Questão 3 ASTRONOMIA

Prévia do material em texto

Universidade Federal de Campina Grande-UFCG
Centro de Tecnologia e Recursos Naturais-CTRN
Departamento de Ciências Atmosféricas-DCA
Curso: Elementos de Astronomia e Cartografia
Professor: Renilson Targino Dantas
Aluna: Dryele Fernanda Barbosa Nascimento Miranda 
Matrícula:115111423
Período Letivo: 2017-2
Questão 3:Descrever a formação dos planetas
Os elementos químicos gerados por reações nucleares no interior das estrelas e ejetados nas explosões de supernovas produzem a evolução química
do Universo e geram o carbono e outros elementos que mais tarde colapsam,
formando planetas terrestres e até seres humanos.
De um modo geral, os pesquisadores acreditam que um planeta nasce a partir dos restos do surgimento de novas estrelas. Os fragmentos de rochas liberados pela formação do astro colidem e se unem uns aos outros . Tudo isso começa com partículas pequenas, de apenas alguns milímetros, que depois atraem rochas cada vez maiores , que podem chegar a vários quilômetros de diâmetro. Com o tempo, o emaranhado vai ficando cada vez maior , até que atinja o tamanho e a massa de um planeta.
No caso da jovem estrela HD100546, o disco de gás e poeira que surgiu durante sua formação ainda está presente .Por isso, os cientistas acreditam que o objeto encontrado seja mesmo um protoplaneta, isto é , um planeta em formação, que já orbita ao redor de sua estrela.
Características Gerais dos Planetas
Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres, que são do tipo da Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. As características fundamentais de cada tipo estão resumidas na tabela abaixo:
Propriedades fundamentais dos Planetas
Como se determinam estas características?
Massa: determinada a partir da terceira lei de Kepler, se o planeta tem satélites. Se não tem, é determinada a partir de perturbações causadas nas órbitas de outros planetas ou de satélites artificiais que são enviados até estes planetas.
Raio: medido diretamente do tamanho angular, quando se conhece a distância.
Distância ao Sol: determinada a partir da paralaxe geocêntrica do planeta, ou, mais modernamente, por medidas de radar.
Composição química: pode ser estimada a partir da densidade média do planeta, e por espectroscopia.
Outras propriedades importantes dos planetas são:
Rotação: todos os planetas apresentam rotação, detectada a partir da observação de aspectos de sua superfície, por medidas de efeito Doppler ou de taxas de rotação do campo magnético.
Temperatura: como os planetas obtém a maior parte de sua energia da luz solar, suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol. Existe uma relação simples entre a temperatura característica, ou temperatura efetiva (Tef) de um planeta e sua distância ao Sol (a):
Assim, sabendo a temperatura efetiva da Terra (260 K, na ausência de atmosfera), podemos estimar a temperatura efetiva dos outros planetas simplesmente dividindo 260 K pela raiz quadrada de sua distância ao Sol em unidades astronômicas.
Reflectividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte é absorvida. A fração da energia solar total incidente que é refletida chama-se albedo (A).
		A =
	energia espalhada em todas as direções
energia solar incidente
	
O resto da energia (1-A), é absorvida e re-emitida em forma da radiação infra-vermelha.
Os planetas agrupam-se em duas categorias, de acordo com as diferenças de tamanho, massa e composição. Assim, os planetas internos ou telúricos (semelhantes à Terra) são os quatro planetas mais interiores do Sistema Solar, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte; os planetas externos ou jovianos (semelhantes a Júpiter) são os "gigantes gasosos" que se encontram para além de Marte e da Cintura de Asteróides, Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Quanto a Plutão, devido às suas características muito próprias, não se enquadra nesta categoria, discutindo-se, actualmente, a sua classificação como planeta.
	
	A posição relativa dos planetas no Sistema Solar: planetas internos e planetas externos
Os planetas internos são corpos essencialmente rochosos. Neste grupo, a Terra tem o maior tamanho, com um raio de 6 378 quilómetros, seguindo-se Vénus, cujo raio mede 6 051 km, Marte, com 3 393 km de raio e, por último, Mercúrio, cujo raio se fica pelos 2 439 km. Mercúrio, Vénus e a Terra são os corpos mais densos do Sistema Solar, com densidades médias aproximadas de 5,5, enquanto Marte, apresentando uma densidade média de 3,9, manifesta uma composição um pouco menos rica em elementos pesados - tais como o ferro - do que os restantes três planetas. A Lua é muitas vezes incluída nesta categoria, pois a sua composição é muito semelhante à destes planetas.
	Mercúrio
	Vénus
	Terra
	Marte
	
	
	
	
	Estrutura interna dos planetas telúricos
Os planetas telúricos são corpos que podemos qualificar de sólidos, em comparação com os planetas externos, de aspecto mais gasoso. A sua composição mineral contém essencialmente silicatos de ferro e de magnésio. Vénus, Terra e Marte têm atmosferas significativas, enquanto Mercúrio não tem praticamente atmosfera. estas atmosferas qualificam-se de secundárias, pois resultam da expulsão dos gases dos compostos e dos elementos leves (dióxido de carbono, vapor de água, azoto ...) aprisionados no interior destes planetas aquando da sua formação.
Os planetas externos são muito diferentes dos planetas telúricos, nomeadamente no que concerne ao seu tamanho (Júpiter tem um diâmetro equatorial 11 vezes superior ao da Terra) e, sobretudo, quanto à sua composição. Estes planetas são essencialmente constituídos por elementos e compostos muito leves, tais como hidrogénio, hélio, metano e amoníaco.
	
	
	
	
	
	
	Estrutura e composição dos planetas gasosos e da Terra (para comparação)
Os planetas jovianos são muitas vezes referidos como os gigantes gasosos, apesar de alguns ou todos poderem possuir pequenos núcleos sólidos.
	Júpiter
	Saturno
	Urano
	Neptuno
	
	
	
	
	Estrutura interna dos planetas gasosos
 
	Características comparativas
	 
	Terrestres
	Jovianos
	Forma básica
	rochas
	gás/líquido/gelo
	Distância orbital média (U.A.)
	0,39 - 1,52
	5,2 - 30,1
	Temperatura média à superfície (K)
	200 - 750
	75 - 170
	Massa (mterrestre)
	0,055 - 1,0
	14,5 - 318
	Raio equatorial (rterrestre)
	0,38 - 1,0
	3,88 - 11,2
	Densidade média (g/cm3)
	3,95 - 5,52
	0,69 - 1,64
	Período de rotação (equador)
	23,9h - 245d
	9,8h - 19,2h
	Número de satélites confirmados
	0 - 2
	8 - 20
	Sistemas de anéis
	não
	sim
Estrutura Interna dos planetas
O estudo da estrutura dos planetas baseia-se, principalmente, no conhecimento da densidade média, do momento de inércia em relação ao eixo de rotação, e do achatamento, que permitem indicar a maior ou menor concentração de massa no núcleo. Os valores das constantes físicas mostram a nítida diferença entre os planetas telúricos e os grandes planetas. Nos primeiros, que têm maior densidade, a concentração de massa no núcleo não é tão notável como nos grandes planetas, de menor densidade.
Supondo que a composição química dos planetas telúricos seja a mesma, a estrutura de cada um deles será determinada unicamente por sua massa. Os modelos estabelecidos para Vênus e Marte indicam que existem zonas de descontinuidade, como ocorre com a Terra, separando camadas de densidades diferentes, e um núcleo muito denso de natureza metálica. Para Mercúrio, o modelo telúrico seria, entretanto, mais homogêneo, como acontece com a Lua.
A estrutura dos grandes planetas, deduzida de sua baixa densidade média e grande achatamento, indica que a massa concentra-se em um pequeno núcleo, envolvido por uma atmosfera formada por mistura de gases, onde predominam o hidrogênio e o hélio. Há,nessas atmosferas, nítidas mudanças de fase, resultando a liquefação desses gases na baixa atmosfera, em virtude da alta pressão. O núcleo rochoso e metálico é insignificante em relação ao envoltório de elementos leves
História
São formadas ideias a respeito da origem e do destino do mundo desde os primeiros registos escritos. No entanto, durante grande parte desse tempo, não houve qualquer tentativa de ligar tais teorias à existência de um "Sistema Solar", simplesmente, porque não se pensava que o Sistema Solar, da forma como o conhecemos, existisse. O primeiro passo para a teoria da formação e evolução do Sistema Solar foi a aceitação da teoria heliocêntrica, que colocava o Sol no centro do sistema e a Terra a orbitá-lo. Esta hipótese já tinha sido colocada há milénios (Aristarco de Samos sugeriu perto do ano de 250 a.C), mas só foi maioritariamente aceite no final do século XVII. O termo "Sistema Solar" só foi usado, pela primeira vez, em 1704.
A teoria aceite atualmente para descrever a formação do Sistema Solar, a hipótese nebular, tem sido apoiada e refutada desde que foi formulada por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace, no século XVIII. A crítica mais significativa a esta hipótese era a sua aparente incapacidade para explicar a falta de momento angular do Sol comparando com os planetas. Contudo, desde o início da década de 1980, estudos sobre estrelas jovens demonstraram-nas com rodeadas por discos gelados de poeira e gás, exatamente como a hipótese nebular previa, o que levou novamente à sua aceitação.
Para perceber como o Sol vai continuar a evoluir é necessário compreender a sua fonte de energia. A aceitação, por parte de Arthur Stanley Eddington, da teoria da relatividade de Albert Einstein, levou-o a constatar que a energia do Sol tem como origem reações de fusão nuclear no seu núcleo. Em 1935, Eddington foi mais longe, sugerindo que os elementos eram formados dentro das estrelas. Fred Hoyle apoiou a premissa, argumentando que estrelas mais evoluídas chamadas gigantes vermelhas criavam muitos dos elementos mais pesados que o hidrogénio e hélio nos seus núcleos. Quando uma gigante vermelha finalmente perdia as suas camadas exteriores, esses elementos eram reciclados para formar outros sistemas planetários.
HIPÓTESE NEBULAR
	
	Trecho da Nebulosa de Órion conhecida como "maternidade estelar"
Do decorrer dos séculos muitas teorias foram levantadas para explicar como nossa estrela "veio ao mundo" paralelos a essa discussão estavam os que questionavam como os planetas surgiram. Bem, descartando as ideias religiosas e filosóficas, a primeira teoria científica proveio de Descartes se baseando no que ele chamou de vórtices do universo primordial. Atualmente a Hipótese Nebular é a que mais tem respeito na comunidade científica, pois explicar diversas características físicas observadas e mensuradas. Formulada por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace no século XVIII essa hipótese foi sendo questionada com o passar dos anos, mas sempre conseguiu explicações para os eventos observados.
Conforme explica a hipótese, no início havia uma grande nuvem molecular com cerca de 65 anos-luz de diâmetro, mas fragmentada em pedaços menores. Mas o que faria essa nuvem se transformar no Sistema Solar? É necessário algo que faça essa nuvem reagir. Em estudos de meteoritos antigos, constatou-se a presença de elementos que só poderiam ser formados por pressões e temperaturas presentes em explosões de supernovas, logo é provável que uma supernova próxima da nuvem inicial tenha desencadeado o processo de formação do Sol e dos planetas. Mas como? A explosão da supernova provocou ondas de choque que atingiram a nuvem, com isso partes dela se tornaram mais densas e essa densidade, por sua vez, atraiu mais massa por efeito gravitacional. Pronto! O processo começou. Isso a 4,568 bilhões de anos.
A nebulosa solar começou a encolher e com isso girar para manter o momento angular. A cada mais massa que se acumulava no centro, mas rápido girava a nuvem. Por efeito da força centrífuga partes externas da massa central foram sendo "alongadas" dando um aspecto de ovo frito: um núcleo grande, mas achatado com bordas mais finas, temos agora o disco protoplanetário.
	
	Disco protoplanetário
A FORMAÇÃO DO SOL
Do início da contração da nebulosa solar até a formação do disco protoplanetário foram apenas 100 mil anos, ou seja, um processo rápido para os padrões do universo. Mas a etapa seguinte seria mais longa, no centro do disco a protoestrela ou protossol com tamanho equivalente ao da atual órbita de Mercúrio levou cerca de 50 milhões de anos acumulando matéria e comprimindo-a até que a temperatura do núcleo atingisse cerca de 15 milhões de graus Celsius. A essa temperatura e pressão os átomos do hidrogênio passaram a se fundir, num processo de grande liberação de energia. A fornalha solar estava ligada!
Agora com uma fonte interna de energia a tendência era expansão dos gases, mas a forte gravidade agia no sentido contrário. Assim, nesse "cabo-de-guerra" de forças descomunais o Sol ganhava equilíbrio hidrostático adquirindo forma mais ou menos esférica. Essa etapa da evolução continua até hoje, o Sol praticamente não mudou nos últimos 4 bilhões de anos.
	
	 O Sol atual
A FORMAÇÃO DOS PLANETAS
Enquanto no centro do disco protoplanetário o Sol estava numa turbulência de calor e pressão, nas partes mas externas o "mundo" era um pouco mais calmo, mas não por muito tempo. Ao contrário do que muita gente pensa, os planetas não derivam de partes na nebulosa inicial que se concentrou em núcleos num processo semelhante ao do Sol. Ao redor da pré-estrela, grãos de poeira de vários tamanhos (de micrômetros a metros) começaram a se fundir, se aglutinaram por colisões, partes menores "grudando" nas maiores em sequência até atingirem tamanhos quilométricos, formando os planetesimais.
	
	Formação dos planetesimais
Os planetesimais já possuem tamanho e massa que possibilitem exercer influência gravitacional ao seu redor. Centenas deles foram formados uns mais próximos do Sol e outros mais distantes. Nas regiões mais próximas estavam submetidos ao calor mais intenso da estrela, o que fez com elementos de baixo ponto de condensação (ou vaporização) como hidrogênio e hélio não se liquefizessem. Na forma gasosa tais elementos não formaram as poeiras e, por consequência, os planetesimais. Assim, apenas elementos de alto ponto de condensação como ferro, níquel e compostos silicatos puderam se manter sólidos e formar os chamados planetas telúricos ou terrestres: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
Nos pontos mais afastados, o material volátil pode se manter sólido devido a baixa temperatura, assim o gelo e também um pouco de rocha se uniu para formar planetesimais ricos em hidrogênio e hélio. Além disso, as camadas externas do ex-disco protoplanetário ainda continham quantidades significativas de gás hidrogênio livre se movendo lentamente, fato este possibilitou a captura pelo planetas em formação, o que explica Júpiter e Saturno serem gigantes gasosos com núcleos rochosos.
Há uma teoria paralela, a qual defende que Júpiter e Saturno tiveram origem semelhante ao Sol, com acúmulo e compressão de parte da nebulosa solar inicial, o que explicaria seus tamanhos imensos. Ao passo que apenas Urano e Netuno teriam surgido por agregação do gelo. A crítica a esta teoria está no fato que, sim, os dois maiores planetas têm atmosferas oriundas dos gases da nebulosa solar, mas a concentração da mesma no momento estimado para início de sua acumulação para formação dos planetas já era baixa, insuficiente para iniciar um processo de formação de uma "protoestrela jupiteriana", restando apenas uma quantidade que posteriormente seria capturada por ação gravitacional.
	
	Júpiter e Saturno: gigantes
Referências Bibliográficas
http://chc.org.br/como-nascem-os-planetas/
http://astro.if.ufrgs.br/planetas/planetas.htm
http://www.prof2000.pt/users/angelof/4_sistema_solar_planetas.htmhttps://www.coladaweb.com/astronomia/planetas/estrutura-dos-planetas
https://pt.wikipedia.org/wiki/Forma%C3%A7%C3%A3o_e_evolu%C3%A7%C3%A3o_do_Sistema_Solar
https://showdaastronomia.blogspot.com.br/2016/01/a-origem-e-evolucao-do-sistema-solar.html