Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO

CCiências iências PPlanetárias: lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório

Daniela Lazzaro

Julho 2007

Aula 1: O Sistema Solar e sua formação

Aula 2: Interiores e Superfícies

Aula 3: Atmosferas e Magnetosferas

Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar

SolMercúrioVênusTerraMarte

Planetas -

JúpiterSaturno

UranoNetuno Ceres

Planetas Anões – Plutão

Eris

Asteróides

Pequenos Corpos – TNO

Cometas

Poeira


Planetas -

JúpiterSaturno

UranoNetuno Ceres


Eris

Asteróides


Cometas

Satélites/Binários



Poeira


Planetas -

JúpiterSaturno

UranoNetuno Ceres


Eris

Asteróides


Cometas


Anéis



Poeira

0.0000001Poeira cósmica

0.0000020Asteróides

0.0000500Satélites e anéis

0.0400000Outros planetas

0.0500000Cometas

0.1000000Júpiter

99.8000000Sol

% Massa Total

Distribuição de massa

Sol Evolução dinâmica

Lei de gravitação universal1 22

GmmF

R=

2(1 )

1 cos

a er

e q-

=+

Leis de Kepler do movimento planetário (1609)

elipse com o Sol num dos focos

áreas iguais em tempos iguais 21

2 2

dA d hr

dt dt

q= =

semi-eixo x velocidade orbital

3

2.

aconst

P=

a -semi-eixo maiore - excentricidadei - inclinação

- longitude do nodo ascendente

- argumento do periélioT - instante da passagem pelo periélio

Plano orbitalda Terraeclíptica

Nodo ascendente

Plano orbitaldo planeta

Afélio

PontoVernal

Linhados nodos

Nodo descendente

Periélio

Movimento em torno do primário

Perturbação

13 3( )

n j i jiji i jj ii ji j

r r rrr G M m Gm

r r=ﾹ

￬ -= - + + -￭�D￮

￥r r rrr

&&

Sistemas binários

órbita do corpo com mais massa

órbita do corpocom menos massa

dois ou mais corpos de massa comparável

Sist. Solar: baricentro dentro do SolTerra-Lua: baricentro dentro da TerraPlutão-Caronte: baricentro fora de ambos os corpos

movimento em tornodo centro de massa do sistema

Vên

us

Mer

cúri

o

As órbitas no Sistema Solar

Planetas

Asteróides

Cometas

circulares e elípticas

muito elípticas

circulares

Eris

O SistemaSolar emtamanhos

Mercúrio ~500KPlutão ~50K

As temperaturas no Sistema Solar

1eT

rﾵ

17

15

95

318

0,11

1,00

0,82

0,06

Massa(MT)

1,63,9Netuno

1,24,1Urano

0,79,5Saturno

1,311,2Júpiter

3,90,53Marte

5,51,00Terra

5,30,95Venus

5,40,38Mercúrio

Dens.(g/cm3)

Raio(RT)

RT=6378 kmMT=5.98 x 1024kg

Terrestres

Gigantes

Planetas Terrestres ou Rochosos

Mercúrio Vênus Terra Marte

Planetas Gigantes ou Gasosos

SaturnoJúpiter Urano Netuno

TNOs

“frost-line”linha do gelo

gelossilicatos metais

Formação do Sistema Solar

• órbitas dos planetas são aproximadamente circulares (<0.206);• órbitas dos planetas e da maioria dos pequenos corpos são quase

co-planares; • a direção do eixo de rotação dos planetas é próximo daquele do Sol;• 3 dos 4 planetas terrestres e 3 entre os 4 planetas gigantes tem

obliqüidades (ângulo entre o eixo orbital e de spin) < 30º;• espaço interplanetário é virtualmente vazio, com exceção do

cinturão de asteróides e o cinturão de Kuiper.

Propriedades

• superfícies dos planetas e satélites são muito craterizadas; • a taxa de craterização deve ter sido muito maior nos primeiros 109 anos (“late heavy bombardment”)• idade do Sistema Solar é 4.56 0.02 109 anos;• planetas terrestres compostos de material rochoso e refratário;• planetas gigantes (Júpiter, Saturno) compostos basicamente de H e He mas são enriquecidos em metais e parecem terem núcleos de rocha-gelos ~ 10-20 massas da Terra• planetas “intermediários” ou “gelados” (Urano e Netuno) também tem núcleos de rocha-gelo mas apenas ~ 5-20% de H e He;

• Nuvem de Oort • ~1012 cometas com 1 km ou maiores• raio >104 AU• aproximadamente esférica • fonte dos cometas de longo-período (P > 200 anos) e curto-período (200 > P > 20 anos)

• Cinturão Transnetuniano (ou de Kuiper)• ~109 cometas • raio > 35 AU• disco achatado• fonte dos cometas da família de Júpiter (P < 20 anos)

• Planetas • maioria dos planetas tem satélites • não tem encontros próximos e são espaçados ~ regularmente• responsáveis por < 0.2% de toda a massa do Sistema Solar • responsáveis por > 98% de todo o momento angular

Dados Observacionais

órbitas coplanares

direção de movimento e rotação

tamanhos

composição:H + He + ... = composição solar

Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos

Vínculos Observacionais

Composição solar nebulosa

Direção de rotação nebulosa em rotação

Órbitas co-planares disco

A hipótese nebular

O Sol e os planetas se formaram de uma nuvem de gás em rotação (a nebulosa solar)

instabilidades gravitacionais no disco de gás condensam em planetas (Kant 1755) proto-sol esfria e contrai expelindo anéis de gás que condensam em planetas (Laplace 1796)

Nebulosa de Orion Proplyds em Orion

A hipótese nebular (cont.)

Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:

Condensação + accreção (Safronov, 1969) Planetesimais Planetas

Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:

Instabilidades gravitacionais (Cameron, 1969) Proto-planetas gigantes gasosos

Modelagens modernas

1. Adicione elementos voláteis a cada planeta até atingir a composição solar2. Espalhe cada planeta num anel que chega até metade da distância ao próximo planeta3. Ajuste uma reta à densidade superficial resultante

Wiedenschilling 1977Hayashi 1981

-Pictoris

A hipótese dos planetesimais

Sol em formação é envolto por um disco de gás

Os planetas se formam num processo de múltiplas fases:

1. a medida que o disco esfria, grãos de rocha e gelo condensam caindo para o plano médio do disco;2. pequenos corpos sólidos crescem da fina camada de poeira formando corpos de alguns km de tamanho (planetesimais) - processos dominantes: dissipação pelo gás, radiação e gravidade do Sol;3. planetesimais colidem e crescem até se tornar planetas ou núcleos de planetas - processos dominantes: espalhamento gravitacional e gravidade do Sol,

evolução descrita pela mecânica estatística;4. poucos planetesimais crescem suficientemente para dominar a evolução, as órbitas se tornam regulares ou pouco caóticas e passam a ser descritas pela mecânica celeste ao invés da mecânica estatística (embriões planetários);5. em escalas de tempo menores os embriões planetários colidem e crescem até núcleos planetários6. núcleos dos planetas gigantes capturam envoltórias de gás

Implica no crescimento de 45 ordens de grandeza em massa através de 6 diferentes processos físicos!

Penso que você deveria ser um

pouco mais explicito neste

ponto

então ocorre um milagre

na antiguidade: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno 6

7

8

9

1781 - W. Herschel descobre Urano

1846 – J.G. Galle descobre Netuno

1930 – C.W. Tombaugh descobre Plutão

(1801, G. Piazzi descobre Ceres, considerado planeta até ~1845)

Mas...quantos Planetas?

mas ... a massa de Plutão = 0.002 massas da Terra

Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?

13 3( )

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porque o disco deveria terminar abruptamente em Plutão ?

Edgeworth (1948) e Kuiper (1951)propõem a existência de um cinturão de objetos além de Plutão

1992 é descoberto 1992QB1(D. Jewitt), primeiro objeto doCinturão Trans-Netuniano(Cinturão de Kuiper ou Cinturão de Edgeworth-Kuiper)

Cinturão Trans-Netuniano (CTN)Julho 2007 = 1258 objetos

14 Nov. 2003 descoberto 90377 Sedna

Março 2003: descoberto 2003 EL61 D = 1200km

Dezembro 2003: descoberto 2003 UB313 D = 2400km

Março 2005: descoberto 2005 FY9 D = 1250km

1250?2005 FY9

2400 ± 1002003 UB313

12002003 EL61

< 1500Sedna

2320Plutão

Diâmetro (km)Objeto

porque apenas Plutão seria um planeta? 2003 UB313 seria o décimo planeta?

porque Plutão e 2003 UB313 seriam planetas e 2005 FY9 não o seria? Qual a real diferença?

O que é um planeta?

Em que bases podemos definir um planeta ?

Características físicas

Se suficientemente grande, um corpo será comprimido numa forma esférica por sua própria auto-gravidade

O que determina sua forma O que determina sua luminosidade

Calor da formaçãoFusão termonuclear

Contração gravitacional Diferenciação interna

A fonte da luminosidade de um corpo muda de acordo com sua massa



Características dinâmicas

qual a forma e a inclinação da órbita

em torno de que objeto gira

se está sozinho neste tipo de órbita



Características dinâmicas

Características cosmogônicas

se formado por “colapso gravitacional”se formado num disco

se formado por acréscimo de planetesimais

Agosto 2007 – Proposta da “comissão dos sábios” da IAU

2kM PL =M-massaP-períodok- ~const.

Quantifica a capacidade de umcorpo espalhar pequenos corposde sua zona orbital

Stern & Levinson 2002

L=1

Soter, 2006

UB313

Agosto 2007 – propostados “dissidentes

1) Um planeta do Sistema Solar é um corpo celeste que: (a) está em órbita em torno do Sol, (b) tem massa suficiente para atingir uma forma de equilíbrio hidrostático (c) tem esvaziado a região vizinha à sua órbita;(2) Um planeta-anão é um corpo celeste que: (a) está em órbita em torno do Sol, (b) tem massa suficiente para atingir uma forma de equilíbrio hidrostático (c) não tem esvaziado a região vizinha à sua órbita (d) não é um satélite;(3) Todos os demais corpos, com exceção dos satélites, em órbita em torno do Sol devem ser referidos coletivamente como “Pequenos Corpos do Sistema Solar”.

136199 Eris134340 Plutão

13 setembro 2006


Planetas -

JúpiterSaturno

UranoNetuno Ceres


Eris

Asteróides


Cometas


Anéis



Poeira

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