UNIDADE V – ASTROFÍSICA DO SISTEMA SOLAR AULA 20

UNIDADE V – ASTROFÍSICA DO SISTEMA SOLAR
AULA 20 – ORIGEM E PROPRIEDADES DO SISTEMA SOLAR
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
conhecer a constituição, a estrutura e as propriedades básicas do sistema
solar;
1
ter noções sobre a origem e o mecanismo de formação do sistema solar.
INTRODUÇÃO
O sistema solar é o conjunto de corpos celestes ligados gravitacionalmente
ao Sol. Ele é constituído pelo próprio Sol e por uma gama de objetos que orbitam
em seu entorno: grandes corpos celestes chamados planetas, corpos celestes de
tamanho intermediário chamados planetas anões, uma grande quantidade de
corpos rochosos de menor tamanho chamados asteroides, corpos de gelo e rochas
chamados cometas. Os planetas, por sua vez, apresentam, em geral, corpos
rochosos de massas diversas que orbitam em seu entorno, chamados satélites. As
órbitas de todos esses corpos possuem excentricidades diversas. Permeando o
espaço entre esses corpos no sistema solar, há uma espécie de poeira dispersa,
chamada poeira zodiacal.
As características de cada um desses tipos de corpos, a frequência com que
ocorrem e os movimentos que produzem, contam a história da formação do
sistema solar e nos ajudam a entender o processo de formação e de morte das
estrelas, e da formação de elementos pesados na natureza. Esta aula aborda as
características gerais do sistema solar, como constituição, estrutura e composição
química.
2
ESTRUTURA FUNDAMENTAL DO SISTEMA SOLAR
O sistema solar tem uma massa total de aproximadamente 2 × 10ଷ଴ kg. De
toda essa massa, cerca de 99,8% encontra-se concentrada em um único corpo
celeste: o Sol. Quase toda a massa do Sol, por sua vez, se encontra na forma de
hidrogênio e hélio. O restante da massa do sistema solar está distribuída, de forma
bastante irregular, entre os demais corpos.
Da massa restante do sistema solar, cerca de 0,13% está na forma de
planetas,
que
se
encontram
a
diferentes
distâncias
do
Sol,
em
órbitas
aproximadamente circulares (elipses cujos focos estão próximos do seu centro).
Podemos dividir os planetas em duas grandes famílias: os planetas terrestres, cuja
constituição é semelhante à da Terra, rochas e metais; e os planetas gasosos,
enormes esferas compostas por gases e gelo. O planeta Netuno, cuja órbita tem o
maior diâmetro entre todos os demais, está a uma distância média de 30 unidades
astronômicas do Sol. A partir dessa distância não existem mais planetas ligados ao
Sol, mas isso não significa que essa distância corresponda ao limite do sistema
solar. De fato, ele se estende bastante além disso.
Espalhados pelo interior do sistema solar, estão objetos de massa inferior à
dos planetas. Embora possamos encontrá-los em qualquer ponto, existem duas
regiões no qual a densidade desses objetos aumenta consideravelmente: o cinturão
de asteróides, localizado na interface entre os planetas terrestres e gasosos, e o
cinturão de Kuiper, localizado além da órbita de Netuno e estendendo-se até 50
unidades astronômicas de distância do Sol. Essas duas regiões são populadas por
asteroides e por planetas anões. A diferença entre essas duas classes de objetos de
baixa massa é que os asteroides são tão leves que sua gravidade não é suficiente
para lhes dar a forma esférica característica dos planetas, enquanto os planetas
anões são esféricos, mas não têm massa suficiente para serem chamados planetas
propriamente ditos.
Ainda no cinturão de Kuiper, e em uma segunda região chamada nuvem de
Oort, está localizada a vasta maioria dos cometas. A nuvem de Oort se estende
desde a periferia do cinturão de Kuiper até cerca de 50 mil unidades astronômicas,
aproximadamente um ano-luz de distância do Sol, e marca os limites do sistema
solar.
Os planetas giram
em torno do Sol
em
órbitas cujos planos são
relativamente semelhantes. Assim, quando vistos da Terra, os planetas descrevem
movimentos na esfera celeste semelhantes ao do Sol, o que significa que, quase
sempre, encontraremos planetas próximo da eclíptica. O mesmo vale, com menos
precisão, para planetas anões e asteroides. Já os cometas apresentam órbitas
muito mais diversificadas.
Entre os corpos que formam o sistema solar, existe uma poeira dispersa,
remanescente da época em que o sistema solar se formou. Essa poeira está
distribuída na forma de um disco espesso orientado de forma semelhante às órbitas
dos planetas. Devido à reflexão da luz solar, esse disco de poeira, que também se
localiza na eclíptica da esfera celeste quando visto da Terra, se mostra na forma de
uma luz tênue que acompanha as constelações do zodíaco; por isso, é chamada de
poeira zodiacal.
A figura 20.1 mostra um esquema do sistema solar, mostrando o Sol, os
planetas, os cinturões de asteróides e de Kuiper, e a nuvem de Oort. Cada um dos
seus componentes será analisado com mais detalhes nas aulas 21 e 24.
Figura 20.1: Estrutura do sistema solar. Os tamanhos do sol, dos planetas e dos
asteróides não estão em escala.
3
MODELOS DE FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR
A estrutura e a composição do sistema solar atuais são resultado do seu
processo de formação. Qualquer cenário de formação do sistema solar deve ser
capaz de explicar suas propriedades tais como são observadas atualmente.
Em particular, um modelo de formação adequado deve ser capaz de
explicar, por exemplo, por que a massa do Sol é tão grande comparada com o
restante do sistema solar; se a massa do sistema solar que não faz parte do Sol é
tão pequena, por que toda essa massa não colapsou em direção ao Sol; por que os
planetas terrestres são mais próximos do Sol, e os planetas gasosos, mais
distantes; por que existem regiões mais densas em asteroides, como o cinturão de
asteróides; por que os cometas não se distribuem em todo o sistema solar,
povoando preferencialmente as regiões além de Netuno, etc.
Felizmente, o mesmo cenário de formação de estrelas, visto na aula 17, é
capaz de explicar quase todas as características atuais do sistema solar. O Sol é o
resultado do colapso gravitacional de uma nuvem de gás, que deve ter dado
origem, também, a outras estrelas. Com o colapso da nuvem, uma fração dessa
nuvem se destacou do restante e deu origem a uma subnuvem, da qual viria a se
formar o sistema solar, 4,6 bilhões de anos atrás.
Durante o colapso de uma nuvem extensa, seu momentum angular se
conservou. Para isso, quanto mais uma nuvem se contrai, mais rapidamente ela
deve girar para que seu momentum angular seja conservado. Por outro lado,
quanto mais rápida a rotação do material da nuvem, mais material consegue se
distribuir em uma órbita estável em torno do centro da nuvem. Esse material
continuou colapsando em direção ao centro perdendo energia por fricção, embora a
uma taxa mais lenta que a original.
Conforme o colapso evoluiu no tempo, a região central da nuvem se tornou
mais e mais densa, em detrimento das regiões periféricas. No centro do sistema
solar, formou-se uma protoestrela, que viria a se tornar o Sol. Quando a pressão
interna do Sol se tornou alta o suficiente, teve início a fusão do hidrogênio e o Sol
se tornou uma estrela. O material periférico, por conservação de momentum
angular, assumiu a forma aproximada de um disco em rápida rotação, o disco
protoplanetário. Esse disco, formado por grãos de rochas e metais oriundos da
nuvem original e por gás enriquecido, é mais quente e denso nas regiões mais
centrais. Sendo assim, somente materiais com pontos de fusão altos (rochas e
fragmentos metálicos) serão sólidos na parte central; na parte periférica, materiais
com pontos de fusão mais baixos também podem se tornar sólidos (como água,
amônia e metano).
No interior do disco que circunda o Sol recém-formado, regiões com mais
densidade de matéria no estado sólido sofreram seu colapso individual, formando
protoplanetas, que mais tarde dariam origem aos planetas. Em cada região do
disco planetário, os protoplanetas se formam do material sólido disponível, de
forma que as regiões mais centrais, por serem mais quentes, têm menos matéria
sólida à disposição. Os protoplanetas, eventualmente colidindo e se destruindo
mutuamente, produziram grandes quantidades de detritos irregulares; absorvendo
detritos do seu entorno e protoplanetas de menor massa, cresceram e se tornaram
os planetas anões e planetas propriamente ditos. Entre 3 e 30 anos-luz de distância
do Sol, os proto-planetas, sendo mais massivos do que os protoplanetas da região
mais central, possuem um raio de influência gravitacional maior e conseguem
absorver mais material da periferia, gerando planetas muito mais massivos.
O disco protoplanetário passa a sofrer os efeitos da radiação produzida pelo
Sol quando da ignição da fusão nuclear. O resultado disso é que as regiões mais
próximas do Sol são varridas de seu conteúdo gasoso, que se acumula em regiões
mais distantes do Sol. Esse processo varre a zona de formação planetária do gás
disponível.
O
crescimento
dos
planetas,
a
partir
desse
momento,
se
dá
exclusivamente por absorção de fragmentos sólidos e por outros protoplanetas.
Na parte central do sistema solar, os planetas formados são pequenos e
rochosos, como a Terra; na parte periférica, formaram-se planetas muito massivos
e constituídos principalmente de gás. O cinturão de asteroides e o cinturão de
Kuiper se situam em regiões em que os fragmentos da formação de planetas não
deram origem a planetas, seja porque nessas regiões o processo é muito lento,
seja pela influência gravitacional dos planetas próximos. Nos limites do sistema
solar, formaram-se corpos pequenos, ricos em gelo e poeira, uma vez que não
participaram do colapso da nuvem principal.
A figura 20.2 mostra uma concepção artística do disco protoplanetário que
deu origem ao sistema solar.
Figura 20.2: A formação do sistema solar. O disco proto-planetário é mais
aquecido na parte central. Alguns proto-planetas são visíveis.
Fonte: www.universetoday.com
RESUMO
Nesta aula, você viu:
A constituição, a estrutura e as propriedades do sistema solar.
O mecanismo de formação dos planetas e demais corpos do sistema
solar.
REFERÊNCIAS
RIDPATH, Ian. Guia ilustrado Zahar Astronomia. 2.ed. Rio de Janeiro: Jorge
Zahar, 2008.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
AULA 21 – O SOL
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
Conhecer as principais características do Sol.
Ter noções sobre a estrutura interna do Sol e sobre sua atmosfera.
Estar familiarizado com os principais ciclos solares.
INTRODUÇÃO
O Sol é o astro dominante do sistema solar. Com sua enorme massa,
determina o movimento dos planetas, e a energia por ele emitida, na forma de
radiação, afeta enormemente as propriedades superficiais dos planetas mais
próximos. Por ser a estrela mais próxima da Terra, e por estarmos tão próximos
dele que podemos observar seu enorme disco no céu – coisa que não ocorre com
nenhuma outra estrela –, é a estrela mais detalhadamente estudada e aquela sobre
a qual dispomos do maior número de, e de mais precisas, informações. Nesta aula,
vamos ver as propriedades básicas do Sol, sua estrutura interna e seus ciclos de
emissão radiativa.
2
PROPRIEDADES BÁSICAS DO SOL
O Sol é uma estrela da sequência principal, do tipo espectral G2. Isso
significa que a fonte de energia de sua emissão luminosa provém da fusão de
hidrogênio em hélio no seu núcleo, e que sua temperatura superficial é da ordem
de 5800 K. A cada segundo, o Sol emite 3,9 × 10ଶ଺ J de energia na forma de
radiação, ou seja, sua luminosidade bolométrica é de 3,9 × 10ଶ଺ W. De toda essa
energia, somente uma fração muito pequena atinge a Terra. Ainda assim, cada
metro quadrado da superfície terrestre, com o Sol no zênite, recebe um fluxo de
radiação de, em média, 1370 W; esse fluxo recebido na Terra pelo Sol é chamado
constante solar.
A forma do Sol é quase perfeitamente esférica – diferentemente da Terra,
cujo diâmetro equatorial é sensivelmente maior do que o diâmetro polar –, com um
raio de 696000 quilômetros, mais de cem vezes o raio da Terra. Em uma esfera oca
do tamanho do Sol, caberiam cerca de um milhão e trezentos mil planetas Terra. A
massa do Sol é de aproximadamente 2 × 10ଷ଴ kg, ou quase trezentas mil vezes a
massa da Terra, sendo 73% dessa massa composta de hidrogênio, 25% de hélio e
os restantes 2% de oxigênio, carbono, ferro e outros elementos.
Embora o Sol não seja um corpo rígido como a Terra, e sim uma enorme
esfera fluida, ele gira em torno de um eixo, completando uma rotação a cada 25
dias terrestres, aproximadamente. Seu eixo de rotação está inclinado de 7,2º em
relação ao plano da eclíptica. O fato de o Sol não ser um corpo rígido faz com que
diferentes pontos de sua superfície girem com diferentes velocidades angulares:
próximo dos polos, sua velocidade angular cai bastante, de forma que, lá, os “dias”
são mais longos, durando cerca de 34 dias terrestres.
O Sol apresenta um campo magnético bastante intenso, que tem, além de
uma estrutura em grande escala semelhante a um ímã – com polos norte e sul –,
um conjunto de subestruturas variáveis partindo das camadas abaixo da superfície
e se estendendo por enormes distâncias acima dela. Essas subestruturas afetam as
propriedades tanto da superfície como nas regiões acima dela.
O Sol apresenta uma estrutura interna, além de uma atmosfera complexa.
Cada região do Sol apresenta suas próprias especificidades e abriga fenômenos
diversos, como veremos a seguir.
3
A ESTRUTURA INTERNA E A ATMOSFERA SOLAR
Podemos dividir, grosseiramente, as estruturas das estrelas, em geral, em
duas grandes regiões: os interiores estelares, onde ocorrem os processos de fusão
e onde se concentra a quase totalidade da massa das estrelas e as atmosferas
estelares, regiões circundantes e superficiais que modelam a aparência da estrela.
As propriedades dos interiores estelares variam fortemente de estrela para estrela.
A seguir, vamos analisar individualmente cada uma dessas grandes estruturas que
compõem o Sol.
3.1
O interior solar
A região interna do Sol pode ser dividida, grosseiramente, em três zonas: o
núcleo, zona que ocupa seu centro, a camada radiativa, zona que envolve o núcleo,
e a camada convectiva, camada mais externa do interior solar e que envolve a
camada radiativa. A figura 20.1 mostra a estrutura do interior solar.
Figura 21.1: A estrutura interna do Sol.
O núcleo possui um raio de aproximadamente 200000 km, pouco menos de
um terço do raio total do Sol. No núcleo do Sol, ocorre a fusão de hidrogênio, quase
que exclusivamente pelo processo próton-próton. É a única região do Sol realmente
ativa do ponto de vista das fusões nucleares; as demais regiões são aquecidas a
partir da energia liberada pelas reações no núcleo. Como o Sol é relativamente
estável, então a energia total produzida pelo Sol deve ser aproximadamente igual à
sua luminosidade bolométrica. Como, no processo próton-próton, parte da massa
original dos prótons se converte em energia, o Sol perde massa continuamente, às
custas de sua emissão luminosa: cerca de 4,7 × 10ଽ kg de massa a cada segundo.
Isso pode parecer muito, mas não é: somente a atmosfera terrestre tem um bilhão
de vezes essa massa, o que significa que o Sol leva aproximadamente trinta anos
para perder uma massa equivalente à massa total da atmosfera terrestre.
No núcleo do Sol, a densidade chega a 150 gramas por centímetro cúbico,
cerca de quinze vezes a densidade do chumbo; porém, devido às altíssimas
temperaturas, da ordem de 14 × 10଺ K, o núcleo não é sólido.
Acima do núcleo, a temperatura e a densidade do Sol caem sensivelmente,
impossibilitando a ocorrência do ciclo próton-próton e a fusão do hidrogênio. Essa
camada é estática, no sentido de que cada porção de matéria se move apenas
aleatoriamente. Assim, a radiação proveniente do núcleo, chegando à camada
radiativa, é absorvida e re-emitida um grande número de vezes, até que,
finalmente, consegue escapar para a camada mais externa, a camada convectiva.
Assim, o fluxo de energia ocorre quase exclusivamente por transporte radiativo.
A camada radiativa compreende quase metade do raio do Sol, sendo a mais
extensa das três. Entre os dois extremos da camada radiativa, a densidade cai
bruscamente, de cerca de duas vezes a densidade do chumbo na região inferior até
apenas um quinto da densidade da água na região superior.
Tanto no núcleo quanto na camada radiativa, a temperatura é tão alta que
átomos estáveis não conseguem se formar. Nessas regiões, temos um plasma, uma
espécie de “sopa” de prótons, nêutrons e elétrons.
A camada interna mais periférica dentre as três, a camada convectiva, está
constantemente submetida a um forte gradiente de temperatura: enquanto seu
extremo inferior forma a interface com a camada radiativa e recebe, portanto, a
radiação proveniente do núcleo, a camada externa está limitada apenas pela
atmosfera do Sol, sendo capaz de resfriar rapidamente emitindo radiação. As
baixas temperaturas favorecem a formação de átomos de hidrogênio, e os elétrons
ligados ao hidrogênio são capazes de absorver parte da radiação. Por isso, formamse, nessa camada, enormes bolhas de fluido, algumas quentes, provenientes da
base da camada; e algumas, frias, provenientes da superfície. As bolhas quentes,
por serem menos densas que o meio circundante, sobem à superfície e dissipam
sua energia, enquanto as bolhas frias que se formam na superfície são mais densas
que o meio, e descem, absorvendo energia das camadas mais internas. O resultado
disso é um movimento convectivo que engloba toda a camada, intensificando a
liberação de energia da estrela.
Na camada convectiva, a densidade do Sol é extremamente baixa, apenas
alguns décimos de milésimo da densidade do ar atmosférico que respiramos. Sua
temperatura é de aproximadamente 5700 K – quase três mil vezes mais baixa do
que no núcleo.
3.2
A atmosfera solar
Assim como o interior solar se mostra estruturado em camadas com
diferentes características, sua atmosfera também pode ser dividida em três zonas
principais: a fotosfera, camada que dá a aparência do Sol como o vemos; a
cromosfera, uma fina camada superior à fotosfera e que só pode ser observada em
condições especiais; e a coroa, uma vasta extensão de plasma a altíssimas
temperaturas que envolve o Sol. A figura 20.2 mostra essas camadas da atmosfera
solar.
Figura 21.2: A estrutura da atmosfera solar. A espessura das camadas não está
em escala.
A luz solar que banha a Terra é oriunda diretamente da fotosfera do sol. A
fotosfera é a camada inferior da atmosfera solar, recobrindo a borda externa da
camada convectiva. É a mais delgada de todas as camadas internas e atmosféricas
do Sol: são apenas 400 km de espessura, uma fração minúscula do raio do Sol. A
base da fotosfera corresponde ao início da atmosfera solar e, portanto, pode ser
considerada como a “superfície” do Sol. Quando o observamos através de nuvens
pesadas ou o fotografamos, seu círculo aparente é o círculo da fotosfera. Entre a
base da fotosfera e seu topo, a temperatura do Sol cai em mais de mil Kelvins.
Abaixo da fotosfera, a camada convectiva do Sol produz bolhas de plasma
quente e frio, que constantemente sobem e descem nessa camada. Como é a
camada convectiva que traz a radiação das camadas internas e aquece a fotosfera,
a cada instante podemos observar regiões na fotosfera mais quentes, e outras,
mais frias, acompanhando o movimento convectivo, formando granulações na
fotosfera. Essas granulações se alteram constantemente, cada uma sobrevivendo
por aproximadamente cinco minutos e com diâmetro de centenas a milhares de
quilômetros. A figura 21.3 mostra uma imagem ampliada de parte da superfície do
Sol, onde se pode observar a granulação da fotosfera.
Além das granulações, a fotosfera solar apresenta o fenômeno das manchas
solares. As manchas solares são regiões da fotosfera associadas a picos de
atividade magnética. Um conjunto de linhas de campo magnético “brota” da
camada convectiva, dificultando o movimento convectivo e mantendo, sob a
cromosfera, duas bolhas de matéria mais frias que sua periferia, correspondendo às
regiões onde as linhas de campo entram e saem da superfície. Assim, os pontos da
fotosfera imediatamente acima dessas regiões são mais escuros do que o restante
da superfície solar. As manchas solares surgem como pequenos pontos escuros e
vão aumentando sua área ao longo de alguns meses, até que se fragmentam e
eventualmente desaparecem.
Figura 21.3: Granulações e mancha solar.
Fonte: apod.nasa.gov.
Acima da fotosfera, encontramos a cromosfera. A cromosfera, assim como a
fotosfera, é uma camada de baixa espessura, cerca de 2000 km. Na base da
cromosfera, as temperaturas são de pouco mais de 4000 K. Com uma notável
distinção entre todas as outras camadas do interior e da atmosfera do Sol, a
temperatura da cromosfera, em vez de diminuir, aumenta com a distância ao
centro do Sol: no topo da cromosfera, a temperatura atinge impressionantes 25000
K, mais de seis vezes maior do que em sua base. A densidade da cromosfera é tão
baixa que sua enorme temperatura no topo não pode ser devida apenas ao
aquecimento pela absorção de radiação proveniente da fotosfera; a principal fonte
desse aquecimento é a interação das linhas de campo magnético solar com as
partículas da cromosfera. O movimento das sub-estruturas do campo magnético do
Sol, e sua variação ao longo do tempo, transfere energia à cromosfera pela
interação das partículas carregadas eletricamente com as linhas do campo
magnético.
Figura 21.4: A coroa, observada durante um eclipse solar.
Fonte: apod.nasa.gov.
Na base da cromosfera, a temperatura é tão baixa que não apenas átomos
simples como hidrogênio e hélio, mas também átomos mais complexos como os de
cálcio, e até mesmo moléculas simples, como a da água e o monóxido de carbono,
podem ser encontrados. Esses átomos e moléculas são capazes de absorver
radiação em comprimentos de onda equivalentes à energia de suas transições
eletrônicas, diminuindo a luminosidade do Sol nesses comprimentos de onda e
imprimindo linhas de absorção no espectro do Sol, semelhantes às linhas
mostradas na aula 17, figura 17.1. É graças a essas linhas de absorção que
conhecemos a composição química do Sol.
Figura 21.5: Uma proeminência solar.
Fonte: sdo.gsfc.nasa.gov/.
Acima da cromosfera, encontramos a coroa solar. A coroa é talvez a mais
misteriosa das camadas atmosféricas do Sol, porque ainda não existe uma
explicação totalmente satisfatória para suas altíssimas temperaturas, acima de um
milhão de Kelvins. Por ser muito quente, não permite a sobrevivência de moléculas
e mesmo de diversos átomos, sendo constituído por um plasma fortemente
interagente com as linhas de campo magnético do Sol. A coroa solar não é
homogênea, como mostra a figura 21.4, uma vez que interage fortemente com o
campo magnético solar: regiões mais densas na coroa estão associadas a picos de
intensidade do campo magnético. A atividade magnética do Sol pode produzir arcos
de matéria que se estendem desde a fotosfera até a coroa, na forma de
protuberâncias ou proeminências solares. Esses arcos podem, eventualmente, se
romper, estendendo-se por uma área quase do tamanho do próprio Sol e dando
origem à liberação repentina de enormes quantidades de matéria no espaço. A
figura 21.5 mostra uma enorme proeminência solar; a figura 21.6 mostra uma
imagem do Sol no ultravioleta, mostrando diversas proeminências e liberação de
matéria para a coroa.
Figura 21.6: O Sol em raios ultravioleta.
Fonte: sdo.gsfc.nasa.gov/.
A coroa solar é muito maior que o próprio Sol: seu diâmetro é de alguns
raios solares. Não existe uma fronteira bem definida para a coroa, uma vez que as
partículas que a compõem estão constantemente sendo expulsas pela alta
temperatura da coroa e pela pressão de radiação do Sol. O fluxo de partículas da
coroa solar é chamado vento solar; ele pode atingir velocidades superiores a 500
quilômetros por segundo. O vento solar é bastante irregular, uma vez que os
mecanismos de ejeção de partículas dependem da sua interação com o campo
magnético
solar.
Grosso
modo,
quanto
menor
a
intensidade
dos
campos
magnéticos na base da coroa solar, maior a intensidade do vento solar. Conforme
se desloca pelo sistema solar, o vento solar é freado pelo material disperso no meio
interplanetário, até parar, em torno de 50 UA de distância do Sol. Esse ponto é
chamado heliopausa. Podemos considerar que o vento solar é uma extensão da
coroa solar; o sistema coroa-vento solar é também chamado de heliosfera.
O vento solar interage com o campo magnético da Terra, produzindo as
auroras polares. As linhas de campo magnético da Terra convergem próximo dos
polos norte e sul e, nessa região, as partículas do vento solar são capazes de
penetrar a atmosfera. As auroras polares se dão pela luminescência da atmosfera
quando atingida por essas partículas altamente energéticas. Além disso, variações
na intensidade da atividade magnética do Sol, ao produzirem variações na
intensidade do vento solar, perturbam o campo magnético terrestre, gerando as
chamadas tempestades magnéticas. Essas tempestades são capazes de induzir
correntes elétricas em circuitos na Terra, podendo até mesmo causar danos às
redes de produção e distribuição de energia elétrica.
ATIVIDADES
Para que possamos nos precaver de um eventual pico de atividade
magnética no Sol, é essencial fazer o monitoramento do Sol em busca de
flutuações do vento solar. O instrumento LASCO (Large Angle and Spectrometric
COronagraph) a bordo do satélite SOHO realiza o monitoramento da coroa solar e
disponibiliza os dados das últimas 48 horas na forma de animações. Vá ao site
http://lasco-www.nrl.navy.mil/index.php?p=content/rtmovies e, na seção “Movies”,
clique em qualquer dos links do item “S2”. Você vai poder observar as regiões onde
o vento solar é mais intenso e, dependendo do dia, vai poder observar, também,
flutuações locais nessa intensidade.
RESUMO
Nesta aula, você viu:
As propriedades fundamentais do Sol.
A estrutura interior do Sol e de sua atmosfera.
Fenômenos associados à atividade magnética do Sol.
REFERÊNCIAS
COLLINS, George W. II. The foundations of stellar astrophysics. Tucson:
Pachart Publishing House, 2003.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
AULA 22 – DETERMINANDO O PERÍODO DE ROTAÇÃO DO SOL
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
ser capaz de analisar o movimento aparente das manchas solares;
saber interpretar o comportamento das manchas solares via rotação solar.
INTRODUÇÃO
Na aula 21, vimos que o Sol leva aproximadamente 25 dias para dar uma
volta completa em torno de seu eixo de rotação. Vimos, também, que diferentes
pontos da superfície do Sol giram com diferentes velocidades angulares: quanto
mais próximo dos polos, menor a velocidade angular de rotação do Sol e,
consequentemente, maior seu período de rotação.
Para sermos capazes de medir o período de rotação do Sol, precisamos de
pontos de referência sobre sua superfície. O movimento aparente desses pontos,
conforme o Sol gira, analisado trigonometricamente, pode nos indicar o movimento
de sua superfície e, com isso, nos permitir inferir sua velocidade angular e seu
período de rotação. Felizmente, o Sol apresenta alguns pontos de referência
bastante convenientes para realizarmos essa análise: as manchas solares.
Já vimos, na aula 21, que as manchas solares são fenômenos transientes
que ocorrem na fotosfera. Cada mancha solar individual dura algum tempo na
fotosfera e eventualmente se dissipa. Com isso, somente podemos usar o
movimento aparente de uma mancha solar para estudar a rotação do Sol durante
um tempo finito, antes que a mancha se dissipe.
Nesta aula, vamos determinar o período de rotação do Sol utilizando a
posição das manchas solares como referência.
2
METODOLOGIA
Em nossa análise, vamos utilizar imagens obtidas pelo telescópio orbital
SOHO
(Solar
and
Heliospheric
Observatory),
um
telescópio
exclusivo
para
observação solar. A figura 22.1 mostra 10 imagens do Sol obtidas pelo SOHO entre
os dias 29 de março e 4 de abril de 2011, em diferentes horários. Acima de cada
imagem, está a data e o horário de observação. As imagens foram obtidas de tal
forma que os polos norte e sul do Sol estejam apontando para cima e para baixo,
Dia 29/03/2011, às 1h30min
Dia 29/03/2011, às 19h30min
Dia 30/03/2011, às 13h30min
Dia 31/03/2011, às 4h30min
Dia 31/03/2011, às 19h30min
Dia 01/04/2011, às 13h30min
Dia 02/04/2011, às 4h30min
Dia 02/04/2011, às 22h30min
Dia 03/04/2011, às 13h30min
Dia 04/04/2011, às 4h30min
Figura 22.1: imagens do Sol produzidas pelo telescópio SOHO, entre os dias 29
de março e 4 de abril de 2011, em diferentes horários.
Fonte: sohowww.nascom.nasa.gov.
respectivamente. Uma olhada rápida nessas imagens já nos permite observar as
manchas solares em sua superfície. Também podemos ver que as manchas mudam
de posição e de formato com o passar do tempo. Em algumas imagens podemos
ver, inclusive, formação e dissipação de manchas.
Para determinarmos o período de rotação do Sol através das manchas
observadas nessas imagens, precisamos de um pouco de análise trigonométrica. A
figura 22.2 mostra um círculo que representa o disco observado do Sol pelo SOHO.
Sobre o disco, um ponto, representando uma mancha solar, é mostrado em duas
posições diferentes, ‫ ܣ‬e ‫ܤ‬, simulando o comportamento das manchas solares
devido à rotação do Sol. Vamos considerar que o tempo que o ponto marcado na
figura 22.2 levou um intervalo de tempo Δ‫ ݐ‬para se mover entre essas duas
posições. As duas posições da “mancha solar” desse círculo estão a distâncias ‫ݔ‬஺ e
‫ݔ‬஻ da extremidade esquerda do disco solar, respectivamente. Além disso, a mancha
gira em torno do eixo de rotação do Sol produzindo um círculo de raio ‫ܮ‬, também
mostrado na figura.
Figura 22.2: duas posições aparentes, ‫ ܣ‬e ‫ܤ‬, de uma mancha sobre o disco solar
em dois instantes de tempo diferentes, conforme observadas na Terra (e pelo
satélite SOHO). ‫ ܮ‬é o raio do círculo descrito pela mancha conforme gira em torno
do eixo de rotação do Sol; ‫ݔ‬஺ e ‫ݔ‬஻ são as distâncias da mancha à borda esquerda
do disco solar nas duas posições.
A figura 22.3 mostra a mesma situação da figura 22.2, porém com o Sol
visto “de cima”, ou seja, do seu polo norte. Nessa figura, vemos que ‫ ܣ‬e ‫ܤ‬
descrevem ângulos ߠ஺ e ߠ஻ , respectivamente, em relação ao eixo ‫ ݔ‬indicado na
figura. Analisando essa figura, é fácil perceber que os ângulos ߠ஺ e ߠ஻ estão
relacionados às distâncias ‫ݔ‬஺ e ‫ݔ‬஻ pelas relações:
‫ ܮ‬− ‫ݔ‬஺
ߠ஺ = cosିଵ ൬
൰
‫ܮ‬
‫ ܮ‬− ‫ݔ‬஻
ߠ஻ = cosିଵ ൬
൰
‫ܮ‬
22.1
22.2
Assim, durante o intervalo de tempo Δ‫ ݐ‬necessário para que a mancha mude
da posição ‫ ܣ‬para a posição ‫ܤ‬, o ângulo Δߠ descrito pela mancha vale:
‫ ܮ‬− ‫ݔ‬஻
‫ ܮ‬− ‫ݔ‬஺
Δߠ = ߠ஻ − ߠ஺ = cosିଵ ൬
൰ − cos ିଵ ൬
൰
‫ܮ‬
‫ܮ‬
22.3
Figura 22.3: as duas posições aparentes, ‫ ܣ‬e ‫ܤ‬, de uma mancha sobre o disco
solar em dois instantes de tempo diferentes, como vistos do polo norte do Sol. Os
ângulos ߠ஺ e ߠ஻ são os ângulos descritos entre as manchas e o eixo ‫ݔ‬.
O período de rotação do Sol é o tempo necessário para que ele realize uma
volta completa em torno de seu eixo de rotação. Se pudéssemos acompanhar o
movimento de uma mancha solar durante um período de rotação completo,
veríamos essa mancha se deslocar por um ângulo Δߠ = 2ߨ radianos em torno do
eixo de rotação do Sol. Se observarmos a mancha se deslocar por somente ߨ
radianos em torno do eixo de rotação, vamos acompanhar seu movimento por
somente metade de um período de rotação; se observarmos essa mesma mancha
se deslocar por ߨ/2 radianos em torno do eixo de rotação, esse movimento leva um
quarto do período de rotação para se realizar, e assim por diante. Portanto, o
período de rotação ܶ do Sol pode ser obtido do movimento de uma mancha solar
durante um intervalo de tempo Δ‫ ݐ‬conforme esse ponto descreve um ângulo Δߠ em
torno do eixo de rotação do Sol via:
ܶ=
2ߨ
Δ‫ݐ‬
Δߠ
22.4
Como Δߠ é dado pela equação 22.3, somos capazes de determinar o período
de rotação do Sol acompanhando o movimento de uma mancha solar durante um
intervalo de tempo Δ‫ ݐ‬qualquer, bastando para isso medir ‫ܮ‬, ‫ݔ‬஺ e ‫ݔ‬஻ .
Para realizar o experimento, você deve seguir os seguintes passos:
1) Escolha quatro manchas solares, quaisquer, que você vai utilizar
para determinar o período de rotação do Sol, entre todas as
manchas que aparecem nas imagens.
2) Para cada uma das manchas solares que você escolheu, meça,
com o auxílio de uma régua, o raio ‫ ܮ‬do círculo que essa
mancha irá descrever enquanto gira em torno do eixo de
rotação do Sol, usando uma imagem qualquer;
3) Para cada uma das quatro manchas, que você escolheu,
selecione cinco imagens nas quais as referidas manchas
aparecem. Em cada uma dessas imagens, meça a distância ‫ ݔ‬da
mancha à borda esquerda do Sol.
4) Calcule o intervalo de tempo Δ‫ ݐ‬transcorrido entre cada par das
cinco imagens que você escolheu para uma dada mancha.
Determine, também, o ângulo Δߠ descrito pela mancha entre
essas duas imagens, através da equação 22.3 e usando as
medidas de ‫ ݔ‬e ‫ ܮ‬que você obteve. Para cada mancha, você vai
obter quatro valores de Δ‫ ݐ‬e de Δߠ.
5) Calcule o período de rotação ܶ do Sol para cada uma das
manchas, para as quatro determinações de Δ‫ ݐ‬e Δߠ obtidas no
item (4) para cada mancha. Você vai obter 16 valores distintos.
6) Calcule o valor médio de ܶ para cada mancha.
3
ANÁLISE DOS RESULTADOS
A partir dos quatro valores de ܶ que você obteve, para as quatro manchas
distintas que você escolheu, analise os pontos a seguir:
1) Os valores de ܶ que você determinou são compatíveis com o
valor apresentado na aula 21? Caso negativo, a que você atribui
essa diferença?
2) Os valores de ܶ são semelhantes entre si para todas as quatro
manchas? Caso negativo, quais são as diferenças? A que você
atribui essas diferenças?
3) Uma vez que as manchas solares são fenômenos fotosféricos, o
que o experimento que você realizou permite inferir a respeito
da fotosfera do Sol? E o que você pode inferir sobre o
movimento das camadas inferiores à fotosfera do Sol a partir
desse experimento?
RESUMO
Nesta aula, você viu:
O movimento aparente das manchas solares.
A interpretação do movimento das manchas solares em termos da
rotação do Sol.
Como determinar o período de rotação do Sol através da observação
das manchas solares.
AULA 23 – VARIABILIDADE DAS MANCHAS SOLARES
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
conhecer o ciclo de atividade solar;
ser capaz de extrair informações sobre o ciclo de atividade solar a partir da
freqüência das manchas solares.
1
INTRODUÇÃO
Na aula 21, abordamos brevemente o fenômeno das manchas solares como
um fenômeno transiente que ocorre na fotosfera solar e que está associado a
variações locais nas propriedades magnéticas do Sol. A presença de manchas é, por
sua própria natureza, um indicador de atividade magnética do Sol. Observa-se que
a freqüência e a localização das manchas solares obedecem a ciclos, que revelam
oscilações bem definidas na intensidade da atividade do Sol. Os ciclos revelados
pelas manchas solares estão diretamente ligados à intensidade de radiação emitida
pelo Sol e à intensidade do vento solar, e são chamados ciclos solares.
Nesta aula, vamos analisar a variação no número de manchas solares ao
longo do tempo para identificarmos o principal ciclo solar.
2
METODOLOGIA E ANÁLISE
A tabela 23.1 fornece o número médio mensal de manchas solares
observadas desde o ano de 1700 até 2010. Esses números são obtidos por
contagem direta do número de manchas solares ao longo de um mês, para todos os
meses de cada ano, dividido por 12, o número total de meses contidos em um ano.
Como não há nada de muito sofisticado em contar o número de manchas solares,
não sendo necessários equipamentos complicados, a tabela 23.1 contém dados
relativamente antigos, desde 1700.
Ano
Número de
Ano
manchas
1700
1701
1702
1703
1704
5
11
16
23
36
Número de
Ano
manchas
1800
1801
1802
1803
1804
14,5
34
45
43,1
47,5
Número de
manchas
1900
1901
1902
1903
1904
9,5
2,7
5
24,4
42
1705
1706
1707
1708
1709
1710
1711
1712
1713
1714
1715
1716
1717
1718
1719
1720
1721
1722
1723
1724
1725
1726
1727
1728
1729
1730
1731
1732
1733
1734
1735
1736
1737
1738
1739
1740
1741
1742
1743
1744
1745
1746
1747
1748
1749
1750
1751
1752
1753
1754
1755
1756
58
29
20
10
8
3
0
0
2
11
27
47
63
60
39
28
26
22
11
21
40
78
122
103
73
47
35
11
5
16
34
70
81
111
101
73
40
20
16
5
11
22
40
60
80,9
83,4
47,7
47,8
30,7
12,2
9,6
10,2
1805
1806
1807
1808
1809
1810
1811
1812
1813
1814
1815
1816
1817
1818
1819
1820
1821
1822
1823
1824
1825
1826
1827
1828
1829
1830
1831
1832
1833
1834
1835
1836
1837
1838
1839
1840
1841
1842
1843
1844
1845
1846
1847
1848
1849
1850
1851
1852
1853
1854
1855
1856
42,2
28,1
10,1
8,1
2,5
0
1,4
5
12,2
13,9
35,4
45,8
41
30,1
23,9
15,6
6,6
4
1,8
8,5
16,6
36,3
49,6
64,2
67
70,9
47,8
27,5
8,5
13,2
56,9
121,5
138,3
103,2
85,7
64,6
36,7
24,2
10,7
15
40,1
61,5
98,5
124,7
96,3
66,6
64,5
54,1
39
20,6
6,7
4,3
1905
1906
1907
1908
1909
1910
1911
1912
1913
1914
1915
1916
1917
1918
1919
1920
1921
1922
1923
1924
1925
1926
1927
1928
1929
1930
1931
1932
1933
1934
1935
1936
1937
1938
1939
1940
1941
1942
1943
1944
1945
1946
1947
1948
1949
1950
1951
1952
1953
1954
1955
1956
63,5
53,8
62
48,5
43,9
18,6
5,7
3,6
1,4
9,6
47,4
57,1
103,9
80,6
63,6
37,6
26,1
14,2
5,8
16,7
44,3
63,9
69
77,8
64,9
35,7
21,2
11,1
5,7
8,7
36,1
79,7
114,4
109,6
88,8
67,8
47,5
30,6
16,3
9,6
33,2
92,6
151,6
136,3
134,7
83,9
69,4
31,5
13,9
4,4
38
141,7
1757
1758
1759
1760
1761
1762
1763
1764
1765
1766
1767
1768
1769
1770
1771
1772
1773
1774
1775
1776
1777
1778
1779
1780
1781
1782
1783
1784
1785
1786
1787
1788
1789
1790
1791
1792
1793
1794
1795
1796
1797
1798
1799
32,4
47,6
54
62,9
85,9
61,2
45,1
36,4
20,9
11,4
37,8
69,8
106,1
100,8
81,6
66,5
34,8
30,6
7
19,8
92,5
154,4
125,9
84,8
68,1
38,5
22,8
10,2
24,1
82,9
132
130,9
118,1
89,9
66,6
60
46,9
41
21,3
16
6,4
4,1
6,8
1857
1858
1859
1860
1861
1862
1863
1864
1865
1866
1867
1868
1869
1870
1871
1872
1873
1874
1875
1876
1877
1878
1879
1880
1881
1882
1883
1884
1885
1886
1887
1888
1889
1890
1891
1892
1893
1894
1895
1896
1897
1898
1899
22,7
54,8
93,8
95,8
77,2
59,1
44
47
30,5
16,3
7,3
37,6
74
139
111,2
101,6
66,2
44,7
17
11,3
12,4
3,4
6
32,3
54,3
59,7
63,7
63,5
52,2
25,4
13,1
6,8
6,3
7,1
35,6
73
85,1
78
64
41,8
26,2
26,7
12,1
1957
1958
1959
1960
1961
1962
1963
1964
1965
1966
1967
1968
1969
1970
1971
1972
1973
1974
1975
1976
1977
1978
1979
1980
1981
1982
1983
1984
1985
1986
1987
1988
1989
1990
1991
1992
1993
1994
1995
1996
1997
1998
1999
2000
2001
2002
2003
2004
2005
2006
2007
2008
190,2
184,8
159
112,3
53,9
37,6
27,9
10,2
15,1
47
93,7
105,9
105,5
104,5
66,6
68,9
38
34,5
15,5
12,6
27,5
92,5
155,4
154,6
140,5
115,9
66,6
45,9
17,9
13,4
29,2
100,2
157,6
142,6
145,7
94,3
54,6
29,9
17,5
8,6
21,5
64,3
93,3
119,6
111
104
63,7
40,4
29,8
15,2
7,5
2,9
2009
2010
3,1
16,5
Tabela 23.1: imagens do Sol produzidas pelo telescópio SOHO, entre os dias
29 de março e 4 de abril de 2011, em diferentes horários.
Fonte: sidc.oma.be/sunspot-data/.
Analisando brevemente essa tabela, podemos observar que o número de
manchas solares varia bastante, desde algumas poucas manchas até mais de uma
centena. Essa variação está associada às variações da intensidade da radiação
emitida pelo Sol. Parte dessa variação é devida às alterações na intensidade e na
orientação do campo magnético solar, o que ocorre uma periodicidade aproximada
de 11 anos.
A partir dos dados fornecidos pela tabela 23.1, faça a seguinte análise:
1) Identifique os anos que correspondem a picos de atividade solar. Para
isso, você pode fazer um gráfico contendo o ano no eixo ‫ ݔ‬e o número de
manchas solares no eixo ‫ ݕ‬e analisar os picos no gráfico, ou então retirar
essa informação diretamente da análise da tabela.
2) Compare as diferentes intensidades de pico de atividade solar (o número
de manchas solares que ocorrem num pico). Perceba que esse valor
varia bastante, evidenciando flutuações não periódicas na atividade do
Sol.
3) Determine o intervalo de tempo, em anos, decorrido entre todos os picos
de atividade solar adjacentes. Compare esses intervalos entre si e
perceba
que
esse
valor
também
varia,
evidenciando
novamente
flutuações não periódicas na atividade solar.
4) Calcule um valor médio do intervalo de tempo que separa dois picos de
atividade solar. Compare esse intervalo com o valor de 11 anos,
apresentado acima.
5) Com base nos seus dados, faça uma estimativa de quando deverá
ocorrer os próximos três pico de atividade solar. Lembrando que a
intensidade do vento solar afeta a magnetosfera terrestre e a discussão
apresentada no final da seção 3.2, analise em que períodos, no futuro,
há
maior
probabilidade
de
distribuição de energia elétrica.
RESUMO
Nesta aula, você viu:
O ciclo de atividade solar.
ocorrer
incidentes
com
as
redes
de
A determinação da periodicidade do ciclo solar via contagem de
manchas solares.
AULA 24 – OS PLANETAS, COMETAS E ASTERÓIDES
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
conhecer as características gerais dos planetas do sistema solar;
ter noções sobre as propriedades dos cometas e dos asteróides.
INTRODUÇÃO
Na aula 20, vimos as características fundamentais do sistema solar. Na aula
21, estudamos em detalhes o principal corpo do sistema solar, o Sol. Nesta aula,
veremos as propriedades dos demais corpos que compõem o sistema solar.
2
OS PLANETAS TERRESTRES
Dentre os dois grupos de planetas contidos no sistema solar, o grupo dos
planetas terrestres é o que menos contribui em massa: se juntássemos os quatro
planetas que formam esse grupo – Mercúrio, Vênus, Terra e Marte –, obteríamos
menos de um oitavo da massa do mais leve dos planetas gasosos, Urano. O planeta
Terra, sozinho, responde por cerca de 50% dessa massa.
Os planetas terrestres são os quatro planetas mais próximos do Sol. O fato
de que os planetas terrestres estão todos aproximadamente na mesma região não
é coincidência, sendo resultado dos processos de formação do sistema solar já
vistos na aula 20. Como resultado desses processos, os planetas terrestres são
constituídos principalmente de metais e de silicatos.
A estrutura interna dos planetas terrestres é, em linhas gerais, a mesma.
Todos os quatro planetas terrestres apresentam segregação por densidade em seu
interior, de forma que a parte central é dominada por elementos pesados e, em
torno
dela,
depositam-se
camadas
consecutivas
de
diferentes
constituições
químicas. A parte central, chamada núcleo, é composta principalmente de ferro e
níquel. Em torno do núcleo, há um manto sólido externo rico em silicatos. Na região
superficial, menos densa, temos a crosta. Em três dos planetas terrestres, temos
ainda atmosferas de baixa densidade – a exceção é Mercúrio, cuja baixa massa o
impede de manter uma atmosfera estável. As atmosferas dos planetas terrestres
são todas secundárias, ou seja, não são devidas à captura de gases durante a fase
de formação dos planetas, como é o caso dos planetas gasosos, e sim aos
processos de vulcanismo pelos quais todos passaram.
Vamos ver, a seguir, detalhes sobre cada um dos quatro planetas terrestres.
2.1
Mercúrio
O planeta Mercúrio, mostrado na figura 24.1, é o menos massivo de todos
os planetas, com apenas 3,3 × 10ଶଷ kg – menos de um décimo da massa da Terra.
Desprovido de satélites, ocupa a órbita mais interna do sistema solar, cujo raio
corresponde a aproximadamente um terço da distância da Terra ao Sol. Por isso,
cada metro quadrado da superfície de Mercúrio recebe quase dez vezes mais
radiação solar do que um metro quadrado da superfície da Terra.
A baixa massa de Mercúrio é insuficiente para lhe conferir uma atmosfera
estável. No entanto, uma tênue camada atmosférica está presente em Mercúrio,
produzida pelas colisões do vento solar com sua superfície; essa camada está
constantemente sendo ejetada do planeta e renovada. A ausência de uma
atmosfera significativa deixa a superfície de Mercúrio totalmente exposta, de forma
que tanto o vento solar como asteróides e outros fragmentos dispersos no sistema
solar a atinjam diretamente; Mercúrio é, por isso, coberto de crateras de impacto,
possuindo uma aparência semelhante à da Lua, como mostra a figura 24.2.
A temperatura na superfície de Mercúrio varia enormemente de acordo com
sua orientação em relação ao Sol. Quando uma face está voltada para o Sol, sua
temperatura pode subir até quase 450ºC, e quando está voltada na direção oposta,
cai a -150ºC, uma vez que a quase ausência de atmosfera permite que o solo de
Mercúrio irradie rapidamente sua energia. Um “dia” em Mercúrio dura 59 dias
terrestres, enquanto que seu período orbital é de 88 dias terrestres. A órbita de
Mercúrio é a mais excêntrica dentre todos os planetas: sua excentricidade orbital é
de 0,2, o que significa que, no seu afélio, assume uma distância mais de 50%
maior do que em seu periélio.
Mercúrio apresenta um campo magnético tão intenso quanto o da Terra
apesar de sua baixa massa, sendo o único planeta terrestre a apresentar campo
magnético detectável além da Terra; em parte devido a isso, acredita-se que seu
núcleo ocupe uma fração maior do volume de Mercúrio do que o ocupado pelo
núcleo da Terra.
A observação de Mercúrio no céu é difícil porque, tendo um raio orbital
muito pequeno, está sempre próximo do Sol no céu. A separação angular máxima
entre Marte e o Sol na esfera celeste é de menos de 30º, o que significa que ele só
pode ser visto imediatamente após o anoitecer, ou imediatamente antes do
amanhecer. Devido à sua proximidade ao Sol, que dificulta as observações,
relativamente pouco se sabe sobre Mercúrio.
Figura 24.1: o planeta Mercúrio.
Fonte: www.solarviews.com
Figura 24.2: primeira fotografia da superfície de Mercúrio obtida por uma sonda
espacial colocada em sua órbita, a Messenger, em 29/03/2011. Perceba as
inúmeras crateras de impacto.
Fonte: www.nasa.gov.
2.2
Vênus
Do ponto de vista estrutural e de composição química, Vênus é o planeta do
sistema solar que mais se assemelha à Terra, diferindo em diâmetro por meros 300
km e possuindo cerca de 80% da massa da Terra. Orbita o Sol a uma distância
aproximada de 0,7 UA, levando 225 dias terrestres para completar sua órbita; seu
período de rotação é de 243 dias terrestres, o que significa que os “dias” em Vênus
são mais longos do que seus “anos”!
Vênus, embora se encontre, em média, ao dobro da distância ao Sol do que
o planeta Mercúrio, possui uma temperatura superficial média muito mais alta. Isso
acontece porque, diferentemente de Mercúrio, Vênus possui uma atmosfera densa
– muito mais densa e mais espessa do que a terrestre. A massa total da atmosfera
de Vênus é cerca de 90 vezes maior que a da Terra, produzindo uma pressão
proporcionalmente maior. Cerca de 96% da atmosfera de Vênus é formada por
dióxido de carbono, o que produz um enorme efeito estufa: a radiação
infravermelha emitida pelo solo hiperaquecido de Vênus é refletida de volta à
superfície pelo dióxido de carbono. Assim, a temperatura superficial de Vênus é
bastante estável em qualquer latitude (inclusive nos polos), podendo exceder os
450ºC. Acredita-se que, cerca de 4 bilhões de anos atrás, a atmosfera de Vênus
tenha sido semelhante à da Terra, com menor proporção de gases de efeito estufa,
e que sua superfície tenha contido água líquida.
A atmosfera de Vênus é envolta em enormes nuvens de ácido sulfúrico.
Como essas nuvens tem refletividade muito alta, não é possível observar
diretamente a superfície de Vênus, como podemos ver na figura 24.3. O
mapeamento de sua superfície só ocorreu nos anos 1990, mediante o uso de
radares a bordo de sondas espaciais; a figura 24.4 mostra o mapa da superfície de
Vênus produzido por dados de radar. Cerca de 80% da superfície de Vênus é
coberta por lava vulcânica. Na verdade, Vênus é o planeta do sistema solar com o
maior número de vulcões, embora poucos deles ainda sejam ativos; a figura 24.5
mostra o vulcão ativo Maat Mons. O número de crateras de impacto na superfície
de Vênus é pequeno, e as crateras em geral não apresentam sinais intensos de
degradação, mostrando que grande parte de sua superfície é relativamente jovem e
produzida por erupções vulcânicas recentes. O ponto culminante de Vênus é o
Maxwell Montes, com cerca de 11 km de altura, mais alto do que o monte Everest
na Terra – veja a figura 24.6.
Figura 24.3: o planeta Vênus. Sua atmosfera está envolta em nuvens de ácido
sulfúrico.
Fonte: solarsystem.nasa.gov.
Figura 24.4: mapa superficial do planeta Vênus obtido via dados de radar.
Fonte: nasaimages.org.
Figura 24.5: o vulcão ativo Maat Mons, em Vênus.
Fonte: solarsystem.nasa.gov.
Figura 24.6: o ponto culminante de Vênus, Maxwell Montes.
Fonte: nasaimages.org.
Por se encontrar mais distante do Sol do que Mercúrio, Vênus pode ser visto
a maiores distâncias ao Sol no céu. O ângulo máximo entre Vênus e o Sol é de 47º,
permitindo que o visualizemos até mais tempo após o anoitecer e antes do
amanhecer. Vênus, assim como Mercúrio, é desprovido de satélites.
2.3
Terra
A Terra é o planeta que habitamos, e evidentemente aquele que melhor
conhecemos. É o maior dos planetas terrestres, compreendendo quase metade da
massa total desses quatro planetas. Situado a uma distância ao Sol na qual pode
haver água no estado líquido, possui uma superfície na qual 70% da área é
recoberta por enormes massas de água, os oceanos. A crosta terrestre, de
espessura variável, é fragmentada em placas tectônicas, cujo movimento por sobre
o manto terrestre produz, nas interfaces entre as placas, uma gama de fenômenos
geológicos, desde terremotos e maremotos até vulcões.
Figura 24.7: a magnetosfera da Terra (em azul).
Fonte: www.nasaimages.org.
O núcleo da Terra, composto de ferro e níquel, é dividido em um caroço
sólido central e uma camada líquida externa. O movimento da camada externa, rico
em elétrons livres, gera o intenso campo magnético terrestre, um campo tão
intenso que é capaz de blindar parcialmente a superfície da Terra do vento solar,
além de ser perceptível por diversas espécies animais, que usam as linhas de
campo magnético terrestre para se orientar. A região delimitada pelos pontos de
deflexão do vento solar devido ao campo magnético terrestre corresponde ao limite
da magnetosfera terrestre, uma região dominada pelo seu campo magnético (figura
24.7). As auroras ocorrem nas regiões da magnetosfera terrestre em que as linhas
de campo magnético são perpendiculares à superfície permitindo a entrada de
partículas carregadas com o vento solar; essas partículas, atingindo a atmosfera a
altas velocidades, produzem uma luminescência que pode ser vista no céu (figura
24.8).
Figura 24.8: aurora polar no hemisfério norte.
Fonte: geology.com/nasa.
A atmosfera terrestre é composta principalmente por nitrogênio e oxigênio,
nas proporções de 78% e 20%, respectivamente. Essa atmosfera é parcialmente
transparente à radiação solar; alguns comprimentos de onda da radiação solar são
refletidos, incluindo grande parte dos raios ultravioleta. Vista do espaço, a Terra
revela tanto formações atmosféricas quanto parte da crosta e dos oceanos – ver
figura 24.8. Devido à baixa quantidade de gases de efeito estufa, a Terra é capaz
de liberar grande parte da energia absorvida pelo Sol. Assim, a Terra é sujeita a
variações de temperatura, tanto entre o dia e a noite como entre as regiões
polares, que recebem menos fluxo de energia solar, e a zona equatorial. O eixo de
rotação da Terra, por ser inclinado em cerca de 23º, produz variações no fluxo de
radiação solar em cada ponto da superfície ao longo do ano, gerando assim as
estações do ano, como vimos na aula 9.
A
água
presente
na
superfície
terrestre
atua
como
regulador
de
temperatura: elevações de temperatura aceleram o processo de evaporação, e o
processo de evaporação absorve energia; quedas de temperatura aceleram a
precipitação, o que libera energia na atmosfera. Assim, a temperatura da Terra,
embora irregular, mantém um valor médio de aproximadamente 15ºC.
Figura 24.8: a Terra vista do espaço.
Fonte: www.nasa.gov.
A atmosfera terrestre também atua como uma camada protetora contra
pequenos corpos do sistema solar que cruzam a órbita da Terra: ao entrar na
atmosfera terrestre a altas velocidades, pequenos asteróides podem ser totalmente
desfeitos pelo aquecimento produzido pelo arraste do ar. Durante sua queda, esses
fragmentos produzem rastros luminosos de curta duração, chamados meteoros.
Eventuais sobras desses fragmentos que conseguem sobreviver à entrada na
atmosfera e atingem o solo são chamados meteoritos; o impacto de meteoritos no
solo é capaz de produzir crateras na superfície da Terra. Porém, os fenômenos
meteorológicos que ocorrem na atmosfera terrestre, como os ventos e a
precipitação de água, produzem rápido desgaste dessas estruturas, de forma que
quase não se observam crateras de impacto na superfície terrestre. Uma enorme
cratera de impacto pode ser vista na figura 24.9.
Figura 24.9: cratera de impacto no Arizona, Estados Unidos.
Fonte: www.nasa.gov.
A Terra possui um satélite, a Lua – ver figura 24.10. Dentre todos os
planetas providos de satélites no sistema solar, a Terra é o que possui o maior
satélite proporcionalmente ao seu tamanho: o diâmetro da Lua é de um quarto do
diâmetro da Terra, sendo o quinto maior dentre todos os satélites do sistema solar.
Porém, a Lua é muito menos densa do que a Terra, possuindo uma massa de
aproximadamente 1/80 da massa da Terra. É o corpo celeste mais próximo da
Terra, de forma que possui uma forte influência sobre nosso planeta, especialmente
sobre a atmosfera e os oceanos.
A translação da Lua em torno da Terra ocorre de forma sincronizada com
sua rotação, de forma que a Lua está sempre com a mesma face voltada para a
Terra. Essa face está mostrada na figura 24.10; a figura 24.11 mostra uma
fotografia da face oculta da Lua. Os efeitos de maré produzidos pela Lua geram
atrito entre os oceanos e a crosta terrestre, diminuindo lentamente a duração dos
dias na Terra.
A Lua, assim como o planeta Mercúrio, não possui massa suficiente para
manter uma atmosfera e está, portanto, também sujeito à influência direta do
vento solar. As temperaturas na superfície da Lua variam de -150ºC a 120ºC,
aproximadamente. Assim como todos os planetas terrestres, a Lua apresenta uma
estrutura interna na forma de camadas; porém, seu núcleo, de ferro e níquel, é
bastante modesto, proporcionalmente, em comparação com o núcleo dos planetas,
devido à baixa abundância de elementos pesados, como o ferro, na Lua. Essa
peculiaridade da Lua está diretamente vinculada com a hipótese mais provável de
formação da Lua e da Terra de que dispomos atualmente. Segundo essa hipótese, a
Terra, ainda durante sua formação, teria sofrido uma colisão com um segundo
proto-planeta, com a massa aproximada do planeta Marte. Nessa colisão, a maior
parte do material dos núcleos dos astros que colidiram se fundiu no núcleo da
Terra; somente uma fração pequena desse material, juntamente com a maior parte
da massa do proto-planeta que colidiu com a Terra e demais detritos da colisão,
colapsaram e formaram a Lua.
A superfície da Lua é intensamente marcada por crateras de impacto; a
maior parte dessas crateras é muito antiga, o que pode ser inferido a partir da
intensidade de sua deterioração, datando de cerca de 4 bilhões de anos atrás,
quando o sistema solar ainda estava se formando. Durante e após esse período,
parte do manto da Lua, ainda líquido, extravasou para a superfície a partir de
fendas produzidas pelos impactos de asteróides, cobrindo de lava basáltica mais de
15% da superfície da Lua. Essas regiões são chamadas de mares. O processo de
ejeção de lava foi mais eficiente nas regiões onde o manto era mais fluido; como a
distribuição de elementos que produzem calor – elementos radioativos – não é
regular no manto da Lua, sendo muito mais concentrada na fase da Lua voltada
para a Terra, é nessa face que está a quase totalidade dos mares. Os mares da Lua
apresentam uma coloração diferente do restante da superfície lunar, sendo mais
escuras que estas. Assim, a paisagem lunar é dividida entre as regiões mais jovens
formadas pela lava proveniente do manto lunar, os mares, e as mais antigas
regiões da superfície, quase totalmente recobertas por crateras de impacto. Nas
figuras 24.10 e 24.11, podemos ver esses dois tipos de região na Lua e a diferença
entre a extensão dos mares na face oculta e na face da Lua voltada para a Terra.
Na face oculta da Lua, está aquela que é talvez a maior cratera de impacto
conhecida em todo o sistema solar, a bacia Polo Sul – Aitken. A imagem 24.11
mostra um mapa topográfico da região em torno dessa cratera, mostrando
claramente a profundidade da cratera – cerca de 15 km.
Figura 24.10: a face da Lua voltada para a Terra; alguns de seus mares e crateras.
Fonte: www.nasa.gov.
Figura 24.10: a face oculta da Lua.
Fonte: apod.nasa.gov.
Figura 24.11: mapa topográfico em torno da cratera da bacia de Polo Sul – Aitken,
na face oculta da Lua. Cores mais azuis indicam maiores profundidades.
Fonte: www.nasa.gov.
2.4
Marte
Marte, mostrado na figura 24.11, é o planeta terrestre mais distante do Sol.
Sua distância média ao Sol é de aproximadamente 1,5 UA. Apesar de ter somente
metade do diâmetro da Terra e pouco menos de 10% de sua massa, Marte é
bastante semelhante à Terra em diversos aspectos. Seu eixo de rotação é inclinado
em 25º com relação ao plano de sua órbita, semelhante aos 23º de inclinação do
eixo de rotação da Terra, o que também lhe confere estações ao longo do seu ano.
Marte leva um pouco mais de 24 horas para completar uma volta em torno do seu
eixo de rotação; assim, um “dia” em Marte é quase idêntico a um dia terrestre. Seu
ano, porém, é de cerca de dois anos terrestres.
Figura 24.11: o planeta Marte. Na parte inferior da fotografia está seu polo sul.
Fonte: www.spacetelescope.org.
Marte possui uma atmosfera muito rarefeita, que oferece menos de 1% da
pressão atmosférica terrestre. Cerca de 95% de sua atmosfera é composta por
dióxido de carbono. Desprovido de um campo magnético, sua atmosfera está
exposta aos efeitos do vento solar. Sua atmosfera tênue e sua maior distância ao
Sol conferem ao planeta temperaturas entre -150ºC e +30ºC. Essas temperaturas
dependem não somente da latitude e da hora do dia, mas também do ponto em
que Marte se encontra em sua órbita, uma vez que seu afélio ocorre a uma
distância 20% maior em relação ao Sol do que seu periélio, produzindo uma grande
variação na energia recebida a partir do Sol.
A superfície de Marte é recoberta por óxido de ferro, o que lhe confere uma
cor avermelhada (figura 24.12). Assim como a Lua, Marte apresenta dois tipos
diferentes de superfícies: uma região muito velha, formada nos primórdios do
sistema solar e com grande densidade de crateras de impacto, e uma região mais
plana e jovem, produzida por extravasamento de lava. Esses dois tipos de região
estão divididos de forma curiosa em Marte: o hemisfério Sul é crivado de crateras
de impacto, enquanto o hemisfério norte é um vasto plano basáltico. Uma das
explicações para essa divisão tão única entre regiões de afloramento de lava e
regiões mais antigas da superfície é a de que um proto-planeta de tamanho um
pouco menor que o da Lua tenha colidido no hemisfério norte de Marte; assim, a
quase totalidade da superfície do hemisfério norte, cerca de 40% da superfície total
de Marte, seria uma grande cratera de impacto. Atualmente, a atividade vulcânica
em Marte está encerrada.
Além de regiões basálticas planas e de crateras de impacto, a superfície de
Marte mostra, ainda, montanhas, vulcões extintos e fendas profundas. A maior
montanha em todo o sistema solar – na verdade, um vulcão – é o Olympus Mons,
em Marte, com mais de 25 km de altura, ou quatro vezes a altura do monte
Everest (figura 24.13). O maior cânion do sistema solar, Valles Marineris, também
se encontra em Marte, se estendendo por quatro quilômetros de sua superfície e
com uma profundidade de 7 quilômetros (figura 24.14).
Figura 24.12: imagem da superfície do planeta Marte, obtida pela sonda
Opportunity.
Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov/.
A baixa pressão atmosférica em Marte favorece que o vapor d’água se
disperse para fora da atmosfera, de forma que Marte não pode ter água na forma
líquida. No entanto, nas regiões polares, Marte apresenta uma grande quantidade
de água na forma sólida, assim como a Terra. Estrias na superfície de Marte,
semelhantes a leitos secos de rios, sugerem que água na forma líquida pode ter
existido nesse planeta em algum período.
Figura 24.13: Mons Olympus, o maior vulcão do sistema solar, no planeta Marte.
Fonte: www.nasaimages.org.
Figura 24.14: Valles Marineris, o maior cânion do sistema solar, no planeta Marte.
Fonte: www.nasaimages.org.
Marte possui dois satélites, Fobos e Deimos (figura 24.15). Ambos possuem
órbitas
próximas
ao
planeta,
possuem
massa
muito
pequena
e
formatos
irregulares. Acredita-se que Fobos e Deimos sejam asteróides capturados pelo
campo gravitacional de Marte.
Figura 24.15: Phobos (esquerda) e Deimos (direita), os dois satélites de Marte.
Fonte: www.nasa.org.
3
OS PLANETAS GASOSOS
Os quatro planetas gasosos do sistema solar são também conhecidos como
gigantes gasosos, uma vez que a massa de todos eles é muito maior do que a
massa dos planetas terrestres. Os planetas gasosos ocupam distâncias entre 5 e 30
UA do Sol, todos mais distantes do que os quatro planetas terrestres, devido aos
processos de formação do sistema solar abordados na aula 20. Os planetas gasosos
podem ser divididos em dois grupos a partir de seus tamanhos e constituições
químicas.
Os planetas gasosos propriamente ditos – Júpiter e Saturno – apresentam
uma constituição semelhante à do Sol: quase 90% de hidrogênio, e o restante
dominado por hélio. Nesses dois planetas há, ainda, traços de metano e amônia. A
enorme massa desses dois planetas produz pressões tão intensas que os gases que
os compõem se tornam cada vez mais densos a altas profundidades, assumindo os
estados líquido e sólido a profundidades suficientemente altas. Assim, Júpiter e
Saturno não possuem superfícies sólidas bem definidas. No centro de ambos, existe
um pequeno núcleo de rochas e metais pesados, remanescentes do seu período
proto-planetário; a massa desse núcleo é várias vezes maior que a massa da Terra.
Os
também
chamados
gigantes
de
gelo,
Urano
e
Netuno,
embora
apresentem vastas atmosferas de hidrogênio, hélio e outros gases, apresentam a
maior parte do seu volume ocupado por água, metano e amônia em estado sólido,
ou seja, por gelos. Ambos apresentam um núcleo de rochas e metais.
Todos os planetas gasosos possuem satélites – diversos deles – e um
número enorme de fragmentos de poeira e gelo os circundando em uma espécie de
disco, formando seus anéis.
Vamos ver, a seguir, detalhes sobre cada um dos quatro planetas gasosos.
3.1
Júpiter
Júpiter é o maior planeta do sistema solar. Seu diâmetro é apenas 20%
maior que o do segundo maior planeta do sistema solar, Saturno, mas sua massa é
duas vezes e meia maior do que a massa de todos os outros planetas do sistema
solar reunidos.
O período de rotação de Júpiter em torno do seu eixo é de apenas 10 horas.
Uma enorme esfera de gases girando a tal velocidade sofre uma forte dilatação em
torno do equador, muito mais intensa do que a que ocorre na Terra, conferindo a
Júpiter um formato oblato (ver figura 24.16). Além disso, Júpiter não apresenta
rotação igual em todos os pontos de sua superfície: a região equatorial completa
um “dia” 5 minutos mais rapidamente que as regiões polares.
Figura 24.16: o planeta Júpiter. Note seu formato achatado.
Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov/.
A atmosfera de Júpiter é coberta por nuvens de amônia e água. A enorme
massa de Júpiter produz uma enorme pressão no seu núcleo, cuja temperatura
deve exceder os 35000ºC; do núcleo para a base da atmosfera, a temperatura cai a
menos de -100ºC. A energia proveniente das regiões mais abaixo da atmosfera e o
padrão de rotação não usual de Júpiter produzem padrões de circulação atmosférica
e correntes de convecção intensos, produzindo as zonas e cinturões que
caracterizam a superfície de Júpiter; tais padrões geram ventos turbulentos de
altíssima velocidade, superior aos 600 km/h, e gigantescas tempestades. Algumas
dessas tempestades podem ser maiores do que a própria Terra. A maior e mais
duradoura tempestade em todo o sistema solar está acontecendo neste momento
em Júpiter, e vem sendo observada a mais de 300 anos, tendo recebido o nome
sugestivo de Grande Mancha Vermelha (figura 24.17).
Figura 24.17: a Grande Mancha Vermelha, no planeta Júpiter.
Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov/.
Júpiter possui o mais intenso campo magnético entre todos os planetas do
sistema solar, cuja intensidade é mais de dez vezes superior ao da Terra. A
magnetosfera de Júpiter é a maior das estruturas do sistema solar: em seu interior,
caberia o Sol inteiro. Nas regiões em torno dos seus polos, ocorrem as auroras, de
forma semelhante à que ocorre na Terra (figura 24.18).
Figura 24.18: aurora polar no planeta Júpiter, vista do espaço.
Fonte: www.nasa.gov.
Júpiter leva quase 12 anos terrestres para percorrer sua órbita em torno do
Sol, de forma que sua posição aparente no céu terrestre muda muito pouco ao
longo dos meses.
Júpiter é o planeta com o maior número de satélites do sistema solar: são
pelo menos 63. A maior parte deles é bastante pequena e irregular, podendo ter
sido asteróides capturados, assim como Fobos e Deimos em Marte. Porém, quatro
desses satélites são relativamente grandes e massivos, tendo sido observados pela
primeira vez em 1610 por Galileu Galilei. São eles
•
Io: é o satélite mais próximo de Júpiter, e o quarto maior satélite do
sistema solar, com um diâmetro de 3600 km, pouco maior do que o
da Lua. Sua proximidade com Júpiter e a excentricidade de sua órbita
em torno dele geram intensas forças de maré no seu interior, o que
produz um enorme aquecimento. Como resultado, Io apresenta o
mais intenso vulcanismo em todo o sistema solar. Seus inúmeros
vulcões ativos alteram constantemente sua superfície, derramando
sobre ela enormes quantidades de lava.
•
Europa: é um pouco menor que a Lua, com um diâmetro de 3120
km. É constituído principalmente por rochas, com um núcleo de
metais pesados, e sua superfície é recoberta por uma mistura de gelo
e minerais, o que a torna muito mais lisa e homogênea do que a
maioria dos corpos do sistema solar. A camada inferior da sua
cobertura de gelo pode estar na forma líquida devido às forças de
maré produzidas por Júpiter.
•
Ganimedes: é o maior satélite em todo o sistema solar, com um
diâmetro de 5260 km – 40% do diâmetro da Terra, e maior do que o
planeta Mercúrio. É dotado de um núcleo de rochoso, enquanto que
seu manto é rico em gelo, o que torna sua densidade muito baixa;
parte do manto está na forma líquida, tornando Ganimedes o único
satélite do sistema solar dotado de campo magnético.
•
Calixto: com 4820 km de diâmetro, é o terceiro maior satélite do
sistema solar e o segundo maior de Júpiter. É, também, o mais
distante dos quatro satélites principais de Júpiter. Calixto é composto
por rochas e gelo, o que o torna pouco denso. Calixto é, também, um
dos corpos do sistema solar mais coberto de crateras, desprovido de
sinais de vulcanismo.
Figura 24.19: os quatro maiores satélites de Júpiter. Da esquerda para a direita,
de cima para baixo: Io, Europa, Ganimedes de Calixto.
Fonte: apod.nasa.gov.
3.2
Saturno
Saturno (figura 24.20) compartilha com Júpiter suas enormes dimensões e
sua composição química. A principal diferença entre ambos está em sua massa:
Saturno tem uma densidade média inferior à da água e, portanto, uma massa
muito baixa quando comparado com Júpiter (apenas 30% de sua massa). Assim
como Júpiter, Saturno também é oblato, devido à sua alta velocidade rotacional,
completando um “dia” em cerca de 11 horas. Saturno apresenta campo magnético,
porém menos tênue que o da Terra e de muito mais baixa intensidade do que o de
Júpiter.
Figura 24.20: o planeta Saturno.
Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov.
A atmosfera é recoberta, em sua camada superior, por cristais de amônia,
que dão uma aparência amarelada a Saturno, mais homogênea do que a de Júpiter.
Nessa região da atmosfera, a temperatura é de aproximadamente -100ºC. Embora
os fenômenos atmosféricos de Saturno não pareçam tão marcantes quanto os de
Júpiter, uma vez que Saturno apresenta zonas e cinturões pouco pronunciados, a
intensidade dos ventos e tempestades em Saturno é muito superior à de Júpiter:
seus ventos podem chegar a impressionantes 1800 km/h!
O período orbital de Saturno é de mais de vinte e nove anos terrestres,
situando-se a uma distância média de 9 UA do Sol.
A característica mais marcante do planeta Saturno é o seu sistema de anéis
planetários. Anéis desse tipo ocorrem em todos os quatro planetas gasosos, mas
são muito mais densos e visíveis em Saturno. Os anéis são compostos por 93% de
fragmentos de gelo, orbitando entre 6600 km e 121000 km de altitude em relação
à superfície de Saturno, com órbitas paralelas ao equador do planeta. Embora
muito extensos, os anéis são extremamente finos, com uma espessura aproximada
de apenas 20 m. A origem desses anéis ainda é desconhecida, podendo ter surgido
do desmembramento de um antigo satélite de Saturno até resíduos capturados por
Saturno que datam dos primórdios do sistema Solar.
Saturno é dotado de, pelo menos, sessenta satélites. Diferentemente de
Júpiter, que possui um grupo de satélites principais de tamanhos e massas
comparáveis, Saturno possui um satélite cuja massa é tão desproporcionalmente
alta que contém 90% de toda a massa que orbita Saturno, incluindo seus anéis.
Este satélite se chama Titã, e possui um diâmetro de 1,5 vezes o da Lua, sendo o
segundo maior satélite do sistema solar. Titã apresenta a mais densa atmosfera já
encontrada em um satélite; sua atmosfera é tão densa que, assim como ocorre
com Vênus, impede a observação direta de sua superfície. Composta por mais de
90% de nitrogênio, sua atmosfera possui uma temperatura média de -180ºC e
apresenta fenômenos de formação de nuvens de etano e ventos intensos. Sua
superfície é relativamente jovem, com amplas regiões recobertas por lava
vulcânica, além de lagos e rios formados por etano e metano em estado líquido.
Figura 24.21: Titã, o maior satélite de Saturno; em primeiro plano, detalhe dos
anéis de Saturno.
Fonte: apod.nasa.gov.
3.3
Urano
Urano (figura 24.22) é o menos massivo dentre todos os planetas gasosos.
Isso acontece porque, além de possuir pouco mais de um terço do diâmetro de
Júpiter, possui uma densidade média muito baixa, maior apenas que a de Saturno.
Urano se encontra a uma distância média de 19 UA do Sol e leva 84 anos terrestres
para completar sua órbita, deslocando-se muito lentamente na esfera celeste. Por
isso, embora seja visível no céu, a olho nu, em boas condições atmosféricas, só
veio a ser “descoberto” como um planeta quando observado através de um
telecópio, em 1781.
Figura 24.21: Urano.
Fonte: apod.nasa.gov.
O planeta Urano possui uma atmosfera rica em metano, o que lhe confere
uma
coloração
azul-esverdeada.
Sua
atmosfera
é
relativamente
estável
e
homogênea, de forma que Urano é visto como um disco sem características
superficiais importantes. Com uma temperatura aproximada de -220ºC, é a
atmosfera mais fria em todo o sistema solar. Abaixo da atmosfera, há uma camada
de gelo de água e metano e, abaixo dela, o núcleo rochoso.
Urano apresenta uma característica de movimento bizarra: seu eixo de
rotação é quase perpendicular ao seu eixo de translação em torno do Sol. Assim, ao
longo do seu “ano”, Urano aponta diretamente seus polos norte e sul para o Sol.
Urano apresenta um conjunto de anéis planetários muito menos evidente do
que Saturno, além de, pelo menos, 27 satélites. Destes últimos, os cinco maiores
são, em ordem de distância ao planeta, Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon;
estes cinco satélites possuem entre 470 km e 1580 km de diâmetro. A figura 24.22
mostra uma combinação de fotografias de Urano em diferentes comprimentos de
onda, revelando sua estrutura de anéis e alguns de seus satélites.
Figura 24.21: os anéis planetários de Urano, e alguns de seus satélites.
Fonte: apod.nasa.gov.
3.4
Netuno
Netuno (figura 24.22) é o planeta mais distante do Sol, localizado a cerca de
30 UA de distância ao Sol. Por estar tão distante, recebe uma quantidade mínima
de radiação solar. Netuno, embora seja um pouco menor que Urano, tendo um
diâmetro mil quilômetros menor que o de Urano, tem quase 20% a mais de massa.
Netuno não pode ser visto a olho nu, no céu; perturbações no movimento de Urano
levaram à previsão teórica da existência de Netuno, fato que foi confirmado em
1846. Netuno leva cerca de 16 horas para completar uma volta em torno de seu
eixo, e quase 165 anos terrestres para completar sua órbita em torno do Sol.
Assim como Urano, Netuno é composto por uma atmosfera de hidrogênio e
hélio enriquecida com amônia, resultando numa coloração azulada; seu tom mais
forte
que
o
de
Urano
é
devido
a
algum
componente
atmosférico
ainda
desconhecido. A atmosfera de Netuno é mais complexa que a de Urano, revelando
algumas estruturas. Tendo em vista sua enorme distância ao Sol, os fenômenos
atmosféricos de Netuno são provavelmente produzidos pela energia oriunda das
camadas mais internas de sua superfície, e não da radiação solar. Tempestades
foram observadas em Netuno, associadas aos ventos mais fortes já registrados em
qualquer planeta do sistema solar: 2100 km/h. No centro da figura 24.23 pode ser
vista uma dessas tempestades, a Grande Mancha Escura, similar à Grande Mancha
Vermelha de Júpiter.
Figura 24.22: o planeta Netuno.
Fonte: www.nasaimages.org.
Netuno apresenta um sistema de anéis planetários semelhante ao de Urano,
e treze satélites. O maior satélite de Netuno, Tritão, possui diâmetro médio de
2700 km e é o único dentre os grandes satélites do sistema solar que apresenta um
formato irregular. A superfície de Tritão é quase totalmente livre de crateras;
embora pequeno e gélido, Tritão é geologicamente ativo, com afloramentos
recentes de lava por vulcões.
4
ASTEROIDES
Os asteroides são pequenos fragmentos de rochas e metais que orbitam o
Sol, pequenos demais para serem considerados planetas. Milhares de asteróides já
foram descobertos no sistema solar. O primeiro asteróide a ser descoberto foi
Ceres, em 1801. O diâmetro de Ceres é de aproximadamente 950 km; todos os
outros asteróides são menores que isso. Embora possam ser observados desde
distâncias ao Sol menores que 1 UA até além da órbita de Saturno, a grande
maioria dos asteroides se situa entre as órbitas de Marte e Júpiter, formando o
cinturão de asteroides, como é o caso de Ceres.
Figura 24.23: os asteróides Ida (esquerda) e Eros (direita).
Fonte: www.nasaimages.org.
Existem teorias diversas para explicar a existência do cinturão de asteroides.
Alguns defendem a ideia de que, na região do cinturão, houve uma colisão entre
dois pequenos planetas, dando origem aos asteroides dessa região. No entanto, a
hipótese mais aceita é de que, devido à influência gravitacional de Júpiter, os
asteroides não tiveram condições de colapsarem e formarem um planeta. Nesse
caso, os asteroides são fragmentos de rocha datados dos primórdios da formação
do sistema solar.
No ano de 2006, a União Astronômica Internacional definiu com precisão o
conceito de planeta. Pela nova definição, um planeta é um corpo celeste:
(1) que orbita o Sol (que não seja, portanto, um satélite);
(2) que tenha massa suficiente para assumir a forma esférica;
(3) que
tenha
“limpado”
o
entorno
de
sua
órbita
de
fragmentos
remanescentes da formação do sistema solar.
Além disso, a União Astronômica Internacional introduziu o conceito de
planeta anão: qualquer corpo celeste que obedeça aos itens (1) e (2), mas não ao
item (3). Assim, Ceres, que tem a forma esférica, mas que compartilha sua órbita
com outros corpos, passou à categoria de planeta anão. O mesmo aconteceu com
aquele que, até o ano de 2006, era considerado o nono planeta do sistema solar,
Plutão. Plutão (figura 24.24) é o maior dos planetas anões, com 1150 km de
diâmetro e com uma órbita extremamente excêntrica, variando entre 30 e 49 UA
de distância ao Sol. Embora seja esférico, Plutão também não removeu ou
absorveu fragmentos de rochas da região na qual orbita. Plutão possui um satélite,
Caronte.
Além de Ceres e Plutão, foram descobertos outros três planetas anões no
sistema solar: Eris, Makemake e Haumea. Dos cinco planetas anões, apenas Ceres
tem órbita inferior à de Netuno. Os demais planetas anões formam, juntamente
com outros corpos celestes pequenos e semelhantes a asteroides, a categoria dos
objetos trans-netunianos. Os objetos trans-netunianos localizados entre 30 e 50 UA
do Sol formam uma estrutura bem definida no espaço, o cinturão de Kuiper. Nesse
cinturão, já foram encontrados cerca de mil objetos, mas pode haver muitas
centenas de milhares.
Figura 24.23: o planeta anão Plutão e seu satélite, Caronte.
Fonte: www.nasaimages.org.
5
COMETAS
Os cometas são aglomerados de poeira, rochas e gelo que giram em torno
do Sol com órbitas extremamente excêntricas. Devido à excentricidade de sua
órbita, sua proximidade do Sol durante o afélio os expõe a ventos solares tão
intensos que parte da camada externa de gelo se aquece e vaporiza. Como
resultado disso, forma-se um rastro de gás e da poeira não-volátil que se
encontrava misturada no gelo. Esse rastro, dependendo de sua intensidade, pode
ser visto da Terra.
O núcleo de um cometa corresponde ao seu corpo sólido. Ele pode se
estender desde algumas centenas de metros até dezenas de quilômetros de
diâmetro. Além das rochas e da poeira, os núcleos dos cometas são formados
principalmente por gelo, com frações significativas de dióxido e monóxido de
carbono, metano e amônia no estado sólido, com traços de outras substâncias.
Quando um cometa se aproxima do Sol, a sublimação dos gelos na
superfície do cometa forma um halo de gás, uma espécie de atmosfera rarefeita.
Esse halo é chamado coma. O gás que forma a coma é ionizado pela radiação solar
e, por isso, brilha. A atuação do vento solar sobre a coma de um cometa empurra
as partículas de gás e de poeira na direção oposta ao Sol, formando a cauda do
cometa. A cauda de um cometa possui duas estruturas distintas, uma composta do
gás e outra de poeira. Ambas são observáveis, pois a poeira reflete parcialmente a
luz do Sol (figura 24.25.
Figura 24.25: o cometa Hale-Bopp. Note as duas caudas distintas.
Fonte: www.nasaimages.org.
Os cometas podem ser periódicos, seja de curto ou de longo período, ou de
aparição única. Os cometas periódicos são ligados gravitacionalmente ao Sol e
periodicamente se tornam visíveis ao atingirem seu periélio, movendo-se em
órbitas elípticas de alta excentricidade. Os cometas de aparição única apresentam
órbitas parabólicas ou hiperbólicas, sendo provenientes de regiões muito distantes
do Sol e ejetados depois do periélio. Os cometas de curto período possuem
períodos orbitais de menos de 200 anos e seu afélio ocorre a distâncias
semelhantes à dos planetas gasosos, podendo ser provenientes, inclusive, do
cinturão de Kuiper. Os cometas de longo período possuem períodos orbitais de mais
de 200 anos; cometas desse tipo podem atingir distâncias de até 70000 UA do Sol,
sendo provenientes da Nuvem de Oort.
Eventualmente, um cometa pode se desintegrar, ou esgotar completamente
o material volátil de seu núcleo. No segundo caso, se tornará praticamente
indistinguível de um asteroide. A excentricidade de sua órbita os sujeita a
perturbações gravitacionais dos planetas do sistema solar, o que altera suas
propriedades orbitais; diversos cometas tiveram seu fim em colisões tanto com o
Sol quanto com um planeta (figura 24.25).
Figura 24.25: a colisão do cometa Schoemaker-Levy 9 com o planeta Júpiter, em
1994. De baixo para cima, o instante do impacto e as reações na atmosfera de
Júpiter.
Fonte: www.nasaimages.org.
ATIVIDADES
Devido ao grande número de asteroides no sistema solar e por seu potencial
destrutivo caso entrem em rota de colisão com a Terra, existem programas
científicos de localização e monitoramento de asteroides. O Centro de Planetas
Anões da União Astronômica Internacional coleta estes dados e fornece tabelas de
localização e órbitas estimadas para os asteroides detectados no sistema solar.
Essas tabelas fornecem uma excelente visão de como os asteroides e cometas se
distribuem
no
sistema
solar.
Vá
ao
site
da
IAU,
no
link
http://www.minorplanetcenter.net/iau/Animations/Animations.html, e abra os GIFs
animados do cinturão de asteroides e dos objetos trans-netunianos. Estas
animações mostram as órbitas dos planetas, a distribuição de asteroides e seu
movimento ao longo dos meses. Analise essas animações e compare com o que foi
estudado nesta aula.
RESUMO
Nesta aula, você viu:
As características gerais dos planetas do sistema solar.
As propriedades dos cometas e dos asteroides.
REFERÊNCIAS
ASIMOV, Isaac. Júpiter. Rio de Janeiro: F. Alves, 1983.
ASIMOV, Isaac. Saturno. 2.ed. Rio de Janeiro: F. Alves, 1983.
RIDPATH, Ian. Guia ilustrado Zahar Astronomia. 2.ed. Rio de Janeiro: Jorge
Zahar, 2008.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
AULA 25 – DETERMINAÇÃO DAS ÓRBITAS DOS SATÉLITES GALILEANOS
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
saber extrair informações orbitais da observação de satélites;
ser capaz de identificar os satélites galileanos através de seu movimento
aparente.
1
INTRODUÇÃO
Os quatro maiores satélites de Júpiter já são conhecidos há séculos, como
vimos nas aulas 5 e 24, uma vez que, mesmo um telescópio de pequeno porte ou
mesmo um binóculo potente já nos permitem observá-los. A observação continuada
dos satélites galileanos ao longo de alguns dias nos permite determinar facilmente
algumas de suas características orbitais, e mesmo identificá-los. Nesta aula prática,
você vai utilizar imagens simuladas de Júpiter e da posição dos satélites galileanos
para estimar alguns dos seus parâmetros orbitais e identificar esses satélites.
2
METODOLOGIA
A figura 25.1 mostra as posições dos satélites galileanos e do planeta
Júpiter, como observados da Terra, em dez dias consecutivos, no mesmo horário. O
planeta Júpiter é o disco maior, no eixo central da figura. Em torno de Júpiter,
quatro pontos brilhantes correspondem aos quatro satélites galileanos. Perceba que
a posição dos satélites varia bastante de um dia para outro.
Através dessa figura, você vai estimar o semi-eixo maior da órbita e o
período orbital dos satélites galileanos. Para isso, siga os passos abaixo:
1) Comparando os diagramas entre si, tente localizar os dois
satélites cujas órbitas são mais extensas, ou seja, os mais
distantes de Júpiter. Tais satélites possuem órbitas com raios
maiores e, portanto, são os que atingem os maiores afastamentos
do planeta.
2) Para os dois satélites identificados no item (1), identifique sua
posição em cada uma das imagens. Trace, desde a figura superior
até a inferior, uma linha ondulada que passe por todas as
posições de um mesmo satélite. Essa linha ondulada vai se
assemelhar ao gráfico inclinado de uma função seno.
3) Usando uma régua e com o auxílio das linhas que você traçou no
item (2), meça o raio aproximado das órbitas dos dois satélites
com órbita mais externa. Meça, também, o diâmetro aparente do
planeta Júpiter.
4) Sabendo que o diâmetro médio de Júpiter é de aproximadamente
140000 km, faça a conversão dos raios das órbitas medidas no
item (3) em quilômetros.
5) Usando, ainda, as linhas que você traçou, e usando o fato de que
as diferentes imagens foram obtidas em dias consecutivos e no
mesmo horário, estime o período orbital dos dois satélites com
órbita mais externa.
6) Aplicando a terceira lei de Kepler, calcule a massa do planeta
Júpiter.
7) Analisando a figura 25.1, faça uma estimativa do raio máximo das
órbitas dos dois satélites mais internos, em quilômetros.
8) Use a terceira lei de Kepler e a massa que você calculou para
Júpiter e estime o máximo período orbital dos dois satélites
galileanos mais internos.
3
ANÁLISE DOS RESULTADOS
A partir dos dados que você determinou, analise os pontos abaixo:
1) Para qual dos satélites foi mais fácil determinar os parâmetros
orbitais? Por quê?
2) Por que, na determinação dos parâmetros dos dois satélites mais
internos de Júpiter, usamos uma metodologia diferente em
relação aos satélites mais externos?
3) Compare os valores dos períodos orbitais que você obteve para os
satélites galileanos com o período orbital da Lua. Esses valores
são
semelhantes?
Caso
negativo,
interprete
a
fonte
da
discrepância.
4) Na seção 3.1, os satélites galileanos estão apresentados em
ordem crescente de distância a Júpiter. Usando essa informação,
identifique os satélites galileanos na figura 25.1.
Figura 25.1: Júpiter (no eixo central da imagem) e os satélites galileanos, como
observados em dez dias consecutivos, no mesmo horário. Diagramas produzidos
com o simulador Stellarium.
RESUMO
Nesta aula, você viu:
Como determinar as propridades orbitais de satélites através de sua
posição aparente no céu.
Como identificar os satélites galileanos por esse método.