O SISTEMA SOLAR II

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UNIVERSIDADE FEDERAL DA BAHIA - UFBA
INSTITUTO DE FÍSICA
Departamento de Física da Terra e do Meio Ambiente - DFTMA 
 O SISTEM SOLAR Ii
PLANETAS E SUAS ATMOSFERAS
Prof. Dr. Alberto Brum Novaes
Professor Titular do Instituto de Física da UFBA
(albrum@ufba.br)
Salvador - Bahia, 2015
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O cinturão de asteroides e cometas
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Os asteroides
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A estrutura do Sistema Solar
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Asteroides
Asteroides são objetos sem atmosfera, rochosos e metálicos que orbitam o Sol e cujos tamanhos variam de alguns poucos metros até quase 1000 km (o maior asteroide conhecido, Ceres, tem 980 km de diâmetro, hoje classificado como planeta anão). São conhecidos dezesseis asteroides com diâmetro superior a 240 km. 
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O cinturão de asteroides
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O cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter
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O cinturão de asteroides
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Desenho artístico do Cinturão de Asteroides
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Asteroides
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O asteroide Eros
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Vesta, o asteroide mais brilhante de todos, em homenagem à deusa romana da saúde. 
É o asteroide apenas visível a olho nu. Descoberto 29 de marco de 1807 por Heinrich Olbers, Vesta foi o "planeta terrestre" quarto a ser descoberto. 
Entre asteroides, a massa segundo e o terceiro em tamanho. Ele orbita o Sol em 3,6 anos terrestres e seu diâmetro médio é de cerca de 520 km. 
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Asteroides MATILDE, IDA e seu pequeno satélite DACTYL
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O asteroide 25143 Itokawa fotografado pela sonda japonesa Hayabusa. A sonda chegou perto do asteroide Itokawa em setembro 12, 2005. 
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Asteroide Itokawa: 607 m de comprimento
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Asteroide Itokawa
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Foto do asteroide Itokawa
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Sonda Deep Impact colide com o cometa 9P/Tempel 1
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Asteroide Gaspra
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Imagem de Ceres tirada pelo Telescópio espacial Hubble
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O asteroide Vesta com 350 km de diâmetro fotografado pela sonda Dawn. É o segundo asteroide em tamanho do Cinturão de Asteroides, entre Marte e Júpiter.
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Asteroide de 33 km que passou perto da Terra em fevereiro de 2013 - 433 Eros
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Foto do asteroide Eros
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Fotografia do asteroide 21 Lutetia, tirada durante a missão Rosetta.
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Asteroide Ida
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Nave espacial Aurora orbita ao redor do asteroide Vesta, o segundo maior no cinturão entre os planetas Marte e Júpiter 
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Imagem de asteroides
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Asteroides que cruzam a órbita da Terra
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Meteoro
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Asteroides que podem colidir com a Terra
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Asteroides que rondam a Terra
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Asteroides que podem colidir com a Terra
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Asteroides nas proximidades da Terra
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Desenho de uma colisão de um asteroide com a Terra
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Colisão de um asteroide com a Terra
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Asteroide perto da Terra
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Asteroide próximo da Terra
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Meteoro atingindo a superfície da Terra (meteorito) 
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Meteoro atingindo a superfície da Terra (meteorito) 
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Meteoro atingindo a superfície da Terra
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Meteoro atingindo a superfície da Terra
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Meteoro atingindo a superfície da Terra
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Meteoro atingindo a superfície da Terra
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Meteoro atingindo a superfície da Terra
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Tamanho comparativo entre alguns asteroides e o planeta Marte
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Tamanho comparativo do maiores asteroides com a Lua 
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Cometas
Cometa é um corpo menor do sistema solar que quando se aproxima do Sol passa a exibir uma atmosfera difusa, denominada coma, e em alguns casos apresenta também uma cauda, ambas causadas pelos efeitos da radiação solar e dos ventos solares sobre o núcleo cometário. Os núcleos cometários são compostos de gelo, poeira e pequenos fragmentos rochosos, variando em tamanho de algumas centenas de metros até dezenas de quilômetros.
A palavra cometa é originada da palavra do Latim cometes que vem da palavra do grego komē, que significa "cabeleira da cabeça". Aristóteles usou pela primeira vez a derivação komētēs para descrever cometas como "estrelas com cabeleira". O símbolo astronômico para cometas (☄) consiste de um disco com uma cauda similar a uma cabeleira.
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Classificação e nomenclatura
Os cometas são classificados em:
 periódicos: são cometas que possuem órbita elíptica bem alongada e geralmente voltam à vizinhança solar em períodos inferiores a 200 anos. Os nomes destes cometas começam com P ou de um número seguido de P.
não periódicos: são cometas que foram vistos apenas uma vez e geralmente possuem órbitas quase parabólicas retornando à vizinhança solar em períodos de milhares de anos, caso retornem. Os nomes dos cometas não periódicos começam com C.
extintos: são cometas que já desapareceram por terem impactado com outro astro ou se desintegrado em suas passagens muito próximas e frequentes do Sol. Seus nomes costumam ser alterados para começarem com a letra D
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Órbitas e origem dos cometas
Os cometas possuem uma grande variedade de períodos orbitais diferentes, variando de poucos anos a centenas de milhares de anos, e acredita-se que alguns só passaram uma única vez no Sistema Solar interior antes de serem arremessados no espaço interestelar. Acredita-se que os cometas de período curto tenham sua origem no Cinturão de Kuiper, ou em seu disco de espalhamento, que fica além da órbita de Netuno. Já os cometas de longo período, acredita-se que se originam na Nuvem de Oort, consistindo de restos da condensação da Nebulosa solar, bem além do Cinturão de Kuiper. Os cometas são arremessados dos limites exteriores do Sistema Solar em direção ao Sol pela perturbação gravitacional dos planetas exteriores (no caso dos objetos no Cinturão de Kuiper) ou de estrelas próximas (no caso dos objetos da Nuvem de Oort, ou como resultado da colisão entre objetos nessas regiões.
Os cometas são distintos dos asteroides pela presença de uma coma ou cauda, apesar de cometas muito antigos que perderam todo material volátil podem se assemelhar a asteroides (como cometas extintos). Acredita-se que uns asteroides tenham uma origem diferente dos cometas, tendo se formado no Sistema Solar interior em vez do Sistema Solar exterior, mas algumas descobertas recentes tornaram um pouco mais nebulosa a distinção entre asteroides e cometas.
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Características físicas dos cometas
Núcleo. O núcleo dos cometas varia em dimensões de 100 metros para mais de 40 quilômetros. Eles são compostos de rochas, poeira, gelo, e gases congelados como monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano, e amônia.
Os cometas são descritos popularmente como "bolas de gelo sujo", apesar de que recentes observações revelaram superfícies secas poeirentas ou rochosas, sugerindo que os gelos estão ocultos abaixo da crosta. 
Até maio de 2005 foram registrados 3.648 cometas conhecidos dos quais 1.500 são Cometas rasantes Kreutz e cerca de 400 são de período curto. Esse número está aumentando.
Os cometas também contém uma variedade de compostos orgânicos; além dos gases já mencionados, estão também presentes o metanol, cianeto de hidrogênio, formaldeído, etanol e etano, e talvez algumas moléculas mais complexas como hidrocarbonetos de cadeia longa e aminoácidos. Devido a sua massa pequena, os cometas não conseguem se tornar esféricos sob sua própria gravidade, e por isto tem formas irregulares.
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O núcleo
Surpreendentemente, os núcleos cometários estão entre os objetos mais escuros existentes no Sistema Solar. A Sonda Giotto descobriu que o núcleo do Cometa Halley reflete aproximadamente 4% da luz que incide sobre ele, e a Deep Space 1 descobriu que a superfície do cometa Borrelly reflete entre 2,4 e 3% da luz incidente sobre ele. Por comparação, o asfalto reflete 7% da luz incidente. Acredita-se que os compostos orgânicos complexos sejam o material superficial escuro. O aquecimento solar retira os componentes voláteis, deixando atrás compostos orgânicos de cadeia longa
pesados que tendem a ser bastante escuros, como piche e óleo cru. É a cor escura da superfície cometária que permite que eles absorvam o calor necessário para causar a saída dos gases.
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Coma e cauda
No sistema solar exterior, os cometas permanecem congelados e são extremamente difíceis ou impossíveis de detectar a partir da Terra devido a seu tamanho minúsculo. Detecções estatísticas de núcleos de cometas inativos no Cinturão de Kuiper tem sido relatadas a partir das observações do Telescópio Espacial Hubble, mas essas detecções tem sido questionadas, e ainda não foram confirmadas de forma independente. Conforme um cometa se aproxima do sistema solar interior, a radiação solar faz com que os materiais voláteis dentro do cometa vaporizem e sejam ejetadas do núcleo, carregando poeira junto com ela. Os fluxos de poeira e gás liberados formam uma enorme e extremamente tênue atmosfera em torno do cometa, chamada de coma, e a força exercida na coma pela pressão de radiação do Sol, e o vento solar, fazem com que uma enorme cauda se forme, que sempre aponta para longe do Sol. Os fluxos de poeira e gás cada um forma sua própria cauda distinta, apontando em direções um pouco diferentes. A cauda de poeira é deixada atrás na órbita do cometa de forma de uma curva inclinada geralmente chamada de anticauda. Ao mesmo tempo, a cauda de íons, feita de gases, sempre aponta diretamente além do Sol, já que este gás é afetado muito mais pelo vento solar que a poeira, seguindo linhas de campo magnético em vez de uma trajetória orbital.
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Cometas
Cometas têm órbitas muito elípticas, que os trazem próximo ao Sol e os levam longe no sistema solar. Longe do Sol, cometas são como que imensas pedras de gelo sujo, formados por uma mistura de material volátil (que quando aquecido passa diretamente do estado sólido para o estado gasoso) e grãos rochosos e metálicos de tamanhos variados. 
Quando se aproxima do Sol (e consequentemente da Terra) parte do material que forma o cometa se volatiliza, dando origem à sua cabeleira e à sua cauda. 
A cabeleira que envolve o núcleo de um cometa e a sua cauda, empurrada pelo "vento solar" no sentido oposto ao que o Sol se encontra são formadas assim de gases e poeira que se desprendem desse núcleo (essa pedra de gelo sujo). Mais de 99% da massa de um cometa está em seu núcleo. Até hoje a única imagem feita do núcleo de um cometa foi do Halley, obtida pela sonda Giotto em março de 1986.
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As órbitas dos cometas
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Característica de um cometa
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O Cometa Hyakutake (formalmente designado C/1996 B2) é um cometa descoberto em Janeiro de 1996, que passou muito perto da Terra no mês de março desse mesmo ano. 
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Cometa Hale-Bopp. O Hale-Bopp, ou C/1995 O1, foi um dos maiores cometas observados no século XX e um dos mais brilhantes da segunda metade do século XX.
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Cometa West. O Cometa West, cujos nomes oficiais são C/1975 V1, 1976 VI, e 1975n, foi uma espetacular cometa, que alguns especialistas consideraram pertencer à categoria de "grandes cometas". 
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Característica de um cometa
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A órbita do Cometa de Halley é bastante inclinada com relação ao plano dos planetas, e é retrógrada. Vemos também a posição que ocupa em sua trajetória em diferentes anos anteriores e posteriores a sua última passagem que ocorreu em 1986. Atualmente está próximo da órbita de Netuno. 
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Foto do Cometa de Halley em sua passagem de 1910.
Foto do Cometa de Halley tirada pelo telescópio Anglo-Australiano em abril de 1986.
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Foto do interior do cometa Halley
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O cometa Halley
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O Cometa McNaught foi a maior surpresa nos últimos 40 anos na astronomia. Descoberto em 7 de Agosto de 2006, se transformou no mais brilhante cometa das última décadas, até mesmo superando o brilho da última aparição do Cometa Halley.
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O cometa Encke
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Cometa Tempel 1 ou mais formalmente denominado de 9P/Tempel.Este cometa foi atingido por um impactador lançado pela sonda Deep Impact da NASA, em 4 de Julho de 2005.
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O Cometa McNaught 
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O cometa mostrando claramente a sua cauda dividida em duas, uma de gás e outra de poeira
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As partes de um cometa
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Cometa em processo de volatilização
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Cometas podem ter trazido água para a Terra
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Imagem do cometa Ison 
NASA divulga imagem de 'cometa do século' e alerta para desintegração
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Impacto de cometa teria dado início à vida na Terra. 
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Cometa Shoemaker-Levy 9
Shoemaker-Levy 9 (formalmente designado como D/1992 F2) foi um cometa que se partiu em pedaços e colidiu com Júpiter em julho de 1994, fornecendo a primeira observação direta de uma colisão extraterrestre entre dois corpos do Sistema Solar.1 Isso gerou muita cobertura na mídia, e o cometa foi observado por astrônomos do mundo inteiro. A colisão também forneceu novas informações sobre Júpiter e destacou sua função em reduzir os detritos espaciais no sistema solar interior.
O Shoemaker-Levy 9 foi descoberto pelos astrônomos Carolyn Shoemaker, Eugene Shoemaker e David H. Levy em 24 de março de 1993, em uma fotografia tirada pelo telescópio Schmidt do Observatório Palomar na Califórnia. Ele foi o primeiro cometa a ser visto orbitando um planeta, e provavelmente foi capturado por Júpiter cerca 25 anos antes do impacto.
Cálculos mostraram que o cometa passou o limite de Roche de Júpiter em julho de 1992, e as forças de maré do planeta fizeram com que ele fosse fragmentado em vários pedaços de até 2 km de diâmetro. Esses fragmentos colidiram no hemisfério sul de Júpiter entre 16 de julho e 22 de julho de 1994, a uma velocidade de 60 km/s. As manchas que o impacto causou foram mais fáceis de visualizar do que a Grande Mancha Vermelha e ficaram visíveis durante meses.
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Colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 sobre Júpiter
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O cometa Shoemaker-Levy 9 em rota de colisão com Júpiter
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Foto do cometa Shoemaker-Levy 9
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Impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 sobre Júpiter
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Impacto de um fragmento do cometa Shoemaker-Levy 9 sobre Júpiter
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A colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 na radiação ultravioleta
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Manchas causadas pelo impacto no hemisfério sul de Júpiter.
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Em 1994 o cometa Shoemaker-Levy 9 se fragmentou em 22 pedaços e colidiu com Júpiter. Esta imagem feita pelo Hubble mostra um dos efeitos nas nuvens deixados por estes impactos.
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Os planetas gasosos ou exteriores
JÚPITER
SATURNO
URANO
NETUNO
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Definição de planeta gasoso
São classificados como planetas gasosos certos planetas de grandes dimensões localizados dentro e fora do Sistema Solar, compostos geralmente de hidrogênio gasoso e hélio, juntamente com camadas de metano e amoníaco, possivelmente com um núcleo sólido. Em outras palavras, são grandes bolas de gás que orbitam vários sóis espalhados pela galáxia. Próximo à Terra, são exemplos de planetas gasosos Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, diferindo bastante dos outros planetas do Sistema Solar, muito menores e feitos em boa parte de material rochoso.
Planeta gigante de gás, planeta gigante gasoso ou planeta gasoso é um planeta de grandes dimensões (quer em diâmetro, quer em massa) que não é principalmente composto de rocha ou outra matéria sólida.
Nos planetas gasosos sua massa é composta principalmente pelo gás que envolve o seu possível núcleos sólido.
A paisagem desses planetas gigantes é preenchida por uma enorme e infindável atmosfera. Assim, não é possível aterrissar em seu interior no sentido como entendemos e como foi feito na Lua.
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Os quatro planetas gasosos do sistema solar. Do topo para baixo: Netuno, Urano, Saturno e Júpiter
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Os planetas gasosos
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Os planetas gasosos ou exteriores
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O planeta Júpiter - Zeus
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O planeta Júpiter
Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro como
em massa e o quinto mais próximo do Sol. Possui menos de um milésimo da massa solar, mas 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. É um planeta gasoso junto com Saturno, Urano e Netuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados de planetas jupiterianos ou planetas jovianos. Júpiter é um dos quatro gigantes gasosos, isto é, não é composto primariamente de matéria sólida.
   Júpiter é composto principalmente por hidrogênio e hélio. O planeta também pode possuir um núcleo composto por elementos mais pesados. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, ele possui o formato de uma esfera oblata. A sua atmosfera é dividida em diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades onde as faixas se encontram. Uma dessas tempestades é a Grande Mancha Vermelha, uma das características visíveis de Júpiter mais conhecidas e proeminentes, cuja existência data do século XVII, com ventos de até 500 km/h e possuindo um diâmetro transversal duas vezes maior do que a Terra.
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Principais dados e características de Júpiter
Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa e é o quinto mais próximo do Sol. Possui menos de um milésimo da massa solar, contudo tem 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. 
Rotação (dia): 9h54m
Translação (duração do ano): 12 anos
 Raio equatorial : 71.492 km
Raio: 69.911 km
Diâmetro: 142.984 km
Massa: 1,898E27 kg (317,8 × Terra)
Área da superfície: 61.418.738.571 km²
Gravidade: 22,88 m/s²
Inclinação do eixo (graus): 3,13
 Temperatura: -120ºC
Distância do Sol: 778.330.000 km
Satélites (luas) mais importantes: Europa, Io, Ganimedes, Calisto, Amaltéia, Cale, Elara, Métis. Total de satélites 64.
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As características de Júpiter
Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro como em massa e o quinto mais próximo do Sol. Possui menos de um milésimo da massa solar, mas 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. É um planeta gasoso junto com Saturno, Urano e Netuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados de planetas jupterianos ou planetas jovianos. Júpiter é um dos quatro gigantes gasosos, isto é, não é composto primariamente de matéria sólida.
Júpiter é composto principalmente por hidrogênio e hélio. O planeta também pode possuir um núcleo composto por elementos mais pesados. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, ele possui o formato de uma esfera oblata. A sua atmosfera é dividida em diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades onde as faixas se encontram.
Júpiter possui um tênue sistema de anéis, e uma poderosa magnetosfera. Possui pelo menos 63 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganimedes, o maior satélite natural do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa, os três primeiros são mais massivos que a Lua e o primeiro, tem um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.
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Composição da atmosfera de Júpiter
A atmosfera de Júpiter é composta de 88 a 92% de hidrogênio e 8 a 12% de hélio (em volume). Esta composição muda quando descrita em termos de massa, considerando que uma molécula de hélio é cerca de quatro vezes mais massiva que uma de hidrogênio, 75% hidrogênio, 24% hélio e 1% composta por outros elementos. O interior do planeta contém materiais mais densos, mudando a distribuição por massa para 71% hidrogênio, 24% hélio e 5% outros elementos. A atmosfera contém traços de metano, vapor de água, amoníaco, sílicas, carbono, etano, sulfeto de hidrogênio, néon, oxigênio, fosfina (hidreto de fósforo, gasoso, incolor e inflamável) e enxofre. A parte externa da atmosfera contém cristais de amônia congelado. Através de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.
   As proporções de hidrogênio e hélio em Júpiter são bastante similares à composição teorizada da nebulosa solar primordial. Porém, as regiões exteriores da atmosfera do planeta contém apenas 20 partes por milhão em massa de néon, 10% a do Sol. A atmosfera jupteriana também possui apenas 80% a abundância de hélio, em relação ao Sol. Um possível motivo é precipitação destes elementos em direção ao interior do planeta. Em contrapartida, a abundância de gases inertes mais pesados na atmosfera de Júpiter é duas a três vezes a do Sol.
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A estrutura interna de Júpiter: 
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Estrutura interna de Júpiter
 Acredita-se que Júpiter seja composto de um núcleo denso, circundado por hidrogênio metálico com algum hélio e uma camada exterior, composta principalmente de hidrogênio molecular, mas ainda existem dúvidas consideráveis sobre a estrutura interna do planeta. O núcleo é muitas vezes descrito como rochoso, mas sua composição em detalhes é desconhecida, bem como as propriedades destes materiais na temperatura e pressão destas profundidades. Em 1997, a existência de um núcleo sólido foi sugerida por medidas gravitacionais, indicando uma massa de 12 a 45 vezes a da Terra, ou 3% a 15% da massa jupteriana. Modelos mais recentes indicam a presença de um núcleo, com 14 a 18 massas terrestres.
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A estrutura interna de Júpiter
A região do núcleo é circundada pelo manto, formado primariamente por hidrogênio metálico denso, que estende-se até 78% do raio do planeta. Hélio e Neon precipitam-se através dessa camada, em direção ao núcleo, reduzindo a abundância desses materiais na atmosfera exterior do planeta.
   Acima do manto localiza-se o interior transparente da atmosfera de hidrogênio líquido e hidrogênio gasoso, com a porção gasosa extendendo-se da camada de nuvens visíveis até uma profundidade de cerca de 1.000 km. Acredita-se que não há uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de hidrogênio; as condições do gás variam lentamente até a camada sólida à medida que se aprofunda.
   A temperatura dentro de Júpiter aumenta com a profundidade. Na região de fase de transição, no qual hidrogênio líquido — aquecido para além do seu ponto crítico — torna-se metálico, acredita-se que a temperatura seja de 10 000 K. A temperatura na fronteira do núcleo é estimada em 36 000 K.
 
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A grande Mancha Vermelha
A característica mais marcante de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, uma tempestade anticiclônica localizada 22° ao sul do equador, que, com 24 mil a 40 mil km de extensão, pode abrigar dois ou três planetas com o diâmetro da Terra. A sua existência poderá datar de 1831 ou até 1665. Modelos matemáticos sugerem que a tempestade é estável, e pode ser uma característica permanente do planeta. A tempestade é suficientemente grande para ser vista através de um telescópio, com uma abertura mínima de 12 cm.
   A Mancha Vermelha possui um formato oval e gira em torno de si mesma, sentido anti-horário, com um período de seis dias. A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.
   Tempestades deste tipo são comuns dentro da atmosfera turbulenta de gigantes gasosos. Júpiter também possui ovais brancas e ovais marrons, tempestades menores sem nome. Ovais brancas consistem normalmente em nuvens relativamente frias dentro da atmosfera superior. Ovais marrons são mais quentes, e localizados dentro de das camadas de nuvens "normais" do planeta. Tais tempestades duram desde algumas horas até séculos.
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A massa de Júpiter e seus anéis
Júpiter possui uma massa 2,5 vezes maior do que  o conjunto de todos os outros planetas, massivo o suficiente para fazer com que seu baricentro com o Sol se localize acima da superfície solar (a 1,068 raios solares do centro do Sol). O planeta possui uma massa 318 vezes maior do que a da Terra, um diâmetro 11 vezes superior ao terrestre e um volume 1 317 vezes maior, sendo, porém, significantemente menos denso que nosso planeta.
 Júpiter irradia mais calor do que recebe do Sol. A quantidade de calor produzido dentro do planeta é quase igual à quantidade total de radiação solar
que o planeta recebe. Este calor adicional é gerado através do mecanismo de Kelvin-Helmholtz, através de contração adiabática, resultando na contínua redução do diâmetro do planeta, de dois centímetros ao ano. Quando o planeta foi formado, Júpiter era muito mais quente, e possuía o dobro do diâmetro atual.
  Júpiter possui um sistema de anéis bem menos evidente do que os de Saturno. Este sistema é composto por um toro interno de partículas, conhecido como o halo, um anel principal relativamente brilhante e um sistema de anéis externo, chamado de gossamer. Estes anéis parecem ser feitos primariamente de poeira, ao invés de gelo, como no caso dos anéis de Saturno.
 Acredita-se que o anel principal é feito de material ejetado dos satélites Adrasteia e Métis. Este material, que na ausência do planeta cairia de volta nos satélites, é puxado em direção ao planeta por causa da sua enorme força gravitacional, alimentando o anel. 
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O planeta Júpiter
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O planeta Júpiter
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O planeta Júpiter
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Os tamanhos de Júpiter e a Terra
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A grande mancha vermelha de Júpiter
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Concepção artística da superfície de Europa: satélite de Júpiter
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Micro mundos misteriosos
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Os satélites de Júpiter: Io e seus vulcões e Calisto 
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Fotos de Io, Europa, Calisto e Ganimedes
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O planeta Saturno - Cronos
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Origem do nome de Saturno ou Cronos
Devido à sua posição orbital mais distante que Júpiter, os antigos romanos outorgaram o nome do pai do deus Júpiter ao planeta Saturno. Na mitologia romana, Saturno era equivalente a Cronos, antigo titã da mitologia grega. Cronos era filho de Urano e Gaia e governava o mundo dos deuses e dos homens devorando seus filhos ao nascerem porque uma profecia dizia que seus filhos o destronariam. Zeus conseguiu se esquivar desse destino e derrotou seu pai, convertendo-se no deus supremo.
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O planeta Saturno ou Kronos (deus do tempo)
Saturno é o sexto planeta do Sistema Solar, com uma órbita localizada entre as órbitas de Júpiter e Urano. É o segundo maior planeta, após Júpiter, sendo um dos planetas gasosos do Sistema Solar, porém o de menor densidade, tanto que se existisse um oceano grande o bastante, Saturno flutuaria nele. Seu aspecto mais característico é seu brilhante sistema de anéis, o único visível da Terra. Seu nome provém do deus romano Saturno. Faz parte dos denominados planetas exteriores.
Saturno é um planeta gasoso, principalmente composto de hidrogênio (97%), com uma pequena proporção de hélio e outros elementos. Seu interior consiste de um pequeno núcleo rochoso e gelo, cercado por uma espessa camada de hidrogênio metálico e uma camada externa de gases. A atmosfera externa tem uma aparência suave, embora a velocidade do vento em Saturno possa chegar a 1.800 km/h, significativamente tão rápido como os de Júpiter, mas não tão rápidos como os de Netuno. Saturno tem um campo magnético planetário intermediário entre as forças da Terra e o poderoso campo ao redor de Júpiter.
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Característica de Saturno
Saturno é classificado como um gigante gasoso porque seu exterior é predominantemente composto por gás e ausência de superfície definida, embora possa ter um núcleo sólido. A rotação do planeta provoca o seu formato esferoide oblato, isto é, achatado nos polos e alargado no equador. Seus raios equatoriais e polares diferem quase 10%—60,268 km versus 54,364 km,respectivamente. Júpiter, Urano e Netuno, os outros gigantes gasosos dos Sistema Solar, também são oblatos mas em uma proporção menor. Saturno é o único planeta no Sistema Solar que é menos denso que a água; aproximadamente 30% menor. Embora o núcleo saturniano seja consideravelmente mais denso que a água, a densidade relativa média do planeta é de 0.69 g/cm3 devido a atmosfera gasosa. Júpiter tem 318 vezes a massa terrestre enquanto saturno somente 95 vezes, embora Júpiter seja somente 20% maior que Saturno. Juntos, Saturno e Júpiter detém 92% da massa planetária total no Sistema Solar.
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A estrutura interna de Saturno
O planeta é denominado um gigante gasoso, mas não é inteiramente gasoso. É constituído primariamente de hidrogênio, que se torna um líquido não ideal quando a densidade é acima de 0,01 g/cm3. Esta densidade é alcançada em um raio contendo 99,9% da massa de Saturno. A temperatura, pressão e densidade dentro do planeta aumentam consideravelmente no núcleo que, nas camadas profundas do planeta, provoca a transição do hidrogênio em metal.
Modelos planetários padrões sugerem que o interior de Saturno é similar ao de Júpiter, tendo um pequeno núcleo rochoso cercado de hidrogênio e hélio com traços de quantidades de vários voláteis. Este núcleo é similar em composição ao terrestres, porém mais denso. Análises do momento gravitacional do planeta, em combinação com os modelos físicos para o seu interior.
Em 2004, eles estimaram que o núcleo deveria ter de 9 a 22 vezes a massa do terrestre, que corresponde a um diâmetro de aproximadamente 25.000 km. Este é cercado por uma fina camada de hidrogênio líquido, seguido por uma camada líquida de hidrogênio molecular saturado de hélio que gradualmente se transforma em gás com o aumento da altitude. A camada mais externa vai até 1000 km e consiste a atmosfera gasosa.
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O interior de Saturno
Saturno tem um interior muito quente, alcançando 11,700 °C no núcleo, e o planeta irradia 2.5 vezes mais energia no espaço do que recebe do Sol. A maior parte desta energia extra é gerada pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz de compressão gravitacional lenta, mas este sozinho pode não ser suficiente para explicar a produção de calor saturniana. 
O interior do planeta é semelhante ao de Júpiter, com um núcleo sólido em seu interior. Sobre ele se estende uma extensa camada de hidrogeno líquido e metálico (devido ao efeitos das elevadas pressões e temperaturas). Na “superfície” de 30.000 km do planeta é formada por uma extensa atmosfera de hidrogênio e hélio. O interior do planeta era formado por materiais gelados durante sua formação ou que se encontrava em estado líquido nas condições de pressão e temperatura próximas ao núcleo. No núcleo pode-se encontrar temperaturas em torno a 12.000 K (aproximadamente o dobro da temperatura na superfície do Sol).
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A atmosfera de Saturno
A atmosfera de Saturno tem um padrão de faixas escuras e claras, similares as de Júpiter embora a distinção entre ambas esteja muito menos nítida no caso de Saturno. A atmosfera planetária tem ventos fortes, na direção dos paralelos, alterando-se conforme a latitude e altamente simétricas em ambos os hemisférios, apesar do efeito estacionário da inclinação do eixo do planeta. O vento é dominado por uma corrente equatorial intensa e larga no nível da altura das nuvens que chegaram a alcançar velocidades de até 450 m/s durante a passagem da Voyage. A atmosfera de Saturno contém principalmente os gases: Hidrogênio, hélio e metano.
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Campo magnético
O campo magnético de Saturno é muito mais fraco que o de Júpiter, e sua magnetosfera é um terço da de Júpiter. A magnetosfera de Saturno consiste em um conjunto de cinturões de radiação. Esses cinturões estendem por aproximadamente 2 milhões de quilômetros do centro de Saturno, principalmente, no sentido oposto do Sol, embora o tamanho da magnetosfera varie dependendo da intensidade do vento solar (o fluxo do sol de partículas carregadas). O vento solar, os satélites e o anel de Saturno fornecem as partículas elétricas para o cinturão. O período de rotação em 10 horas, 39 minutos e 25 segundos do interior de Saturno foi medido pela Voyager 1 quando cruzou a magnetosfera, que gira em forma assíncrona com o interior de Saturno. A magnetosfera interage com a ionosfera, a camada superior da atmosfera de Saturno, causando emissões de auroras de radiação ultravioleta.
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A órbita de Saturno
Saturno gira em torno do Sol em uma distância
media de 1.418 bilhões de quilômetros em uma órbita de excentricidade 0,056, com um afélio a 1.500 bilhões de quilômetros e o periélio a 1.240 bilhões de quilômetros. Saturno esteve no periélio em 1974. O período da translação em torno do sol completa a cada 29 anos e 167 dias, visto que seu Período sinódico se realiza de 378 dias, de modo que , a cada ano a oposição ocorre com quase duas semanas de atraso em relação ao ano anterior. O período de rotação em seu eixo é curto, de 10 horas, 14 minutos, com algumas variações entre o equador e os polos.
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O planeta Saturno em várias posições
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Comparação aproximada dos tamanhos da Terra e Saturno.
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Saturno obstruindo o Sol
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A Terra vista de Saturno
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O planeta Saturno
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O esplendor do planeta Saturno
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Saturno e sua aurora Austral
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As auroras de Saturno
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Foto dos anéis de Saturno tirada pela nave Cassini
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Saturno observado de um de seus satélites
(concepção artística)
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Os anéis de Saturno
Os anéis de Saturno são constituídos essencialmente por uma mistura de gelo, poeiras e material rochoso. Se estendem a cerca de 280 mil quilômetros de diâmetro, não ultrapassam 1,5 km de espessura. A origem dos anéis é desconhecida.
Originalmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos planetas há cerca de 4 bilhões de anos, mas estudos recentes apontam para que sejam mais novos, tendo apenas algumas centenas de milhões de anos. Alguns cientistas acreditam que os anéis se formaram a partir de uma colisão que ocorreu perto do planeta ou com o planeta.
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As divisões dos anéis de Saturno
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As divisões dos anéis de Saturno
Em 1675 Jean Dominique Cassini (1625-1712) descobriu que havia uma vazio no anel como um todo. Esse vazio ficou conhecido como Divisão de Cassini, sendo a maior divisão dos anéis. 
Em 1837 Encke também descobriu uma outra divisão que levou seu nome. 
Os anéis de Saturno são constituídos essencialmente por uma mistura de gelo, poeiras e material rochoso e embora possam atingir algumas centenas de milhares de quilômetros de diâmetro, não ultrapassam 1.5 km de espessura. 
Na região mais próxima de Saturno está o anel D, caracterizado por um brilho muito fraco, com largura que varia de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros. 
Em seguida a este anel aparece a borda interna do anel C, onde ocorre um significativo aumento de luminosidade, apesar de ser formado por muitas faixas e ser bem transparente. As medições de luz difusa confirmaram a hipótese de que o anel C é formado por poucas partículas. 
Baseando-se no aumento da luminosidade, há um limite bastante claro na divisão dos anéis C e B, onde se observa um grande aumento de brilho e na opacidade do material, o que revela um número muito maior de partículas. 
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As divisões dos anéis de Saturno
Nos anéis B as partículas parecem orbitar ao redor de Saturno em pequenos grupos em forma de cunha, medindo 10 mil km de comprimento por 2 mil km de largura. Os anéis B terminam no limite interno da divisão de Cassini. 
O anel A começa com brilho igual ao do anel B e decresce gradativamente até a divisão de Encke. Na parte externa a divisão de Encke há um aumento no brilho de 25% e na parte mais externa ainda há um aumento de 50% na luminosidade, porém é uma faixa muito estreita. Acredita-se que esse aumento de luminosidade é provocado pelo confinamento de matéria provinda do pequeno satélite 1980 S2. 
É importante citar que não são quatro anéis que existem em Saturno e sim quatro grandes grupos de anéis, onde se observa milhares de divisões entre eles. 
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Vista panorâmica dos anéis de Satruno obtida pela Sonda Cassini-Huygens; percebem-se claramente os diferentes anéis e suas divisões.
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Os anéis de Saturno
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Detalhes do anéis de Saturno
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O esplendor dos anéis de Saturno
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A constituição dos anéis planetários
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A constituição dos anéis dos planetas
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Os anéis de Saturno
Saturno tem um grande número de satélites ou luas, o maior que todos os demais planetas. Os seus maiores satélites, conhecidos antes do começo da exploração espacial, são: Mimas, Encélado, Tétis, Dione, Reia, Titã, Hiperion, Japeto e Febe. O maior desses satélites naturais é Titã, que tem o diâmetro de 5280 quilômetros (maior que o Planeta Mercúrio).
Saturno e Titã (satélite de Saturno, canto superior direito. Tirada pela Cassini)
A sonda Cassini-Huygens em junho de 2004 fotografou o que são considerados mais dois satélites de Saturno, que foram batizados de Methone e Pallene. A 1 de Maio de 2005, um terceiro satélite natural foi descoberto na Falha de Keeler (um intervalo existente no Anel A de Saturno), e foi temporariamente designado de S/2005 S 1. O outro satélite existente dentro do sistema de anéis de Saturno é Pã. Encélado e Titã são mundos especialmente interessantes para os cientistas planetários, primeiramente pela existência de água líquida a pouca profundidade de sua superfície, com a emissão de vapor da água gêiser. Em segundo porque possui uma atmosfera rica do metano, bem similar a da terra primitiva.
O sistema de satélites maiores de Saturno, que vai até Japeto, se espalha por cerca de 3,5 milhões de km, enquanto Febe, um satélite menor, faz parte de um sistema de satélites irregulares externos e se localizam a cerca de 12,9 milhões de km do planeta.
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A família de Saturno
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Satélites de Saturno
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Titã, lua de Saturno
A lua Titã de Saturno pode ser mais parecida com a Terra do pensamos, já que possui uma atmosfera dividida em camadas. Ela é a maior lua de Saturno, e a única conhecida com uma atmosfera densa. 
A parte mais baixa de qualquer atmosfera, conhecida como camada limite, é a mais influenciada pela superfície do planeta ou lua. 
Como a Titã está muito mais longe do Sol, sua camada pode ser bem diferente, mas isso ainda é muito incerto – a atmosfera dessa lua é grossa e opaca, o que não revela suas outras camadas. Por exemplo, enquanto a espaçonave Voyager 1, sugeriu que a camada limite da Titan tinha 3,5 quilômetros de espessura, a sonda Huygen que chegou mais perto da atmosfera observou que a camada tinha apenas 300 metros. 
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Titan, a lua com atmosfera
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Criovulcão em Titan
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Desenho artístico da superfície de Titan
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Visão hipotética de Saturno vista de Titan
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Visão hipotética de Saturno vista de Titã
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Titã
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Saturno visto de Titã
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Visão artística da superfície de Titã
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Visão artística dos lagos de metano em Titan
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Visão artística de Saturno visto de Titan
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Desenho artístico de Saturno, Sol e Titã
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Lagos de metano em Titã, Saturno e o Sol
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As nuvens de Titã e Saturno e o Sol
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A atmosfera azulada de Titã
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Saturno e Titã
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O planeta Saturno
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Marés em Titã
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Sonda Cassini encontra evidência de água subterrânea em Titã 
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Saturno visto de um de seus satélites
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 O interior de Saturno
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 Titã, satélite de Saturno
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Lagos de metano em Titã
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Lagos de metano em Titã
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Lagos de Titã
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Saturno e Titã
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Saturno e algumas de suas luas
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Os anéis de Saturno e alguns satélites
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Foto de Titã
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Titan, lua de Saturno
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Titã
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O planeta Urano (deus grego do céu)
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O planeta Urano
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O planeta Urano 
Urano é o sétimo planeta a partir do Sol, o terceiro maior e o quarto mais massivo dos oito planetas do Sistema Solar. Foi nomeado em homenagem ao deus grego do céu, Urano, o pai de Cronos (Saturno) e o avô de Zeus (Júpiter). Embora seja visível a olho nu em boas condições de visibilidade, não foi reconhecido pelos astrônomos
antigos como um planeta devido a seu pequeno brilho e lenta órbita. William Herschel anunciou sua descoberta em 13 de maio de 1781, expandindo as fronteiras do Sistema Solar pela primeira vez na história moderna. Urano foi também o primeiro planeta descoberto por meio de um telescópio.
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Características do planeta URANO
Urano tem uma composição similar à de Netuno, e ambos possuem uma composição química diferente da dos maiores gigantes gasosos, Júpiter e Saturno. Como tal, os astrônomos algumas vezes os colocam em uma categoria separada, os "gigantes de gelo". A atmosfera de Urano, embora similar às de Júpiter e Saturno em sua composição primária de hidrogênio e hélio, contém mais "gelos" tais como água, amônia e metano, assim como traços de hidrocarbonetos. É a mais fria atmosfera planetária no Sistema Solar, com uma temperatura mínima de 49 K (–224 °C). Tem uma complexa estrutura de nuvens em camadas, e acredita-se que a água forma as nuvens mais baixas, e metano as mais exteriores. Em contraste, seu interior é formado principalmente por gelo e rochas.
Como os outros planetas gigantes, Urano tem um sistema de anéis, uma magnetosfera e vários satélites naturais. O sistema uraniano tem uma configuração única entre os planetas porque seu eixo de rotação é inclinado para o lado, quase no plano de translação do planeta. Portanto, seus polos norte e sul estão quase situados onde seria o equador nos outros planetas
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A composição da Atmosfera de Urano e o sistema de anéis 
A composição da atmosfera uraniana é diferente do resto do planeta, consistindo principalmente de hidrogênio molecular e hélio.
Urano tem um complexo sistema de anéis planetários, que foi o segundo a ser descoberto no Sistema Solar após os de Saturno. Os anéis são compostos de partículas extremamente escuras, cujo tamanho varia de micrômetros a frações de um metro. Atualmente são conhecidos treze anéis, sendo o mais brilhante o anel ε. Com exceção de dois, os anéis são muito estreitos, com poucos quilômetros de extensão. São provavelmente jovens; considerações dinâmicas indicam que eles não se formaram com o planeta. A matéria dos anéis pode ter sido parte de uma lua (ou várias) que se fragmentou em um impacto de alta velocidade. Dos inúmeros fragmentos que se formaram como resultado deste impacto, somente poucas partículas sobreviveram em zonas estáveis limitadas, correspondentes aos atuais anéis.
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Os anéis de Urano
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O planeta Urano: Imagem no infravermelho próximo feita pelo Telescópio Hubble em 1998 mostrando as faixas de nuvens, anéis planetários e satélites naturais.
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Visão artística do planeta Urano
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Urano em 2005. Anéis, polar sul e nuvens brilhantes no hemisfério norte são visíveis (imagem da Advanced Camera for Surveys do Hubble).
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O planeta Urano
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O planeta Urano
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Satélites de Urano
Urano tem 27 satélites naturais conhecidos, dos quais seus nomes foram escolhidos a partir de personagens das obras de William Shakespeare e Alexander Pope. Os cinco principais são Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. A massa total dos satélites uranianos é a menor entre os gigantes gasosos; de fato, a massa combinada dos cinco maiores seria menor que a de Tritão, o maior satélite de Netuno. O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de somente 788,9 km, menos da metade do raio da Lua mas um pouco maior que Reia, a segunda maior lua de Saturno, fazendo de Titânia a oitava maior lua do Sistema Solar. Os satélites têm albedos relativamente baixos, variando de 0,20 para Umbriel a 0,36 para Ariel. As luas são conglomerados compostos por aproximadamente de 50% de gelo e 50% de rocha, do qual o gelo pode incluir amônia e dióxido de carbono.
Ariel parece ter a superfície mais jovem e tem menor quantidade de crateras de impacto, enquanto a de Umbriel parece ser a mais velha. Miranda é um dos corpos mais estranhos do Sistema Solar com cânions de 20 km de profundidade e uma mistura característica de superfícies antigas e novas. Acredita-se que sua atividade geológica tenha sido orientada por aquecimento de marés numa época em que sua órbita era mais excêntrica que a atual, provavelmente como resultado da ressonância orbital de 3:1 anteriormente mantida com Umbriel. Processos de rifte associados com a ascensão de diapiros são provavelmente a origem da sua corona com aparência de pista de corrida. Do modo similar, acredita-se que Ariel tenha tido ressonância de 4:1 com Titânia.
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Esquema do sistema uraniano de anéis e satélites.
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O planeta Urano
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A primeira mancha negra observada em Urano. Imagem obtida pela Advanced Camera for Surveys do Hubble em 2006.
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Concepção artística do caminho do Sol no céu de uma lua grande de Urano (que compartilha a inclinação axial do planeta).
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Imagem de Urano tirada pela Voyager 2 afastando-se de Urano e indo em direção a Netuno.
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Comparação de tamanho entre Urano e suas seis maiores luas. Da esquerda para a direita: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon.
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Maiores luas de Urano em ordem crescente de distância (esquerda para direita), em seus tamanhos relativos apropriados e albedos (colagem de fotografias da Voyager 2).
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A lua de Urano Miranda, fotografada em 1986 pela Voyager 2.
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O campo magnético de Urano
Antes da chegada da Voyager 2 não havia sido feita nenhuma medição da magnetosfera uraniana, portanto sua natureza permanecia um mistério. Antes de 1986, astrônomos esperavam que o campo magnético de Urano fosse alinhado ao vento solar, uma vez que estaria alinhado com os polos do planeta que estão situadas na eclíptica.
As observações da Voyager revelaram que o campo magnético é peculiar por não ser originado no centro geométrico do planeta e porque tem uma inclinação de 59° em relação ao eixo de rotação. De fato, o dipolo magnético é deslocado do centro em direção ao polo sul rotacional por quase um terço do raio planetário. Esta geometria incomum resulta em uma magnetosfera altamente assimétrica, na qual a força do campo magnético na superfície no hemisfério sul pode ser tão baixa quanto 0,1 gauss (10 µT), enquanto que no hemisfério norte pode ser tão forte quanto 1,1 gauss (110 µT). A força média do campo magnético na superfície é de 0,23 gauss (23 µT). Em comparação, o campo magnético terrestre é quase igualmente forte em qualquer dos polos, e o "equador magnético" é aproximadamente paralelo ao equador geográfico.
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O campo magnético de Urano conforme observado pela Voyager 2 em 1986. S e N são os polos magnéticos sul e norte.
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O planeta Netuno - Poseidon
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O planeta Netuno
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O planeta Netuno
O último dos gigantes gasosos é Netuno: o oitavo planeta do Sistema Solar é o quarto em tamanho e possui oito satélites naturais e cinco anéis. O planeta é azul: tem atmosfera de hidrogênio, um pouco de hélio e metano. As manchas escuras e nuvens brilhantes são formadas a partir das tempestades e ventos fortíssimos, de até 2.000 km/h. A temperatura é de -214°C. Sua translação dura aproximadamente 165 anos terrestres e sua rotação é de 16 horas e 7 minutos.
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Desenho artístico dos anéis de Urano
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O planeta Netuno
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O planeta Netuno
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Netuno e a Terra
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Netuno e algumas luas
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Tritão, satélite de Netuno
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O planeta Plutão (deus dos mortos para os Romanos) – Hades (deus dos subterrâneos e da riqueza para os gregos)
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O planeta Plutão
O rochoso Plutão perdeu sua condição de planeta depois de intensas discussões no encontro da União Astronômica Internacional em agosto de 2006. Mais distante do Sol e até então o menor planeta do Sistema Solar, Plutão possui uma lua chamada Caronte que gira quase colada a ele e que quase o iguala em tamanho.
A superfície de Plutão é composta de rochas e gelo, parecendo uma bola de neve gigante de metano e água. Temperatura
de -220°C. Sua rotação leva 6 dias e 9 horas terrestres. Sua órbita ao redor do Sol é de 248 anos e 6 meses. Nesse trajeto ele descreve uma elipse longa e estreita, o que o leva a cruzar com a órbita de Netuno. Essas especificidades contribuíram para que ele perdesse a condição de planeta.
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O baricentro (centro de massa) de Plutão e Caronte
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Plutão comparado à Terra
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Desenho artístico de Plutão e seu satélite Caronte (o barqueiro do lago Estígio que conduzia as almas dos morto para o inferno. O barqueiro do Inferno.
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Foto do planeta Plutão tirada pela sonda New Horizons (Novos Horizontes) em julho de 2015
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Imagem da atmosfera de Plutão iluminada pelo Sol, que está atrás do planeta anão. Foto foi feita quando a sonda New Horizons estava a cerca de 2 milhões de km de Plutão
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Tamanho comparativo entre Plutão, Caronte e a Terra
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O tamanho de Plutão comparado com a América do Sul
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Imagem de Plutão e Caronte
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Luz solar do fundo destaca camadas da atmosfera de Plutão e terreno diverso 
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Imagem de Plutão - 2015
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FOTO DE PLUTÃO TIRADA PELA SONDA NEW HORIZONS em Julho de 2015
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Como seria visto o Sol de Plutão
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Foto de Plutão e Caronte
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Plutão e seus novos satélites, Caronte, Hydra e Nix
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Foto de Plutão, Caronte e os novos satélites Nix e Hidra
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Planetas anões do Sistema Solar
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Os planetas anões comparados com os maiores satélites do Sistema Solar
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O Sistema Solar com os planetas verdadeiros, anões e cinturões de asteroides e de Kuiper
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O Sistema Solar e seus planetas verdadeiros
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Os planetas anões
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Os planetas anões comparados com a Terra
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O novo Sistema Solar
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O Sistema Solar
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Os planetas anões
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Os planetas anões
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O planeta anão Haumea
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O planeta anão Eris e seu satélite Desnomia
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O planeta anão Makemake
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Desenho do planeta anão Haumea
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Tamanho comparativo entre os planetas rochosos
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Tamanho dos planetas rochosos
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A Terra e os planetas anões
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Os tamanhos comparativos dos planetas
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O Sol e sua vizinhança
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Tamanho comparativo entre os planetas do Sistema Solar
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O tamanho do Sol e os planetas
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O Sol e os planetas
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Tamanhos comparativos entre o Sol a Terra e Júpiter e estrela 55 Cancri A e sua super terra 55 Cancri e
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O Sol e os planetas
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O Sistema Solar em comparação às grandes estrelas
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O Sol e as estrelas gigantes
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As dimensões do Sol e as estrelas anãs
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Labareda solar e Júpiter
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O Sol e as estrelas gigantes
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O Sol e as estrelas gigantes
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O Sistema Solar e as estrelas gigantes
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O Sol Arcturus e Antares
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O tamanho do Sol e a estrela Aldebaran
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O Sol e a estrela Antares
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Tamanho comparativo do Sol e outras estrelas
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O tamanho comparativo entre o Sol Arcturus
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As maiores estrelas da galáxia e o Sol
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As grandes estrelas da Galáxia
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Comparação dos tamanhos das estrelas
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Estrelas anãs marrons e azuis
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O Sistema Solar
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A UNIDADE ASTRONÔMICA = 1 UA
A nova definição da unidade astronômica 2012 (149 597 870 700 metros ou 149.597.870,7 km) não terá nenhum efeito sobre distâncias fora do sistema solar, tendo em conta aproximações atuais distâncias cósmicas. No entanto, os astrônomos têm, desde 2012, uma unidade perfeitamente definida, de acordo com a relatividade geral e se reporta diretamente ao Sistema Internacional de Unidades (SI), através do sistema métrico.
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DADOS SOBRE OS PLANETAS DO SISTEMA SOLAR
OBS: Os dados dos planetas anões Plutão, Eris e Caronte deverão ser confirmados, no futuro, por sondas espaciais lançadas para o espaço profundo, nos confins do Sistema Solar, como a nave New Horizons, que chegará ao sistema de Plutão no ano de 2015. O planeta anão Ceres será visitado pela nave Dawn entre os anos de 2014 e 2015, e o asteróide Vesta no ano de 2010, pela mesma nave 
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O SISTEMA SOLAR
ATMOSFERAS PLANETÁRIAS
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As atmosferas de Urano e Netuno
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AS ATMOSFERAS DOS PLANETAS ANÕES
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Características do planeta anão CERES
O planeta anão CERES, não faz parte do Cinturão de Kuiper e sim do Cinturão Principal de Asteroides, está em média a 415 milhões de km do Sol, entre Marte e Júpiter. Desde 2006, Ceres deixou de ser asteroide e passou a ser chamado de planeta anão. Sua forma é quase esférica, bem diferente daquela exibida pelos asteroides, como Juno, Palas, Gaspra, Mathilde, Eros e Ida. Um ano de Ceres corresponde a 4,6 anos terrestres. Ceres é pequeno. Seu diâmetro é de apenas 950 km. Mas é, de longe, o maior objeto do Cinturão de Asteroides. Um terço (1/3) da massa total dos objetos, que estão no Cinturão de Asteroides, pertence a Ceres. 
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Os planetas anões PLUTÃO e ERIS
 O planeta anão PLUTÃO é pequeno. Ele tem apenas 2/3 do diâmetro da nossa Lua. Um dia em Plutão corresponde a 6,387 dias terrestres, mas um ano lá corresponde a 247,9 anos terrestres. Plutão está a aproximadamente a 5, 906 bilhões de km do Sol. Plutão tem 3 satélites. Caronte, Nix e Hydra. Caronte tem um diâmetro de 1.186 km, um pouco maior a metade do diâmetro de Plutão, que é de 2.390 km. Plutão era o deus romano do submundo, o reino dos mortos. Caronte era o barqueiro que levava as almas dos mortos para o submundo. Nix era a deusa grega da escuridão e da noite. Hydra era o monstro que guardava as águas do submundo.
O planeta anão ERIS está em média a cerca de 10 bilhões de km do Sol. Tem um diâmetro de cerca de 2400 km, ou seja, um pouco maior do que Plutão. Um ano em Eris equivale a 557 anos terrestres. A temperatura em sua superfície varia de -217 a -243 graus Celsius. Eris tem um satélite, cujo nome é Disnomia.
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Os planetas anões MAKEMAKE e HAUMEA
O planeta anão MAKEMAKE tem um diâmetro de cerca de ¾ o de Plutão. Está a 7,930 bilhões de km do Sol. Não tem satélite conhecido.
O planeta anão HAUMEA está a 7,708 bilhões de km do Sol. Possui dois pequenos satélites naturais, Hi´iaka e Namaka, que, acredita-se, sejam destroços que se separaram de Haumea devido a uma antiga colisão. È um plutoide com características pouco comuns, tais como a rápida rotação, elongação extrema e albedo elevado, devido a gelo de água cristalina na superfície.
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O telescópio Corot descobriu o menor planeta fora do sistema solar conhecido até então — cerca de duas vezes o diâmetro da Terra — bem perto de sua estrela e também muito quente, segundo anunciaram os astrônomos no início de fevereiro. 
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Planeta extrassolares
(desenho artístico)
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Tamanho de alguns planetas extrassolares
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Tamanho de alguns planetas extrassolares
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Tamanho comparativo do Sol e a estrela Gliese e a Terra e o planeta Gliese 581C
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Desenho artístico de um planeta extrassolar
 
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A lei da Gravitação Universal
A gravitação universal é uma força fundamental de atração que age entre todos os objetos por causa de suas massas, isto é, a quantidade de matéria de que são constituídos. A gravitação mantém o universo unido. Por exemplo, ela mantém juntos os gases quentes no sol e faz os planetas permanecerem em suas órbitas. A gravidade da Lua causa as marés oceânicas na terra. Por causa da gravitação, os objetos sobre a terra são atraídos em seu sentido. A atração física que um planeta exerce sobre os objetos próximos é denominada força da gravidade. A lei da gravitação universal foi formulada pelo físico inglês Sir Isaac Newton em sua obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publicada em 1687, que descreve a lei da gravitação
universal e as Leis de Newton — as três leis dos corpos em movimento que assentaram-se como fundamento da mecânica clássica.
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A história da Lei da Gravitação Universal
Ainda que os efeitos da gravidade sejam fáceis de notar, a busca de uma explicação para a força gravitacional tem embaraçado o homem durante séculos. O filósofo grego Aristóteles empreendeu uma das primeiras tentativas de explicar como e por que os objetos caem em direção à Terra. Entre suas conclusões, estava a ideia de que os objetos pesados caem mais rápido que os leves. Embora alguns tenham se oposto a essa concepção, ela foi comumente aceita até o fim do século XVII, quando as descobertas do cientista italiano Galileu Galilei ganharam aceitação. De acordo com Galileu, todos os objetos caíam com a mesma aceleração, a menos que a resistência do ar ou alguma outra força os freasse.
Os antigos astrônomos gregos estudaram os movimentos dos planetas e da Lua. Entretanto, o paradigma aceito hoje foi determinado por Isaac Newton, físico e matemático inglês, baseado em estudos e descobertas feitas pelos físicos que até então trilhavam o caminho da gravitação. Como Newton mesmo disse, ele chegou a suas conclusões porque estava "apoiado em ombros de gigantes". No início do século XVII, Newton baseou sua explicação em cuidadosas observações dos movimentos planetários, feitas por Tycho Brahe e por Johannes Kepler. Newton estudou o mecanismo que fazia com que a Lua girasse em torno da Terra. Estudando os princípios elaborados por Galileu Galilei e por Johannes Kepler, conseguiu elaborar uma teoria que dizia que todos os corpos que possuíam massa sofreriam atração entre si.
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Newton e as leis de Kepler
A partir das leis de Kepler, Newton mostrou que tipos de forças devem ser necessárias para manter os planetas em suas órbitas. Ele calculou como a força deveria ser na superfície da Terra. Essa força provou ser a mesma que da à massa sua aceleração.
Diz uma lenda que, quando tinha 23 anos, Newton viu uma maçã cair de uma árvore e compreendeu que a mesma força que a fazia cair mantinha a Lua em sua órbita em torno da Terra.
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Formulação da Lei da Gravitação Universal
A lei da gravitação universal diz que dois objetos quaisquer se atraem gravitacionalmente por meio de uma força que depende das massas desses objetos e da distância que há entre eles.
Dados dois corpos de massa e , a uma distância r entre si, esses dois corpos se atraem mutuamente com uma força que é proporcional à massa de cada um deles e inversamente proporcional ao quadrado da distância que separa esses corpos. Matematicamente, essa lei pode ser escrita assim: 
onde,
F1 (F2) é a força, sentida pelo corpo 1 (2) devido ao corpo 2 (1), medida em Newtons;
é constante gravitacional universal, que determina a intensidade da força, m 1 e m2 são as massas dos corpos que se atraem entre si, medidas em quilogramas; e r é a distância entre os dois corpos, medida em metros; o versor do vetor que liga o corpo 1 ao corpo 2. A constante gravitacional universal foi medida anos mais tarde por Henry Cavendish. A descoberta da lei da gravitação universal se deu em 1685 como resultado de uma série de estudos e trabalhos iniciados muito antes.
Tomando como exemplo a massa de próton e um elétron, a força da gravidade será de 3,6 × 10−8 N (Newtons) ou 36 nN.
O estabelecimento de uma lei de gravitação, que unifica todos os fenômenos terrestres e celestes de atração entre os corpos, teve enorme importância para a evolução da ciência moderna.
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A força da gravidade
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O campo gravitacional
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O campo gravitacional
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Lei da Gravitação Universal: Dois corpos puntiformes m1 e m2 atraem-se exercendo entre si forças de mesma intensidade F1 e F2, proporcionais ao produto das duas massas e inversamente proporcionais ao quadrado da distância (r) entre elas. G é a constante gravitacional.
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As leis de Kepler
As leis de Kepler são as três leis do movimento planetário definidas por Johannes Kepler (1571 – 1630), um matemático e astrônomo alemão. Essas leis foram a principal contribuição de Kepler à astronomia e astrofísica.
Kepler estudou as observações do lendário astrônomo Tycho Brahe, e descobriu, por volta de 1605, que estas observações seguiam três leis matemáticas relativamente simples. Suas três leis do movimento planetário desafiavam a astronomia e física de Aristóteles e Ptolomeu. Sua afirmação de que a Terra se movia, seu uso de elipses em vez de epiciclos, e sua prova de que as velocidades dos planetas variavam, mudaram a astronomia e a Física.
Em 1596, Kepler publicou Mysterium Cosmographicum, onde expôs argumentos favoráveis às hipóteses heliocêntricas. Em 1609 publicou Astronomia Nova… De Motibus Stellae Martis, onde apresentou as três leis do movimento dos planetas, que hoje levam seu nome:
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As três leis de Kepler
1a lei: ( lei das órbitas) Os planetas descrevem órbitas elípticas, com o Sol num dos focos.
Esta lei definiu que as órbitas não eram circunferências, como se supunha até então, mas sim elipses.
A distância de um dos focos (F1) até o objeto, mais a distância do objeto até o outro foco (F2), é sempre igual não importando a localização do objeto ao longo da elipse.
2a lei: ( lei das áreas) O raio vetor que liga um planeta ao Sol descreve áreas iguais em tempos iguais. 
Esta lei determina que os planetas se movem com velocidades diferentes, dependendo da distância a que estão do Sol.
Periélio é o ponto mais próximo do Sol, onde o planeta orbita mais rapidamente.
Afélio é o ponto mais afastado do Sol, onde o planeta move-se mais lentamente.
3a lei: Os quadrados dos períodos de revolução (T) são proporcionais aos cubos das distâncias médias (a) do Sol aos planetas. , onde k é uma constante de proporcionalidade.
O modelo de Kepler é heliocêntrico. Seu modelo foi muito criticado pela falta de simetria decorrente do fato do Sol ocupar um dos focos da elipse e o outro simplesmente ser preenchido com o vácuo.
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A 3a lei de Kepler
3a lei: (lei dos períodos) Os quadrados dos períodos de revolução (T) são proporcionais aos cubos das distâncias médias (R) do Sol aos planetas. , onde k é uma constante de proporcionalidade. 
Os quadrados dos períodos de translação dos planetas são proporcionais aos cubos dos semi-eixos maiores de suas órbitas".
Ou seja, sendo T o período de revolução (ano do planeta) e D o semieixo maior da órbita de um planeta, tem-se: 
, com k constante. Esta lei indica que existe uma relação entre a distância do planeta e o período de translação (tempo que ele demora para completar uma revolução em torno do Sol). Portanto, quanto mais distante estiver do Sol mais tempo levará para completar sua volta em torno desta estrela.
O modelo de Kepler é heliocêntrico. Seu modelo foi muito criticado pela falta de simetria decorrente do fato do Sol ocupar um dos focos da elipse e o outro simplesmente ser preenchido com o vácuo.
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As leis de Kepler
Por volta do século XVI, Nicolau Copérnico (1473-1543) apresentou um modelo Heliocêntrico, em que o Sol estava no centro do universo, e os planetas descreviam órbitas circulares ao seu redor.
No século XVII, Johanes Kepler (1571-1630) enunciou as leis que regem o movimento planetário, utilizando anotações do astrônomo Tycho Brahe (1546-1601).
Kepler formulou três leis que ficaram conhecidas como Leis de Kepler.
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1ª Lei de Kepler - Lei das Órbitas
 Os planetas descrevem órbitas elípticas em torno do Sol, que ocupa um dos focos da elipse. 
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2ª Lei de Kepler - Lei das Áreas
 O segmento que une o Sol a um planeta descreve áreas iguais em intervalos de tempo iguais.
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3ª Lei de Kepler - Lei dos Períodos
 O quociente dos quadrados dos períodos e o cubo de suas distâncias médias do sol é igual a uma constante k, igual a todos os planetas.
Tendo em vista que o movimento de translação de um planeta é equivalente ao tempo que este
demora para percorrer uma volta em torno do Sol, é fácil concluirmos que, quanto mais longe o planeta estiver do Sol, mais longo será seu período de translação e, em consequência disso, maior será o "seu ano".
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O limite de Roche
Em astronomia, se denomina limite de Roche à distância mínima que pode suportar um objeto, que mantém sua estrutura unicamente por sua própria gravidade numa órbita a um corpo massivo (de maior densidade), sem começar a desintegrar-se devido às forças de maré, exercidas pela força gravitacional do objeto principal. Dentro do limite de Roche a força de gravidade que o corpo principal exerce sobre o extremo do satélite mais próximo e mais afastado excedem à força de gravidade do satélite. Devido a esse princípio o corpo secundário poderá ser destruído pelas forças de maré. O nome de limite de Roche provém do astrônomo francês Édouard Roche, que primeiro propôs este efeito e calculou este limite teórico em 1848.
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Princípio físico
O princípio físico que rege o limite de Roche fundamenta-se na força gravitacional. Quando um sistema de menor densidade, por exemplo, uma lua, aproxima-se demasiadamente de um sistema de maior densidade, a força gravitacional exercida pelo corpo de maior densidade passa a absorver matéria do corpo de menor densidade. A aceleração da gravidade torna-se negativa na superfície alinhada na direção do sistema de maior densidade fazendo-o desintegrar-se progressivamente. Esse fenômeno é conhecido como forças de maré agindo no sistema de menor densidade. O limite de Roche pode ser aplicado principalmente a luas em torno de um planeta. Efeitos semelhantes como o Lóbulo de Roche aplicam-se a estrelas binárias muito próximas, onde há transferência de matéria de uma estrela para outra e na colisão de galáxias, onde uma galáxia aprisiona estrelas da outra galáxia.
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Corpos rígidos e o limite de Roche
Em corpos rígidos ou rochosos não é necessário calcular a deformação, aproximadamente elíptica do satélite devido às forças de maré. Nesse caso,
onde:
 d é a distância mínima do corpo secundário (satélite rígido) antes de desintegrar-se 
 ρM é a densidade do corpo principal (maior densidade) 
 ρm é a densidade do corpo secundário 
 R é o raio do corpo principal 
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Nova abordagem da limite de Roche
Em 1974, Hans Aggarwald e Vern Oberbeck aprimoraram os cálculos para a ruptura por forças de maré em corpos esferoidais sólidos, rochosos ou gelados, mantidos coesos por forças de tensão intrínsecas de seu material. Para satélites desse tipo, com diâmetros maiores do que 40 km, a distância mínima que eles podem chegar de seu planeta sem quebrar é: 
 essa formula apresenta uma pequena diferença entre a fórmula inicial e o valor atualizado 1,38, significando que um corpo sólido pode desintegrar-se em distâncias ligeiramente maiores que as inicialmente previstas. 
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Limite de Roche A velocidade diferencial de rotação ocasiona finalmente a formação de um anel a partir do corpo inicial, aqui melhor visualizado.
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Dentro do limite de Roche a gravidade do fluido não é suficiente para manter sua forma e o corpo é rompido pela ação da força de maré.
Mais próximo do limite de Roche o fluido é deformado pela ação de forças de maré.
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Dentro do limite de Roche a gravidade do fluido não é suficiente para manter sua forma e o corpo é rompido pela ação da força de maré. As setas vermelhas representam a velocidade orbital dos restos desagregados do satélite. As partículas internas orbitam mais depressa que as exteriores. A velocidade diferencial de rotação ocasiona finalmente a formação de um anel a partir do corpo inicial.
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UNIVERSIDADE FEDERAL
DA BAHIA
MUITO OBRIGADO 
SALVADOR, 2015
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