter existem cerca de cinco ou seis correntes diferentes em cada hemisfério (na Terra temos
apenas duas).
Existem 3 camadas de nuvens (Figura 31). Em 1995 a sonda Galileu penetrou 200 km na atmosfera
26
Figura 31: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Júpiter e a variação da temperatura com a altitude
[32].
de Júpiter até se desintegrar quando a pressão atingiu as 24 atm. Mesmo assim a sonda pode registar
a ocorrência de trovoadas e ventos ainda mais fortes (650 km/h). A temperatura no topo das nuvens
ronda os 125 K. A cada km de descida a temperatura aumenta em 2 K. Quanto à composição em
massa da atmosfera temos: 75% hidrogénio molecular; 24% hélio atómico; 1% para o metano, amónio,
vapor de água e outros gases.
2.5.2
O interior de Júpiter
Embora Júpiter seja o planeta com maior massa no Sistema Solar (318 vezes a massa da Terra) a sua
densidade é inferior à da Terra. O planeta é composto em grande parte por hidrogénio (71%) e hélio
(24%). A parte mais exterior do planeta é composta por um envelope de hidrogénio molecular (H2 ) e
hélio. À medida que vamos descendo para o interior do planeta a temperatura e pressão aumentam
fazendo com que o hidrogénio se torne liquı́do e depois liquı́do-metálico. Nesta zona concentra-se mais
de 70% da massa de todo o planeta. Estima-se que no centro exista um núcleo (equivalente a 4% da
massa do planeta) rochoso e/ou composto por hidrogénio metálico (talvez no estado sólido). A pressão
no centro do planeta deve rondar os 70 milhões de atmosferas e a temperatura deve ser próxima de
22 000 ◦ C. Entre zonas adjacentes existem camadas de transição (Figura 32).
Júpiter emite cerca de duas vezes mais energia do que aquela que recebe do Sol. Essa
energia emitida na banda do IV resulta da contração gravitacional do planeta. No interior do planeta
está ainda armazenado, desde o tempo da sua formação, um excesso de energia potencial gravitacional
que ainda não escapou completamente. Deve ser esta a fonte de energia responsável pela emissão
observada em Júpiter.
Júpiter, sendo um planeta gasoso, tem rotação diferencial. No equador o perı́odo de rotação é de
9h 50m 28s ao passo que perto dos polos é de 9h 55m 41s. Se o planeta não estivesse a rodar
sobre si mesmo seria uma esfera perfeita. No entanto, devido à sua rotação apresenta nos pólos um
achatamento de 6.5% em relação ao equador.
27
Figura 32: O interior do planeta Júpiter [32].
2.5.3
O campo magnético de Júpiter
Júpiter emite uma grande quantidade de energia na banda do rádio. Uma pequena parte dessa
radiação é térmica (radiação do corpo negro) mas o grosso da radiação é não térmica. Esta apresentase em dois comprimentos de onda especı́ficos:
• 10 m (ondas decamétricas) - observam-se nesta banda explosões esporádicas provavelmente
devidas a descargas elétricas na ionosfera do planeta. A ocorrência destas descargas é provocada
pela passagem de Io, a lua mais interior de Júpiter;
• 10 cm (ondas decimétricas) - nesta banda é emitido um fluxo constante de radiação resultante
do movimento, a velocidades relativistas (velocidades muito próximas da velocidade da luz),
dos eletrões no campo magnético de Júpiter. Esta radiação é designada por radiação de
sincrotrão.
A radiação de sincrotrão é um indicador claro da existência de um campo magnético. No caso de
Júpiter o campo magnético é cerca de 14 vezes superior ao registado na Terra ao nı́vel do equador. O
campo magnético de Júpiter é provocado pelo movimento de cargas elétricas no seu interior. Neste
caso trata-se de hidrogénio metálico no estado lı́quido o qual ocorre 700 km abaixo da superfı́cie do
planeta onde a pressão é suficiente para que o hidrogénio exista nesse estado. O campo magnético
de Júpiter está inclinado cerca de 11◦ em relação ao eixo de rotação do planeta e tem a polaridade
invertida em relação ao da Terra.
2.5.4
Os anéis de Júpiter
Em 1979 a sonda Voyager 1 descobriu que Júpiter também tem um sistema de anéis. Estes são
compostos por pequenas partı́culas de rocha com tamanhos da ordem de 1 micrómetro as quais refletem
apenas 5% da luz recebida do Sol. Resultam provavelmente do impacto de meteoros nas pequenas
quatro luas mais interiores de Júpiter (Amalthea, Thebe, Adrastea e Metis).
2.5.5
Os satélites de Júpiter
Os 4 maiores satélites de Júpiter (Io, Europa, Ganimedes e Calisto) foram observados pela primeira
vez em 1610 por Galileu. são, por isso, designados atualmente por satélites galileanos. A sua
28
Figura 33: Erupção vulcânica em Io captada pela sonda Voyager 2. Trata–se da primeira imagem que mostrou
um vulcão em plena atividade para além da Terra [33].
Figura 34: Da esquerda para a direita: Calisto, Ganimedes, Europa e Io (as quatro maiores luas de Júpiter)[34].
observação está ao alcance de qualquer pequeno telescópio. Só não são visı́veis a olho nu pelo facto de
estarem muito próximos de Júpiter (que é muito mais brilhante) e os nossos olhos não terem o poder
de resolução necessário para os separar. Rodam relativamente rápido em torno de Júpiter pelo que em
noites de observação sucessivas podem ser observados em configurações diferentes. Podem observar-se
regularmente trânsitos (passagem de um satélite sobre o disco de Júpiter) e ocultações (satélite
escondido por Júpiter).
Estes quatro satélites apresentam sempre a mesma face voltada para Júpiter. A relação entre o perı́odo
orbital de cada satélite e respetivo perı́odo rotacional é assim de 1:1. Curiosamente existe também
uma relação de 1:2:4 entre os perı́odos orbitais de Io, Europa e Ganimedes. Enquanto Ganimedes
completa uma volta, Europa completa duas e Io completa quatro voltas em torno de Júpiter.
Io
Tem uma densidade superior à da Lua pelo que deve ser essencialmente rochoso na sua composição.
Das quatro luas galileanas Io é a única que não tem vestı́gios da presença de água. Io é um corpo
vulcanicamente ativo (ver Figura 33) pelo que a sua superfı́cie está constantemente em renovação não
apresentando quaisquer sinais de crateras. O material expelido pelos vulcões, essencialmente enxofre e
dióxido de enxofre, sobe a mais de 250 km de altitude. A maior parte deste material volta à superfı́cie
dando a Io a sua coloração caracterı́stica (Figura 34).
29
Figura 35: A crusta gelada de Europa [35].
Como Io se encontra dentro da magnetosfera de Júpiter alguns dos iões expelidos pelos vulcões acabam
por ser capturados por outros iões presentes na magnetosfera de Júpiter, formando, assim, uma espécie
de toro (com raio igual ao da órbita de Io) em torno de Júpiter. Com tantas cargas elétricas presentes e
um campo magnético tão intenso acaba por estabelecer–se uma corrente elétrica intensa entre Júpiter
e Io (400 000 Volt, 5 milhões de Ampere). Parte dessa corrente é devida ao movimento de eletrões.
Estes acabam por emitir ondas de rádio na banda dos 10 m.
Europa
Europa é o corpo mais liso e suave observado no Sistema Solar. O seu relevo não regista variações
superiores a algumas centenas de metros. Praticamente não tem crateras (Figura 34). A sua superfı́cie
está coberta por um manto de água gelada bastante pura onde se podem observar um emaranhado de
riscos, ranhuras e fraturas (Figura 35). A água sobe à superfı́cie através das fraturas (o que justifica a
pureza da água) transportando consigo alguns minerais (o que justifica a coloração castanha de certas
zonas).
Europa não tem calor interno que justifique a sua dinâmica. Esta deve-se às forças de maré impostas
por Júpiter e também por Io e Ganimedes. Estas forças de maré não são suficientemente fortes para
originar vulcanismo como em Io. Tem todavia uma densidade superior à da crusta terrestre pelo que
deve ser essencialmente rochosa na sua composição correspondendo apenas 10-15% da sua massa total
à água. O núcleo rochoso tem um raio de cerca de 600 km. A camada externa, com uma espessura
de cerca de 200 km é composta por água no estado lı́quido e no estado sólido. Não se sabe ainda qual
a fração de cada uma das componentes.
Ganimedes
Ganimedes é o maior satélite de Júpiter e do Sistema Solar sendo mesmo maior do que o planeta
Mercúrio. A sua densidade é muito inferior à da Lua pelo que para além de uma parte rochosa deve
ter na sua composição bastante água no estado sólido. Apresenta bastantes crateras formadas no
gelo. As crateras mais escuras são, regra geral, mais velhas do que as mais claras (Figura 34). A
superfı́cie é sulcada por extensas estrias (com centenas de km de extensão) e com profundidades de
até 1 km. Também se observam longos e profundos sulcos (Figura 36). Tudo isto indica que no
passado Ganimedes foi geologicamente bastante ativo. Tem um núcleo metálico com cerca de 500 km
de raio rodeado por um manto rochoso e uma camada externa de gelo.
Calisto
A sua densidade é muito inferior à da Lua pelo que para além de uma parte rochosa deve ter na sua
30
Figura 36: A superfı́cie de Ganimedes com os seus longos e profundos sulcos [36].
composição bastante água no estado sólido. Apresenta bastante crateras formadas no gelo embora
tenha muito poucas com menos de 1 km o que significa que estas devem ter sofrido algum processo
de erosão. A sua superfı́cie parece coberta por um mineral bastante escuro cuja composição e origem
ainda nos são desconhecidas (Figura 34). Tem um campo magnético e tem uma atmosfera ténue
composta por CO2 .
Outros satélites de Júpiter
Ao todo Júpiter tem mais de 60 satélites de pequenas dimensões (1 km a 270 km) na sua grande
maioria com forma irregular. Quatro deles estão mais próximos de Júpiter do que Io. são eles Metis,
Adrastea, Amalthea e Thebe. Amalthea tem uma cor avermelhada devido ao enxofre proveniente de
Io. Todos os restantes satélites conhecidos estão mais distantes de Júpiter do que Calisto. Muitos
deles têm orbitas em sentido retrogrado pelo que devem ser asteroides capturados por Júpiter.
2.6
Saturno
Saturno é o segundo maior planeta do Sistema Solar. A melhor altura para observar Saturno é quando
este se encontra em oposição. Nessa situação, que ocorre a cada um ano e duas semanas, é um dos
objetos mais brilhantes do céu noturno embora sem ultrapassar a estrela Sı́rius. O perı́odo orbital é de
29.37 pelo que entre duas oposições consecutivas a Terra encontra Saturno quase na mesma posição.
Saturno apresenta bandas coloridas paralelas ao equador mas não tão marcantes como as de Júpiter
(Figura 37).
2.6.1
A atmosfera de Saturno
A composição em massa da atmosfera de Saturno consiste em 92% de hidrogénio molecular, 6% de
hélio atómico e 2% de outros gases. O facto da percentagem de hélio ser muito inferior à da atmosfera
de Júpiter levanta um problema uma vez que é admitido que os dois planetas formaram-se na mesma
época. Uma possı́vel explicação tem a ver com o facto de Saturno ser mais pequeno. Sendo mais
pequeno arrefeceu mais rapidamente do que Júpiter pelo ém que o hélio inicialmente existente na
atmosfera acabou por cair tambmais rapidamente para o interior do planeta.
Têm sido observadas algumas tempestades na atmosfera de Saturno com duração da ordem das semanas ou meses mas nada que faça lembrar a Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A velocidade do
vento junto ao equador pode atingir a ordem de 1800 km/h. Existem três camadas de nuvens como em
31
Figura 37: O planeta Saturno e o seu sistema de anéis fotografados pela sonda Voyager 2 em 21 de julho de
1981 [37].
Figura 38: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Saturno e a variação da temperatura com a altitude
[32].
Júpiter (Figura 38). A composição das nuvens é análoga mas as altitudes a que ocorrem as diferentes
camadas diferem (em Saturno estão menos comprimidas pois a gravidade é menor).
2.6.2
O interior de Saturno
A densidade de Saturno é inferior à da Terra e até mesmo inferior à da água. O planeta é composto em
grande parte por hidrogénio e hélio: 71% hidrogénio molecular, 24% hélio atómico e 5% de elementos
pesados. Tal como Júpiter, Saturno também emite para o espaço mais energia do que aquela que
recebe do Sol.
Saturno, não sendo um corpo rı́gido, como os planetas rochosos, tem rotação diferencial. No equador
o perı́odo de rotação é de 10h 13m 59s ao passo que perto dos polos é de 10h 39m 24s. Saturno
apresenta um achatamento nos polos de 9.8% em relação ao equador. Se não estivesse a rodar seria
32
Figura 39: Comparação entre os interiores dos planetas Júpiter e Saturno [32].
uma esfera perfeita. O achatamento não depende apenas da rotação mas também da forma como a
massa do planeta está distribuı́da no seu interior. Assim estima-se que exista em Saturno um núcleo
sólido com mais ou menos com 10% da massa do planeta.
O campo magnético de Saturno atinge apenas cerca de 3% do de Júpiter. Isto significa que no interior
de Saturno a quantidade de hidrogénio metálico no estado lı́quido deve ser bem menor (o que é de
esperar pois a pressão é também inferior, dada a menor massa do planeta). Na Figura 39 é apresentado
um esquema com a estrutura interior dos planetas Júpiter e Saturno.
2.6.3
Os anéis de Saturno
Saturno apresenta um amplo conjunto de anéis sem paralelo no Sistema Solar (Figura 37). Os anéis são
compostos por partı́culas soltas. Se fossem sólidos seriam despedaçados pela gravidade de Saturno. As
partı́culas devem ser gelo pois os anéis são bastante brilhantes refletindo cerca de 80% da luz recebida
do Sol (Saturno reflete apenas 46%). O tamanho médio das partı́culas é de 10 cm embora se tenham
observado aglomerados com até 5 m. A sua temperatura varia entre −180 ◦ C e −200 ◦ C.
A origem destas partı́culas é desconhecida. Pode ter sido um satélite que nunca se chegou a formar ou
então um que foi destruı́do pelas forças de maré provocadas pela proximidade de Saturno. A massa
total que forma os anéis deve rondar os 1017 − 1019 kg. Juntando toda a matéria que forma os anéis
obterı́amos uma lua com um diâmetro máximo de 100 km.
Do ponto de vista de um observador terrestre a configuração do sistema de anéis vai-se alterando à
medida que Saturno orbita em torno do Sol. Os anéis estão no plano do equador de Saturno e este
tem o eixo de rotação inclinado cerca de 27◦ em relação ao seu plano orbital. Quando vistos de frente
os anéis parecem desaparecer. Isto significa que são muito finos.
Os três anéis principais (mais brilhantes) são designados por A (mais exterior), B e C (mais interior)
33
Figura 40: Imagem do anel F de Saturno obtida pela Voyager 1 a 12 novembro de 1980 (esquerda) e pela Cassini
a 13 de abril de 2005 (direita) Na imagem da direita podemos ver Pandora (no exterior do anel) e Prometeus
(no interior do anel) [38].
– ver Figura 37. O anel A tem de largura cerca de 20 000 km e de espessura cerca de 200 m. Cerca
de metade da luz incidente sobre o anel A é refletida. O anel B é ainda mais brilhante. A região
que separa o anel A do anel B é designada por divisão de Cassini. As imagens enviadas pelas sondas
mostram que os anéis A, B e C não são uniformes mas sim compostos por centenas e centenas de
bandas ligeiramente afastadas umas das outras. Os diferentes anéis apresentam diferentes colorações
pelo que podem ter tido origens diversas.
Os anéis mais exteriores são o G e o E. são muito pouco brilhantes. O anel E inclui a órbita do satélite
Encelados o que pode justificar a presença de partı́culas de gelo uma vez que nessa lua existem
geysers ativos.
A complexidade dos anéis está relacionada com a interação gravitacional entre as partı́culas que os
formam e as luas mais próximas (efeito conjugado das diferentes atrações gravitacionais e das diferentes
velocidades das luas e dos anéis). Temos como exemplo as luas Prometeus e Pandora que influenciam
o anel F (descoberto pela Pioneer 11) dando a este um aspeto retorcido (Figura 40).
2.6.4
Titã: a maior lua de Saturno
Titã é o único grande satélite de Saturno e o segundo maior do Sistema Solar logo a seguir a Ganimedes.
Foi descoberto em 1665 por Christiaan Huyghens. Titã é o único satélite do Sistema Solar onde
existe uma atmosfera relativamente densa não deixando ver do exterior qualquer detalhe da sua
superfı́cie. A pressão ao nı́vel da superfı́cie é superior à verificada na Terra (1.6 atm).
A temperatura varia entre 93 K e 150 K acima da cobertura de nuvens. Entre estes dois valores
está o valor 90.7 K que corresponde ao ponto triplo do metano. A atmosfera é composta em cerca
de 90% por N2 , provavelmente provenientes do NH3 (abundante no Sistema Solar exterior). A sonda
Huygens separou-se da Cassini no dia de Natal de 2004 com o objetivo de descer à superfı́cie de
Titã o que aconteceu a 14 de janeiro de 2005. As primeiras imagens enviadas revelaram um mundo
extremamente parecido com a Terra em termos de geologia e meteorologia. Nas imagens podem ver-se
rios com afluentes, ilhas, lagos e zonas costeiras (Figura 41). O fluido envolvido nestes processos é o
metano.
34
Figura 41: Composição de um conjunto de imagens da superfı́cie de Titã enviadas pela sonda Huygens [39].
2.6.5
Outros satélites de Saturno
Saturno tem cerca de 60 luas. Titã, com diâmetro de 5150 km, destaca-se claramente em termos
de tamanho. Existem 10 luas (Rhea, Iapetus, Dione, Thetis, Enceladus, Mimas, Hyperion, Phoebe,
Janus e Epimetheus) de tamanho moderado (100 a 1500 km de diâmetro) todas elas caracterizados
por baixas densidades. São corpos compostos sobretudo por gelo. A sua rotação está sincronizada
com Saturno.
Encélados tem uma albedo de 0.95 o que faz dele o corpo de grande dimensão mais refletivo do Sistema
Solar. Nesta lua existem geysers ativos cujas partı́culas explelidas alimentam o anel E de Saturno.
A atividade geológica de Encélados deve ter a ver com a sua interação com a lua Dione uma vez que
as órbitas estão em ressonância de 1:2.
Mimas é caracterizado por uma grande cratera de impacto (para além de outras menores).
Tethys tem uma superfı́cie cheia de crateras de impacto. Existe no entanto uma zona onde as crateras
são mais espaçadas e onde parece ter havido um rejuvenescimento da superfı́cie por correntes de lava.
Dione tem o lado da sua superfı́cie voltado para Saturno repleto de crateras e o outro essencialmente
marcado por vales e gargantas profundas na sua superfı́cie gelada. Em Rhea acontece o mesmo cenário.
Iapetus é caracterizado pela grande variação de brilho que apresenta quando descreve a sua órbita.
O lado voltado para Saturno é negro como o asfalto (albedo=0.05) ao passo que o outro lado é muito
brilhante (albedo=0.50).
As restantes luas (algumas dezenas) têm diâmetro entre um e 100 km. Algumas delas podem ter sido
asteroides entretanto capturados. Algumas das pequenas luas caracterizam-se, também, por varrerem
a região junto aos anéis (casos de Pandora e Prometeus – ver Figura 40).
2.7
Úrano
Úrano está no limiar do visı́vel a olho nu pelo que, mesmo que tenha sido observado ao longo dos
tempos, foi sempre visto como uma estrela pouco luminosa. Para além disso Úrano desloca-se apenas
cerca de 4◦ em cada ano sobre a esfera celeste pelo que a sua identificação como planeta não é trivial.
A descoberta como planeta aconteceu apenas em 1781 por William Herschel. Na Figura 42 temos uma
foto do planeta tirada pela sonda Voyager 2 em 1986.
35
Figura 42: O planeta Úrano fotografado pela sonda Voyager 2 em 1986. O polo Sul do planeta está praticamente
no centro da imagem [32].
Figura 43: Esta imagem de IV obtida pelo HST coincide com a chegada da Primavera ao hemisfério norte de
Úrano (no topo da imagem). são claramente visı́veis grandes tempestades [40].
2.7.1
O eixo de rotação do planeta
O eixo de rotação de Úrano está inclinado 98◦ em relação ao seu plano orbital e o planeta roda no
sentido retrogrado. Esta inclinação pode ter sido provocada por uma colisão ainda durante o processo
de formação do Sistema Solar. Uma inclinação tão grande deve provocar alterações sazonais bastante
acentuadas. Um dos pólos do planete fica virado de frente para o Sol cerca de metade do ano enquanto
que o outro fica, durante o mesmo intervalo de tempo, mergulhado na escuridão. A mudança de estação
é acompanhada de grandes tempestades como podemos ver na Figura 43.
2.7.2
A atmosfera de Úrano
A atmosfera de Úrano é composta em 82.5% por hidrogénio, 15.2% hélio e 2.3% metano. É a presença
do metano que dá o tom azulado ao planeta. A temperatura na alta atmosfera é de −218 ◦ C. Isto
explica a ausência de amonı́aco e água como existe nas atmosferas de Júpiter e Saturno onde a
temperatura é mais elevada. Assim as poucas nuvens observadas em Úrano são compostas por metano.
36
Figura 44: O interior dos planetas Úrano e Neptuno [32].
2.7.3
O interior de Úrano
Úrano tem densidade superior à de Júpiter e Saturno o que sugere um interior diferente. Este facto
levanta uma série de questões sobre o processo e local de formação do planeta. O núcleo deve ser
rochoso (essencialmente composto por silı́cio e ferro) com a temperatura no centro a atingir os 7000 K.
O núcleo por sua vez está envolto por um manto liquı́do composto por H2 O, NH3 e CH4 . O manto
está rodeado por uma crusta de hélio e hidrogénio liquı́dos (a pressão não é suficiente para produzir
hidrogénio metálico) – ver Figura 2.7.3.
2.7.4
O campo magnético de Úrano
O eixo magnético do planeta está inclinado cerca de 59◦ em relação ao eixo de rotação. Em Neptuno a
inclinação ronda os 47◦ . Estes valores contrastam com os dos restantes planetas onde o desvio nunca é
superior a 12◦ . Estaremos perante uma inversão de polos magnéticos (como se pensa já ter acontecido
na Terra) ou será isto uma sequela de uma colisão dos planetas com outro corpo durante a formação
do Sistema Solar?
O campo magnético em Úrano e Neptuno não pode ser gerado pelo hidrogénio metálico que neste
caso não existe. Neste caso o responsável pelo campo magnético é o NH3 . De facto, devido às altas
pressões o NH3 perde um ou dois dos seus eletrões que, assim, podem fluir na água que está presente
e é, por sinal, um bom condutor de eletricidade.
2.7.5
Os Anéis e os satélites de Úrano
Foram descobertos acidentalmente em 1977 quando se procedia ao estudo da ocultação de uma estrela
pelo planeta. Descobriram-se na altura nove anéis. A Voyager 2 descobriu mais dois. Os anéis são
finos e escuros. As suas partı́culas são relativamente pequenas (da ordem de 1 cm ou inferior), embora,
algumas possam atingir os 10 m.
Úrano tem pelo menos 27 luas. As cinco maiores (Titânia, Oberon, Ariel, Umbriel e Miranda —
37
Figura 45: As cinco maiores luas de Úrano [41].
Figura 46: O planeta Neptuno fotografado pela sonda Voyager 2 em 1989. Podem ver–se algumas tempestades
com particular destaque para a Grande Mancha Escura [32].
ver Figura 45) têm densidade ≈ 1500 kg/m3 o que é compatı́vel com uma mistura de gelo e rocha.
Titânia e Ariel apresentam sinais deixados por correntes de lava que encheram as regiões mais baixas.
Oberon e Umbriel são dominados por crateras de impacto. Miranda caracteriza-se por apresentar
uma face repleta de crateras e outra com relevos (vales, montes, desfiladeiros). Deve ter ocorrido um
processo de rejuvenescimento da superfı́cie que, entretanto, cessou deixando parte da superfı́cie com
o seu aspeto mais ancestral.
2.8
Neptuno
Cedo se descobriu que não era possı́vel seguir com precisão a órbita de Úrano recorrendo às leis da
Mecânica. Em 1845 dois astrónomos, um inglês e um francês, chegaram de forma independente à
conclusão de que deveria existir um planeta mais exterior a perturbar a órbita de Úrano. Um ano
mais tarde foi descoberto esse planeta ao qual se deu o nome de Neptuno.
Neptuno embora tenha algumas semelhanças com Úrano tem também diversas diferenças. é muito
parecido com Úrano no seu tamanho, aspeto e composição atmosférica. Tem no, entanto, 18% mais
massa, a inclinação eixo de rotação é de apenas 29.5◦ e a sua atmosfera é muito mais dinâmica. Na
Figura 46 temos uma foto do planeta tirada pela sonda Voyager 2 em 1989.
38
2.8.1
A atmosfera de Neptuno
A temperatura no topo da atmosfera é, como em Úrano, de −218 ◦ C. O facto de Neptuno estar mais
longe do Sol e ter uma temperatura semelhante, significa que deve ter uma fonte de calor interna
(como acontece em Júpiter e Saturno). Provavelmente Neptuno ainda está a passar por um processo
de contração gravitacional.
A Voyager 2 registou na atmosfera do planeta uma Grande Mancha Escura (Figura 46) muito parecida
com a Grande Mancha Vermelha de Júpiter (em localização, tamanho e dinâmica). Alguns anos depois,
registos obtidos pelo HST revelaram que a mancha havia desaparecido por completo.
Foram observadas nuvens brancas nas altas camadas da atmosfera. Estas devem ser compostas por
cristais de metano que ao subir na atmosfera, por convexão, acabam por solidificar.
Interior de Neptuno e campo magnético
Julga-se que o interior de Neptuno deve ser em tudo semelhante ao interior de Úrano (ver Secção ??,
Figura 2.7.3). O mesmo acontece com o respetivo campo magnético (ver Secção 2.7.4).
2.8.2
Os Anéis e os satélites de Neptuno
Neptuno tem também um sistema de anéis. Neste caso são finos e escuros composotos por partı́culas,
relativamente pequenas (tamanhos inferiroes a 1 cm), embora, algumas possam atingir os 10 m.
São conhecidas atualmente 13 luas no sistema de Neptuno sendo a maior delas Tritão.
Tritão
Trata-se do maior satélite de Neptuno. O seu movimento tem sentido retrogrado (contrário ao da
rotação de Neptuno) e o seu plano orbital está inclinado cerca de 23◦ em relação ao plano equatorial
do planeta. Provavelmente Tritão formou-se noutro ponto do Sistema Solar e acabou por ser capturado
por Neptuno.
A superfı́cie de Tritão não tem crateras grandes o que significa que é relativamente jovem (Figura 47).
Existem regiões que fazem lembrar lagos gelados ou caldeiras de vulcões gelados entretanto extintos.
Este processo de rejuvenescimento da superfı́cie pode ter tido lugar quando a lua foi capturada por
Neptuno. A Voyager 2 registou geysers (com 8 km de altura) com material a ser ejetado de Tritão.
Provavelmente este material alimenta a ténue atmosfera de N2 observada nesta lua.
Devido ao seu movimento retrogrado Tritão tende a aproximar-se gradualmente de Neptuno. Daqui
por cerca de 100 milhões de anos Tritão irá ultrapassar o chamado Limite de Roche e será desfeito
pelas forças de maré impostas por Neptuno dando origem a um espetacular anel.
3
3.1
Planetas Anões e pequenos corpos
Plutão
Plutão foi descoberto quase que acidentalmnete em 1930. Procurava–se então um novo planeta do
Sistema Solar capaz de justificar algumas perturbações registadas na órbita de Neptuno. No entanto,
Plutão não tinha massa suficiente e logo se passou para a procura de um hipotético décimo planeta (o
famoso Planet X ). Resultados mais recentes mostraram que essas perturbações na órbita de Neptuno
na realidade não existem (com a amplitude que se pensava).
Embora a sua observação esteja muito dificultada pelo facto de ser tão pequeno e estar tão distante
39
Figura 47: Tritão: a maior lua de Neptuno fotografada pela Voyager 2 [42].
Figura 48: Imagem de Plutão obtida pelo HST [43].
foi possı́vel fazer um mapa rudimentar do planeta com os dados recolhidos pelo HST (ver Figura 48).
Existem calotes polares e regiões com diferente albedo junto ao equador. Descobriu–se ainda que o
planeta roda no sentido retrogrado.
Em 1978 foi descoberta uma lua a rodar em torno de Plutão. Esta lua, que foi baptizada de Charon,
está em rotação sincronizada com Plutão (cada um deles mostra sempre a mesma face ao outro). Por
exemplo, vista de Plutão, a lua Charon está sempre suspensa no mesmo local acima do horizonte.
Entre 1985 e 1990 o plano orbital do sistema estava perfeitamente alinhado com a Terra (só acontece a
cada 124 anos) proporcionando uma série de eclipses que permitiram obter diversas informações sobre
Plutão e Charon.
O espetro de absorção de Plutão revela a presença de riscas de N2 , CH4 e CO. A partir da observação
de ocultações estelares sabemos que existe uma muito ténue atmosfera. Dado que a temperatura
ronda os 40K essa atmosfera deve ser essencialmente composta por N2 e CO uma vez que, a essa
temperatura o metano permanece congelado.
O espectro de absorção de Charon revela a presença de água gelada na sua superfı́cie. Outros elementos
como sejam o N2 , CH4 ou CO (presentes em Plutão) no caso de Charon não existem de forma
abundante. Devem ter escapado para o espaço dada a menor gravidade desta lua.
Entretanto em 2005 descobriram–se mais duas pequenas luas, baptizadas de Nix e Hydra e, mais
recentemente, em 2011 e 2012, outras duas luas aparentemente ainda mais pequenas (Figura 49). De
tudo isto nos dará conta a sonda New Horizons que vai a caminho de Plutão onde passará em 2015.
40
Figura 49: Plutão e as suas luas [44].
Figura 50: O planeta anão Eris e a sua lua Dysmonia [45].
3.2
Cintura de Kuiper e outros planetas anões
Em 1991 foi descoberto um corpo gelado com cerca de 240km de diâmetro a cerca de 40 UA do
Sol. Esse objeto foi designado por 1992QB1 . Em 2004 já tinham sido identificados cerca de 1000
desses pequenos corpos gelados numa região entre 30 UA a 500 UA. Essa zona foi então designada
por Cintura de Kuiper. Plutão e Charon pertencem a essa cintura.
Entre os objetos da Cintura de Kuiper encontra-se Eris e a sua lua Dysmonia (Figura 50). Eris tem
massa superior a Plutão e é também maior do que Plutão. Assim, se Plutão é um planeta Eris também
deveria ser considerado como tal. Como Eris foram descobertos, na Cintura de Kuiper, outros corpos
semelhantes em massa e dimensão. A União Astronómica Internacional (IAU) na sua assembleia geral
(em 2006) decidiu atribuir a classificação de planeta anão a Plutão, Eris, Makemake e Haumea
(todos da cintura de Kuiper) – Figura 51. A estes quatro temos ainda a juntar Ceres, pertencente à
cintura de asteroides entre Marte e Júpiter.
3.3
Sedna e outros corpos da cintura de Kuiper
Sedna descoberto a 14 de novembro de 2003 chegou a ser apontado como o décimo planeta do Sistema Solar. Atualmente, aguarda, ainda, a sua possı́vel classificação como planeta anão. Uma das
41
Figura 51: Imagem de artista mostrando os maiores objetos conhecidos com órbitas para além de Neptuno.
Destes constam quatro planetas (Eris, Plutão, Makemake e Haumea) e uma série de pequenos corpos gelados
como Sedna, Orcus e Quaoar [46].
particularidades de Sedna é a sua órbita bastante alongada: 75 a 950 UA. Sedna encabeça um grupo
de pequenos corpos gelados, pertencentes à Cintura de Kuiper, do qual também fazem parte Orcus,
2007 OR10 e Quaoar (Figura 51).
3.4
Asteroides
Um asteroide é um pequeno corpo rochoso que orbita em torno do Sol. A maioria dos asteroides faz
parte da chamada Cintura de Asteroides situada entre Marte e Júpiter (2.1 UA – 3.5 UA). Existem, no
entanto, alguns asteroides que descrevem trajetorias que os levam para fora desta região. A dimensão
média dos asteroides situa–se entre ∼ 100 m e ∼ 500 km. Corpos mais pequenos são usualmente
designados por meteoroides.
A sonda Galileu, na sua viagem para Júpiter, passou perto dos asteroides Gaspra (em 1991) e Ida (em
1993). Mais recentemente, em 2005, a sonda Hayabusa pousou no asteroide Itokawa onde recolheu
uma amostra que transportou com sucesso para a Terra onde chegou em 2010.
Os dados recolhidos por estas e outras missões revelam que nem todos os asteroides são rochosos.
Alguns têm densidades mais baixas e parecem ser compostos por gelo. Existem crateras de impacto,
nalguns casos, com diâmetro comparável ao do próprio asteroide. Existem diversos asteroides com
luas. Ida, por exemplo, tem uma lua chamada Dactyl.
3.4.1
Cintura de Asteroides
O primeiro corpo da cintura de asteroides a ser descoberto foi Ceres (em 1801). Seguiram-se Pallas
(1802), Juno (1804) e Vesta (1807). Hoje em dia estão catalogados mais de 50 000 asteroides (Figura
52). Pouco mais de 200 deles têm diâmetro superior a 100 km. A maioria tem forma irregular e mede
menos de 1 km. Ceres foi recentemente promovido a planeta anão.
Embora existam bastantes asteroides estes estão dispersos por uma vasta região pelo que a distância
média entre eles ronda os 106 km. Assim a probabilidade de uma sonda espacial colidir com um deles
é reduzida.
Não sabemos ao certo a razão pela qual se formou nesta zona do Sistema Solar uma cintura de
asteroides e não um planeta. De acordo com simulações feitas por computador a resposta parece
estar relacionada, em parte, com a gravidade de Júpiter. Quando este planeta gigante não é incluido
nas simulações ocorre a formação de um planeta. Tendo Júpiter em conta mesmo que se forme um
42
Figura 52: Esquema mostrando a cintura de asteroides existente entre Marte e Júpiter. São também apresentados os asteroides troianos (ver texto para mais detalhes) [47].
planeta com dimensão semelhante à da Terra este acaba por ser rapidamente catapultado para outras
paragens (mais para o interior ou para o exterior do Sistema Solar). Processos conturbados como este
explicariam a atual configuração da cintura de asteroides.
A gravidade de Júpiter continua a influenciar a cintura de asteroides no presente. Regra geral, os
perı́odos orbitais dos asteroides não estão em ressonância com o perı́odo orbital de Júpiter. Um
asteroide com um perı́odo orbital igual a 5.93 anos, por exemplo, estaria alinhado com Júpiter a cada
duas voltas em torno do Sol (ressonância 2-1). A gravidade de Júpiter acabaria por alterar a órbita
do asteroide podendo mesmo afastá-lo da cintura de asteroides. O mesmo se diz para asteroides com
outros nı́veis de ressonância (3-1, 4-1, ...). Assim, a influência de Júpiter acabou por produzir uma
espécie de sistema de anéis na cintura de asteroides. As zonas vazias entre anéis designam-se por
falhas de Kirkwood.
3.4.2
Ceres
Ceres situa-se na região da Cintura de Asteroides. Foi inicialmente considerado um planeta, depois
passou a ser considerado asteroide (durante cerca de 150 anos) para, mais recentemente, subir ao
estatuto de planeta anão (Figura 53). Ceres dá uma volta ao Sol a cada 4.6 anos a uma distância
média de 2.77 UA. O seu raio é de 934 km. Ceres é de longe o corpo com maior massa presente na
Cintura de Asteroides. De facto, a sua massa ascende a cerca de 30% da massa dos restantes asteroides
todos juntos.
3.4.3
Asteroides troianos
A atuação conjunta da gravidade do Sol com a de Júpiter conduziram alguns asteroides para os
chamados pontos estáveis de Lagrange. Em 1906 foram descobertos os primeiros asteroides nesses
pontos do sistema Júpiter–Sol (a existência destes pontos foi prevista por Joseph Lagrange em 1772).
Existem cerca de 1600 destes asteroides, designados por asteroides troianos, já catalogados (ver Figura
52).
43
Figura 53: O planeta anão Ceres fotografado pelo HST [48].
3.4.4
Asteroides que passam perto da Terra
Alguns asteroides afastam-se bastante da região da cintura de asteroides. Estão neste caso os chamados
NEOs (Near Earth Objects) cujas trajetórias se podem aproximar bastante da Terra. Por exemplo
em 1994 o 1994 XM1 passou a cerca de 105 000 km da Terra (mais perto do que a Lua). Tratou-se
de um corpo com cerca de 10 m (meteoroide) e caso colidisse com a Terra provavelmente arderia por
completo na atmosfera sem chegar ao solo. Em 1989 o asteroide Asclepius com cerca de 300 m passou
a cerca de 700 000 km da Terra.
São atualmente conhecidos milhares de NEOs e quase todos os dias se descobrem novos. Regra geral,
são de pequenas dimensões (meteoroides). Os asteroides que passam perto da Terra podem ser de um
de três tipos:
• Amor - situam-se entre as órbitas da Terra e de Marte. Embora possam cruzar ocasionalmente
a órbita de Marte, nunca cruzam a órbita da Terra embora se possam aproximar bastante desta.
Exemplo: 1036 Ganymed.
• Apollo - diferenciam-se dos asteroides do tipo Amor pelo facto do seu periélio (ponto em que
estão mais próximos do Sol) ser inferior ao afélio da Terra (ponto em que a Terra está mais
afastada do Sol). Exemplo: 4581 Asclepius.
• Atenas - têm órbitas cujo afélio (ponto em que estão mais afastados do Sol) é superior ao
periélio da Terra (ponto em que a Terra está mais próxima do Sol). Exemplo: 99942 Apophis.
Os asteroides e meteoroides são em geral ricos em ferro. O irı́dio é um elemento comum em rochas ricas
em ferro e raro noutros tipos de rocha. Assim, um estudo da distribuição de irı́dio sobre a superfı́cie
terrestre, pode dar a ideia dos impactos ocorridos no passado.
3.5
Meteoroides, meteoros e meteoritos
Não existe uma linha clara de separação entre asteroides e meteoroides. Em geral consideram-se
meteoroides aqueles que têm menos de uma centena de metros.
Um meteoro consiste no fenómeno luminoso que ocorre quando um meteoroide entra na atmosfera e é
vaporizado total ou parcialmente devido ao atrito. Estes fenómenos são popularmente designados por
estrelas cadentes. Grande parte dos meteoros resulta da combustão de pequenos grãos de poeira
(1 mm) deixados por cometas. Se a Terra atravessar uma região rica nesses grãos de poeira podemos
ter aquilo a que chamamos uma chuva de meteoros.
44
Muitos meteoroides ardem completamente ao penetrarem na nossa atmosfera. Se parte do meteoroide
sobreviver e conseguir chegar ao solo então passa a ser designado por meteorito. Em geral o meteorito
tem uma dimensão muito inferior à do meteoroide inicial.
Todos os dias cerca de 300 toneladas de meteoritos caem sobre a Terra (grande parte na forma de
poeira). No Arizona, por exemplo, existe uma cratera de impacto provocada pela colisão de um
meteorito com cerca de 50 m há 50 000 anos.
Classificação de meteoritos
• Rochas – parecem rochas vulgares embora apresentem uma crusta queimada (durante a sua
descida na fase de meteoro). Cerca de 95% de todos os meteoritos pertencem a esta classe. Existe
uma subclasse de meteoritos rochosos nos quais existem quantidades relevantes de carbono e
compostos de carbono incluindo moléculas orgânicas complexas como os aminoácidos. Para
além disso cerca de 20% da massa destes consiste em água incrustada nos minerais. A origem
deste tipo de meteoritos pode remontar às origens do Sistema Solar.
• Rochas ferrosas – são compostos por rocha e ferro (50% de cada). Constituem 1% de todos os
meteoritos.
• Ferros – são essencialmente compostos por ferro embora possam ter na sua composição também
nı́quel (entre 10 a 20%). Constituem 4% de todos os meteoritos.
3.6
Cometas
Os cometas são corpos em dimensão comparáveis aos asteroides. Diferem radicalmente no que respeita
à sua composição. Ao passo que os asteroides são essencialmente rochosos os cometas são, por seu
turno, essencialmente compostos por gelo.
As trajetórias dos cometas são elipses com grande excentricidade. Isto significa que os cometas orbitam
em torno do Sol. Os perı́odos orbitais são muito variáveis e vão-se alterando à medida que o cometa
perde massa em cada passagem. O cometa Encke, por exemplo, dá uma volta ao Sol em 3.3 anos ao
passo que o Kohoutek, que passou por cá em 1973, só o voltará daqui por cerca de 80 000 anos.
Os cometas com perı́odo orbital mais curto devem ter passado perto de Júpiter o suficiente para que
a sua órbita fosse alterada. Estes designam–se geralmente por cometas da famı́lia de Júpiter. Muitos
destes cometas acabam mesmo por colidir com Júpiter ou com o Sol. Têm perı́odo inferior a 20 anos
e julga–se serem originários da cintura de Kuiper. A influência gravı́tica de Neptuno ou a interação
de corpos da cintura de Kuiper entre si podem lançar ocasionalmente um deles em direção ao sistema
solar interior onde acaba eventualmente por se tornar num cometa.
Os cometas de perı́odo intermédio ou longo são os mais comuns. As suas órbitas podem ir até as 105
UA (1/5 da distância para a estrela mais próxima). Estes cometas são originários da nuvem de Oort.
Estrutura de um cometa (ver Figura 54):
• Núcleo – com uma extensão da ordem das dezenas de km o núcleo de um cometa é composto
por uma mistura de gelo (H2 O, CO2 , N H3 , CH4 ) e poeiras.
• Cabeleira – zona que envolve o núcleo estendendo-se até aos 105 ou 106 km. A cabeleira é
uma espécie de atmosfera do cometa sendo composta pelo material libertado do núcleo por
aquecimento.
45
Figura 54: Estrutura de um cometa [49].
• Envelope de hidrogénio – esta zona consiste numa esfera de hidrogénio que se estende por cerca
de 107 km. O hidrogénio resulta da separação de moléculas de água pela radiação UV do Sol.
• Cauda – quando o cometa se aproxima muito do Sol (menos de 3 UA) pode desenvolver uma
grande cauda. Note-se que a 3 UA do Sol a temperatura atinge cerca de 215 K que corresponde
à temperatura de sublimação da água gelada. A cauda tem uma densidade muito baixa em
relação à do cometa em si. A cauda do cometa tem duas ramificações:
Cauda de gás – aponta na mesma direção do movimento do cometa. Consiste em material
deixado para trás pelo cometa. Esta cauda acompanha o movimento do cometa descrevendo
uma curva suave. Pode atingir cerca de 107 km. O material da cauda acaba por escapar ao
cometa ficando em órbita em torno do Sol.
Cauda de iões – aponta na direção oposta ao Sol pois resulta do arrastamento de iões, provenientes do cometa, pelo vento solar. Esta cauda pode atingir até 108 km. O seu tom azulado
resulta da presença de iões moleculares de compostos de carbono.
Nuvem de Oort
A grande maioria dos cometas de perı́odo intermédio ou longo parece ser originária de uma região
situada a cerca de 50 000 UA do Sol. Como surgem com a mesma frequência de todas as direções
essa região, que veio a designar–se por Nuvem de Oort, deve ter forma esférica. A nuvem de Oort é
composta pelos restos da nebulosa que deu origem ao Sistema Solar. Assim, o estudo da composição
dos cometas pode revelar muito sobre a origem do nosso sistema planetário.
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