Aula11 IntroducaoAstronomia

Prévia do material em texto

Introdução à AstronomiaIntrodução à Astronomia
Semestre: 2014 1Semestre: 2014 1Semestre: 2014.1Semestre: 2014.1
Sergio Sergio ScaranoScarano Jr Jr 
19/05/201419/05/2014
Unidades de Medida de Ângulos ou ArcosUnidades de Medida de Ângulos ou Arcos
C d did li did l d i
1 Grau ( º ) – arco que corresponde à fração 1/360 da circunferência
Como para o caso de medidas lineares, medidas angulares podem assumir
diferentes referências:
1. Grau ( ) arco que corresponde à fração 1/360 da circunferência.
2. Grado (gr) – arco que corresponde à fração 1/400 da circunferência.
3. Radiano (rad) – arco cujo comprimento é igual ao raio da
circunferência que o contém.
B R 1 rad
l  rad
RO
. A
l  rad
][radRl RO ][radRl 
sec][arc
Rl

206265
][
Rl 
Trabalhando com o Sistema SexagesimalTrabalhando com o Sistema Sexagesimal
Esse procedimento é possível com calculadoras científicasEsse procedimento é possível com calculadoras científicas.
1-) Digite o número de graus e depois
2-) Digite o número de minutos de arco e
depois
3-) Digite o número de segundos de arco e
depoisdepois
4 ) Digite e o número será exibido na4-) Digite e o número será exibido na
parte do display destinada às respostas
5-) Para alternar a visualização do valor em
formato sexagesimal e formato decimal,
basta digitar
Medindo Grandezas no CéuMedindo Grandezas no Céu
Sendo a abóboda celeste esférica as grandezas medidas no céu sãoSendo a abóboda celeste esférica, as grandezas medidas no céu são
angulares.
1o = 1/360
da circunferência 1´ = 1/60do grau 1" = 1/60
do minuto
d = 2 cm
 1 m
10
Moeda de 10 
centavos
d = 2 cm
 70 m
1'1'
d = 2 cm
 4 km 4 km
1"
http://astro.unl.edu/classaction/animations/intro/smallangledemo.html
Coordenadas Coordenadas AltazimutaisAltazimutais
Zênite
0o  A < 360oZ
z
[Ñ] -90o  h  +90o [Z]
[Z] 0o   180o [Ñ]L
h
A
[Z] 0o  z  180o [Ñ]
Plano do
Horizonte
N
h
S
W
N di
A, hA = azimute
h l
Ñ
Nadir
A, z
h = altura
z = distância zenital
http://astro.unl.edu/naap/motion2/observer.html
Representação do meridiano local do observadorRepresentação do meridiano local do observador
Plano Meridiano 
local
N
Movimento diário
Aparente do Sol S
E
W
LesteOeste
PS
Movimento Real 
da Terra
Pontos cardeais a partir do Cruzeiro do SulPontos cardeais a partir do Cruzeiro do Sul
Pólo
S lSul
HorizonteHorizonte
Sul
OesteLeste
O Céu em Rotação e as EstrelasO Céu em Rotação e as Estrelas
Observando sistematicamente o movimento das estrelas devido aoObservando sistematicamente o movimento das estrelas devido ao
movimento diurno da esfera celeste.
PoloPolo Celeste e Equador CelesteCeleste e Equador Celeste
ZêniteZênite
Pólo Celeste Sul
Leste
SulNorte
Oeste
Pól C l t N t
Oeste
Pólo Celeste Norte
Sistema Equatorial de CoordenadasSistema Equatorial de Coordenadas
PN
  
 : Ascensão reta

 : Declinação



PShttp://astro.unl.edu/naap/motion2/animations/siderealTimeAndHourAngleDemo.html
Constelações 
Zodiacais de 
16 a 24h
E
N
Constelações Zodiacais e o Ano SideralConstelações Zodiacais e o Ano Sideral
São as constelações pelas quais o Sol passa em sua trajetória anual. PelaSão as constelações pelas quais o Sol passa em sua trajetória anual. Pela
Astrologia são 12 (tentando aproximar 1 por mês do ano), mas pela
Astronomia são 13.
Terra
Sol
Terra
http://astro.unl.edu/classaction/animations
/coordsmotion/zodiac.html
Eclíptica e Eclíptica e ObliquidadeObliquidade da Eclípticada Eclíptica Eixo de rotação
PNÉ a trajetória aparente do 
Sol entre as estrelas devido 
ao movimento real da Terra 

em torno do Sol. Um 
observador fixo na Terra 
vê o Sol projetado contra
um fundo diferente de 
estrelas conforme ela
se move em sua órbita.



PN
PNE



PS = obliquidade daeclíptica (~ 23.5o)

PoloPolo Celeste e Equador Celeste e EclípticaCeleste e Equador Celeste e Eclíptica
ZêniteZênite
Pólo Celeste Sul
Leste
SulNorte
Pólo Celeste Norte
Oeste
Pólo Celeste Norte
12
TrajetóriasTrajetórias
diurnasdiurnas
10
1112
13
diurnasdiurnas
do Soldo Sol
9
14
7
8
14
6
7
15
57
16
Leste7
17N S
18
Oeste
19
17
Exemplo de Um Exemplo de Um AppletApplet
http://astro.unl.edu/classaction/animations/coordsmotion/sunsrays.html
Motivo das Estações e Insolação: Usando um Motivo das Estações e Insolação: Usando um AppletApplet
http://astro.unl.edu/classaction/animations/coordsmotion/eclipticsimulator.html
Eclipses e fases da LuaEclipses e fases da Lua
Lua
LC
LN
Com eclipse Terra
LC
Eclipse
Lunar
LC
SOL
LCLC
LN
Terra
Terra
Eclipse
Solar
LCSem eclipses
LNhttp://astro.unl.edu/classaction/animations/lunarcycles/mooninc.html
Sombra sempre circular da TerraSombra sempre circular da Terra
h
12h
06h
00hSol TerraSol
18h
00hSol TerraSol
18
S l Terra 00hSol TerraplanaSol
06h
Sol
Terra
plana
Sol
Conclusão: para a sombra da Terra ser sempre circular, 
a Terra deve ser esférica!
Procedimento de (Procedimento de (EratóstenesEratóstenes, séc. IV a .C.) , séc. IV a .C.) 
para Medida do Raio da Terrapara Medida do Raio da Terrapara Medida do Raio da Terrapara Medida do Raio da Terra
3600 - 2 R
 L  - L
R = 3600 L / (2 )AlexandriaAlexandria
R i



 = 7,2o
L
R Raiosde Sol
L = ?
T
R SienaSiena
Terra
L  800 km
RR l  6378 km
Alexandria
Cairo
RReal  6378 km
REratóstenes = RReal + 15% RReal
Egito
Siena
Período orbital da LuaPeríodo orbital da Lua
A medida do período de rotação da Lua depende do ponto de referência
LuaLua
A medida do período de rotação da Lua depende do ponto de referência
assumido para verificar a repetição de um ciclo.
LuaLua
CheiaCheia
A = período orbital da Terra
T = período orbital da Lua
S = período sinódico da Lua
a
Terra
t2
p
Terra:
A - 360o 2
S - a
Lua:
S - 360o + a
a Terra
S - 360 + a
T - 360º
LuaLua
CheiaCheia
t1
T = 27,32166 dias
Distância Distância dd da Terra à Lua ( da Terra à Lua ( HiparcosHiparcos, séc. II a .C. ), séc. II a .C. )
A
a
bR
L2
A
Q
x
s b
cc
cc
R B
C
Sol
d
d
L1
L
L
R i d T L
Lua
L = semi-diâmetro angular da Lua ~16’ (medido)
a = semi-diâmetro angular da Terra vista do Sol ~ 8 794”
s = semi-diâmetro angular do Sol ~ 16’ (medido)
R = raio da Terra
No triângulo ABC: a + b + x = 180oa = semi-diâmetro angular da Terra vista do Sol 8,794
No triângulo BCQ: sen b = R / d
d = R / sen b
No triângulo ABC: a + b + x = 180o
Ângulo raso em C: s + x + cc = 180o
a + b + x = s + x + cc
T = período orbital da Lua ~ 27,3 dias
Para a Lua:Para a Lua:
d = R / sen b
a + b = s + cc ; a  0
b  s + cc
++ LLcc
360360oo.tPara a Lua:Para a Lua:
T ___ 360T ___ 360oo
t ____ t ____ 2(2(c c ++ LL))
++ LLcc = 22 TT
Distância da Terra ao SolDistância da Terra ao Sol
(Aristarco(Aristarco, séc. III a .C. ), séc. III a .C. )(Aristarco(Aristarco, séc. III a .C. ), séc. III a .C. )
Lua
Quarto
Crescente
cos  = d / D
D = d / cos d

S l
D
Terra
Sol
= 87º, para Aristarco  18 a 20 vezes mais longe que a Lua
Hoje sabemos que ele está ~ 390 vezes mais longe.
Sistema Geocêntrico (Ptolomeu, séc. II )Sistema Geocêntrico (Ptolomeu, séc. II )
O período dos planetas era observado, então esperava-se que quanto
maior o período do planeta mais distante ele estava.
Mer
T
LuaLua
Mer
Vên
SolSol
Mar
Detalhe de “A Escola de Atenas” 
de RafaelTer Mar
Júp
SatSat
de Rafael
SatSat
Esfera das 
estrelasfixas
Movimento de Laçada dos PlanetasMovimento de Laçada dos Planetas
Os planetas não apenas pareciam se mover entre as estrelas, mas às
vezes também apresentavam movimentos retrógrados.
Mars and Uranus 2003 retrograde loops. Composting of many images registered so 
that the stars in each frame lined up.
Posição de Mercúrio ou de Vênus em Relação ao SolPosição de Mercúrio ou de Vênus em Relação ao Sol
Mercúrio ou Vênus após o pôr-do-sol
Oeste
Mercúrio ou Vênus antes do nascer do SolMercúrio ou Vênus antes do nascer do Sol
LesteLeste
Sistema Complexo de EpiciclosSistema Complexo de Epiciclos
Planeta
Epiciclo
Planeta
E
Ter
Deferente
Sistema Sistema Heliocêntrico (CopérnicoHeliocêntrico (Copérnico, séc. , séc. XVI)XVI)
TerMer Vên
Lua
Sol
Mar
Júp
Sat
Esfera das 
estrelas fixas
Explicação das LaçadasExplicação das Laçadas
Vi ã P di l à Ó bi
4 12 35
Visão Perpendicular à Órbita
PP4
P1
P2
T3
P3
P5
Visão do CéuVisão do Céu
Sol
T4
T
T2
P0
3 Visão do Céu
1
P1
2
P2
3
P3
45P
2
Visão do Céu
T1
T0
T5
1
P4
P5
Laçada
1
34
5
Também possível!
http://astro.unl.edu/classaction/animations/renaissance/retrograde.html
ConfiguraçõesConfigurações
PlanetáriasPlanetárias
C
PlanetáriasPlanetárias
CSExterior
Interior
C = Conjunção
O = Oposição
CI
M.E.Oc.M.E.Or.
O Oposição
Q = Quadratura
Oc. = Ocidental (W)
Or. = Oriental (E)
S = Superior
Q OQ Or
S Superior
I = Inferior
ME = Máxima Elongação
T
O
Q.Oc.Q.Or.
Distâncias para Planetas InterioresDistâncias para Planetas Interiores
Observando sistematicamente planetas interiores no exato momento dop
por ou do nascer do Sol ao longo do tempo é possível registrar um máximo
afastamento dos mesmos em relação ao Sol. O mesmo pode ser feito em
elongação máxima ocidental ou oriental.g ç
b Máxima
Distância X:
sen b = X / D 
X = D . sen b
b
tempo
elongação
ocidental
tempo
b
X
Oeste LesteD
PST1
Planetas ExterioresPlanetas Exteriores
Para obter distâncias de planetas exteriores deve-se combinarp
informações de períodos orbitais de diferentes planetas e registrar eventos
de conjunção e oposição.
P2
T2
bd
Terra Planeta
A  360 o T  360 o
t  b t  c
t = t2 - t1
Y
D
T1 P1
cc t  b t  c
d = b - c
D
cos d = D / Y
Y = D / cos d
Lei de Lei de TitusTitus--BodeBode
Conhecidas as distâncias derivou-se uma lei empírica para as mesmas
D = 0,4 + 0,3 * 2n
Conhecidas as distâncias, derivou-se uma lei empírica para as mesmas.
nn DD Real (UA)Real (UA)
MercúrioMercúrio  0 40 4 0 390 39
, ,
MercúrioMercúrio --  0,40,4 0,390,39
VênusVênus 00 0,70,7 0,720,72
TerraTerra 11 1,01,0 1,001,00
MarteMarte 22 1 61 6 1 521 52MarteMarte 22 1,61,6 1,521,52
AsteróidesAsteróides 33 2,82,8 2,82,8
JúpiterJúpiter 44 5,25,2 5,25,2
SaturnoSaturno 55 10 010 0 9 549 54SaturnoSaturno 55 10,010,0 9,549,54
UranoUrano 66 19,619,6 19,219,2
NetunoNetuno 77 38,838,8 30,0630,06
PlutãoPlutão 88 77,277,2 39,439,4utãoutão 88 ,, 39,39,
DD
Planeta
Quadrante MuralQuadrante Mural
Observatorio de Ulugh Beg
0
30
90
60
Observatório árabe de 
Samarcanda; ano 1000
Órbita de Marte segundo KeplerÓrbita de Marte segundo Kepler
Diagrama polar da órbita de Marte segundo Kepler:
Mo2
Diagrama polar da órbita de Marte segundo Kepler:
Mo7
Mo3
Mo1
Mo6
M 4
Mo5
Mo4
M
Elipse !
Primeira Lei de Kepler (1571 Primeira Lei de Kepler (1571 -- 1630)1630)
Os planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas sendo que o SolOs planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas, sendo que o Sol
ocupa um dos focos da elípse.
Semi
eixo
menor
Semi-eixo maior
Foco
http://astro.unl.edu/naap/pos/pos.html
Segunda Lei de Kepler (1571 Segunda Lei de Kepler (1571 -- 1630)1630)
Um corpo ligado a outro gravitacionalmente gira em torno dele com seuUm corpo ligado a outro gravitacionalmente gira em torno dele, com seu
raio vetor varrendo áreas iguais em tempos iguais.
A  t t
Foco
A  t t
(VA) = dA / dt
Aelipse = ab
T P í d bit l
http://astro.unl.edu/naap/pos/animations/kepler.html
T = Período orbital (VA) = ab / T
Terceira Lei de KeplerTerceira Lei de Kepler
MM
m
r
( r / r’ )3 = ( T / T’ )2
m’
r’
m
T
( ) ( )
r 3 = k T 2
T’
m
Expressão correta:
r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2
Expressão correta:
( r / r’ )3 = ( (M + m) / (M + m’) ) x ( T / T’ )2
Períodos, Distância Média e ExcentricidadesPeríodos, Distância Média e Excentricidades
Algumas medidas associadas às orbitas planetarias Os AsteróidesAlgumas medidas associadas às orbitas planetarias. Os Asteróides,
Urano, Netuno e Plutão não eram conhecidos pelos antigos gregos, nem
pelos cientistas da Renacença.
T [anos]T [anos] D [UA]D [UA] ee
MercúrioMercúrio 0 240 24 0 390 39 0 2060 206MercúrioMercúrio 0,240,24 0,39 0,39 0,2060,206
VênusVênus 0,620,62 0,720,72 0.0070.007
TerraTerra 1,001,00 1,001,00 0.0170.017
MarteMarte 1,881,88 1,521,52 0,0930,093
AsteróidesAsteróides 2,802,80 2,802,80 0,000*0,000*
Jú itJú it 11 811 8 5 205 20 0 0480 048JúpiterJúpiter 11,811,8 5,205,20 0,0480,048
SaturnoSaturno 29,429,4 9,539,53 0,0560,056
UranoUrano 84 084 0 19 219 2 0 0470 047UranoUrano 84,084,0 19,219,2 0,0470,047
NetunoNetuno 165165 30,130,1 0,0090,009
PlutãoPlutão 248248 39,539,5 0,2490,249
Explicação das Fases de VênusExplicação das Fases de Vênus
Vênus apenas teria todas as fases vísiveis se girasse em torno do Solp g
como previsto pelo modelo heliocèntrico:
Satélites de Satélites de Júpiter (GalileuJúpiter (Galileu, séc. , séc. XVII)XVII)
Noite 1
Júpiter
Noite 1
O télit
Noite 2
Os satélites
giram em torno
de Júpiter, e não
da Terra!
Noite 3
da Terra!
Noite 4
Noite 5
Acelerações atuantes sobre a LuaAcelerações atuantes sobre a Lua
Velocidade
FcTerra
Lua
GM/d2 2 / dgg = GM/d2 gc = v2 / d
Aceleração 
gravitacional
Aceleração 
centrípetagravitacional centrípeta
Relacionar aceleração gravitacional e centrípeta agentes Relacionar aceleração gravitacional e centrípeta agentes 
sobre a Luasobre a Luasobre a Luasobre a Lua
gg = GM/d2 gc = v
2 / dgg GM/d
G = ?
M = ?
v =  . d
2 / T = 2 / T
T = período de revolução da Lua 
em torno da Terra
g0 = G M / R2 Na superfície da Terra
gg / g0 = [ GM/d2 ] / [ G M / R2 ]
gg = g0 [ R / d ] 2
em torno da Terra
v = d . 2 / T
gc = (d . 2 / T)2 / d
gc = 4 . 2. d / T2
g0 = 9,8 m/s2
R = 6 378 km gc 4 .  d / TR 6.378 km
d = 384.000 km T  27,3 dias
gg = 0,0027 m/s2 gc = 0,0027 m/s2
Centro de Massa em um Corpo RígidoCentro de Massa em um Corpo Rígido
É um conceito limite ideal, de um corpo indeformável que pode girar com, p q p g
todas suas partes travadas conjuntamente sem sofrer qualquer mudança.
y
(xM, yM)(xM, yM)
dCM-M
(x y )(xm, ym)
mM · dCM-M = mm · dCM-m
m · (d d ) = m · (d d )mM · (dM-dCM) = -mm · (dm-dCM) 
mM · dM + mm · dm = mm · dCM + mM · dCM
m · d + m · d
x
mM · dM + mm · dmdCM = (mM + mm)
Centro de massa de um sistemaCentro de massa de um sistema
(representação usando somatório)(representação usando somatório)( p ç )( p ç )
(m1 + m2 + m3 + ... + mn ) . xCM = m1 x1 + m2 x2+ m3 x3+ ... + mn xn
x = [ m x + m x + m x + + m x ] / (m + m + m + + m )xCM = [ m1 x1 + m2 x2+ m3 x3+ ... + mn xn ] / (m1 + m2 + m3 + ... + mn )
x =  (m x ) /  (m )xCM =  (mi xi) /  (mi)
(m1 + m2 + m3 + ... + mn ) . yCM = m1 y1 + m2 y2+ m3 y3+ ... + mn yn
[ + + + + ] / ( + + + + )yCM = [ m1 y1 + m2 y2+ m3 y3+ ... + mn yn ] / (m1 + m2 + m3 + ... + mn )
yCM =  (mi yi) /  (mi)
Glub-
glub...
1
PS
2
PS
PS
PS 8
SeqüênciaSeqüência
da Maréda Maré
37 da MarédaMaré
Glub-
glub...
PS
4
PS
PS
5
PS
6
PSPS
Influência da fase da Lua sobre a altura da maréInfluência da fase da Lua sobre a altura da maré
A i t id d d é é f ã d i ã l ti d L d
Di 1 7 14 22 29
A intensidade das marés é uma função da posição relativa da Lua e do
Sol, o que se reflete nas fases da Lua.
Dia 1 7 14 22 29
Preamar
Baixa marBaixa-mar
Lua
cheia
Lua
nova
Quarto
minguante
Quarto
Crescente
Lua
cheia
Causa das MarésCausa das Marés
A maré está associada ao conceito de força gravitacional diferencial noç g
sistema Terra, Sol e Lua.
PCD M
FPFCFD
M
F = G.M.m/d2
FC FPFD
-FC-FC-FC CC
FP - FCF F FP - FCFD - FC
http://astro.unl.edu/classaction/anim
ations/lunarcycles/tidesim.html
Marés TerrestresMarés Terrestres Lua
~ 15 cm
Placa
 15 cm
Placa
Magma
M
g
pastoso Magma
pastoso
Placa
Placa
Placa
Gravidade Marés
Atrito
C
a
l
o
r
Rotação
da Terra
Ciclicidade
das marés
C
Perda de
energia cinéticaenergia cinética
de rotação
A Terra estáA Terra está
e
 
r
o
t
a
ç
ã
o
r
o
t
a
ç
ã
o
+2,3ms/seculo
parandoparando
de girar !de girar !
c
i
d
a
d
e
 
d
e
r
í
o
d
o
 
d
e
 
r
TempoV
e
l
o
c
P
e
r
TranslaçãoTranslação da Terra daqui Muitos Anosda Terra daqui Muitos Anos
Sol
RetrogradaçãoRetrogradação do Equinócio segundo do Equinócio segundo HiparcosHiparcos (129 a .C.)(129 a .C.)
 ’
Timocharis: 172º (273 a .C.)
Hipóteses:
Hiparcos : 174º (129 a .C.) 
Hipóteses:
Timocharis errou TerraTimocharis errou. Terra
172º 
Spica se deslocou
de 2º em 144 anos. 
174º 
O ponto Vernal retrocedeu p
2 º em 144 anos.
Spica
Precessão dos equinóciosPrecessão dos equinócios
Movimento cíclico dos pontos dos equinócios ao longo da eclíptica, na
PN
PN'
direção oeste com um período de ~26000 anos.

'
Movimento do Pólo Celeste e do Plano do EquadorMovimento do Pólo Celeste e do Plano do Equador
Inversão da época das estações do ano pela mudança da direção de
PN
p ç p ç ç
inclinação da Terra. Estações se adiantam se não consideramos o ano trópico.
PN1
Hoje PN2
PNPN3
Daqui a
13 mil anoshttp://faculty.ifmo.ru/butikov/Applets/Gyroscope.html
ConstelaçõesConstelações PolaresPolares
6000
8000
C f id
10000
Cisne

4000
Cefeidas
12000
Lira
4000
14000
PNE
2000
Dragão
Ursa
Menor
16000
 PNE

18000
Hércules
- 2000
18000

- 4000
20000
Efeito das componentes equatoriaisEfeito das componentes equatoriais
PNPN
Plano do 
equador
e
G1
G2O
H1 H2
PS
o raio polar (de 6 357 km) ao raio equatorial (6 378 km) 
PN
p ( ) q ( )
PN
G2O
PS
G1
Alongar o equador
PS
Achatar os pólos
Efeito das componentes polaresEfeito das componentes polares
PN
Plano doeG O V2 Plano do 
equador
eG1
G2
O
V1
V2
PS
Pl dPlano do 
equador
Torque que tende a 
girar o plano dogirar o plano do 
equador em direção 
ao plano da eclíptica
NutaçãoNutação
É a flutuação dos planos de referência em torno de um plano médioÉ a flutuação dos planos de referência em torno de um plano médio.
Costuma-se dizer que a nutação é a parte oscilatória de pequeno período.
PNE
PN
NutaçãoNutação ((BradleyBradley, 1748), 1748)
 Dragão
a
ç
ã
o

 g
D
e
c
l
i
n
a
1974
1991
1937
1955
Ascensão Reta
1900
1918
1937

Tprincipal= 18,6 anos
Características Gerais de Planetas e Planetas AnõesCaracterísticas Gerais de Planetas e Planetas Anões
Características Gerais de Planetas e Planetas AnõesCaracterísticas Gerais de Planetas e Planetas Anões
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno Plutão
Período de 
Revolução (d=dias. 
a=anos)
87.9d 224.7d 365.25d 686.98d 11.86a 29.46a 84.04a 164.8a 247.7a 
Período de Rotação 
(d=dias. h=hora) 58.6d -243d 23h56m 24h37m 9h48m 10h12m -17h54m 19h6m 6d9h
Distância média ao 
Sol (UA) 0.387 0.723 1 1.524 5.203 9.539 19.18 30.06 39.44
Di tâ i édiDistância média ao 
Sol (106km) 57.9 108.2 149.6 227.9 778.4 1423.6 2867 4488 5909
Diâmetro Equatorial 
(km) 4878 12100 12756 6786 142984 120536 51108 49538 2228
Inclinação da ÓrbitaInclinação da Órbita 
em Relação 
Eclíptica
7° 3.4° 0° 1.9° 1.3° 2.5° 0.8° 1.8° 17.2°
Inclinação do Eixo 0.1° 177° 23° 27' 25° 59' 3° 05' 27° 44' 98° 30° 120°
Achatamento 0 0 0.003 0.005 0.06 0.1 0.03 0.02 -
Características Gerais de Planetas e Planetas AnõesCaracterísticas Gerais de Planetas e Planetas Anões
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno Plutão
No. de 
Satélites 
Conhecidos
0 0 1 2 65 62 27 14 5
Conhecidos
Massa (MTerra) 0.055 0.815 1 0.107 317.9 95.2 14.6 17.2 0.002
Massa (kg) 3.30×1023 4.87×1024 5.97×1024 6.42×1023 1.90×1027 5.69×1026 8.70×1025 1.03×1026 1.3×1022
DensidadeDensidade 
(g/cm3) 5.4 5.2 5.5 3.9 1.3 0.7 1.3 1.6 2
Gravidade 
Superficial 
l ã à 0.37 0.88 1 0.38 2.64 1.15 1.17 1.18 0.11em relação à 
Terra (gTerra)
0.37 0.88 1 0.38 2.64 1.15 1.17 1.18 0.11
Velocidade de 
Escape (km/s) 4.3 10.4 11.2 5 60 35.4 21 24 1.21
Excentricidad
e da Órbita 0.206 0.0068 0.0167 0.093 0.048 0.056 0.046 0.01 0.248
Principais 
traços de 98%CO2 78%N2 95%CO2 90%H 97%H
83%H. 74%HComponentes 
Atmosfera
traços de 
Na.He.H.O 
98%CO2. 
3.5%N 
78%N2. 
21%O2
95%CO2. 
3%N
90%H. 
10%He
97%H. 
3%He 15%He.CH
4
74%H. 
25%He.CH4
CH.N.CO 
Temperatura 
(C) (S=Sólido. 407(S) dia -183(S) it
-43(n) 
470(S) 22(S) -23(S) -150(n) -180(n) -210(n) -220(n) -218(S)( ) (n=nuvens) 183(S) noite 470(S)
( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( )
Definição Moderna de PlanetaDefinição Moderna de Planeta
Pela convenção da IAU de 2006, um objeto para ser considerado planeta
deve:
Formação do Universo e formação do SolFormação do Universo e formação do Sol
Bi BBig-Bang
Formação
do Sol
Sol
Atual
13 - 15 bilhões de anos 4,6 bi
Cosmogonia
Cosmologia
“Pilares da Criação” “Pilares da Criação” –– A Nebulosa da ÁguiaA Nebulosa da Águia