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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. Slide 1 Slide 2 O que é e o que não é um planeta? Slide 4 Planetas do Sistema Solar Slide 6 Slide 7 Asteróides Plutão e Caronte Satélites de Plutão Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort Slide 12 Slide 13 Hipótese Nebular da Cosmogonia Slide 15 Nuvens Moleculares Colapso Gravitacional Slide 18 Slide 19 Slide 20 Slide 21 Slide 22 Slide 23 Formação dos Pequenos Mundos Jupiterianos Slide 25 Slide 26 Slide 27 Slide 28 Slide 29 Slide 30 Slide 31 Slide 32 Slide 33 Slide 34 Slide 35 Slide 36 Slide 37
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