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As regularidades do nosso Sistema Solar

1. Cada planeta está relativamente isolado no espaço.

2. As órbitas planetárias são aproximadamente circulares (com exceção Das de Plutão e Mercúrio).

3. As órbitas dos planetas estão situadas, aproximadamente, no mesmo plano.

4. A direção da órbita dos planetas ao redor do Sol é a mesma com que o Sol gira, em movimento de rotação, em torno de seu eixo.

5. A direção do movimento de rotação da maioria dos planetas em torno de seus eixos (exceção feita ao planeta Vênus) é a mesma com que o Sol gira em torno de seu eixo.

6. A maioria dos satélites conhecidos que giram ao redor dos planetas tem a mesma direção orbital que o movimento de rotação desses mesmos planetas.

7. Nosso Sistema Solar é bem diferenciado: há os planetas próximos ao Sol, parecidos com a Terra (telúricos) – rochosos de alta densidade e poucos satélites, de atmosferas moderadas e pequena velocidade de rotação – e os parecidos com Júpiter (jovianos) – mais afastados do Sol, gasosos e com baixa densidade, atmosferas espessas, movimento de rotação muito rápido e muitos satélites.

8. Os asteróides são muito antigos e têm características que não são típicas de planetas ou satélites.

9. Os cometas são da época primitiva, fragmentos de blocos de gelo que não têm órbitas no plano da eclíptica (plano em que orbitam os planetas) e encontram-se a enormes distâncias do Sol.

1. A formação do Sistema Solar

Explicar teoricamente a evolução da matéria primitiva que

deu origem ao Sistema Solar não é tarefa fácil, tanto mais

porque não se conhecem, exatamente, quais as condições

reinantes naquele momento. Nenhum dos modelos propostos

explica definitivamente todas as características do Sistema

Solar na atualidade. A teoria nebular é um exemplo de

uma teoria evolutiva que descreve o desenvolvimento do sistema solar como uma

série de passos graduais e naturais, compreensível em termos de princípios

físicos bem estabelecidos. Já a teoria das catástrofes invoca eventos celestiais

acidentais. Astrônomos normalmente não gostam de invocar catástrofes para

explicar o universo, porém, há exemplos em que só o puro acaso pode ter

determinado certos aspectos do Sistema Solar. As hipóteses propostas tentam

esclarecer os seguintes fatos observados:

ASTRONOMIA AULA - 3

SISTEMA SOLAR - FORMAÇÃO

Figura 3 - Gás interstelar e faixas de

poeira cósmica escura marcam esta região de formação de estrelas. A nuvem escura conhecida como Barnard 86 (esquerda) margeia um agrupamento de estrelas azuis jovens chamado NGC 6520 (direito). Barnard 86 pode fazer parte de uma nuvem interestelar maior que deu origem a estas estrelas.

Figura 1 - Os planetas do Sistema

Solares têm movimento de rotação no mesmo sentido que seu movimento de translação em torno do Sol, a exceção feita ao planeta Vênus. Esse possui movimento de rotação retrógrado.

Figura 2 – A galáxia de Andrômeda,

assim como a nossa própria Via Láctea, possui estrelas jovens e estrelas velhas. O fim da vida evolutiva dessas estrelas velhas resulta, entre outras coisas, em nuvens de gás e poeira interestelar que servirão de matéria-prima para a formação de novas estrelas.

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Todos os fatos observados sugerem, fortemente, um alto grau de ordem dentro do

nosso Sistema Solar. O sistema inteiro não é um punhado fortuito de objetos que

giram ou orbitam aleatoriamente. Por conseguinte, é improvável que nosso

Sistema Solar tenha sido formado casualmente, devido à acumulação lenta de

"planetas" interestelares já prontos e apenas capturados pelo nosso Sol ao longo

de bilhões de anos. A arquitetura global de nosso Sistema Solar é muito

organizada, e a idade de seus componentes é muito uniforme para ser o resultado

de eventos caóticos fortuitos. Os fatos apontam para uma formação única, há 4,6

bilhões de anos. É importante perceber o que nossa teoria do Sistema Solar não

precisa explicar. Houve bastante tempo para que os planetas evoluíssem depois

de sua formação, assim circunstâncias que não estão diretamente associadas ao

desenvolvimento do estado inicial do Sistema Solar não foram incluídas na nossa

lista. Alguns exemplos disso são, o intenso efeito estufa em Vênus, a rotação

sincrônica da Lua, o aparecimento de vida na Terra, os anéis dos planetas

jovianos e outros fenômenos mais.

Além de suas muitas regularidades, nosso Sistema Solar também tem muitas

irregularidades notáveis, algumas das quais já mencionamos. A teoria explicativa

da formação do Sistema Solar deve prover razões fortes para as características

planetárias observadas sendo, contudo, flexível o bastante para permitir e

explicar também as divergências.

2. Teoria da nebulosa primitiva

Um dos primeiros modelos explicativos da origem do Sistema Solar foi sugerido,

em 1755, pelo filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), e desenvolvido, em

1796, pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace (1749-1827), em seu

livro Exposition du System du Monde. Laplace, que desenvolveu a teoria das

probabilidades, calculou que como todos os planetas estão no mesmo plano,

giram em torno do Sol na mesma direção, e também giram em torno de si

mesmos na mesma direção (com exceção de Vênus), só poderiam ter-se formado

de uma mesma grande nuvem de partículas em rotação (figura 5a). Essa hipótese

sugeria que uma grande nuvem rotante de gás interestelar, a nebulosa solar,

colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração se

iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso.

À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por

conservação do momentum angular, e eventualmente a massa de gás rotante

assumiria uma forma discoidal, com uma concentração central que deu origem ao

Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco (figura 5b).

3. Teoria da condensação

A hipótese moderna para a origem do Sistema Solar é baseada na hipótese

nebular e é denominada teoria da condensação. As observações modernas

indicam que muitas nuvens de gás interestelar estão no processo de colapsar em

estrelas, e os argumentos físicos que predizem o achatamento e o aumento da

taxa de rotação estão corretos. A contribuição moderna à hipótese nebular diz

respeito principalmente a como os planetas se formaram a partir do gás no disco,

e foi desenvolvida nos anos 40 pelo físico alemão C. Von Weizäker.

Após colapsar, a nuvem começou a esfriar-se; apenas o Proto-Sol, no centro,

manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida do

material, o que deu origem aos planetesimais, agregados de material com

tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro.

Figura 5 - Laplace imaginou que, ao

girar, a nebulosa solar deixaria para trás uma série de anéis concêntricos, que viriam a transformar-se em protoplanetas orbitando em torno de um proto-sol

- bola quente de gás que evoluiria até tornar-se o Sol. A descrição do colapso e do achatamento da nebulosa solar está essencialmente correta, mas quando os astrônomos modernos usaram computadores para estudar os aspectos mais sutis do problema, alguns erros foram verificados na teoria nebular de Laplace. Os cálculos mostraram que os anéis do tipo previsto pela teoria, provavelmente não se formariam e, se isso ocorresse, eles não se condensariam para formar planetas. Na realidade, os cálculos de computador verificaram que os anéis tenderiam a dispersar-se.

Figura 4 - A estrela HD 65750 na

constelação de Carina é uma das muitas observadas que lançam material ao espaço. Parte desse material ejetado condensa-se em grãos de poeira interestelar, formando a nebulosa (IC 2220) que reflete a luz da estrela (foto acima).

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Primeira fase

De acordo com a teoria da condensação, os planetas foram formados em três estágios. Inicialmente, grãos de poeira cósmica interestelar dentro da nebulosa formaram núcleos de condensação em torno dos quais a matéria começou a se acumular. Isso acelerou o processo da formação das primeiras aglomerações pequenas de matéria. Uma vez formadas, essas aglomerações cresceram rapidamente aderindo umas às outras. Elas cresceram gradualmente, transformando-se em objetos que variaram seu tamanho de um seixo, para o de uma bola de beisebol, aumentando cada vez mais. Esse processo de acresção — o gradual crescimento dos pequenos objetos devido às colisões e fusão deles — criou objetos maiores, com algumas centenas de quilômetros. Ao término desta primeira fase, o Sistema Solar ficou composto de hidrogênio e gás de hélio e milhões de planetesimais - objetos do tamanho de luas pequenas, com campos gravitacionais fortes o bastante para afetar seus vizinhos.

Segunda fase

Na segunda fase do processo de crescimento, ao longo de cerca de cem milhões de anos, as forças gravitacionais entre o planetesimais os fizeram colidir e fundir, formando objetos cada vez maiores. Aos poucos, quase todo o material dos planetesimais foi lançado para algum dos grandes protoplanetas – grandes acúmulos de matéria que posteriormente evoluiriam transformando-se nos planetas que conhecemos hoje. Na figura acima, vemos uma simulação em computador do crescimento no sistema solar interno. Note como, a redução de corpos leva ao espaçamento das órbitas que são praticamente circulares.

Terceira fase

Quando, os protoplanetas se formam, outro processo importante tem início. Os campos gravitacionais fortes produzem muitas colisões de alta velocidade entre os planetesimais e os protoplanetas. Estas colisões conduzem à fragmentação. Assim, os objetos maiores absorvem os restos dos menores, ficando ainda mais massivos. Alguns desses fragmentos produziram o intenso bombardeamento meteórico que nós sabemos ter acontecido no início da formação dos planetas e satélites. Um número relativamente pequeno de fragmentos, com dimensões entre 10 e 100km, escaparam de ser capturados por um planeta ou um satélite e se tornaram os asteróides e cometas do nosso Sistema Solar.

A formação dos planetesimais

Figura 6 - O modelo atualmente

adotado pela maioria dos astrônomos é uma versão mais requintada da teoria nebular. Conhecida como a teoria de condensação, combina as características boas da teoria nebular velha com informação nova sobre química interestelar, eliminando a maioria dos problemas da teoria velha. O ingrediente novo fundamental no quadro moderno é a presença da poeira cósmica interestelar na nebulosa solar. Os astrônomos reconhecem agora que o espaço entre as estrelas está permeado com grãos de pó microscópicos, decorrente da acumulação de matéria ejetada durante a sua destruição no final de sua vida evolutiva. Essas partículas foram formadas nas atmosferas menos quentes das estrelas velhas de então. O resultado é que nossa galáxia inteira está coberta de lixo com pedaços grossos e pequenos de matéria fria e rochosa que têm tamanhos em torno de 0,02mm de diâmetro.

Figura 7 – Formação do Sistema Solar.

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4. A formação dos protoplanetas

Modelos matemáticos indicam que, depois de aproximadamente 100 milhões de

anos, o Sistema Solar primitivo evoluiu em nove protoplanetas, dúzias de proto-

satélites, e o proto-Sol. Simulações em computador mostram o espaçamento

crescente entre os planetas, embora a razão para a regularidade vista no

espaçamento planetário atual permanece obscuro. Um bilhão de anos mais foram

necessários para limpar o Sistema Solar do lixo interplanetário. Foi nesse período

que ocorreu o bombardeio meteorítico mais pesado, ao mesmo tempo em que o

número de planetesimais diminuía. Os planetesimais a seguir cresceram por

acreção de material para dar origem a objetos maiores, os núcleos planetários.

Sua composição dependia da distância ao Sol: regiões mais externas tinham

temperaturas mais baixas, e mesmo os materiais voláteis tinham condições de se

condensar, ao passo que nas regiões mais internas e quentes, as substâncias

voláteis foram perdidas.

Na parte externa do Sistema Solar, onde o material condensado da nebulosa

continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingirem massas da

ordem de 10 vezes a massa da Terra, ficando tão grandes a ponto de poderem

atrair o gás a seu redor, e então cresceram mais ainda por acreção de grande

quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar. Deram origem assim aos

planetas jovianos. Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, o

núcleo planetário não pôde crescer muito, dando origem aos planetas telúricos.

O papel da temperatura

O Sistema Solar primitivo contraiu-se sob a influência da força gravitacional que o aqueceu e o aplainou na forma de um disco. A densidade e temperatura eram maiores próximo do proto-Sol central e muito mais baixas nas regiões periféricas. Cálculos detalhados indicam que a temperatura do gás perto do centro do istema era de vários milhares de kelvins. A uma distância de 10 UA, onde Saturno se encontra na atualidade, a temperatura era só de aproximadamente 100 K. A maior parte do gás e poeira cósmica original no Sistema Solar interno desapareceu nesta fase, mas os grãos nas partes externas provavelmente permaneceram em grande parte intactos.

Figura 8 - A teoria da condensação e

de formação de planetas:

(a) Nuvem de gás e poeira cósmica

(b) A nebulosa solar se contrai e se

aplaina em um disco girando. A concentração grande no centro se tornará o Sol. As concentrações menores nas regiões exteriores virão a tornar-se planetas jovianos (gigantes gasosos).

(c) A poeira cósmica se aglomera em

núcleos de condensação, formando acúmulos de matéria que colidem e se fundem gerando os planetesimais com o tamanho de pequenas luas.

(d) Ventos fortes do Sol, que ainda se

está formando, expelem o gás da nebulosa (esse processo chama-se T-Tauri).

(e) Planetesimais continuam colidindo

e crescendo.

(f) Passados cerca de cem milhões de

anos, planetesimais formam alguns planetas grandes que viajam em órbitas aproximadamente circulares.

Com o passar do tempo, o gás irradiou seu calor para fora e a temperatura diminuiu em todos os locais, menos no centro, onde o Sol estava-se formando. Em todos lugares além do proto-Sol, grãos de pó novos começavam a condensar-se (ou cristalizar-se). Quando a poeira se refez, a distribuição de grãos era muito diferente. Como mostra o diagrama ao lado, nas regiões próximas ao proto-Sol, onde hoje encontramos a órbita do planeta Mercúrio, poderiam formar-se só grãos metálicos. . Estava simplesmente muito quente para qualquer outra coisa existir. Um pouco mais distante, a aproximadamente 1UA, era possível que grânulos rochosos e de silicatos se formassem. Há aproximadamente 3UA ou 4UA, gelo poderia existir, e assim por diante. Quanto maior a distância ao proto-Sol, mais matéria conseguiria condensar-se.

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5. Limpando os escombros

Depois que os planetas principais se formaram, a maioria do planetesimais que

restaram ou colidiu com um dos novos planetas ou foi lançado para a nuvem de

Oort, só restando uma pequena fração de material sólido.

Mas o que aconteceu com o gás que compunha a maior parte da nuvem original?

Ao que parece, a explicação está no fato de que as estrelas jovens experimentam

uma fase evolutiva altamente ativa conhecida como fase T Tauri (figura 9)

durante a qual sua radiação e ventos estelares são muito intensos. Quando o Sol

entrou nesta fase, logo antes das reações nucleares começarem a queimá-lo em

seu centro, o gás que permanecia entre os planetas foi soprado para fora no

espaço interstelar pelo vento solar e pela pressão de radiação do Sol. O que

restou, após esse período, foram os protoplanetas e fragmentos de planetesimais,

que continuaram a longa evolução para tornar-se o Sistema Solar que

conhecemos hoje.

6. Os planetas de jovianos

Nas regiões medianas e exteriores do sistema planetário primitivo, para além de

aproximadamente 5UA do centro, a temperatura era bastante baixa o suficiente

para que ocorresse a condensação de vários gases abundantes. Depois do

hidrogênio e hélio, os materiais mais comuns na nebulosa solar (assim como no

universo) eram o carbono, nitrogênio e oxigênio. As combinações mais comuns

de substâncias químicas contendo esses elementos eram o vapor de água, a

amônia e o metano. Estas combinações ainda são os componentes principais das

atmosferas dos planetas jovianos.

Sob condições frias, temperaturas de 100K ou menos, e baixa densidade, estes

gases condensaram-se formando os fragmentos primordiais destinados a tornar-se

núcleos dos planetas jovianos. Os planetesimais formados a essas distâncias eram

predominantemente compostos de gelo. Os planetas exteriores começaram seu

crescimento mais cedo e cresceram rapidamente, aumentando sua massa não só

com grãos de poeira, mas também com gás, o que resultou na formação dos

quatro planetas gigantescos, mundos ricos em hidrogênio.

7. Os planetas terrestres

Nas regiões internas do Sistema Solar primitivo, começou a condensação de gás

para sólido quando a temperatura era aproximadamente 1000K. O ambiente era

muito quente para que o gelo resistisse. Muitos dos elementos abundantes e mais

pesados, como o silício, ferro, magnésio, níquel e alumínio combinaram-se com

o oxigênio para produzir uma variedade de materiais rochosos. Assim, os

planetesimais no Sistema Solar interno eram rochosos e viriam a formar

protoplanetas e, posteriormente, planetas também desses materiais mais pesados.

A temperatura de superfície dos planetas internos era muito alta, e a gravidade

deles muito baixa.

Figura 9- (a) Ventos estelares

fortes de estrelas recém nascidas foram responsáveis por varrer qualquer poeira cósmica e gás que restasse do processo de formação da estrela

(b) Quando o gás e poeira foram lançados para fora do sistema planetário, deixaram para trás os protoplanetas e os planetesimais.

Figura 10 - Júpiter, Saturno, Urano e Netuno são chamados de jovianos ou

planetas externos, pois têm características típicas de Júpiter, tais como baixa densidade. São constituídos principalmente de hidrogênio, hélio, gelo (H2O), dióxido de carbono, metano e

amônia.

Figura 11 - Os planetas

telúricos, Terra, Mercúrio, Vênus e Marte, assemelham-se à Terra, têm densidade maior e

são constituídos de rochas (silicatos e óxidos) e metais, tais

como níquel e ferro. O planeta Plutão não possui uma classificação definida.

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8. A teoria das catástrofes

A teoria da condensação responde pelos nove pontos

"característicos" listados no início da aula 5. Como já foi

dito, um aspecto importante de qualquer teoria explicativa

da origem e formação do Sistema Solar é sua flexibilidade

para permitir a possibilidade de divergências do esquema

bem ordenado das coisas.

Na teoria da condensação essa capacidade é devida a

aleatoriedade inerente aos encontros que fundem os

planetesimais em protoplanetas. Com a diminuição de

corpos grandes e o aumento de suas massas, as colisões

individuais adquiriram maior importância. Ainda podem

ser vistos os efeitos destas colisões em muitas partes do

Sistema Solar, por exemplo, as grandes crateras presentes

em muitos dos longínquos satélites que estudamos hoje.

Começou-se com nove pontos regulares para explicar a

formação de nosso sistema planetário e termina-se com

oito características irregulares do Sistema Solar. É

impossível testar quaisquer destas afirmações diretamente, mas é razoável supor

que alguns, ou até mesmo todos, dos seguintes aspectos "estranhos" do Sistema

Solar podem ser explicados em termos de colisões nas fases formativas do

sistema protoplanetário. Nem todos os astrônomos estão de acordo com todas

essas explicações, porém, a maioria deles aceita boa parte delas.

As irregularidades do nosso Sistema Solar

1. O núcleo de níquel-ferro excepcionalmente grande de Mercúrio pode ser o resultado de uma colisão entre dois protoplanetas parcialmente diferenciados. Os núcleos podem ter-se fundido, e parte do material do manto ter-se perdido.

2. Dois corpos grandes poderiam ter-se fundido para formar Vênus, sendo essa a causa de sua baixa velocidade de rotação e de seu movimento retrógrado.

3. O sistema Terra-Lua pode ter-se formado da colisão entre a proto-Terra e um objeto do tamanho do Marte.

4. Uma recente colisão com um planetesimal grande pode ter causado a curiosa assimetria norte-sul de Marte e pode ter lançado parte da atmosfera do planeta.

5. O eixo de rotação inclinado de Urano pode ter sido causado por uma colisão com um planetesimal suficientemente grande, ou pela fusão de dois planetas menores.

6. A lua de Urano, Miranda, com sua estranha superfície, pode ter sido quase destruída numa colisão com um planetesimal.

7. Interações entre o protoplanetas jovianos e um ou mais planetesimais podem ser a resposta pelas luas irregulares desses planetas e, em particular, pelo movimento retrógrado de Tritão.

8. Plutão simplesmente pode ser um representante do grande cinturão de Kuiper, e o sistema Plutão -Caronte pode ser o resultado de uma colisão entre dois planetesimais frios antes que a maioria fosse lançada através de interações com os planetas jovianos.

Dois corpos grandes poderiam ter-se fundido para formar Vênus, sendo essa a causa de sua baixa velocidade de rotação

O eixo de rotação inclinado de Urano pode ter sido causado por uma colisão com um planetesimal suficientemente grande, ou pela fusão de dois planetas menores.

O núcleo de níquel-ferro excepcionalmente grande de Mercúrio pode ser o resultado de uma colisão entre dois protoplanetas parcialmente diferenciados.

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9. Os planetas extrassolares

O número de planetas em órbita de outras estrelas, ou seja, que estão fora do

Sistema Solar, atinge 60 até junho de 2001, sem contar 17 descobertas ainda não

confirmadas. No mesmo ano, os cientistas verificam a possibilidade da existência

de planetas sem estrelas. Eles flutuariam livres no espaço interestelar, sem estar

presos pela gravidade de nenhum sol. A descoberta ainda não pode ser

considerada definitiva, pois é preciso checar se realmente não havia estrelas tão

pequenas que não chegavam a brilhar. Das estrelas dotadas de sistema planetário,

apenas duas têm mais de um planeta: a Ípsilon de Andrômeda arrasta a seu redor

um sistema com três corpos. Em julho de 1999, uma equipe do Observatório do

Sul Europeu localiza, em torno da estrela Iota da Constelação do Relógio, a 56

anos-luz da Terra, o primeiro corpo com uma órbita semelhante à da Terra em

torno do Sol, completando uma translação a cada 320 dias. Em agosto daquele

ano é encontrado o primeiro planeta a orbitar duas estrelas.

Características

A maioria dos planetas extrassolares tem várias vezes a massa de Júpiter, o maior

planeta do Sistema Solar, e mantém órbitas próximas a sua estrela, ao contrário

do que acontece com os grandes planetas que orbitam o Sol. Os astrônomos

buscam novas teorias para explicar como corpos tão grandes conseguem

perambular por regiões tão próximas da estrela. Eles avaliam também que

nenhum dos novos planetas parece oferecer condições ao desenvolvimento da

vida. Nesse aspecto, a Terra - com órbita quase circular, a uma distância segura

do Sol, temperatura amena, água em fartura e atmosfera estável - ainda é exceção

no Universo. Isso não significa que planetas semelhantes não existam. Eles

apenas podem ser pequenos demais para ser detectados pelos instrumentos e

pelas técnicas da astronomia atual. Como não emitem luz, só podem ser

localizados indiretamente.Uma das técnicas para confirmar a existência desses

planetas consiste em captar movimentos sutis da estrela central ao ser puxada

pela força da gravidade do corpo que a circunda. Outra forma é medir variações

em seu brilho, que denunciam a passagem de um corpo escuro entre ela e o

observador na Terra. Mais recentemente, vem-se tentando observar diretamente a

forma escura de um possível planeta ao passar à frente de sua estrela. Pelo menos

um planeta, já identificado anteriormente, teria sido registrado dessa forma.

A nebulosa de Órion (M42) é uma região de formação de estrelas localizada a 1500 anos-luz da Terra. Ela está junto às estrelas que compõem a espada do caçador que está representado na constelação.

Detalhe de uma região de apenas 0,14 ano-luz, na nebulosa de Órion, mostra o disco de material de onde se formarão planetas.

Figura 7 - Recentemente, astrônomos têm

conseguido observar discos de matéria cercando estrelas em formação. Esses discos são chamados de protoplanetários, pois essas nuvens de gás e poeira cósmica poderão eventualmente transformar-se em planetas. De fato, os protoplanetários são sistemas solares em construção e com o estudo desses sistemas os astrônomos têm conseguido examinar o que deve ter sido a nossa nebulosa planetária há cinco bilhões de anos. Na foto, obtida pelo telescópio Hubble, vemos vários protoplanetários que foram encontrados na nebulosa de Órion numa região muito ativa de formação de estrelas. Em todos eles, observa-se que a estrela está bem visível no centro do disco protoplanetário, o que reforça a idéia de que nosso Sol deve ter brilhado antes que os planetas estivessem completamente formados.

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Figura 8 – A figura mostra os

planetas que orbitam em torno de outras estrelas. Para que possamos comparar, o arranjo dos planetas internos em nosso Sistema Solar é mostrado no alto da figura. A escala logo abaixo da figura mostra a média das distâncias entre cada planeta e sua respectiva estrela (semi-eixo maior de sua órbita). As dimensões dos planetas extrassolares mostrados, não estão em escala com relação às suas estrelas e os seus tamanhos relativos foram apenas estimados. As massas estão descritas em função da massa de Júpiter.

Planetas que orbitam em

torno de estrelas 47 Uma 51 Peg 55 Cancri Tau Bootis Upsilon Andromedae 70 Vir HD 114762 16 Cyg B Rho Cr B

0 1 2 (UA)

Esta é, possivelmente, a primeira foto tirada de um planeta que se encontra fora do nosso Sistema Solar. A luz central, mostrada pela imagem obtida pelo telescópio Hubble, é de um jovem sistema estelar binário – duas estrelas, uma girando em torno da outra. Abaixo do sistema binário, podemos observar uma faixa brilhante com cerca de 1400UA de comprimento e ao final dela, um ponto brilhante. Esse ponto pode ser um protoplaneta jovem com massa algumas vezes maior que a de Júpiter.

Anãs marrons são objetos como estrelas, mas que tem massa insuficiente para que reações nucleares comecem em seu interior. Elas são, no entanto, bastante mais massivas que os maiores planetas jovianos de nosso sistema solar. Na foto ao lado temos uma anã marrom com massa estimada de 30 a 50 vezes maior que a de Júpiter, em órbita a uma distância de 44UA em torno da estrela Gliese 229.

Figura - Na foto , obtida pelo

telescópio Hubble, vemos vários protoplanetários que foram encontrados na nebulosa de Órion numa região muito ativa de formação de estrelas. Num estudo de 110 estrelas na nebulosa de Órion, detectou-se a presença de protoplanetários em 56 delas. Esse fato sugere que existem sistemas planetários em torno de uma parte substancial das estrelas.

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Alguns elementos químicos são muito comuns no nosso sistema planetário, mas

outros são bastante raros. Hidrogênio é o mais abundante – três quartos da massa

do sistema. Hélio é o segundo elemento mais abundante. Ele e o hidrogênio,

juntos, são responsáveis por 98% de toda a massa do Sistema Solar, ficando os

demais elementos com apenas os 2% restantes. A predominância de H e He é

uma característica observada em todo universo e os elementos de que a Terra é

feita – principalmente ferro e níquel – assim como os elementos necessários para

o surgimento de vida – carbono, oxigênio, nitrogênio, fósforo e alguns mais – são

relativamente raros. Mas qual a razão dessa presença mássica de H e He no

universo?

Os astrônomos acreditam que o universo surgiu há 15 bilhões de anos, a partir de

uma grande explosão (o Big Bang) com grande liberação de energia. Após algum

tempo, formaram-se apenas elementos leves, tais como o hidrogênio, hélio, lítio e

o berílio. Já todos os elementos pesados foram posteriormente formados no

interior de estrelas produto das reações nucleares ali existentes ou devido a

violentas explosões que marcam o fim da vida evolucionária das estrelas

massivas. Esse material lançado pelas explosões de supernovas abastece o espaço

interestelar de onde surgirão novas estrelas ricas desses elementos pesados e,

eventualmente, sistemas planetários, satélites, cometas e asteróides.

Fronteiras do sistema solar O nosso sistema planetário não se limita ao conjunto dos nove planetas

principais que, com seus 54 satélites e milhares de asteróides e cometas, giram

ao redor do Sol. Ele compreende também um meio interplanetário cuja densidade

é muito fraca para afetar de modo sensível os movimentos desses corpos

relativamente maciços. No entanto, essa tênue matéria difusa apresenta uma

enorme importância do ponto de vista prático, pois pode constituir um risco para

os veículos espaciais bem como um futuro meio de locomoção no espaço. Do

ponto de vista teórico, a compreensão dos fenômenos relacionados ao meio

10. A abundância relativa dos elementos resultantes dos processos cósmicos

O ouro – raro no também no universo

Estrelas produzem diferentes elementos pesados em determinadas situações. Por exemplo, elementos tais como carbono, ferro e oxigênio, são freqüentemente criados no interior de estrelas massivas. Alguns elementos como, por exemplo, o ouro, são criados apenas em circunstâncias especiais. Isso explica porque carbono é comparativamente mais abundante e o ouro um elemento mais raro – para cada 10

12 átomos de

hidrogênio no Sistema Solar, apenas seis são de ouro.

Apêndice Texto do astrônomo Ronaldo de Freitas

Mourão

10

interplanetário é fundamental ao estudo da origem e evolução do Sistema Solar.

Com o desenvolvimento das sondas espaciais, tornou-se possível conhecer as

características dos dois principais componentes do meio interplanetário: as

nuvens de poeira — o constituinte sólido — provenientes dos fragmentos

residuais da nebulosidade que deu origem ao Sistema Solar bem como da

decomposição dos cometas, meteoritos e asteróides; o vento solar, segundo

componente, gasoso, ionizado, que a coroa solar expele a uma velocidade

supersônica. Este meio interplanetário — percorrido em todos os sentidos por

radiações eletromagnéticas de origens diversas — é, por outro lado, perturbado

pelos campos magnéticos de determinados planetas, em particular pelos da Terra,

de Júpiter e de Saturno.

As fronteiras do Sistema Solar não se limitam, como se poderia a priori supor, à

órbita do último planeta conhecido. Existem milhares de cometas gravitando em

volta do Sol à enorme distância de cerca de um ano-luz, e apenas alguns se

aproximam muito do Sol para se tornarem visíveis na Terra. Acredita-se atual-

mente que além da órbita de Plutão — último limite sensível, que se situa a 40 U.

A. (40 x 150 milhões de quilômetros), existam as nuvens de Oort — esfera-

reservatório de 500 bilhões de cometas novos e congelados da qual sai, às vezes,

um cometa que, ao se aproximar do Sol, se torna visível da Terra — que

constituem a última fronteira do Sistema Solar. O interior da esfera é dominado

pelo vento solar — radiação de alta energia emitida por ele e que se estende até

encontrar o vento interestelar — radiação emitida pelas outras estrelas da galáxia

à velocidade de 40 km/s. O ponto de interação destas ondas, no qual a pressão do

vento solar contrabalança o fluxo interestelar, recebe o nome de heliopausa.

Evidentemente, pouco se conhece desta fronteira quase indefinida entre o meio

interestelar e o interplanetário. Supõe-se que a heliosfera — domínio do campo

magnético do Sol — esteja situada a cerca de 100 U. A., ou seja, 15 bilhões de

quilômetros do Sol. Assim, enquanto a luz leva cinco horas, à velocidade de

300.000 km/s, para ir do Sol a Plutão, precisará de 23 horas para atingir a

heliosfera. Na realidade, o Sol desloca-se à velocidade de 20 km por segundo em

relação às estrelas vizinhas, e leva 200 milhões de anos para dar uma volta

completa ao redor do centro da Galáxia. Assim como os planetas orbitam o Sol

movendo-se através do vento solar, o Sistema Solar órbita o centro galáctico

movendo-se através do vento interestelar. O bordo exterior do sistema solar, ao

se encontrar com o vento interestelar a 300 U. A. do Sol (300 x 150 milhões de

quilômetros), produz uma onda de choque, na direção da constelação de

Hércules, para onde nosso sistema planetário se desloca. No lado oposto está a

heliocauda. Todas as dimensões estimadas dessas regiões são incertas.

Atualmente existe uma flotilha de quatro sondas interplanetárias que estão

deixando o Sistema Solar: Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 e Voyager 2. Em

13 de junho de 1983, a primeira sonda espacial construída pelo homem —

Pioneer 10 — ultrapassou a órbita de Netuno — o planeta mais afastado do

Sistema Solar — depois de ter ultrapassado três meses antes a de Plutão. No

momento ela se dirige para as fronteiras do sistema solar e segue para o espaço

exterior. Nenhuma sonda foi tão longe desde que se iniciou a pesquisa espacial

com o lançamento do primeiro Sputnik em 1957. Nessa longa viagem iniciada há

quase 30 anos (3 de marco de 1972), a Pioneer 10 só tem surpreendido os astrô-

nomos com o seu desempenho. Apesar da sua distância — cerca de cinco bilhões

de quilômetros da Terra — e do seu tempo de permanência no espaço, a Pioneer

10 vem enviando regularmente, por rádio, as mais valiosas informações sobre o

meio interplanetário ao centro do controle da missão, em Mountain View, na

Califórnia. Na realidade, a longa viagem destas quatro sondas foi uma vitória da

tecnologia espacial.

Vários obstáculos tiveram de ser ultrapassados. Para atingir Júpiter, foi

necessário percorrer mais de um bilhão de quilômetros e atravessar a zona dos

asteróides, ou pequenos planetas, entre Marte e Júpiter, onde a

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possibilidade de colisão com algumas rochas existentes

nessa região poderia, como receavam os astrônomos,

pôr em risco o êxito destas missões. Os grandes

momentos dessas naves foram os encontros com

Júpiter, Saturno e Urano, quando sobrevoaram os

planetas, conseguindo reunir as mais nítidas fotografias

de alta resolução da superfície desses planetas e de seus

satélites. O momento do encontro com o campo

gravitacional desses planetas foi usado para aumentar,

ou melhor, acelerar o movimento das naves em direção

ao espaço extraplanetário. Uma das maiores surpresas

foi a grande contabilidade dos geradores de isótopos

radioativos, que continuam em funcionamento,

emitindo sinais sobre o meio interplanetário totalmente

desconhecido. Assim, foi possível verificar que a

influência do campo magnético solar vai além da órbita

de Júpiter, ao contrário da idéia aceita inicialmente de

que a heliosfera não ultrapassava este planeta. Plutão

deveria ser o último planeta a ser ultrapassado pelas

sondas espaciais. Entretanto, sua órbita é uma elipse de

excentricidade muito acentuada, ao contrário das órbitas

quase circulares dos outros planetas. Ocorre que Plutão

estará na região em que a sua órbita é circunscrita pela

de Netuno. Desse modo, Netuno passa a ser o planeta

mais afastado do Sol — o limite observacional co-

nhecido do Sistema Solar durante os próximos 15 anos.

Assim, ao cruzar a órbita de Netuno, a Pioneer saiu dos

limites sensíveis do nosso sistema planetário, numa

aventura jamais imaginada pelos cientistas, que não

esperavam poder continuar a receber inforrnações do

espaço interestelar. Estima-se que, daqui a oito milhões

de anos, a Pioneer 10 deverá alcançar um ponto no

espaço onde se encontra atualmente a estrela Aldebarã,

cuja distância da Terra é de 64 anos-luz.

Unidade astronômica (UA) 149.597.870 km

Velocidade da luz no vácuo (c) 299.792.458 km/s

Paralaxe solar 8.794148 arc seconds

Massa do Sol 1.9891 × 1030

kg

Massa da Terra 5.9742 × 1024

kg

Massa da Lua 7.3483 × 1022

kg

Ano-luz (al) 9.4605 × 1012

km = 0.30660 pc

Parsec (pc) 30.857 × 1012

km = 3.26161 al

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1. O momento angular L de um planeta em órbita circular é determinado pelo

produto: (considere = 3)

a) Compare o momento angular da Terra, Júpiter e Saturno.

b) Calcule o momento angular orbital de um cometa da nuvem de Oort, com

massa de 1013

kg e movendo-se em uma órbita circular de raio 50.000UA do Sol.

2. Quantos planetesimais de 100 km de diâmetro e densidade de 3500 kg/m3

seriam necessários para formar o planeta Terra?

(considere = 3)

3. Um cometa típico tem cerca de 1013

kg de gelo.

a) Quantos cometas deveriam chocar-se contra a Terra para totalizar os 2.1021

kg

b) de água que hoje estão presentes em nosso planeta?

Se esse total de água foi acumulado ao longo de 0,5 bilhões de anos (5.108anos),

com que freqüência a Terra deve ter sido atingida por cometas ao longo desse

tempo?

4. Um asteróide rochoso e esférico de 2 km de diâmetro cuja densidade vale

2500 kg/m3, choca-se contra a Terra com uma velocidade de 25 km/s.

a) Qual é a energia cinética do asteróide no momento do impacto?

b) Compare a energia liberada na colisão com a energia liberada pela bomba

nuclear que explodiu em Hiroxima no Japão em 6 de agosto de 1945.

5. Suponha que nave espacial está pousada em Europa, um dos satélites de

Júpiter, que tem um diâmetro de 3138 km e massa de 4,8.1022

kg. Sabe-se que

Europa tem uma órbita em torno de Júpiter de raio médio 6700,0 km. Após

coletar amostras de material na superfície do satélite a nave está pronta para

decolar e retornar a Terra.

a) Determine qual é a velocidade de escape de Europa.

b) Determine qual é a velocidade de escape de Júpiter na distância orbital do

satélite.

c) Qual deverá ser a velocidade da nave espacial para conseguir retornar a Terra?

L = M . V . R

M = massa do planeta V = velocidade orbital R = distância do planeta até o Sol

1 UA = 1,5 . 108 km

Perímetro da circunferência: p = 2. . R

Velocidade orbital: V = 2. . R

Massas: Terra = 6.10

24 kg

Júpiter = 1,9.10

27 kg

Saturno = 5,7.1026

kg

t

Volume da esfera = 4. . R3

3

Energia liberada pela bomba nuclear lançada sobre Hiroxima = 20 kiloton

1 kiloton de TNT (dinamite) equivale a liberação de 4,2.10

12 J de energia

Energia cinética: Ec = M .V2

M = Massa V = velocidade do asteróide

Volume da esfera = 4. . R

3

2

3

Velocidade de escape:

ve = 2.G.M G = 6,67.10

-11N.m

2/kg

2

Massa de Júpiter = 1,9.1027

kg

R

Exercícios Aulas 5 e 6