Introdução ao Sistema Solar:
Nos últimos 30 anos aprendemos mais sobre o Sistema Solar do que sobre a maioria das outras áreas da astronomia. Isto se deve não apenas à melhoria dos detectores e telescópios atualmente existentes nos observatórios terrestres mas, principalmente, às várias sondas espaciais que cruzaram o Sistema Solar fotografando e realizando experiências científicas ao longo das últimas décadas.
Uma grande série de lançamentos espaciais permitiu que os astrônomos conhecessem cada vez mais detalhes sobre a estrutura dos nossos vizinhos do Sistema Solar. Algumas sondas penetraram nas atmosferas de Vênus, de Marte e de Júpiter. Outras pousaram nas superfícies de Vênus, de Marte, da Lua e do asteróide Eros. Algumas missões colheram material da Lua e do cometa P/Wild2 para posteriores análises em laboratórios.
Até agora sondas espaciais visitaram todos os planetas, com a única exceção de Plutão. Além disso, vários sistemas de satélites e de anéis foram descobertos e estudados por essas sondas, assim como alguns asteróides e cometas.
Na verdade, todas essas missões espaciais foram automáticas pois, como sabemos, o ser humano, por enquanto, caminhou apenas na superfície da Lua. Ao mesmo tempo em que essas sondas eram lançadas, uma série de missões espaciais tripuladas foi realizada pelos Estados Unidos, as missões espaciais Apollo. Essa seqüência de lançamentos culminou com o extraordinário feito de, pela primeira vez, um ser humano, o astronauta norte-americano Neil A. Armstrong, ser levado até um outro corpo celeste, a Lua, no dia 20 de julho de 1969.
Novas missões espaciais estão sendo desenvolvidas para complementar e melhorar nosso conhecimento sobre os objetos do Sistema Solar. Uma coisa, no entanto, é certa: o que sabemos hoje em dia sobre o nosso sistema planetário é muito diferente do que sabíamos há menos de 50 anos. O conjunto de conhecimentos adquiridos a partir dessas missões mudou totalmente a visão que tinhamos sobre o Sistema Solar. As perguntas que hoje fazemos sobre a origem, a formação e a evolução do Sistema Solar como um todo são bastante diferentes daquelas que elaboravamos há algum tempo. Um exemplo muito simples é a questão dos anéis planetários. Até 1978 dizíamos que Saturno era o único planeta que tinha anéis. A pergunta que nos fazíamos era: porque apenas Saturno tem anéis? Hoje, 26 anos depois, sabemos que todos os planetas gigantes possuem anéis e passamos a nos perguntar sobre quais os processos físicos que determinaram essa característica.
É importante destacar que estas duas perguntas são intrinsecamente muito distintas já que na primeira estamos buscando um processo físico que diferencia um único objeto dentro de um conjunto. Na segunda, estamos procurando um processo comum neste mesmo conjunto e o estudo da natureza nos diz que o "comum" é mais aceitável do que a "exceção", embora nunca possamos excluir, a princípio, esta última possibilidade!
Um inventário do Sistema Solar :
Vamos começar o nosso estudo fazendo um rápido "inventário" do que chamamos de "Sistema Solar".
O corpo maior, e certamente o mais importante, no Sistema Solar é o Sol.
Sob o ponto de vista da astrofísica, o Sol é uma estrela relativamente comum podendo ser descrita como uma enorme bola de gás incandescente com 1,4 milhões de quilômetros de diâmetro. Sua temperatura superficial é de cerca de 6000 Kelvin enquanto sua temperatura central supera alguns milhões de graus.
Apesar de ser uma estrela "comum" no universo, o Sol é o maior corpo de todo o Sistema Solar, contendo mais de 99% de toda a sua massa e com uma luminosidade 400 milhões de vezes maior do que a de Júpiter. Como conclusão, podemos dizer que o Sistema Solar é formado pelo Sol e por algum "cascalho". Nesse "cascalho" temos uma variedade imensa de corpos.
Começando uma longa viagem a partir do Sol, nos afastando cada vez mais dele até atingirmos distâncias inacreditáveis, encontramos os seguintes planetas: Mercúrio, vênus, terra, marte, júpiter, saturno, urano, netuno, plutão(planetóide).
Além desses corpos maiores, existe também uma grande quantidade de objetos menores, que também orbitam em torno do Sol, tais como os: Asteróides e cometas.
Espalhados por todo o Sistema Solar temos pequeníssimos grãos de poeira, resquícios da formação do próprio Sistema Solar. Essa matéria recebe o nome de Poeira Interplanetária.
Por fim, em órbita em torno de todos os maiores planetas, e também em torno de alguns menores, temos outros pequenos corpos, os satélites e os anéis.
A seguir vamos dar uma rápida visão das principais características do Sistema Solar. Logo depois detalharemos alguns pontos que consideramos mais importantes fazendo uma descrição comparativa dos corpos e dos processos físicos existentes no nosso sistema planetário.
Propriedades planetárias:
A distribuição dos corpos do Sistema Solar:
Como foi dito acima, o Sistema Solar é muito mais do que apenas os planetas e seus respectivos satélites. Podemos definir o Sistema Solar como sendo o conjunto de todos os corpos celestes, independente de tamanho, estado físico ou propriedades, que estão gravitacionalmente ligados ao Sol e que descrevem órbitas em torno dele. Assim, o Sol é o centro de referência em torno do qual todos os objetos pertencentes ao Sistema Solar descrevem suas órbitas. Entre esses objetos estão incluidos os planetas, satélites, asteróides, cometas, e partículas de gás e poeira interplanetárias que se espalham pelo espaço existente entre os moradores desse Sistema.
Para melhor descrever o Sistema Solar os astrônomos preferem dividí-lo em algumas partes que abrigam corpos possuidores de características semelhantes. Além dos Sol, planetas e seus satélites, existem três regiões no Sistema Solar que, ao invés de abrigarem apenas um corpo celeste, são a moradia de milhares ou milhões de pequenos objetos que também descrevem órbitas em torno do Sol. Essas regiões são:
- Cinturão de Asteróides:
Localizado entre os planetas Marte e Júpiter, o Cinturão dos Asteróides é o local onde estão distribuídos a maioria dos asteróides que conhecemos. - Cinturão Trans-Netuniano: Também conhecido como Cinturão de Kuiper
Esta região em forma de disco, com milhões de objetos, está localizado a partir da órbita do planeta Netuno. Ela é o local de origem de vários cometas que cruzam o Sistema Solar. - Nuvem de Oort:
Com possivelmente milhões de objetos, que seriam restos da formação do Sistema Solar, esta é a região mais longinqüa do Sistema Solar, situada muitíssimo depois do planeta mais afastado do Sol, Plutão. A Nuvem de Oort tem a forma de uma imensa esfera que envolve todo o Sistema Solar.
Em geral, a primeira divisão que fazemos para estudar o Sistema Solar leva em consideração as distâncias relativas entre o Sol e os diversos corpos pertencentes a esse Sistema.Se considerarmos o Sol como origem para o cálculo de distâncias, o Sistema Solar está distribuido da seguinte forma:
| As dimensões do Sistema Solar em quilômetros: | ||||
| objeto celeste | distância média (aproximada) ao Sol (em quilômetros) | |||
|---|---|---|---|---|
| Mercúrio | 57 900 000 | |||
| Vênus | 108 200 000 | |||
| Terra | 149 600 000 | |||
| Marte | 227 900 000 | |||
| Cinturão de Asteróides (mínima) | 330 000 000 | |||
| Cinturão de Asteróides (máxima) | 500 000 000 | |||
| Júpiter | 778 300 000 | |||
| Saturno | 1 427 000 000 | |||
| Urano | 2 869 600 000 | |||
| Netuno | 4 496 600 000 | |||
| Plutão | 5 900 100 000 | |||
| Cinturão de Kuiper (mínima) | 4 488 000 000 | |||
| Cinturão de Kuiper (máxima) | 7 480 000 000 | |||
| Nuvem de Oort (interna) | 44 880 000 000 a 1 496 000 000 000 | |||
| Nuvem de Oort (externa) | de 1 496 000 000 000 a 14 960 000 000 000 | |||
Devido ao fato de trabalhar com distâncias e tamanhos muito grandes, os astrônomos utilizam algumas unidades de medida bastante características. Para não falar constantemente em distâncias de milhões de quilômetros, os astrônomos preferem usar duas outras unidades de medida, o parsec e a unidade astronômica.
Ano-luz:
é a distância que a partícula de luz, chamada fóton, viaja em um ano no vácuo. Sua abreviação é a.l..Qual é o valor de um ano-luz?
Para obter este valor basta calcular o número de segundos que existem em um ano e multiplicar o resultado pelo valor exato da velocidade da luz no vácuo, que é 299792458 metros por segundo.
Segundo a União Astronômica Internacional o ano-luz é definido como sendo 9460730472580,8 km. Usando a notação científica podemos escrever que 1 ano-luz=9,46073 x1012 km.
Podemos dizer então que um ano-luz equivale, aproximadamente, a 9460530000000 km ou então a 9500 bilhões de quilômetros!
Comumente aproximamos o resultado mais ainda, dizendo que um ano-luz é equivalente a 1013 km.
Também usamos sub-unidades do ano-luz tais como a hora-luz, o minuto-luz e o segundo-luz.
Uma hora-luz é a distância percorrida pela luz em uma hora. Ela corresponde a 1 079 252 820 km.
Um minuto-luz é a distância percorrida pela luz em um minuto. Ele corresponde a 17 987 547 km.
Um segundo-luz é a distância percorrida pela luz em um segundo. Ele corresponde a 299 792 km.
Importante: o ano-luz e seus submúltiplos, hora-luz, minuto-luz e segundo-luz, são unidades de medida de distância e não de tempo.
| As dimensões do Sistema Sol | ||||
| objeto celeste | distância média ao Sol | |||
|---|---|---|---|---|
| Mercúrio | 3,21 minutos-luz | |||
| Vênus | 6,01 minutos-luz | |||
| Terra | 8,30 minutos-luz | |||
| Marte | 12,67 minutos-luz | |||
| Cinturão de Asteróides (mínima) | 18,29 minutos-luz | |||
| Cinturão de Asteróides (máxima) | 27,44 minutos-luz | |||
| Júpiter | 43,27 minutos-luz | |||
| Saturno | 1,32 horas-luz | |||
| Urano | 2,66 horas-luz | |||
| Netuno | 4,17 horas-luz | |||
| Plutão | 5,47 horas-luz | |||
| Cinturão de Kuiper (mínima) | 4,15 horas-luz | |||
| Cinturão de Kuiper (máxima) | 6,93 horas-luz | |||
| Nuvem de Oort (interna) | de 41,58 a 1386,14 horas-luz | |||
| Nuvem de Oort (externa) | de 1386,14 a 13861,44 horas-luz | |||
Unidade astronômica :
A unidade astronômica é definida como a distância média entre a Terra e o Sol. Sua abreviação é U.A. (sempre em letras maiúsculas).
Uma unidade astronômica equivale a 149597870,691 km mas, em geral, consideramos o valor aproximado de 150 milhões de quilômetros.
Uma unidade astronômica é equivalente a, aproximadamente, 499 segundos-luz. Um feixe de luz leva aproximadamente 8,3 minutos para viajar uma unidade astronomica. Isso simplesmente nos diz que uma partícula de luz, ou seja um fóton, depois que deixa o Sol leva 8,3 minutos para alcançar a Terra.
| planeta | distancia média ao Sol | |
|---|---|---|
| em unidades astronômicas (UA) | em quilômetros (valor aproximado) | |
| Mercúrio | 0,387 | 57 900 000 |
| Venus | 0,723 | 108 200 000 |
| Terra | 1,000 | 149 600 000 |
| Marte | 1,524 | 227 900 000 |
| Cinturão de Asteróides (mínima) | 2,206 | 330 000 000 |
| Cinturão de Asteróides (máxima) | 3,342 | 500 000 000 |
| Júpiter | 5,203 | 778 300 000 |
| Saturno | 9,539 | 1 427 000 000 |
| Urano | 19,182 | 2 869 600 000 |
| Netuno | 30,058 | 4 496 600 000 |
| Plutão | 39,44 | 5 900 100 000 |
| Cinturão de Kuiper (mínima) | 30 | 4 488 000 000 |
| Cinturão de Kuiper (máxima) | ~ 50 | ~ 7 480 000 000 |
| Nuvem de Oort (interna) | de 300 a 10000 | 44 880 000 000 a 1 496 000 000 000 |
| Nuvem de Oort (externa) | de 10000 a 100000 | de 1 496 000 000 000 a 14 960 000 000 000 |
Podemos representar o Sistema Solar graficamente da seguinte forma:
A "lei" de Titius-Bode:A primeira característica do Sistema Solar que os astrônomos logo observaram, e que os intrigou bastante, foi o espaçamento que havia entre os planetas que faziam parte dele. Vale lembrar que desde a antigüidade os homens sempre procuraram por regularidades no Universo que os cerca e, em particular, no espaçamento entre os planetas.
Os astrônomos antigos (século XVIII) notaram que, enquanto os planetas mais próximos do Sol estão a distâncias pequenas entre si, esta distância relativa aumenta entre os planetas gigantes. Além disso parecia haver um "vazio" entre Marte e Júpiter. Lembre-se que, nesa época, os astrônomos ainda não sabiam da existência do Cinturão de Asteróides, situado entre Marte e Júpiter.
Em 1766 o astrônomo prussiano Johann Daniel Tietz (1729 - 1796), mais conhecido como Titius, (imagem a esquerda) analisando as distâncias entre os planetas desenvolveu uma equação que parecia permitir o cálculo do afastamento desses corpos em relação ao Sol.Titius definiu a distância do Sol até Saturno como sendo de 100 unidades. Assim, Mercúrio estaria a quatro unidades do Sol, Vênus a 4 + 3, Terra a 4 + 6, Marte a 4 + 12, faltaria um corpo a 4 + 24 e ai teríamos Júpiter a 4 + 48 e, por fim, Saturno a 4 + 96 = 100. Esta progressão pode ser facilmente calculada através da relação:
Yi = 0,4 + 0,3 (2n)
onde Y representa a distância de um planeta qualquer i até o Sol. Como apenas seis planetas eram conhecidos na época de Titius, para ele i variava de 1 até 6.
A letra n representava numericamente a ordenação dos planetas conhecidos em relação ao Sol. Assim, n assumia o valor "menos infinito" para Mercúrio, zero para Vênus, um para a Terra, dois para Marte, três para um lugar onde deveria existir um planeta ainda não observado, quatro para Júpiter e cinco para Saturno. Baseado nos cálculos realizados com essa "lei", Titius propôs a existência de um planeta entre Marte e Júpiter, ou seja, com n = 3.
Em 1781 a fórmula obtida por Titius passou por uma confirmação estrondosa: o astrônomo William Herschel (a direita) e sua irmã Caroline Herschel (a esquerda) descobriram no dia 13 de março de 1781 um novo planeta, Urano, situado a uma distância do Sol equivalente a 4 + 192 unidades!
Este fato foi utilizado por outro astrônomo, Johann Elert Bode (1747 -1826) (imagem a direita), para divulgar a idéia de que estaria faltando um planeta na região equivalente a cerca de 28 unidades.
De fato, alguns anos mais tarde foi descoberto o primeiro asteróide, 1 Ceres, a exatamente 2,8 unidades astronômicas. Esta descoberta passou a ser vista como a confirmação definitiva da validade da regra das distâncias planetárias descrita acima, que passou a ser conhecida como "lei de Titius-Bode".Para obter a série de Titius-Bode para o nosso Sistema Solar, começamos com 0,4 unidades astronômicas, e então formamos uma série adicionando 0,0; 0,3; 0,6; 1,2; 2,4; etc, e dobrando sempre esses valores. Os resultados que ela preve são :
| Planetas | "Lei" de Titius-Bode | distâncias calculadas |
|---|---|---|
| Mercúrio | 0,4 U.A. | 0,3871 U.A. |
| Venus | 0,7 U.A. | 0,7233 U.A. |
| Terra | 1,0 U.A. | 1,0000 U.A. |
| Marte | 1,6 U.A. | 1,5237 U.A. |
| Cinturão de Asteróides | 2,8 U.A. | -- U.A. |
| Júpiter | 5,2 U.A. | 5,2026 U.A. |
| Saturno | 10,0 U.A. | 9,5547 U.A. |
| Urano | 19,6 U.A. | 19,2181 U.A. |
| Netuno | 38,8 U.A. | 30,1096 U.A. |
| Plutão-Caronte | 77,2 U.A. | 39,4387 U.A. |
É importante ressaltar que a "lei de Titius-Bode" é apenas uma regra numérica empírica e não fornece nenhuma explicação física de porque razão as distâncias planetárias deveriam seguir esta regra.
Hoje em dia, a "lei" de Titius-Bode não passa de uma interessante peça histórica de numerologia.
As órbitas dos corpos do Sistema Solar:
Uma segunda característica importante do Sistema Solar é a de que todos os planetas giram em torno do Sol em uma única direção. Um observador imaginário colocado no pólo norte do Sol veria os planetas se deslocando da direita para a esquerda, sentido esse que chamamos de anti-horário.
Os planetas, em seu movimento em torno do Sol, descrevem órbitas quase circulares e aproximadamente coplanares. As únicas exceções são Mercúrio e Plutão, os menores planetas de todo o sistema, os quais, embora girando na mesma direção que os outros, seguem órbitas ligeiramente excêntricas e inclinadas.
É importante conhecermos algumas propriedades físicas que são comumente citadas quando falamos das órbitas descritas por corpos celestes.Propriedades físicas das órbitas:
Excentricidade: é o valor que nos indica o quanto a órbita descrita pelo corpo celeste em torno do Sol difere de uma circunferência. A excentricidade pode assumir valores que vão de 0, quando a órbita é uma circunferência, até o valor 1, quando a órbita descrita pode ser representada por uma parábola. Veja na imagem abaixo, que mostra a excentricidade das órbitas dos planetas, que praticamente não notamos diferenças entre elas. No entanto, essas órbitas não são circulares e sim elípticas. Ao contrário, as órbitas dos cometas, que possuem uma excentricidade bem maior, são bem mais distintas do círculo.
Inclinação: Esse valor nos diz qual é o ângulo entre a órbita descrita pelo corpo celeste e um plano de referência que, por convenção, é adotado como sendo o plano da órbita da Terra. Ao plano imaginário sobre o qual a Terra descreve a sua órbita em torno do Sol damos o nome de eclíptica.
Semi-eixo maior: Representa basicamente a distância média do corpo celeste ao Sol. 
Período de revolução: Nos diz qual o intervalo de tempo gasto por um corpo celeste para descrever um movimento completo em torno de um outro corpo celeste.
Na tabela 1 abaixo são dadas, para cada planeta, as características básicas de sua órbitas.| Tabela 1 | |||||
|---|---|---|---|---|---|
| Planeta | Semi-eixo maior (em U.A.) | Excentricidade | Inclinação do plano da órbita do planeta em relação à Eclíptica (em graus) | período de revolução | |
| período sideral | período sinódico | ||||
| Mercúrio | 0,3871 | 0,206 | 7o 00' | 87,969 dias ano | 115,9 dias |
| Vênus | 0,7233 | 0,007 | 3o 24' | 224,701 dias | 1 ano e 218,7 dias |
| Terra | 1,0000 | 0,017 | 0o | 365,256 dias | - |
| Marte | 1,5237 | 0,093 | 1o 51' | 1 ano 321,73 dias | 2 anos e 49,5 dias |
| Júpiter | 5,2026 | 0,048 | 1o 19' | 11 anos 314,84 dias | 1 ano e 33,6 dias |
| Saturno | 9,5547 | 0,056 | 2o 30' | 29 anos 167,0 dias | 1 ano e 12,8 dias |
| Urano | 19,2181 | 0,046 | 0o 46' | 84 anos 7,4 dias | 1 ano e 4,4 dias |
| Netuno | 30,1096 | 0,009 | 1o 47' | 164 anos 280,3 dias | 1 ano e 2,2 dias |
| Plutão | 39,4387 | 0,246 | 17o 10' | 247 anos 249,0 dias | 1 ano e 1,5 dias |
Observação:
Na tabela acima consideramos que "ano" equivale a um ano terrestre ou seja, 365,256 dias.
| Algumas definições básicas sobre as configurações planetárias no céu | |
|---|---|
| planetas inferiores | são os planetas cujas órbitas estão localizadas entre a órbita da Terra e o Sol. Eles são Mercúrio e Vênus. Os planetas inferiores podem ter duas configurações geométricas características no céu, formadas pela Terra, o planeta e o Sol: a conjunção inferior e a conjunção superior. |
| conjunção inferior | ocorre quando Mercúrio ou Vênus está alinhado entre a Terra e o Sol, visto por um observador na Terra. O alinhamento na conjunção inferior é Terra - planeta - Sol. |
| conjunção superior | ocorre quando Mercúrio ou Vênus está no lado oposto ao Sol, visto por um observador na Terra. O alinhamento na conjunção superior é Terra - Sol - planeta. |
| elongação | é o ângulo entre o Sol e um planeta inferior, determinado por um observador na Terra. Existem duas elongações características: a elongação máxima a oeste e a elongação máxima a leste. |
| elongação máxima a oeste | ocorre quando Mercúrio ou Vênus está em uma posição mais a oeste possível em relação ao Sol. Nesse caso o planeta "nasce" antes do Sol como uma "estrela matutina". |
| elongação máxima a leste | ocorre quando Mercúrio ou Vênus está em uma posição mais a leste possível em relação ao Sol. Nesse caso o planeta aparece acima do horizonte a oeste depois do por do Sol como se fosse uma "estrela vespertina". |
| planetas superiores | são os planetas cujas órbitas estão localizadas após a órbita da Terra. Eles são Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão. Os planetas superiores podem ter duas configurações geométricas características no céu, formadas pela Terra, o planeta e o Sol: a conjunção e a oposição. |
| conjunção | ocorre quando o planeta superior está localizado "atrás" do Sol, visto por um observador na Terra. O alinhamento na conjunção é Terra - Sol - planeta superior. |
| oposição | ocorre quando o planeta superior está localizado de modo que a Terra está entre ele e o Sol, visto por um observador na Terra. O alinhamento na oposição é Sol - Terra - planeta superior. |
| período sinódico | é o intervalo de tempo que separa duas configurações idênticas e sucessivas do sistema planeta-Sol-Terra como ocorre, por exemplo, entre duas oposições ou entre duas conjunções. O período sinódico de um planeta pode ser determinado observando-se o céu. |
| período sideral | é o verdadeiro período orbital de um planeta, o intervalo de tempo que o planeta leva para realizar uma órbita completa em torno do Sol em relação às estrelas. O período sideral é obtido somente através de cálculos. |
| A rotação dos planetas do Sistema Solar : Além do movimento de translação que cada corpo celeste pertencente ao Sistema Solar descreve em torno do Sol existe um outro movimento, de rotação, que é realizado por todos esses corpos individualmente. Os planetas e satélites naturais que formam o Sistema Solar giram em torno de um eixo imaginário que os atravessam. Na maioria dos casos o sentido dessa rotação é o mesmo que aquele descrito pelo corpo celeste ao realizar o seu movimento de translação em torno do Sol. Uma das exceções é Vênus, que gira muito lentamente em direção contrária ao seu movimento de translação. Dizemos então que o planeta Vênus tem uma rotação retrógrada. | ||||||||||||||||||||||||
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A inclinação do eixo de rotação dos planetas : Todos os planetas realizam seu movimento de rotação em torno de um eixo que não é perpendicular ao plano de sua órbita em torno do Sol. Os astrônomos definem a inclinação do eixo de rotação de um planeta como sendo o ângulo que mede a inclinação do equador do planeta em relação ao plano de sua própria órbita. | ||||||||||||||||||||||||
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É muito importante notar que os eixos de rotação dos planetas Urano e Plutão são muito inclinados. Na verdade eles estão quase situados nos planos de suas órbitas ao invés de serem perpendiculares a estes. Isso faz com que esses dois planetas pareçam ter rotação retrógrada, semelhante a Vênus. No entanto, isso não é verdade. Os planetas Urano e Plutão não possuem rotação retrógrada. | ||||||||||||||||||||||||
| A massa dos corpos do Sistema Solar: Uma característica fundamental do Sistema Solar é o fato de que o Sol é, de longe, o objeto com maior massa de todo o sistema e este fato define a evolução dinâmica dos demais corpos. Lembramos que quanto mais massa tem um corpo, mais forte é a atração gravitacional que ele exerce sobre outros corpos. Em termos matemáticos a atração gravitacional entre dois corpos é dada pela lei da gravitação universal enunciada pelo físico inglês Isaac Newton: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| F = (G M1 M2)/(D2) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
onde M1 e M2 são as massas dos corpos e D é a medida da separação, ou distância, entre eles. O número representado por G é chamado de constante da gravitação. A tabela abaixo nos mostra quantos por cento da massa total do Sistema Solar está localizada nos objetos mais característicos do Sistema Solar. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
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| Como é mostrado nessa tabela, mais de 99% de toda a massa do Sistema Solar se concentra no Sol e quase todo o restante em um único planeta, Júpiter. A massa dos outros oito planetas representa apenas 40% daquela possuida por Júpiter. Portanto, o movimento de qualquer corpo do Sistema Solar é regido pela atração gravitacional do Sol, perturbado em maior ou menor grau pelos demais corpos. A massa dos planetas do Sistema Solar é mostrada na tabela abaixo. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
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| A massa de cada planeta em relação à massa da Terra é obtida dividindo-se o valor da massa do planeta pelo valor conhecido da massa da Terra (mTerra = 5,976 x 1024 kg). Esse valor nos mostra de modo bem rápido se um determinado planeta tem mais massa, ou não, que a Terra. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| A gravidade superficial: Um corpo com massa exerce atração gravitacional sobre outros corpos situados na sua vizinhança. Dizemos então que a massa de um corpo cria, em volta dele, um campo gravitacional. Todos os outros corpos colocados na superfície desse corpo sentem a ação do seu campo gravitacional, que é exercida por intermédio de uma força que recebe o nome de força gravitacional. Assim, sabemos que todos os planetas, satélites, etc exercem atração gravitacional sobre outros corpos celestes e sobre todos os objetos colocados na sua superfíce. Para que qualquer corpo possa deixar a superfície de um planeta ou satélite é necessário que ele possua uma velocidade suficientemente grande para vencer essa atração gravitacional. A essa velocidade damos o nome de velocidade de escape. Esse é o motivo pelo qual ao lançarmos um objeto para cima, estando na superfície da Terra, ele volta à superfície do nosso planeta. Nesse caso, a velocidade atingida por ele não foi suficiente para superar a atração gravitacional da Terra ou seja, sua velocidade era menor do que a velocidade de escape exigida pela massa da Terra. Podemos determinar a gravidade superficial em m/seg2 e a velocidade de escape em km/segundo | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
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A densidade e composição química dos corpos do Sistema Solar: A densidade é outro dado fundamental que caracteriza os planetas do Sistema Solar. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
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A tabela abaixo nos dá a densidade média dos planetas pertencentes ao Sistema Solar: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
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| O gráfico acima mostra as densidades de várias substâncias comparadas com as densidades planetárias. Note, por exemplo, que a densidade da pedra-pomes e do planeta Saturno são menores que a da água, o que significa que tanto a pedra-pomes como este gigantesco planeta flutuariam se colocados em um recipiente com água (haja recipiente para colocar Saturno!). Do mesmo modo, o aço e o planeta Mercúrio flutuariam no elemento químico mercúrio uma vez que suas densidades são menores do que a desse elemento. Veremos mais tarde que os valores das densidades dos planetas do Sistema Solar permite-nos separá-los em dois tipos básicos: os que apresentam densidade em torno de 5 g/cm3, como a Terra, e aqueles com densidades muito menores, em torno de 1 g/cm3, como Júpiter. Os elementos químicos que compõem o Sistema Solar e suas vizinhanças: Naturalmente, a densidade de um corpo é função direta de sua composição. Uma maneira conveniente de expressar as abundâncias relativas dos vários elementos químicos presentes no Sistema Solar e nas suas vizinhanças é dizer quantos átomos de um elemento particular são encontrados para cada milhão, bilhão ou trilhão de átomos de hidrogênio, o elemento químico mais abundante no Universo. Como pode ser visto na Tabela 8 abaixo os elementos mais abundantes no Sistema Solar são o hidrogênio, o hélio, um pouco de oxigênio e de carbono além de traços de outros elementos tais como o neônio, o nitrogênio, o magnésio, o silício, o ferro e alguns outros. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Essa tabela nos diz que, por exemplo, para cada milhão de átomos de hidrogênio encontramos 68000 átomos de hélio, 690 de oxigênio, etc. O gráfico abaixo mostra as abundâncias dos 30 elementos químicos mais leves (do hidrogênio ao zinco) comparados com um valor de 1012 átomos de hidrogênio (ou seja, um trilhão de átomos de hidrogênio). Por exemplo, para cada trilhão de átomos de hidrogênio existentes no espaço, existem cerca de 70 bilhões de átomos de hélio. Todos os elementos mais pesados que o zinco têm abundâncias menores do que 1000 átomos por trilhão de átomos de hidrogênio. A maioria dos outros elementos químicos são muitíssimo mais raros. Sabemos, por exemplo, que para cada trilhão de átomos de hidrogênio existem somente seis átomos de ouro. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
A presença desses vários elementos e compostos no Sistema Solar, entretanto, não é homogênea. Por exemplo, os metais são mais abundantes na parte interna do Sistema Solar, na região mais próxima ao Sol. Os silicatos e o material rochoso estão presentes até uma distância de cerca de 5 U.A. enquanto que a água e os gelos se concentram na parte mais externa so Sistema Solar.A temperatura dos planetas:
A distribuição dos elementos e compostos que formam os planetas do Sistema Solar é função direta da temperatura. De forma bem geral quanto mais longe do Sol se situa um corpo, mais frio ele será. Os planetas são aquecidos basicamente pela radiação do Sol mas essa intensidade diminue com o quadrado da distância. Mercúrio, sendo o planeta mais próximo do Sol, tem uma temperatura superficial de até 230 oC. Mas no outro extremo do Sistema Solar a temperatura na superfície de Plutão não passa dos -220 oC! No entanto, a existência de uma densa atmosfera pode ser um fator determinante na definição da temperatura de um planeta ou satélite, podendo aumentá-la significantemente, como veremos mais tarde.
Matematicamente os valores das temperaturas são expressos na escala de Kelvin, ou seja, 0 K = -273,15 oC, e decrescem, aproximadamente, com a raiz quadrada da distância ao Sol. Por exemplo, Plutão se encontra a cerca de 30 U.A. do Sol e isto equivale a 100 vezes à distância de Mercúrio ao Sol (0,3 U.A.). Logo, a temperatura na superfície de Plutão será menor do que a determinada em Mercúrio por um fator equivalente a 10 vezes. Se em Mercúrio temos 500 K então em Plutão teremos 50 K.
Créditos: Observatório Nacional - RJ.
Dra. Daniela Lazzaro
Coordenação de Astronomia e Astrofísica
Observatório Nacional/MCT -- Rio de Janeiro -- Brasil
Dr. Antares Kleber (in memorian)
Dr. Carlos Henrique Veiga
Divisão de Atividades Educacionais
Observatório Nacional/MCT -- Rio de Janeiro -- Brasil
Anderson de Oliveira Ribeiro (Mestrando)
Divisão de Pós-Graduação
Observatório Nacional/MCT -- Rio de Janeiro -- Brasil
4 comentários:
Magnífico!! Esta postagem está perfeita e completa! Me ajudou muito no preparo das aulas e na compreensão de muitas coisas. Valeu. Beijos!!!
Obrigado Marjory pela sua visita frequente no blog seja sempre bem vinda...
Estão de parabéns mais queria mesmo saber a distancia dos planetas em relação ao o Sol em notação científica
Seu blog é essencia p tirar todas as duvidas
perfeito!
sera q vcs podem me ajudar?
queria saber a distância do sol em relação a todos os planetas em notação cientifica
vlw
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