Ciências Planetárias:
um curso introdutório
Daniela Lazzaro
Julho 2007
Aula 1:
O Sistema Solar e sua formação
Aula 2: Interiores e Superfícies
Aula 3:
Atmosferas e Magnetosferas
Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Sol
Planetas -
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos –
Poeira
TNO
Cometas
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Sol
Planetas -
Satélites/Binários
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
Ceres
Planetas Anões – Plutão
Satélites/Binários
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos –
Poeira
TNO
Cometas
Satélites/Binários
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Sol
Planetas -
Satélites/Binários
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
Anéis
Ceres
Planetas Anões – Plutão
Satélites/Binários
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos –
Poeira
TNO
Cometas
Satélites/Binários
Distribuição de massa
% Massa Total
Sol
99.8000000
Júpiter
0.1000000
Cometas
0.0500000
Outros planetas
0.0400000
Satélites e anéis
0.0000500
Asteróides
0.0000020
Poeira cósmica
0.0000001
Sol
Evolução dinâmica
Lei de gravitação universal
Gm1m2
F
2
R
Leis de Kepler do movimento planetário (1609)
elipse com o Sol num dos focos
a(1  e )
r
1  e cos 
áreas iguais em tempos iguais
dA 1 2 d h
 r

dt 2 dt 2
2
3
semi-eixo x velocidade orbital
a
 const.
2
P
Movimento em torno do primário
Nodo descendente
Plano orbital
da Terra
eclíptica
Linha
dos nodos
Periélio
Ponto
Vernal
a -semi-eixo maior
e - excentricidade
i - inclinação
 - longitude do nodo
ascendente
 - argumento do periélio
T - instante da passagem
pelo periélio
Nodo ascendente
Plano orbital
do planeta
Afélio
Perturbação

ri
n
 rj  ri rj 

ri  G ( M  mi ) 3   j 1 Gm j 
 3
j i
ri
rj 

  ji

Sistemas binários
dois ou mais corpos de massa comparável
movimento em torno
do centro de massa do sistema
órbita do corpo
com mais massa
órbita do corpo
com menos massa
Sist. Solar: baricentro dentro do Sol
Terra-Lua: baricentro dentro da Terra
Plutão-Caronte: baricentro fora de ambos os corpos
Mercúrio
Vênus
As órbitas no Sistema Solar
circulares
circulares e elípticas
muito elípticas
Planetas
Asteróides
Cometas
O Sistema
Solar em
tamanhos
Eris
As temperaturas no Sistema Solar
1
Te 
r
Mercúrio ~500K
Plutão ~50K
Raio
Massa
Dens.
(RT)
(MT)
(g/cm3)
Mercúrio
0,38
0,06
5,4
Venus
0,95
0,82
5,3
Terra
1,00
1,00
5,5
Marte
0,53
0,11
3,9
Júpiter
11,2
318
1,3
Saturno
9,5
95
0,7
Urano
4,1
15
1,2
Netuno
3,9
17
1,6
RT=6378 km
MT=5.98 x 1024kg
Terrestres
Gigantes
Planetas Terrestres ou Rochosos
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Planetas Gigantes ou Gasosos
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
TNOs
“frost-line”
linha do gelo
silicatos
metais
gelos
Formação do Sistema Solar
Propriedades
• órbitas dos planetas são aproximadamente circulares (<0.206);
• órbitas dos planetas e da maioria dos pequenos corpos são quase
co-planares;
• a direção do eixo de rotação dos planetas é próximo daquele do Sol;
• 3 dos 4 planetas terrestres e 3 entre os 4 planetas gigantes tem
obliqüidades (ângulo entre o eixo orbital e de spin) < 30º;
• espaço interplanetário é virtualmente vazio, com exceção do
cinturão de asteróides e o cinturão de Kuiper.
• superfícies dos planetas e satélites são muito craterizadas;
• a taxa de craterização deve ter sido muito maior nos primeiros
109 anos (“late heavy bombardment”)
• idade do Sistema Solar é 4.56  0.02  109 anos;
• planetas terrestres compostos de material rochoso e refratário;
• planetas gigantes (Júpiter, Saturno) compostos basicamente de H e
He mas são enriquecidos em metais e parecem terem núcleos de
rocha-gelos ~ 10-20 massas da Terra
• planetas “intermediários” ou “gelados” (Urano e Netuno) também
tem núcleos de rocha-gelo mas apenas ~ 5-20% de H e He;
• Nuvem de Oort
• ~1012 cometas com 1 km ou maiores
• raio >104 AU
• aproximadamente esférica
• fonte dos cometas de longo-período (P > 200 anos) e
curto-período (200 > P > 20 anos)
• Cinturão Transnetuniano (ou de Kuiper)
• ~109 cometas
• raio > 35 AU
• disco achatado
• fonte dos cometas da família de Júpiter (P < 20 anos)
• Planetas
• maioria dos planetas tem satélites
• não tem encontros próximos e são espaçados ~ regularmente
• responsáveis por < 0.2% de toda a massa do Sistema Solar
• responsáveis por > 98% de todo o momento angular
Dados Observacionais
direção de movimento e rotação
órbitas coplanares
composição:
H + He + ... = composição solar
tamanhos
Vínculos Observacionais
Composição solar  nebulosa
Direção de rotação  nebulosa em rotação
Órbitas co-planares  disco
Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos
A hipótese nebular
O Sol e os planetas se formaram de uma nuvem de gás em
rotação (a nebulosa solar)
 instabilidades gravitacionais no disco de gás
condensam em planetas (Kant 1755)
 proto-sol esfria e contrai expelindo anéis de
gás que condensam em planetas (Laplace 1796)
Nebulosa de Orion
Proplyds em Orion
A hipótese nebular (cont.)
Modelagens modernas
Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:
Instabilidades gravitacionais (Cameron, 1969)
 Proto-planetas gigantes gasosos
Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:
Condensação + accreção (Safronov, 1969)
 Planetesimais  Planetas
1. Adicione elementos voláteis a cada planeta até
atingir a composição solar
2. Espalhe cada planeta num anel que chega até
metade da distância ao próximo planeta
3. Ajuste uma reta à densidade superficial resultante
Wiedenschilling 1977
Hayashi 1981
-Pictoris
A hipótese dos planetesimais
Sol em formação é envolto por um disco de gás
Os planetas se formam num processo de múltiplas fases:
1. a medida que o disco esfria, grãos de rocha e gelo condensam caindo para o
plano médio do disco;
2. pequenos corpos sólidos crescem da fina camada de poeira formando corpos
de alguns km de tamanho (planetesimais)
- processos dominantes: dissipação pelo gás, radiação e gravidade do Sol;
3. planetesimais colidem e crescem até se tornar planetas ou núcleos de planetas
- processos dominantes: espalhamento gravitacional e gravidade do Sol,
evolução descrita pela mecânica estatística;
4. poucos planetesimais crescem suficientemente para dominar a evolução, as
órbitas se tornam regulares ou pouco caóticas e passam a ser descritas pela
mecânica celeste ao invés da mecânica estatística (embriões planetários);
5. em escalas de tempo menores os embriões planetários colidem e crescem até
núcleos planetários
6. núcleos dos planetas gigantes capturam envoltórias de gás
Implica no crescimento de 45 ordens de grandeza em massa
através de 6 diferentes processos físicos!
Penso que você
deveria ser um
pouco mais
explicito neste
ponto
então ocorre
um milagre
Mas...quantos Planetas?
na antiguidade: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno
1781 - W. Herschel descobre Urano
6
7
(1801, G. Piazzi descobre Ceres, considerado planeta até ~1845)
1846 – J.G. Galle descobre Netuno
1930 – C.W. Tombaugh descobre Plutão
8
9
mas ... a massa de Plutão = 0.002 massas da Terra

ri
n
 rj  ri rj 

ri  G ( M  mi ) 3   j 1 Gm j 
 3
j i
ri
rj 

  ji

Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?
porque o disco deveria
terminar abruptamente em Plutão ?
Edgeworth (1948) e Kuiper (1951)
propõem a existência de um cinturão
de objetos além de Plutão
1992 é descoberto 1992QB1
(D. Jewitt), primeiro objeto do
Cinturão Trans-Netuniano
(Cinturão de Kuiper ou
Cinturão de Edgeworth-Kuiper)
Cinturão Trans-Netuniano (CTN)
Julho 2007 = 1258 objetos
14 Nov. 2003 descoberto 90377 Sedna
Março 2003:
descoberto 2003 EL61  D = 1200km
Dezembro 2003:
descoberto 2003 UB313  D = 2400km
Março 2005:
descoberto 2005 FY9  D = 1250km
porque apenas Plutão seria
um planeta? 2003 UB313 seria
o décimo planeta?
porque Plutão e 2003 UB313
seriam planetas e 2005 FY9 não
o seria? Qual a real diferença?
O que é um planeta?
Objeto
Diâmetro (km)
Plutão
2320
Sedna
< 1500
2003 EL61
1200
2003 UB313
2400 ± 100
2005 FY9
1250?
Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas
O que determina sua forma
Se suficientemente grande, um corpo será
comprimido numa forma esférica por sua
própria auto-gravidade
O que determina sua luminosidade
A fonte da luminosidade de um corpo
muda de acordo com sua massa
Fusão termonuclear
Contração gravitacional
Calor da formação
Diferenciação interna
Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas
Características dinâmicas
em torno de que objeto gira
se está sozinho neste
tipo de órbita
qual a forma e a inclinação da órbita
Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas
Características dinâmicas
Características cosmogônicas
se formado num disco
se formado por acréscimo
de planetesimais
se formado por “colapso gravitacional”
Agosto 2007 – Proposta da “comissão dos sábios” da IAU
Agosto 2007 – proposta
dos “dissidentes
  kM 2 P
M-massa
P-período
k- ~const.
Quantifica a capacidade de um
corpo espalhar pequenos corpos
de sua zona orbital
=1
Stern & Levinson 2002
UB313
Soter, 2006
1) Um planeta do Sistema Solar é um corpo celeste que:
(a) está em órbita em torno do Sol,
(b) tem massa suficiente para atingir uma forma de equilíbrio hidrostático
(c) tem esvaziado a região vizinha à sua órbita;
(2) Um planeta-anão é um corpo celeste que:
(a) está em órbita em torno do Sol,
(b) tem massa suficiente para atingir uma forma de equilíbrio hidrostático
(c) não tem esvaziado a região vizinha à sua órbita
(d) não é um satélite;
(3) Todos os demais corpos, com exceção dos satélites, em órbita em torno do Sol
devem ser referidos coletivamente como “Pequenos Corpos do Sistema Solar”.
134340 Plutão
136199 Eris
13 setembro 2006
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Sol
Planetas -
Satélites/Binários
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
Anéis
Ceres
Planetas Anões – Plutão
Satélites/Binários
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos –
Poeira
TNO
Cometas
Satélites/Binários
Aula 1:
O Sistema Solar e sua formação
Aula 2: Interiores e Superfícies
Aula 3:
Atmosferas e Magnetosferas
Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar