Sistema Solar: continuação
Introdução
• Como o Sol acumula 99,866% da massa do Sistema Solar, é fácil
compreender porque ele exerce influência gravitacional tão grande
sobre os planetas, asteróides e cometas;
• O tamanho aparente do Sistema Solar é dado pela órbita de plutão, o
qual dista 5,5 horas-luz (40UA);
• A distância média de separação entre as estrelas na nossa região da ViaLáctea é de 5 anos-luz. Logo, se há um sistema de planetas em torno
destas estrelas, ele dista em média 5 anos luz. Comparando, seria como
um vilarejo de 1km de raio, na Terra do Fogo (Chile), e outro, também
de 1km de raio, no Alaska (EUA).
• A massa de todos os planetas corresponde a 0,134% da massa do
sistema solar.
Propriedades físicas mais relevantes dos planetas:
Onde M é a massa, R o raio, ρ é a densidade média, A é o Albedo Visual, Ps o
período sideral de rotação e K é o fator de momento de inércia (vide estrutura
interna). Albedo Visual é a razão da luz solar refletida em todas as direções e a
luz solar incidente.
Estrutura interna:
Densidade média:
• A massa da Terra é calculada a partir do raio, que é conhecido, e da
aceleração gravitacional na superfície, que também o é. Assim,
dividindo a massa pelo volume temos a densidade média da Terra.
• Já para os outros planetas, usa-se a 3a Lei de Kepler para seus satélites.
• No caso de Vênus e Mercúrio (sem satélites), usa-se a perturbação que
estes causam no movimento de asteróides e cometas.
• Os planetas de baixa densidade (Jovianos: Júpiter, Saturno, Urano e
Netuno) são constituídos basicamente de substâncias leves (H2, He,
NH3, CO2).
• Planetas de maior densidade (Telúricos: Mercúrio, Vênus, Terra e
Marte) são constituídos principalmente de rochas e metais.
• Não há dados suficientes sobre Plutão.
Momento de Inércia:
• Indica, de modo geral, a resistência (inércia) de um corpo para entrar
em rotação, ou para parar de girar (análogo da massa, no caso da
translação).
• É medido a partir da velocidade de rotação dos planetas e do
achatamento dos pólos de cada um.
• Para uma esfera uniforme, K=0,4. Se a parte central for mais densa,
K<0,4. Todos os planetas possuem K<0,4.
• Planetas Jovianos possuem menor momento de Inércia que planetas
telúricos. O que indica uma maior concentração de matéria no centro
dos planetas Jovianos.
Equilíbrio Hidrostático:
• Num planeta, existe a força gravitacional que puxa toda a matéria para o
centro. Esta é contrabalançada pela pressão que a matéria faz sobre si
mesma (devida a estrutura atômica, por exemplo). Este equilíbrio de
forças é o Equilíbrio Hidrostático.
• Diferentemente das estrelas, em que a matéria se encontra na forma de
um plasma, nos planetas a matéria está ou na forma de gás, ou de
líquido ou de sólido, o que complica severamente a formulação de um
modelo para a pressão.
• A matéria sólida somente escoa sob pressão de 1000atm. Assim,
somente corpos celestes de centenas de quilômetros de raio possuem a
forma esférica.
• Júpiter, por ser gasoso predominantemente, permite uma boa
modelização.
a) Planeta Joviano. b) Planeta Telúrico.
• Já a Terra é modelada a partir de estudos sismológicos.
Superfície
• A medição do Albedo permite o estudo da superfície de um Planeta.
• Planetas com Albedo superior a 0,73 possuem densas atmosferas, de
modo que suas superfícies não podem ser vistas.
• Durante a formação de um planeta, toda a matéria se encontra fluida, de
modo que as partes mais densas fluem para o interior e as menos fluem
para a superfície. Assim, quando houve o esfriamento e a solidificação,
a matéria menos densa (feldspato, por exemplo) ficou na superfície.
Assim, compostos mais pesados somente foram para a superfície do
planeta após erupções vulcânicas ou choque com outros corpos celestes.
Lua: as partes mais claras correspondem a superfície mais antiga, pois é composta por feldspato. Os
mares (escuros) são a parte mais recente, formados por atividade geológica ou impacto de asteróides.
Atividade Geológica:
• Ocorrem devido ao processo convectivo que se mantém no interior dos
planetas.
• Possui assimetrias, as quais podem depender da energia luminosa
recebida, como é o caso da Lua, em que a face voltada para a Terra
possui crosta de 60km e a face oposta mais de 100km de crosta. Ou
dependem da existência de água, como é o caso da Terra.
• O tempo de resfriamento é proporcional a razão entre o volume e a
superfície. Assim, quanto maior o raio, maior o tempo de resfriamento.
Assim, a Lua possui uma litosfera (camada rígida mais externa) com
uma extensão bem maior que a da Terra, o que favorece os eventos
sísmicos na Terra, e não na Lua.
• Em ordem decrescente de atividade geológica, temos: Terra, Vênus e
Marte.
• Porém, ao contrário do que foi dito até aqui, algumas luas de Júpiter,
Saturno e Urano possuem uma intensa atividade geológica, principal Io,
lua de Júpiter. Isto se deve a um outro fenômeno, chamado de Força de
maré, que atua sobre estes satélites. Trata-se de uma força diferencial, a
qual tende a deformar o corpo celeste, e provocar movimentos em toda
a sua estrutura, causando, inclusive, o aquecimento de seu interior.
Lua Io, de Júpiter. Temos a amostra de dois grandes vulcões, que jorram larva a 500km de altura.
Erosão:
• É um processo da alteração do relevo que pode resultar da ação da
atmosfera ou hidrosfera, ou da sublimação.
• Não ocorre em Mercúrio ou na Lua. E em Vênus ela é mínima, devida a
densa atmosfera, a qual é estável à convecção.
• Marte, assim como a Terra, possui os mais variados tipos de erosão.
Apresentando grandes tempestades de areia e, inclusive, a formação de
canais.
Crateras:
• A energia de impacto entre um planeta e um asteróide é imensa. A
velocidade relativa é da ordem de 16km/s. Nesta velocidade, um grama
tem 31 vezes maior energia que um grama de TNT.
• É possível, a partir da geometria da cratera, estimar o momentum e o
ângulo de incidência do objeto que ali colidiu. Exames geológicos
indicam a idade da cratera.
• A presença ou a ausência de crateras permite estimar a forma com a
qual se dá a atividade geológica do terreno. Se não há crateras, é porque
existe uma atividade geológica intensa.
Cratera no Arizona (EUA), com 1,2km de diametro, 200m de profundidade (atual) e 2700 anos.
Atmosfera
Retenção e Perda:
• Vênus, Marte e Terra são os planetas telúricos que possuem atmosfera.
Neles, a uma nítida delimitação do que é superfície, do que atmosfera.
• Os planetas Jovianos não possuem superfície que separe a atmosfera do
interior destes planetas.
• A existência de uma atmosfera depende da intensidade da força
gravitacional gerada pelo planeta. Se ela for pequena, simplesmente não
há atmosfera, ou ela é muito pequena.
• Sir James Jeans propôs em 1916 o modelo de formação de uma
atmosfera. Visualizando que, para uma mesma temperatura, átomos
menores adquirem mais velocidade que átomos mais pesados (o que é
chamado de velocidade térmica), e que a velocidade de escape depende
da massa do planeta, vemos que para um átomo escapar (e, por
conseguinte, para se diluir uma atmosfera), é necessário que a
velocidade térmica seja maior que a velocidade de escape. Logo,
planetas menores somente preservam em sua atmosfera moléculas e
átomos mais pesados.
Composição química:
• Os planetas telúricos possuem maior abundância de elementos pesados,
além de possuírem alto teor de oxigênio combinado ou livre na
atmosfera.
• A falta de H20 na atmosfera de Vênus se deve a fotodissociação da
molécula. Já em Marte, acredita-se que isto se deve a atividade
vulcânica, a concentração, na forma de gelo, nas camadas polares e no
subsolo e também devida à perda atmosférica.
• Titã (maior satélite de Saturno) é um único satélite com atmosfera
significativa. Nela encontramos N2, Ar, CH4 e H2. É possível que ele
possua oceanos de metano, inclusive havendo precipitação do mesmo,
como ocorre com a H2O da Terra. É o objetivo da missão CASSINI,
que deixará cair uma sonda em sua atmosfera para averiguar os
fenômenos que nela ocorre.
Atmosfera primitiva e secundária:
• Primitiva: é resultante da época de formação do planeta, isto é, provém
da nebulosa primordial do sistema solar.
• Secundária: provém de alterações químicas ao longo do tempo. Este é o
caso da Terra, na qual até hoje vulcões expelem grande quantidade de
gases para a atmosfera.
• A vida também é responsável por grandes alterações na atmosfera.
Estrutura da Atmosfera:
• A diferença de temperatura entre as camadas cria movimento
convectivos. No caso da troposfera, a base é mais quente que o topo,
então o calor é levado para cima via convecção e difusão de fótons
infravermelhos. É nela que ocorrem os fenômenos meteorológicos.
• As atmosferas dos outros planetas possuem estrutura similar a da
atmosfera terrestre. A diferença decorre principalmente das variações de
composição química e do processo de aquecimento e resfriamento.
• Na termosfera, e acima, a atmosfera tende a se estratificar conforme o
peso molecular dos componentes.
Circulação Atmosférica:
• Atmosferas possuem em diferentes graus os fenômeno de circulação:
massas gasosas circulam como resultado do aquecimento diferencial
(latitudinal, diurno e sazonal), de modo a uniformizar a temperatura.
• A atmosfera venusiana gira com cerca de 360km/h, no sentido
retrógrado. Acompanhando o movimento de nuvens sulfúricas, percebese que a atmosfera se move 60 vezes mais rápido que o planeta. No caso
da Terra, a atmosfera gira um pouco mais lento que o resto do planeta.
• Em Júpiter, não há diferença significativa de temperatura entre o
equador e os pólos. Como na figura abaixo, pode-se ver que é bem
estratificada, sendo as camadas mais avermelhadas formadas por flocos
de fósforo e algumas moléculas orgânicas. A diferença de velocidade
entre as faixas cria turbilhões, como é o caso da grande mancha
vermelha.
Magnetosfera planetárias:
• Mercúrio, Terra, Júpiter e Saturno possuem campo magnético. Assim,
partículas cósmicas, ou do vento solar, são defletidas por este campo, e
se precipitam na atmosfera na forma de auroras polares.
• No caso da Terra, o campo se deve ao dínamo decorrente do movimento
do magma, ferro derretido, no seu interior. O eixo magnético não
coincide com o eixo de rotação, e inclusive, varia sua posição e
orientação com o tempo.
• Júpiter possui um campo 20000 vezes maior que o da Terra. Também
ocorre devi ao dínamo que existe em seu interior.
• Já o campo de mercúrio é um mistério.
• A Lua, segundo análise das rochas lunares, teve um campo magnético
duas vezes mais intenso que o da Terra.
Planetas
Mercúrio:
•Distância
média do Sol: 57,9
milhões de km
• Diâmetro equatorial: 4.880 km
• Massa: 0,0558 massa terrestre
• Gravidade: 3,78 m/s²
• Densidade: 5600 kg/m³
• Rotação: 58,7 dias
• Translação: 87,97 dias
• Satélites conhecidos: nenhum
• Temperatura: -170 / +350 (°C)
• Globo sem atmosfera,
apresentando pequenas quantidades
de hidrogênio e hélio
Crateras raiadas em mercúrio
• Planeta repleto de crateras de milhões de anos pois a falta de vento e de
água deixaram as marcas intactas.
• Aparência semelhante à da Lua também pelos penhascos, rachaduras e
planícies.
• Superfície constituída de uma camada delgada de silicatos rochosos
com uma grande quantidade de ferro e níquel.
• Certas regiões do planeta encontram-se em desníveis enormes que
sempre estão na sombra. Essas áreas poderiam concentrar vapor de água
ou gás carbônico no estado de gelo, surgindo a hipótese de existir algum
tipo de forma de vida.
• Mercúrio é o planeta de mais difícil identificação a olho nu, pois nunca
pode ser visto num céu totalmente escuro e sua posição varia muito de
um dia para outro.
• O planeta passa entre o Sol e a Terra somente em raras ocasiões, cerca
de 14 vezes a cada 100 anos.
• É o planeta mais próximo do Sol e o segundo menor do sistema solar
• O Sol parece duas vezes e meia maior em Mercúrio do que na Terra; no
entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem
atmosfera que seja suficiente para causar a dispersão da luz.
Missões para Mercúrio
3/Nov/1973 - 24/Mar/1975
• Mariner 10 foi a primeira missão enviada a
dois planetas (Mercúrio/Vênus). Ela
sobrevoou Vênus em 5/Fev/1974, sofrendo
um impulso gravitacional para Mercúrio,
sendo a primeira a usar tal recurso.
• A Mariner 10 foi a primeira sonda a ter um sistema de imagem. Um
campo magnético fraco foi detectado, mas a missão não verificou a
presença de atmosfera.
• Esta nave foi também a primeira a usar o vento solar como um meio de
locomoção; quando o combustível dos aceleradores da sonda se
esgotou, os cientistas usaram os painéis solares como velas para fazer
correções do percurso.
• A sonda está agora em órbita solar.
Vênus:
•Distância média do Sol: 108 milhões de km
• Diâmetro equatorial: 12.100 km
• Massa: 0,815 massa terrestre
• Gravidade: 8,60 m/s²
• Densidade: 5200 kg/m³
• Rotação: -243 dias
• Translação: 225 dias
• Satélites conhecidos: nenhum
• Temperatura: -33 / +480 (°C)
• Principal componente da atmosfera: gás carbônico
Missões para Vênus
• Mariner 2 (27/Ago/1962 - 3/Jan/1963) - bem sucedida, agora em órbita
solar
• Mariner 5 (14/Jun/1967 - Nov/1967) - bem sucedida, agora em órbita
solar
• Mariner 10 (3/Nov/1973 - 24/Mar/1975) - bem sucedida, agora em
órbita solar
• Zond 1 (2/Abr/1964) - mal sucedida, perda de comunicação, agora em
órbita solar
• Pioneer Venus 1 (20/Mai/1978 - 1992) - bem sucedida, perda de contato
• Pioneer Venus 2 (8/Ago/1978) - bem sucedida, queimou na atmosfera
antes do tempo previsto
• Vega 1 (15/Dez/1984) - bem sucedida, agora em órbita solar
• Vega 2 (21/Dez/1984) - bem sucedida, agora em órbita solar
• Galileo (18/Out/1989) - utilizou Vênus como impulso gravitacional
para Júpiter
• Magalhães (4/Mai/1989 - 1994) - bem sucedida, mapeou 99% da
superfície através de radar
• A missão Venera foi composta de 16 sondas, sendo a primeira lançada
em 12/Fev/1961 e a última em 7/Jun/1983. Das sondas enviadas, as que
não chegaram a Vênus agora orbitam em torno do sol e a maioria das
que atingiram Vênus, foram destruídas pela pressão atmosférica poucos
minutos depois da chegada. Apenas a Venera 9 se encontra agora em
órbita de Vênus.
• A Venera 4 foi a primeira sonda a ser colocada diretamente dentro da
atmosfera e que retornou dados atmosféricos.
• A Venera 7 foi a primeira sonda a aterrissar com sucesso na superfície
de outro planeta.
Atmosfera de Vênus
• Constituída por nuvens de CO2 com traços de N, O e S.
• Vênus é brilhante devido a sua densa atmosfera que reflete 76% da luz
solar (o maior índice do Sistema Solar).
• Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do
mar.• A sua cor amarelada se deve a gotículas de ácido sulfúrico que
ficam nas camadas mais altas, o que ocasiona chuva ácida.
• A temperatura na superfície de Vênus é de aproximadamente 482° C.
• Esta elevada temperatura, suficiente para derreter o chumbo, deve-se
principalmente a um rápido efeito estufa originado pela pesada
atmosfera de dióxido de carbono.
• A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta.
• O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não
permite a sua fuga para o espaço – Efeito Estufa
• Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.
• Na troposfera de Vênus (< 100km), diferenças de temperatura entre os
hemisférios iluminado e escuro nem chegam a se estabelecer; e entre o
equador e os pólos são eliminadas pela circulação.
• Variações sazonais são mínimas, já que a órbita é sensivelmente
circular e o eixo de rotação é quase perpendicular ao plano orbital.
Superfície
Dada a lenta rotação, Vênus é um planeta bastante esférico, com uma
superfície formada por:
• 65% de vastas planícies onduladas;
• 30% de regiões baixas e escuras preenchidas com lavas sem marcas de
crateras;
• 5% de terras elevadas, muito ásperas.
• Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros são praticamente
inexistentes graças à pesada atmosfera venusiana, que protege o planeta
do bombardeamento de meteoros menores, preservando crateras e
fragmentos formados no passado.
• Especula-se que a menor atividade geológica de Vênus em relação à
Terra, apesar dos tamanhos similares, deve-se à menor rotação, ausência
de satélite e de água na crosta.
Imagem da superfície de Vênus obtida por radar a bordo da sonda Magalhães.