OVL111_9m_2014

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Introdução à Astronomia
Aula 09
OVL 111
Helio J. Rocha-Pinto
2012
Modificações: Paulo Lopes
 
O que é e o que não é um planeta?
● Embora tenhamos uma noção aproximada do que seja um 
planeta, não havia até bem pouco tempo atrás uma 
definição precisa do que pudéssemos considerar como 
planeta.
● A discussão em torno do status de Plutão na XXVI 
Assembléia Geral da IAU mostrou o quão confusa pode ser 
a definição de uma classe de corpos celestes definida 
antes pela tradição do que pela ciência.
● Atualmente consideramos planeta qualquer corpo celeste 
que esteja em órbita de uma estrela, que tenha massa 
suficiente para que sua autogravidade supere as forças de 
corpo rígido e o permita assumir forma de equilíbrio 
hidrostático (i.e., aproximadamente esférica) e que tenha 
limpado sua vizinhança orbital.
O que é e o que não é um planeta?
IAU General Assembly of 2006
Planetas do Sistema Solar
● De acordo com a definição aprovada pela 
IAU, o sistema solar possui oito planetas.
 
 
Asteróides
 
Plutão e Caronte
● Semi-eixo maior = 39.5 UA
● Massa = 1.27×1022 kg
● Diâmetro = 2270 km (igual ao de 
Tritão)
● Densidade = 2.1 g cm-3 (igual à de 
Tritão)
● Temperatura ~ -210°C 
● Diâmetro de Caronte = 1300 km 
(razão de massa = 1/6)
● Distância à Plutão = 19700 km
● Será visitado em 2015 pela New 
Horizons
 
Satélites de Plutão
● Em 2005, anunciou-se que 
dois novos satélites foram 
encontrados em torno de 
Plutão. O anúncio deu fôlego 
aos defensores do status 
planetário de Plutão. 
● Todavia, uma vez que se 
conhece asteróides com 
satélites, o fato de Plutão ter 
4 não foi considerado 
evidência convincente de sua 
planetariedade.
 
Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort
● A região mais externa do Sistema Solar é 
povoada por planetésimos e corpos primevos
 
Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort
Características do Sistema Solar
● Um modelo que seja capaz de 
explicar a formação do Sistema 
Solar deve dar conta de algumas 
características desse sistema:
1. Todas as órbitas planetárias jazem 
aproximadamente no mesmo plano
2. O plano equatorial do Sol jaz nesse mesmo plano
3. Os planetas e o Sol revolucionam no mesmo 
sentido prógrado (ou direto)
4. As órbitas planetárias são aproximadamente 
circulares
5. Os planetas possuem mais momento angular do 
que o Sol e este possui menos momento angular 
do que deveria ter se tivesse conservado o 
momento angular da nebulosa solar
6. Alguns meteoritos possuem inclusões de material 
formado a temperaturas mais elevadas do que 
aquele do meteorito em si. Essas inclusões 
possuem razões isotópicas distintas
7. Os planetas diferem em composição; essa 
diferença correlaciona-se com a distância ao Sol
8. Meteoritos diferem em composição e propriedades 
geológicas de todas as rochas terrestres e lunares
9. As distâncias planetárias obedecem 
aproximadamente a Lei de Bode
10. Todos os planetas e satélites estudados de mais 
perto apresentam crateras de impacto
11. Tirante Vênus e Urano, todos os planetas rotam 
progradamente com inclinação menor do que 29°
12. A maioria dos planetas rotam com período de 5 a 
10 hs, exceto aqueles que foram desacelerados por 
força de maré
13. Como um grupo, as órbitas cometárias formam um 
enxame esférico ao redor do Sistema Solar
14. Os principais sistemas de satélites assemelham-se 
ao Sistema Solar em miniatura.
 
Hipótese Nebular da Cosmogonia
● O fato de os planetas do 
Sistema Solar orbitarem o 
Sol progradamente em 
planos orbitais 
relativamente próximos 
deu origem à hipótese 
nebular da Cosmogonia.
● Kant foi o proponente 
dessa idéia, que, 
posteriormente, foi melhor 
elaborada por Laplace.
Kant
Laplace
 
Evidências da Formação Estelar
 
Nuvens Moleculares
● Por muitos anos a formação de moléculas no espaço foi um 
mistério, pois os átomos ficam muito separados uns dos 
outros.
● Estudos mostraram que as moléculas poderiam formar-se em 
nuvens muito densas e frias do meio interestelar, as quais 
foram chamadas de nuvens moleculares.
– Nessas nuvens, uma parcela de cada par de átomos de H que colidem 
podem formar H2. O mesmo vale para a formação de outras moléculas.
● É nessas nuvens que as moléculas têm maior probabilidade 
de sobreviver às intempéries espaciais.
● O estudo das moléculas tende a ser feito no infravermelho, 
microondas ou ondas de rádio.
 
Colapso Gravitacional
● Se uma nuvem interestelar for suficientemente 
densa, a atração gravitacional de suas partículas 
torna-se grande o bastante para forçar o colapso da 
nuvem.
● Durante o colapso gravitacional, o objeto é chamado 
de protoestrela.
● Contra o colapso, a nuvem oferece resistência na 
forma de pressão interna, seja devido ao movimento 
térmico dos átomos, seja devido à existência de 
campos magnéticos e turbulência no gás.
Época de formação do Sistema Solar
Sumário da formação de planetas
1. Formação do disco
2. Sedimentação do disco
3. Formação de planetésimos
4. Formação de planetas sólidos
5. Formação de planetas gasosos
6. Dissipação do disco
Resfriamento da Nebulosa Solar
● Durante o colapso gravitacional, 
a nebulosa solar aqueceu-se.
● Todavia, uma vez que o gás se 
depositou num disco em 
equilíbrio hidrostático, o colapso 
cessou, e a nebulosa deve ter 
se resfriado a temperaturas 
menores do que 800 K. 
● Esse resfriamento levou à 
condensação de materiais 
diferentes em diferentes 
distâncias ao Sol.
Linha do Gelo
● A linha do gelo é o 
raio astrocêntrico a 
partir do qual a água 
pode existir em 
estado sólido 
estável.
● Possui importância 
na formação de 
planetas gasosos, 
pois, além da linha 
de gelo, os 
planetésimos 
crescem mais. 
Origem das Órbitas Circulares
● As órbitas circulares do sistema solar são pistas para a formação 
planetária. 
– No disco protoplanetário, os planetésimos eram confinados a 
órbitas circulares devido a colisões com outros planetésimos. 
Protoplanetas que tenham se deslocado dessas órbitas 
acabam colidindo com outros. Houve uma seleção por órbitas 
mais estáveis.
 
Formação dos Pequenos Mundos Jupiterianos
● A constituição majoritária dos satélites galileanos é gelo de 
H2O misturado com um solo escuro, rico em minerais 
carbonados.
● Se um corpo composto por 50% gelo e 50% material orgânico 
tem seu material bem misturado com regolito, seu material 
pareceria escuro. 
● Se esse corpo for aquecido, o material mais denso afunda, 
deixando aflorar apenas uma “lava” aquática que poderia 
cobrir a superfície com uma camada de gelo.
● Se o corpo for suficientemente aquecido, a maior parte da 
H2O evaporaria e compostos leves, como os sulfurosos, 
poderiam remanescer na superfície.
Remoção dos Planetésimos Residuais
Craterização dos mundos
● Eventualmente,o crescimento planetário atinge o ponto 
em que o protoplaneta tem aproximadamente a massa 
atual e que os últimos planetésimos persistam no disco.
● Novas acreções produzirão crateras, quando a crosta do 
planeta já houver solidificado.
– Crateras observadas no Sistema Solar indicam colisões com 
corpos de até 200 km. As colisões mais antigas datam de ~ 4 Ga 
atrás. 
● A distribuição de tamanho de crateras é similar a de tamanho de 
asteróides, e o número de crateras existentes é ~ metade do número 
de asteróides existentes.
– As diversas colisões do protoplaneta com planetésimos residuais 
tendiam a diminuir a velocidade de rotação do protoplaneta, 
levando a períodos de rotação entre 5-20 horas.
 
Hiperião
● A superfície de Hiperião é 
tão coberta por crateras, que 
esta lua parece uma esponja.
● O fundo das crateras é 
marcadamente escuro,em 
contraste com as bordas 
claras.
● Não há um modelo que dê 
conta disso, ainda.
 
Ganimedes e Calisto
Palimpsesto
● As superfícies de 
Ganimedes e Calisto 
apresentam antigos 
astroblemas, geralmente 
preenchidos por gelo. 
● Esses terrenos foram 
chamados de palimpsesto, 
palavra grega que significa 
uma superfície reutilizada 
após a escrita original ter 
sido apagada.
Memphis Facula @ Ganimedes 
 
Ganimedes e Calisto
Crateras antigas
● Calisto apresenta uma superfície bem antiga e pouco modificada.
● Ganimedes apresenta evidências de atividade geológica, mas mesmo as 
áreas onde água parece ter emergido, entre placas tectônicas primitivas, 
apresentam grande quantidade de crateras.
– Algumas crateras obliteradas, nessas regiões, sugerem que o terreno foi 
intensamente fraturado.
Galileo Regio @ Ganimedes 
Cratera Nergal @ Ganimedes
Marius Regio @ 
Ganimedes
Remoção dos Planetésimos Residuais
Inclinações axiais
● O protoplaneta bem-sucedido deve ter sido o maior 
planetésimo de sua região orbital.
– Este planetésimo teve de interagir com os demais 
planetésimos em ordem de tamanho. Isso deve ter 
levado a impactos esporádicos de grandes proporções, 
que deixaram marcas ainda hoje visíveis.
● Urano: um grande impacto fez tombar o eixo de rotação de 
Urano. Pesquisas indicam que o corpo impactante deve ter 
tido 5% da massa de Urano.
● Vênus: a rotação retrógrada de Vênus pode ter sido causada 
por um grande impacto tardio.
● Diversos impactos tardios teriam o efeito de modificar as 
inclinações orbitais e obliqüidades planetárias, afastando os 
planetas de órbitas puramente circulares e co-planares.
Remoção dos Planetésimos Residuais
Cinturão de Kuiper
● A interação gravitacional dos jovianos com 
planetésimos residuais deve ter varrido a 
região, povoando tanto a Nuvem de Oort 
quanto formando o Cinturão de Kuiper.
 
Processos Endogênicos vs Exogênicos
● Superfícies planetárias não são completamente 
craterizadas. Outros acidentes do terreno podem 
ser facilmente percebidos:
– Mares lunares, calotas marcianas, falhas, etc.
● Os processos de craterização e erosão por 
interação com o meio interplanetário são 
fenômenos exogênicos de transformação de 
superfícies planetárias.
● Outros processos são gerados por forças próprias 
ao planeta. Vulcanismo e tectonismo são os 
principais dentre esses processos endogênicos. 
 
Vulcanismo em planetas
● Um planeta extrude magma porque a crosta comprime o 
manto.
● Eventualmente, novos rearranjamentos da crosta 
(associados a tectonismos) aumentam o estresse sobre o 
manto, forçando o magma à superfície.
● A presença de gás dissolvido no magma também auxilia 
seu soerguimento.
– À medida que o magma se aproxima da superfície, 
sente uma menor pressão. Gás dissolvido pode formar 
bolhas, as quais, por sua vez, aumentam a pressão do 
magma no topo dos condutos, favorecendo erupções 
em jatos.
 
Vênus
● Acidentes de relevo na forma de domos sugerem que 
lava viscosa acumulou-se em torno do conduto e 
recuou, formando domos em forma de panqueca.
 
Olympus Mons
● No Sistema Solar, o maior 
vulcão escudo é o Olympus 
Mons, em Marte.
● Ausência de crateras de 
impacto sugerem que seja 
uma estrutura bem jovem.
 
Io
● Io é o mundo mais ativo do Sistema Solar. 
– Considerando o tamanho que as plumas 
vulcânicas atingem, a velocidade de 
ejeção do magma é 0.5-1.0 km/s.
– A temperatura típica do magma (420-720 
K) sugere lavas sulfúricas. A cor da 
superfície de Io reforça a tese de se tratar 
de lavas sulfúricas.
● Enxofre liquefeito é enegrecido. Á 
medida que vai se solidificando, torna-
se vermelho, amarelado e, finalmente, 
branco (quando se congela).
– Algumas lavas têm até 2000 K de 
temperatura. Devem conter silicatos 
liquefeitos.
– Pólos parecem conter gelo de SO2.
 
Tritão e Plutão
● Mesmo antes da passagem da Voyager, 
metano atmosférico tinha sido encontrado ao 
redor de Tritão. 
– Sugeriu-se a possibilidade de haver 
oceanos de N2 na superfície, mas esses não 
foram encontrados pela Voyager.
● Dados sugerem que a superfície seja 
composta por gelos de N2 misturado a gelos de 
CO2 e CH4, com algumas áreas cobertas 
preferencialmente por gelo de CO2. Lagos de 
gelo também são observados.
● Dois criovulcões em ação foram observados 
em Tritão, durante a passagem da Voyager. 
Criovulcões de N2 devem ser responsáveis por 
depósitos escuros sobre a superfície.
• Plutão e Tritão apresentam diversas semelhanças, tanto em tamanho, 
densidade e zona composicional de formação. CO2 parece ser um 
pouco menos abundante em Plutão do que em Tritão.
Lago de gelo @ Tritão 
Manchas escuras @ Tritão 
O Caso de Miranda
● Miranda é uma lua relativamente 
pequena, mas é a lua mais 
intensamente fraturada do 
Sistema Solar, tirando aquelas 
que são asteróides capturados.
● Sugere-se que Miranda tenha 
sofrido mais de um impacto 
intenso, por estar próxima de 
Urano. Após cada impacto, 
Miranda deve ter-se remontado. 
● A forma esférica foi mantida, por 
calor gerado durante a contração 
gravitacional, mas a superfície 
não se renovou, por falta de 
tectonismo.
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	O que é e o que não é um planeta?
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	Planetas do Sistema Solar
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	Asteróides
	Plutão e Caronte
	Satélites de Plutão
	Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort
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	Hipótese Nebular da Cosmogonia
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	Nuvens Moleculares
	Colapso Gravitacional
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	Formação dos Pequenos Mundos Jupiterianos
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