Estudo do Meio Fısico-Natural ISistema Solar

J. L. G. Sobrinho∗1,2

1Centro de Ciencias Exactas e da Engenharia, Universidade da Madeira†2Grupo de Astronomia da Universidade da Madeira‡

16 de Dezembro de 2013

Conteudo

1 O Sol 31.1 O interior do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.1.1 Composicao do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.1.2 A fonte de energia do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.1.3 Mecanismos de transporte de energia do interior para o exterior do Sol . . . . 41.1.4 O Sol em equilıbrio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.1.5 Neutrinos Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.1.6 Sismologia Solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

1.2 A atmosfera do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.2.1 Fotosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.2.2 Cromosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71.2.3 Coroa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

1.3 O Sol activo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.3.1 Manchas Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.3.2 A inversao dos polos magneticos do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111.3.3 Ejecoes de massa coronais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

1.4 Observacao do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2 Os Planetas do Sistema Solar 122.1 Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.1.1 A superfıcie de Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.1.2 O interior de Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.2 Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.2.1 A rotacao de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.2.2 A atmosfera de Venus e a cobertura de nuvens . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.2.3 O interior de Venus e a atividade vulcanica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

∗sobrinho@uma.pt†Caminho da Penteada, 9000-390 Funchal, Portugal, http://ccee.uma.pt/‡http://www3.uma.pt/Investigacao/Astro/Grupo/index.htm

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2.2.4 A superfıcie de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.3 Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.3.1 Atmosfera da Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.3.2 O interior da Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182.3.3 O campo magnetico da Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.3.4 A Lua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

2.4 Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 212.4.1 A superfıcie Marciana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 212.4.2 O interior de Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232.4.3 A atmosfera Marciana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232.4.4 Agua em Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232.4.5 As duas luas Marcianas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

2.5 Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252.5.1 A atmosfera de Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252.5.2 O interior de Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 272.5.3 O campo magnetico de Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 282.5.4 Os aneis de Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 282.5.5 Os satelites de Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28

2.6 Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 312.6.1 A atmosfera de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 312.6.2 O interior de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 322.6.3 Os aneis de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 332.6.4 Tita: a maior lua de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 342.6.5 Outros satelites de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.7 Urano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 352.7.1 O eixo de rotacao do planeta . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 362.7.2 A atmosfera de Urano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 362.7.3 O interior de Urano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 372.7.4 O campo magnetico de Urano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 372.7.5 Os Aneis e os satelites de Urano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

2.8 Neptuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 382.8.1 A atmosfera de Neptuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 392.8.2 Os Aneis e os satelites de Neptuno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

3 Planetas Anoes e pequenos corpos 393.1 Plutao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 393.2 Cintura de Kuiper e outros planetas anoes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 413.3 Sedna e outros corpos da cintura de Kuiper . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 413.4 Asteroides . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

3.4.1 Cintura de Asteroides . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 423.4.2 Ceres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 433.4.3 Asteroides troianos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 433.4.4 Asteroides que passam perto da Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

3.5 Meteoroides, meteoros e meteoritos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 443.6 Cometas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

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1 O Sol

1.1 O interior do Sol

1.1.1 Composicao do Sol

O Sol e composto essencialmente por hidrogenio e helio que sao os dois elementos mais simples queexistem no Universo e tambem os mais abundantes. O numero de atomos no Sol e da ordem de 1057

sendo que 92% deles sao atomos de hidrogenio e 7.8% de helio. Em termos de massa as percentagensalteram-se uma vez que os atomos de helio tem massa superior aos de hidrogenio. Assim, 73.4% damassa do Sol consiste em hidrogenio e 25% em helio. O terceiro elemento mais abundante e o carbonocom 0.02% do total de atomos e cerca de 0.2% da massa total.

1.1.2 A fonte de energia do Sol

Em meados do seculo XIX Lord Kelvin e Hermann von Helmholtz sugeriram que a contracao gra-vitacional do Sol, dada a grande massa deste, aqueceria as regioes mais interiores ao ponto de serradiada energia. Este processo, que de facto ocorre durante as fases iniciais da vida de estrelas comoo Sol, nao e por si so capaz de justificar a emissao de energia observada atualmente. Por outro lado,se este fosse o principal processo responsavel pela emissao de energia, o Sol nao poderia ter uma idadesuperior a 25 milhoes de anos. Acontece que, por datacao radioativa, sabemos que a Terra (e a propriavida sobre a Terra) existem ha mais de 4500 milhoes de anos e que, portanto, a idade do o Sol naopode ser inferior a esse valor.

Pensou-se entao que a energia libertada pelo Sol poderia resultar de de reacoes quımicas. Sabemos,no entanto, que a energia libertada numa reacao quımica e, em media, ∼ 10−19 J por atomo. Paratermos a Luminosidade do Sol terıamos de ter a combustao de ∼ 1045 atomos por segundo. Tendoem conta que o Sol e composto por ∼ 1057 atomos estes teriam de ser todos consumidos em menosde 10000 anos o que e, novamente, muito inferior a idade da Terra e, portanto, esta hipotese deve sertambem rejeitada.

A apresentacao da Teoria da Relatividade Especial, por Albert Einstein, em 1905, bem como o de-senvolvimento da Fısica Nuclear nos anos seguintes acabaram por dar resposta a este problema: omecanismo responsavel pela enorme quantidade de energia radiada pelo Sol e a fusao nuclear, maisconcretamente a fusao nuclear do hidrogenio em helio.

Sabemos que cargas eletricas do mesmo sinal repelem-se. No entanto a gravidade no centro do Sole suficiente para vencer a repulsao existente entre os nucleos de hidrogenio (protoes) permitindo queestes se juntem para formar nucleos de helio. Por cada nucleo de helio formado libertam-se ∼ 10−12 J,ou seja, ∼ 107 vezes mais energia do que no caso da descrito anteriormente. Fica assim resolvido oproblema da fonte de energia do Sol bem como o problema da sua idade.

Em estrelas como o Sol a fusao nuclear ocorre mediante a chamada cadeia protao-protao. Estapode dividir-se em tres passos (ver Figura 1):

1. Ocorre a colisao de dois protoes (nucleos de hidrogenio, 1H) sendo um deles transformadonum neutrao dando origem a um nucleo de deuterio (isotopo do hidrogenio, 2H). No processolibertam-se um neutrino (ν) e um positrao (β+).

1H + 1H −→ 2H + β+ + ν

O neutrino interage muito pouco com a materia pelo que o mais provavel e que abandonerapidamente o Sol. O positrao e a antipartıcula do eletrao (tem as mesmas propriedades mas

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Figura 1: Esquema simplificado da fusao nuclear do higrogenio em helio no interior do Sol [3].

carga eletrica de sinal oposto). Como existem eletroes em abundancia no interior do Sol estepositrao encontra um desses eletroes e aniquilam-se mutuamente. No processo sao emitidos doisfotoes de raios gama (γ):

β+ + e− −→ γ + γ

2. O nucleo de deuterio formado acaba por colidir com um protao formando um nucleo de helio-3sendo tambem emitido um fotao de raios gama.

2H + 1H −→ 3He + γ

Os fotoes emitidos neste e no passo anterior vao constituir a radiacao solar (apos um longo ecomplicado percurso ate a superfıcie).

3. Finalmente da colisao de dois nucleos de helio-3 forma-se um nucleo de helio-4. O processo ficacompleto com a dispensa de dois protoes.

3He + 3He −→ 4He + 1H + 1H

1.1.3 Mecanismos de transporte de energia do interior para o exterior do Sol

As reacoes de fusao nuclear ocorrem nas zonas mais interiores do Sol. Os fotoes de raios gamaemitidos nessas reacoes viajam para o exterio primeiro pelo mecanismo de difusao radiativa e depoispor convexao:

difusao radiativa - os fotoes emitidos no centro mais quente viajam para o exterior sendo pordiversas vezes absorvidos e reemitidos o que faz com que esta seja uma viagem demorada (um fotaopode demorar um milhao de anos neste processo). Durante este processo os fotoes perdem energia. Azona radiativa vai desde o centro do Sol ate 0.7R� (Figura 2).

convexao - movimento de bolsas de gas quente em direcao a superfıcie acompanhadas do movimentocontrario de bolsas de gas frio (como acontece, por exemplo, num recipiente com agua em ebulicao).A chamada zona convectiva estende-se dos 0.7R� ate a superfıcie (Figura 2).

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Figura 2: Esquema do interior do Sol mostrando as zonas convectiva e radiativa [4].

1.1.4 O Sol em equilıbrio

O Sol esta em equilıbrio termico. Embora a temperatura no interior do Sol varie com o raio, paraum dado raio a temperatura e constante. Em particular a temperatura no centro do Sol ronda os15.7× 106 K e na sua superfıcie e de 5800 K aproximadamente.

O Sol esta em equilıbrio hidrostatico. No Sol atuam duas forcas: a gravidade que aponta para ocentro e a pressao da radiacao que aponta para o exterior. As duas forcas equilibram-se mutuamenteconferindo ao Sol uma grande estabilidade. O Sol tem cerca de 5000 milhoes de anos e esta mais oumenos a meio da sua vida como estrela da Sequencia Principal.

1.1.5 Neutrinos Solares

De acordo com os modelos sao produzidos ∼ 1038 neutrinos no Sol em cada segundo. Estes saemquase todos do interior do Sol para o espaco (a velocidade da luz) uma vez que interagem muitopouco com a materia. Por segundo cada metro quadrado da Terra e atravessado por ∼ 1014 neutrinosprovenientes do Sol. Detetar estes neutrinos e uma forma de mostrar que ocorrem reacoes de fusaonuclear no Sol e tambem uma forma de sondar as zonas mais interiores do Sol. E muito difıcil dedetetar (capturar) um neutrino. Em raras ocasioes um neutrino interage com um neutrao e transformaeste num protao. Como estes eventos sao raros temos de ter uma grande quantidade de materia paraque a probabilidade de detetar um deles seja um valor mensuravel. Assim, os detetores de neutrinossao, em geral, compostos por grandes tanques cheios de uma substancia adequada (por exemplo aguabastante pura).

1.1.6 Sismologia Solar

O Sol vibra de diversas formas. O estudo destas vibracoes permitem sondar o interior do Sol ate umacerta profundidade. Podemos identificar, por exemplo, a separacao entre a zona convectiva e a zonaradiativa.Esta area de estudo designa-se por Sismologia Solar.

Em 1960 descobriu-se que a superfıcie do Sol oscila constantemente para cima e para baixo com umaamplitude de 10 metros a cada 5 minutos (o fenomeno ficou conhecido como oscilacao dos 5 minutos).Estas oscilacoes resultam da propagacao de ondas sonoras na superfıcie do Sol.

Estudando as ondas sonoras que se propagam no interior do Sol no sentido da sua rotacao e no sentido

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Figura 3: Espectro solar com as principais linhas de absorcao – A: 759.4 nm, oxigenio terrestre; B: 686.7 nm,oxigenio terrestre; C: 656.3 nm, hidrogenio (Hα); D1: 589.6 nm, sodio neutro (Na I); D2: 589.0 nm, sodio neutro(Na I); E: 527.0 nm, ferro neutro (Fe I); F: 486.1 nm, hidrogenio (Hβ); G: 430.8 nm, calcio e ferro neutros (Ca,Fe); H: 396.8 nm, calcio ionizado (Ca II); K: 393.4 nm, calcio ionizado (Ca II) [5].

contrario e possıvel saber como roda o Sol a diferentes latitudes e diferentes profundidades. Verificou-se, assim, que a rotacao da superfıcie do Sol e diferencial. Isto significa que um ponto sobre a linhado equador desloca-se mais rapidamente que um ponto mais proximo dos polos.

Esta rotacao diferencial, observada na superfıcie do Sol, e comum a toda a zona convectiva. A zonaradiativa, por seu turno, roda como um corpo rıgido com um perıodo de 27 dias. Julga-se que enesta zona de separacao, devido as diferencas de velocidade de rotacao, que tem origem o campomagnetico do Sol.

1.2 A atmosfera do Sol

A atmosfera do Sol e composta por tres camadas: coroa (mais exterior), cromosfera e fotosofera (maisinterior). Tanto a coroa como a cromosfera sao transparentes para a luz visıvel pelo que quandoobservamos o Sol o que vemos e a fotosfera.

1.2.1 Fotosfera

Quando observamos o espectro do Sol vemos linhas correspondentes a absorcao de fotoes pelos atomospresentes nas camadas mais externas da fotosfera. Temos em particular a linha Hα do hidrogenio,duas linhas do sodio neutro e duas linhas do calcio ionizado (Figura 3). Se os atomos estivessemtodos em repouso as linhas seriam bastante estreitas e bem localizadas. No entanto, como os atomosapresentam movimento aleatorio as linhas registadas acabam por ter uma certa espessura. Medindoessa espessura podemos ter uma ideia da agitacao dos atomos e consequentemente da temperaturaregistada na fotosfera do Sol. A fotosfera e aquecida de baixo para cima. As partes mais exterioresdesta camada sao mais frias.

Um dos fenomenos observados sobre a superfıcie solar e a granulacao: regioes que se estendempor cerca de 1000 km rodeadas por uma fronteira mais escura correspondendo a uma diferenca detemperatura de 300 K (a diferenca de cor nao e assim tao grande embora aos nossos olhos parecaser uma regiao escura devido ao contraste) - Figura 4. Esta granulacao e causada por processos deconvexao na fotosfera (as zonas mais claras sao gas quente a subir e as zonas mais escuras sao gasfrio a descer). Os granulos formam-se e desaparecem em ciclos de apenas alguns minutos. Em cadainstante a superfıcie do Sol esta coberta por cerca de 4 milhoes de granulos.

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Figura 4: A imagem mostra uma pequena seccao da superfıcie solar bastante ampliada onde se pode verclaramente o efeito de granulacao. A granulacao e causada por processos de convexao na fotosfera (as zonasmais claras sao gas quente a subir e as zonas mais escuras sao gas frio a descer). A imagem foi obtida peloHinode Solar Optical Telescope [6].

Figura 5: Imagem da cromosfera obtida no eclipse solar total de junho de 2001 [7].

1.2.2 Cromosfera

A cromosfera do Sol, cerca de 10−4 vezes menos densa do que a fotosfera, so e visıvel durante oseclipses solares ou mediante a utilizacao de equipamentos adequados. Ao contrario da fotosfera (cujoespectro e rico em linhas de absorcao) a cromosfera apresenta no seu espectro linhas de emissao.Uma das linhas mais comums e a linha Hα resultante da emissao de um fotao de 656.3 nm (vermelho)quando um eletrao salta do nıvel n = 3 para o nıvel n = 2 do hidrogenio. Esta emissao confere umtom avermelhado a cromosfera (ver Figura 5). Existem tambem linhas de emissao do calcio, helio eoutros metais ionizados (Figura 6). De notar que o helio foi descoberto em 1868 no Sol, 30 anos antesde ser isolado na Terra.

A cromosfera estende-se por cerca de 2000 km. A temperatura aumenta com a altitude na cromosfera.Comeca nos 4400 K na fronteira com a fotosfera e sobe ate aos 25000 K nos pontos mais altos.

Numa imagem da cromosfera sao normalmente visıveis diversas faıscas verticais designados por espıculas.Estas consistem em jatos de gas que sobem a cerca de 20 km/s durante aproximadamente 15 minutos.Em cada instante existem cerca de 300 000 espıculas no Sol o que corresponde a cobertura de 1% dasuperfıcie total do Sol. Uma espıcula pode estender-se por cerca de 700 km e subir ate aos 7000 km

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Figura 6: Espectro da cromosfera solar obtido momentos antes de ser atingida a totalidade do eclipse solar em2006. A risca Hβ e a mais forte e (banda do ultravioleta) logo seguida da risca Hα na banda do visıvel [8].

Figura 7: Esquema da atmosfera solar mostrando uma espıcula [9].

(Figura 7).

1.2.3 Coroa

A coroa e a camada mais exterior da atmosfera solar. Ela estende-se por varios milhoes de km.O seu brilho e cerca de um milhao de vezes inferior ao da fotosfera e por isso so pode ser observadadurante eclipses ou mediante a utilizacao de telescopios especiais. A coroa nao tem uma forma esferica,apresentando contornos irregulares que variam ao longo do tempo (Figura 8).

A temperatura na coroa e muito elevada atingindo valores da ordem dos 106 K O arrefecimento dacoroa ocorre mediante a colisao de atomos ionizados entre si. No entanto, como essas colisoes saorelativamente raras, dada a baixa densidade do gas, este dificilmente arrefece. Assim se justifica ofacto de a temperatura na coroa ser superior a da fotosfera.

A velocidade do gas na coroa por vezes atinge valores superiores ao da velocidade de escape impostapela gravidade do Sol. Como resultado algum do gas da coroa consegue escapar dando origem aochamado vento solar. Isso ocorre sobretudo nos chamados buracos coronais (zonas onde a densidadeda coroa e menor). Em cada segundo sao ejetados para o espaco 109 milhoes de toneladas de gas.Trata-se essencialmente de eletroes, nucleos de hidrogenio e helio. Apenas 0.1% corresponde a ioes de

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Figura 8: Imagem da coroa solar obtida durante o eclipse total de 11 de julho de 1991 [9].

calcio, cromio, silıcio, enxofre, nıquel, ferro e argon.O vento solar atinge a Terra com velocidades daordem dos 400-450 km/s e uma densidade de 5 partıculas por cada 10 cm3.

1.3 O Sol activo

Granulos, espıculas e vento solar sao processos que ocorrem continuamente no Sol. Sao caracterısticosdo chamado Sol quieto. Existem, no entanto, outros processos como, por exemplo, as manchassolares ou as ejecoes de massa coronais que ocorrem apenas periodicamente e sao caracterısticos dochamado Sol ativo.

1.3.1 Manchas Solares

As manchas solares sao regioes escuras de forma irregular que aparecem sobre a superfıcie do Sol deforma isolada ou em grupo. A sua dimensao e variavel. As maiores podem atingir os milhares de km.O seu tempo de vida pode ir desde algumas horas a alguns meses.Cada mancha solar tem uma zonacentral mais escura chamada umbra e uma zona exterior mais clara chamada penumbra. As manchasparecem escuras por causa do contraste com o brilho da fotosfera. No entanto a umbra tem um tomavermelhado (4300 K) e a penumbra e cor de laranja (5000 K). A umbra emite cerca de 30% da luzque emitiria se nao estivesse perturbada (Figura 9).

A observacao das manchas solares permite observar a rotacao do Sol. O Sol da uma volta completaem cerca de 4 semanas e um grupo de manchas pode durar ate dois meses o que permite servir dereferencia para duas rotacoes completas. Podemos tambem observar que a rotacao do Sol e diferencial.Um conjunto de manchas proximas do equador demora 25 dias a circundar o Sol, a 33◦N demora cercade 27 dias e meio, a 75◦N cerca de 33 dias e junto aos polos cerca de 35 dias.

O numero medio de manchas solares nao e constante no tempo. Apresentam uma variacao periodica emciclos de 11 anos designados por ciclos de manchas solares. Um perıodo com muitas manchas solares edesignando por maximo solar ao passo que um perıodo com poucas e designado por mınimo solar.No inıcio de cada novo ciclo as manchas comecam por aparecer nos 30◦N ou 30◦S. Com o decorrerdo ciclo aparecem cada vez mais proximas do equador. Daqui resulta o Diagrama em Borboleta(Figura 10).

As manchas solares estao relacionadas com zonas onde o campo magnetico do Sol e mais intenso. Umcampo magnetico intenso desvia o fluxo de plasma que sobe por convexao. Assim, nessas zonas, o

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Figura 9: Imagem de alta resolucao mostrando uma mancha solar bem desenvolvida onde podemos ver clara-mente as zonas da umbra e da penumbra [9].

Figura 10: Cada ponto do diagrama indica a latitude, norte ou sul, onde foram detetadas manchas solares.Com o desenrolar do ciclo solar as manchas surgem cada vez mais perto do equador. Este diagram e usualmentedesignado por Diagrama em Borboleta [10].

que vemos e o gas frio e, portanto, uma mancha escura. As manchas solares assemelham-se a umıman gigante com uma das extremidades exibindo polaridade magnetica Sul e outra Norte. Todos osgrupos de manchas no hemisferio norte do Sol apresentam a mesma orientacao na polarizacao. Todosos grupos de manchas no hemisferio Sul apresentam a polarizacao sendo esta contraria a do hemisferionorte. A cada 11 anos a polaridade e invertida tanto nas manchas como no proprio Sol. Assim opadrao repete-se a cada dois ciclos solares de manchas solares, ou seja, a cada 22 anos. Assim, o ciclosolar sao 22 anos correspondendo a dois ciclos de manchas solares de 11 anos cada.

Estes ciclos nao se repetem todavia sempre com a mesma intensidade. Entre 1645 e 1715 praticamentenao foram observadas manchas. Designou-se este perıodo, que provavelmente ja se repetiu em epocasmais recuadas, por Mınimo de Maunder. Este perıodo coincidiu com uma epoca onde a Europaregistou limites inferiores de temperatura. Pelo contrario nos seculos XI e XII tivemos perıodos degrande atividade solar e um aumento da temperatura na Terra. Estas relacoes ainda nao sao bem

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Figura 11: Arcos de materia coronais seguindo as linhas de campo magnetico acima da superfıcie do Sol [11].

Figura 12: As linhas de campo magnetico sao arrastadas com o plasma nas camadas mais externas do Sol.Como o Sol roda mais rapidamente na zona equatorial do que nas zonas mais proximas dos polos as linhas docampo ficam mais esticadas sobre o equador. Na imagem mais a direita mostra-se como as manchas solaressurgem em zonas de grande concentracao do campo magnetico [9].

entendidas.

1.3.2 A inversao dos polos magneticos do Sol

A convexao do gas na fotosfera cria emaranhados nas linhas do campo magnetico. Algumas das linhasdo campo magnetico estao de tal forma torcidas que acabam por projetar-se sobre a superfıcie solar(Figura 11). As manchas solares surgem precisamente nas zonas onde o campo magnetico se projetasobre a fotosfera. A rotacao diferencial do Sol altera a configuracao do emaranhado de linhas docampo magnetico. Em consequencia disso as manchas da frente do grupo dirigem-se para o equadorenquanto que as da retaguarda movem-se em direcao aos polos.

Manchas provenientes de hemisferios diferentes tem polaridades diferentes pelo que estas cancelam-sesobre o equador. As que vao para os polos acabam por anular e depois inverter a polaridade do proprioSol. Assim comeca tudo de novo mas agora com a polaridade invertida (Figura 12). Contudo os polosmagneticos do Sol nao se invertem sempre em simultaneo. O Sol pode permanecer durante algumtempo com, por exemplo, dois polos Norte e nenhum polo Sul (nao sabemos ainda a razao para tal).

11

Figura 13: Ejecao de massa coronal (CME) [12].

1.3.3 Ejecoes de massa coronais

Nas ejecoes de massa coronais (CME – Coronal Mass Ejections) mais de 1012 kg de gas podem serlancados para o espaco a velocidade de centenas de km/s (Figura 13). Este tipo de evento repete-se de meses a meses (embora possam ocorrer erupcoes menores entre duas grandes). Parecem estarrelacionadas com alteracoes de grande escala no campo magnetico do Sol.

1.4 Observacao do Sol

Atencao: a observacao do Sol deve ser feita apenas mediante a utilizacao de equipamentoadequado e na presenca de quem o saiba manejar. Olhar diretamente para o Sol (avista desarmada, com oculos de Sol ou com binoculos) pode provocar lesoes graves eirreversıveis na nossa vista.

Em particular devem ser utilizados telescopios proprios para a observacao do Sol ou telescopios con-vencionais munidos de um filtro solar. Antes de cada utilizacao deve verificar-se se o equipamentoesta em boas condicoes.

Atualmente o Sol e observado em permanencia por telescopios espaciais como o Solar and HeliosphericObservatory (SOHO) em operacao desde 1995 [14].

2 Os Planetas do Sistema Solar

2.1 Mercurio

Mercurio, na sua fase mais brilhante, e um dos objetos mais luminosos do ceu (reflete cerca de 12%da luz recebida do Sol, ou seja tem de albedo 0.12). No entanto, o facto de ser muito pequeno e estarmuito perto do Sol (0.387 UA; 57.9 milhoes de km) dificulta o seu estudo e simples observacao a partirda Terra. A observacao de Mercurio e mais facil quando este esta na sua elongacao maxima o quenunca ultrapassa os 28◦ acima da linha do horizonte (estando no maximo visıvel apenas duas horasantes do nascer do Sol ou duas horas antes do por do Sol).

Em 1962 foram detetadas ondas de radio emitidas por Mercurio o que revelou a sua temperatura. Em1965 foram enviadas ondas de radar para Mercurio que, ao serem refletidas de volta para a Terra,

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Figura 14: Aspeto da superfıcie de Mercurio. A foto foi tirada pela sonda Mariner 10 a uma altitude de55000 km. Podemos ver diversas crateras rodeadas por zonas planas extensas [15].

permitiram determinar o perıodo de rotacao do planeta (efeito Doppler). Apenas em 1974 o planetapode ser observado de perto quando a sonda Mariner 10 o visitou fazendo tres passagens (fly-by) peloplaneta (uma delas a apenas 300 km da superfıcie). Ficamos assim a saber que o seu perıodo orbitale de 88 dias, que o perıodo de rotacao e de 58.6 dias e que a temperatura e de ≈ 100 K no lado escuroe ≈ 700 K no lado iluminado. Esta grande diferenca entre temperaturas diz-nos que nao existe noplaneta uma boa conducao de calor (via atmosfera ou via solo) entre a face escura e iluminada.

2.1.1 A superfıcie de Mercurio

Mercurio apresenta uma superfıcie repleta de crateras muito semelhante a observada na Lua. Ascrateras da Lua parecem, no entanto, muito mais concentradas do que as de Mercurio. No planetaexistem zonas planas (que provavelmente foram cobertas por lava) com extensoes ∼ 100 km entrecrateras (Figura 14).

Rodeando as referidas planıcies existem escarpas com 20 a 500 km de comprimento e ate 3 km dealtura. Estas devem ter-se formado quando o planeta arrefeceu e se contraiu. Como nao existemsinais do derrame de lava junto das escarpas podemos concluir que a sua formacao ocorreu ja numafase tardia da formacao do planeta quando o seu interior ja estava solidificado. Uma das craterasmais proeminentes na superfıcie de Mercurio e Caloris Basin (diametro ≈ 1300 km). Esta cratera erelativamente jovem em relacao as restantes uma vez que nao se encontra ainda salpicada por craterasmenores. O impacto meteorico que deu origem a Caloris Basin foi tao violento que deixou marcas dolado oposto de Mercurio. A Mariner 10 detetou uma vasta zona formada por montes do lado opostoa cratera. Estes montes podem ter-se formado quando as ondas sısmicas do impacto se focaram nessaregiao depois de atravessarem o interior do planeta.

2.1.2 O interior de Mercurio

Mercurio tem um nucleo rico em ferro como a Terra. No caso de Mercurio o nucleo ocupa 42% dovolume do planeta (correspondendo a cerca de 70% da massa total) fazendo de Mercurio um doscorpos mais ricos em ferro no Sistema Solar (Figura 15). A crusta de Mercurio parece ser compostapor uma unica placa.

Os aparelhos da Mariner 10 detetaram a existencia de uma campo magnetico global em Mercurio(cerca de 100 vezes inferior ao terrestre). Um resultado completamente inesperado pois para termos um

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Figura 15: Esquema mostrando a estrutura interna do planeta Mercurio. O nucleo de ferro do planeta destaca-seclaramente pela sua dimensao [16].

campo magnetico implica que deve existir material lıquido no interior do planeta capaz de movimentarcargas eletricas. Para alem disso a velocidade de rotacao do planeta tem de ser relativamente elevadao que nao e o caso.

2.2 Venus

Venus e por vezes o objeto mais brilhante no ceu noturno (albedo de 0.59) sendo muitas vezes designadopor estrela da manha ou por estrela da tarde. Na sua elongacao maxima Venus atinge 47◦ acima dalinha do horizonte.

Venus foi durante muito tempo um planeta misterioso. E muito semelhante a Terra em termos demassa e tamanho mas esta sempre coberto por uma espessa camada de nuvens. Durante muito tempopensou-se que Venus poderia ser um planeta repleto de vida. Esta questao so ficou devidamenteesclarecida com as primeiras sondas enviadas para o planeta. A primeira nave a passar por Venus, apouco mais de 34000 km da superfıcie, foi a Mariner 2 em 1962.

2.2.1 A rotacao de Venus

Venus roda sobre si proprio no sentido retrogrado (sentido oposto ao do movimento orbital) sendo oseu perıodo de rotacao de 243.01 dias o que e superior ao perıodo orbital que e de 224.7 dias. Em Venuso Sol e as estrelas deslocam-se de oeste para este. Nao sabemos a razao pela qual Venus apresentaeste comportamento. Sabemos, todavia, ser um ponto importante para entendermos a formacao edinamica do Sistema Solar. As primeiras medicoes relativas a rotacao do planeta foram feitas nosanos 60 do seculo XX, a partir da Terra, com recurso a radar. Venus nao tem campo magnetico,provavelmente, devido a sua rotacao ser muito lenta.

2.2.2 A atmosfera de Venus e a cobertura de nuvens

Os dados enviados pela pioneira Mariner 2 permitiram concluir que a temperatura na superfıcie deVenus e superior a 400◦C. Isto exclui a possibilidade de existencia de agua lıquida na superfıcie oude vapor de agua na atmosfera do planeta. A sonda Venera 7 desceu a superfıcie do planeta em 1970tendo registado uma temperatura de 460◦C, uma pressao equivalente a 90 atmosferas e uma densidade

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Figura 16: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Venus e a variacao da temperatura com a altitude[17].

do ar cerca de 50 vezes superior a verificada na Terra ao nıvel do mar.

A atmosfera e composta por 96.5% CO2 (na Terra temos apenas 1% de CO2) e 3.5% N2. A enormequantidade de CO2 causa um forte efeito de estufa contribuindo para que a temperatura a superfıciedo planeta seja sempre 460◦C independentemente do local, da hora do dia e da epoca do ano.

As nuvens venusianas definem tres camadas distintas: 48-52 km, 52-58 km e 58-68 km. As camadasmais baixas sao mais opacas e mais densas. Acima da camada mais externa e abaixo da camada maisinterior existem camadas de neblina. Entre a camada de neblina mais inferior e o solo (ultimos 30 km)a atmosfera e limpa (Figura 16).

O Enxofre e um elemento abundante na atmosfera de Venus. Este aparece em compostos como SO2

(dioxido de enxofre), H2S (sulfeto de hidrogenio) e H2SO4 (acido sulfurico). As nuvens de Venus saocompostas por H2SO4 concentrado. Quando chove as gotas acidas nao conseguem atingir o solo pois,dada a alta temperatura, elas evaporam em plena queda e voltam a subir.

As altas camadas da atmosfera rodam em torno de Venus em apenas 4 dias o que contrasta com a lentarotacao do planeta. Os gases presentes na atmosfera de Venus sao aquecidos pelo Sol principalmentena zona do equador. Decorre depois um processo de convexao que leva este calor para os polos. EmVenus, dada a sua lenta rotacao, existem apenas duas celulas de convexao, uma para cada hemisferio(na Terra existem seis ao todo). Na Terra a rotacao, mais alta, e capaz de distorcer e dividir ascelulas de convexao. A rotacao de Venus, mais baixa, consegue apenas arrastar as celulas de convexaoformando uma especie de V (Figura 17).

2.2.3 O interior de Venus e a atividade vulcanica

O facto de a atmosfera de Venus ser rica em SO2 (e outros derivados do enxofre) e uma consequenciada atividade vulcanica registada no planeta. Em 1990 a sonda Magalhaes detetou cerca de 1600vulcoes em Venus e diversas correntes de lava (Figura 18). A maior parte destes vulcoes esta inativano presente. Foram, no entanto, detetados fluxos de lava com idade inferior a 10 milhoes de anos.De acordo com os dados enviados pela Venera 13 e outras sondas que desceram a superfıcie o solovenusiano e composto por rochas basalticas (origem vulcanica).

Na Terra, compostos como SO2, H2O e CO2, libertados pelos vulcoes, acabam por se dissolver nosoceanos, sendo mais tarde incorporados em rochas sedimentares. No caso de Venus, como nao existemoceanos, nao ocorre essa reciclagem. O SO2 e o CO2 ficam na atmosfera (enquanto que as moleculas

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Figura 17: Venus fotografado em UV pela sonda Pioneer Venus em 1979. Consegue-se ver nitidamente a formade V devida ao arrastamento das celulas de convexao [18].

Figura 18: Maat Mons: uma monte de origem vulcanica em Venus fotografado pela sonda Magalhaes [19].

de H2O sao separados por radiacao UV proveniente do Sol).

O interior do planeta e formado por um nucleo metalico (muito provavelmente semelhante ao da Terra)rodeado por um manto de rocha fundida e exteriormente por uma crusta rochosa. Embora apresentebastantes sinais de vulcanismo Venus e composto por uma unica placa tectonica.

2.2.4 A superfıcie de Venus

O mapa superficial de Venus, obtido pelo radar da sonda Magalhaes, mostra um relevo bastante suavecom apenas 5% da superfıcie a se desviar mais do que 2 km do seu raio medio. Destacam-se duas zonasno planeta: Terra de Ishta no hemisferio norte (onde se destacam os Maxwell Montes com 12 km dealtura) e Terra de Afrodite no hemisferio sul.

Venus apresenta cerca de 100 crateras com dimensao superior a 1 km (muito mais do que foi encontradona Terra mas muito menos do que existe em Mercurio ou em Marte). A distribuicao destas craterase mais ou menos uniforme pelo que se julga que a superfıcie do planeta tem mais ou menos a mesmaidade a qual esta avaliada em 500 milhoes de anos.

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2.3 Terra

Uma das grandes diferencas entre a Terra e os restantes planetas reside no seu dinamismo. A Terraapresenta, por exemplo, um ciclo da agua e a sua superfıcie e constantemente rejuvenescida por meiode erupcoes vulcanicas ou atraves do material expelido por fendas submarinas. Embora a idade daTerra ronde os 4.5 mil milhoes de anos a sua superfıcie tem uma idade da ordem dos 100 milhoes deanos. Existem tres fontes de energia responsaveis pelos efeitos dinamicos observados na atmosfera,oceanos e superfıcie da Terra: radiacao solar, forcas de mare da Lua e calor interno da Terra.

2.3.1 Atmosfera da Terra

A composicao atual da atmosfera da Terra e: 78% N2, 21% O2, 0.035% CO2 e ≈ 1% H2O. Nem semprefoi assim. Ao longo da historia o material expelido pelos vulcoes, por exemplo, alterou gradualmentea composicao da atmosfera. Os proprios processos associados a existencia de vida tambem deram asua contribuicao.

O albedo da Terra e de 0.4 o que significa que apenas 60% da energia proveniente do Sol e absorvidapela Terra. Os restantes 40% sao devolvidos para o espaco essencialmente na banda do IV. No entanto,nem toda a radiacao IV emitida pela Terra escapa para o espaco devido ao efeito de estufa. Este eprovocado pelo vapor de agua e CO2 existentes na atmosfera, os quais deixam passar a luz visıvel masnao deixam escapar a radiacao IV. A temperatura media da superfıcie da Terra e, assim, de 287 K(14 ◦C) o que corresponde a um valor cerca de 40 ◦C mais elevado do que seria sem o efeito de estufa.

A pressao atmosferica ao nıvel do mar e de 1 atm. A medida que subimos em altitude a pressao vaidiminuindo. No caso da temperatura a variacao da altitude pode traduzir-se num aumento do seu valorou num decrescimo. Tudo depende da forma como cada uma das camadas da atmosfera e aquecida.A seguir indicam-se as diferentes camadas da atmosfera terrestre e algumas das suas caracterısticas(ver tambem Figura 19):

• Troposfera (0-12 km) e aquecida de baixo para cima pelo calor radiado pela Terra. A conducaode calor e feita por intermedio de celulas de convexao. O clima e uma consequencia direta destaconvexao. Se o movimento de rotacao da Terra fosse muito lento existiria apenas uma celula deconvexao levando o ar quente do equador para os polos e trazendo o ar mais frio dos polos parao equador. A velocidade de rotacao da Terra e, no entanto, suficiente para quebrar esta celulanoutras mais pequenas. Os avioes deslocam–se na troposfera.

• Estratosfera (12-50 km). Nesta camada existe o ozono que e muito eficiente a absorver aradiacao UV do Sol. Esta camada e, assim, aquecida de cima para baixo o que faz com queaqui a temperatura aumente com a altitude. Nao existem celulas de convexao na estratosfera.Alguns baloes meteorologicos sobem ate a estratosfera.

• Mesosfera (50-85 km). Nesta camada o ozono e praticamente inexistente. A temperaturadiminui com a altitude atingindo -75oC a 80 km. Os meteoros ocorrem nesta camada daatmosfera.

• Termosfera (85-700 km). Nesta camada o azoto e o oxigenio aparecem na forma monoatomicaabsorvendo a radiacao UV de comprimento de onda maior (que o N2 e o O2 nao absorveriam).Assim, na Termosfera, a temperatura aumenta com a altitude. A 300 km de altitude saoatingidos cerca de 1000oC. No entanto deve realcar-se que a densidade desta camada e muitobaixa (cerca de 10−11 a densidade do ar ao nıvel do mar). Na Termosfera podem circular navesespaciais sem grande atrito. A barreira dos 100 km e conhecido por linha de Karman. Cercade 99.99997% da massa da atmosfera situa-se abaixo desta linha. Por convencao esta linha marca

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Figura 19: As diferentes camadas da atmosfera terrestre [20].

o inıcio do espaco (embora a atmosfera continue para cima): a partir daqui os viajantes saoconsiderados astronautas.

• Exosfera (700-10 000 km). Trata-se da camada mais externa da atmosfera. E composta poratomos de hidrogenio e de helio que descrevem autenticas trajetorias balısticas uma vez que ascolisoes entre eles sao extremamente raras.

A Ionosfera e a parte da atmosfera que e ionizada pelo vento solar. Comeca proximo dos 50 kme engloba as camadas mais exteriores da atmosfera (mesosfera, termosfera e exosfera). Tem grandeinfluencia na forma como se propagam as ondas de radio.

2.3.2 O interior da Terra

A Terra ainda nao teve tempo para arrefecer completamente desde o seu processo de formacao. Oseu interior continua quente. A juntar a isso temos a energia libertada pelo decaimento radioativodo Uranio e outros elementos presentes no interior da Terra. No entanto, a energia proveniente dointerior da Terra e cerca de 6000 vezes inferior a energia que recebemos do Sol.

A densidade media das rochas encontradas a superfıcie da Terra e de 3000 kg/m3. A densidade mediada Terra ronda os 5515 kg/m3. Podemos, assim, concluir que no interior da Terra existem substanciasmais densas do que aquelas que encontramos a superfıcie. Um bom candidato e o Ferro. Os seusatomos sao pesados e o Ferro e o setimo elemento mais abundante nesta zona da galaxia (existemelementos mais pesados mas em muito menor abundancia). A estrutura interna da Terra consistenum:

• Nucleo - zona mais interior da Terra composta por ferro e nıquel. Estudando as vibracoesda Terra durante sismos foi possıvel determinar que o nucleo ocupa apenas 17% do volume doplaneta. O nucleo apresenta duas camadas: uma camada solida no centro (nucleo interno) euma camada lıquida em volta da primeira (nucleo externo).

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Figura 20: O interior da Terra e a propagacao das ondas sısmicas [21].

• Manto - composto por minerais ricos em ferro. A espessura do manto atinge os 2900 km.Embora seja solido as camadas mais externas sao plasticas e podem deslizar lentamente umassobre as outras.

• Crusta - composta pelos elementos mais leves. A sua espessura varia entre 5 e 35 km. A crustaesta dividida em placas tectonicas que se deslocam sobre o manto provocando ocasionalmentesismos e vulcoes. Uma consequencia, a longo prazo, deste movimento, e a formacao de grandescadeias montanhosas ou de grandes falhas.

Os sismos ocorrem no interior da crusta, em geral, a grandes profundidades. Produzem tres tipos deondas sısmicas que viajam em torno da Terra a diferentes velocidades e de diferentes formas:

Ondas de superfıcie: semelhantes as ondas do mar sao as que sentimos junto ao epicentro do sismo.Ondas P e ondas S: deslocam-se pelo interior da Terra. As ondas P oscilam na mesma direcao emque se deslocam. As ondas S oscilam na direcao perpendicular ao seu deslocamento.

Os sismografos na zona do sismo registam ondas S e P. Todavia, em zonas do lado oposto da Terraapenas detetam ondas P. Isto acontece porque as ondas S nao se propagam em lıquidos e o interiorda Terra (manto) e lıquido. O estudo das ondas P permite sondar as regioes mais interiores da Terra.Grande parte das ondas P e refletida pela camada mais externa do nucleo ao passo que uma pequenafracao atravessa esta camada sendo apenas refletida pela camada mais interna. Assim ficamos aconhecer a estrutura interna da Terra (Figura 20).

2.3.3 O campo magnetico da Terra

O campo magnetico da Terra tem a sua origem no movimento de cargas eletricas na camada exteriordo nucleo a qual e liquıda. A rotacao da Terra desempenah um papel essencial na criacao do campomagnetico. Venus, por exemplo, embora tenha um nucleo muito semelhante ao da Terra nao apresentaum campo magnetico comparavel. Isso acontece devido a Venus rodar muito devagar sobre si mesmo.

O campo magnetico da Terra interage fortemente com o vento solar (composto maioritariamente porprotoes e eletroes) desviando o fluxo de partıculas do seu trajeto normal. Nas proximidades da Terrao vento solar desloca-se a velocidade supersonica de aproximadamente 450 km/s.

A zona em torno de um planeta na qual o movimento de partıculas com carga eletrica passa a serdominado pelo campo magnetico do planeta designa-se por magnetosfera. Quando o vento solar

19

Figura 21: O interior da Lua [22].

entra na magnetosfera as suas partıculas sao desaceleradas para velocidades subsonicas. Para alem damagnetosfera existe uma outra camada chamada magnetopausa para a qual a pressao exercida pelovento solar iguala a pressao exercida pelo campo magnetico da Terra. Se as partıculas do vento solartiverem energia suficiente para atravessar a magnetopausa entao elas acabam por ficar aprisionadasnas chamadas Cinturas de Van Allen. Estas cinturas consistem em dois aneis em torno da Terra:2000-5000 km e 13000-19000 km. A interacao do vento solar com as altas camadas da atmosfera daorigem as chamadas auroras que se podem observar junto aos polos da Terra.

Rochas vulcanicas com mais de 30 000 anos estao magnetizadas com a polarizacao magnetica invertidaem relacao a verificada atualmente. Isto significa que a polarizacao do campo magnetico da Terra deveter-se invertido algures no passado. Os registos geologicos mostram que devem ter ocorrido mais de170 inversoes do campo magnetico da Terra nos ultimos 71 milhoes de anos.

2.3.4 A Lua

A Lua tem rotacao sincronizada com a Terra: da uma volta completa sobre si propria no mesmo inter-valo de tempo em que completa uma volta em torno da Terra (aprox 27.3 dias). Como consequencia aLua apresenta sempre a mesma face virada para a Terra. O facto de a orbita da Lua em torno da Terraser ligeiramente elıptica e do seu eixo de rotacao estar ligeiramente inclinado em relacao ao plano daorbita faz com que se consiga ver da Terra cerca de 60% da superfıcie da Lua e nao apenas 50%: aesta oscilacao que permite ver mais 10% da superfıcie da Lua chama-se movimento de libracao daLua.

A Lua nao tem atmosfera. Isto implica que nao pode existir agua lıquida na superfıcie da Lua pois naoexiste pressao atmosferica. Na superfıcie da Lua podemos observar crateras, ”mares”e ”terras”(zonasaltas). As crateras resultam de impactos de meteoritos e nao de atividade vulcanica. De facto, nasgrandes crateras lunares, existe um pico central caracterıstico de impactos a grande velocidade. Osmares (15% da superfıcie lunar) sao regioes onde existem menos crateras e, portanto, mais jovens. Saozonas que foram inundadas por correntes de lava no passado.

A Lua nao tem campo magnetico no presente. No entanto, o estudo das rochas lunares revela queexistiu um pequeno campo magnetico no passado o que significa que a Lua ja teve uma camada lıquidano seu interior. A Lua tem um nucleo rico em ferro, parcialmente lıquido, cujo diametro e de 700 km.A crusta tem 60 km de espessura. Na Lua nao existem placas tectonicas. Os sismos registados temorigem apenas nas forcas de mare exercidas pela Terra (Figura 21).

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Figura 22: Relevo do planeta Marte. No hemisferio sul a superfıcie eleva-se, em geral, 5 km acima do queacontece no hemisferio norte pelo que estes sao designados, respectivamente, por Terras Altas e Terras Baixas[24].

2.4 Marte

Observacoes feitas a partir da Terra, desde o seculo XVII, permitiram concluir que o perıodo de rotacaode Marte e semelhante ao da Terra, que o seu eixo de rotacao esta inclinado cerca de 25◦ em relacaoao plano da orbita (o que sugere a existencia de estacoes como na Terra) e que existem calotes polaresque aumentam e diminuem de tamanho consoante as estacoes.

A observacao de algumas estruturas na superfıcie marciana (erradamente traduzidas do italiano paracanais) levou mesmo a especulacao sobre a existencia de vida inteligente em Marte. Os canais eramvistos como condutas que levavam agua das zonas polares para as zonas equatoriais. A alteracao dacoloracao da superfıcie era interpretada como um coberto vegetal em desenvolvimento. Entre 1964e 1967 passaram por Marte as sondas Mariner 4, 6 e 7. Nas imagens e dados enviados nao existemquaisquer evidencias de canais ou de vegetacao. Desde entao foram enviadas dezenas de missoes paraMarte (sistemas orbitais, sistemas de descida, rovers) – ver [23].

2.4.1 A superfıcie Marciana

A superfıcie de Marte esta coberta de crateras resultantes de impactos de meteoritos. Algumas delassao relativamente grandes. As crateras sao mais abundantes no hemisferio Sul o que significa que asuperfıcie do hemisferio Norte foi alvo de um processo de rejuvenescimento (que ainda nao sabemosbem qual foi). No hemisferio sul a superfıcie eleva-se, em geral, 5 km acima do que acontece nohemisferio norte pelo que estes sao designados, respectivamente, por Terras Altas e Terras Baixas(Figura 22).

Existem diversos vulcoes inativos em Marte. O maior deles (e maior conhecido no Sistema Solar)com 24 km de altura e uma base com 600 km de diametro e Olympus Mons (Figura 23). Este estarodeado por escarpas de 6 km de altura. Perto deste monte existe uma cadeia de montanhas vulcanicasdesignada por faixa de Tharsis. No lado oposto do planeta existe uma montanha vulcanica de menoresdimensoes designada por Elysium Mons.

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Figura 23: Imagem 3D de Olympus Mons, a maior montanha vulcanica conhecida no Sistema Solar [25].

Figura 24: Valles Marineris: um grande desfiladeiro em Marte [26].

A este da regiao de Tharsis existe um grande desfiladeiro, paralelo ao equador, designado por VallesMarineris (Figura 24). A extensao de Valles Marineris atinge os 4000 km e sua profundidade chega,nalgumas partes, aos 7 km. Este desfiladeiro deve ter–se formado em resultado de uma fraturana crusta do planeta talvez quando a atividade vulcanica estava no seu auge. Na mesma regiaoencontramos desfiladeiros mais pequenos.

Em Marte existe uma unica placa tectonica. Por isso mesmo existe apenas um grande vulcao (OlympusMons). Na Terra o movimento das placas deslocam os montes vulcanicos dando lugar a formacao denovas montanhas (como acontece nas ilhas do Havai). Em Marte, nao existindo esse deslocamento,assistimos ao avolumar de uma unica montanha.

A superfıcie do planeta esta em geral coberta de poeira formando dunas em alguns locais. sao comunsas tempestades de poeira. Por vezes estas assumem um carater global envolvendo todo o planeta.Devido a magnetite existente na poeira o ceu marciano apresenta um aspeto amarelado. O solomarciano e rico em ferro, enxofre e silıcio.

Um dos objetivos das sondas Viking 1 e 2, que desceram em Marte em 1976 (de facto as primeirasa descerem no planeta), era o de procurar vestıgios da existencia de vida. Embora tenham sidoregistados alguns processos quımicos interessantes nao foi encontrada qualquer pista conclusiva quesuporte a existencia de vida – ver [23].

22

Figura 25: Um dust devil fotografado em Marte pelo rover da sonda Spirit [27].

2.4.2 O interior de Marte

O nucleo de Marte deve estender-se ate aos 0.5 raios marcianos. Esse nucleo deve ser rico em enxofree deve ser suficientemente quente para que esteja derretido (a massa do planeta e suficiente para tal).As propriedades eletricas do enxofre diferem das do ferro pelo que no caso de Marte nao temos umcampo magnetico global como na Terra. Existem, no entanto, regioes fracamente magnetizadas nohemisferio sul do planeta o que sugere que em tempos pode ter existido um campo magnetico.

2.4.3 A atmosfera Marciana

A atmosfera de Marte e muito tenue se comparada com a da Terra. A pressao na superfıcie rondaas 0.0063 atmosferas (o mesmo que na Terra a altitude de 35 km). e composta por 95.3% de CO2,2.7% de N2 e vestıgios de argon, oxigenio, monoxido de carbono e vapor de agua. Formam-se algumasnuvens compostas por cristais de vapor de agua e de CO2. No entanto, nunca chove em Marte.

Os gases presentes na atmosfera de Marte sao os necessarios para que ocorra o efeito de estufa. Noentanto como a atmosfera e tenue o efeito nao e muito acentuado aumentando a temperatura emapenas 5◦C. O CO2 foi libertado pelos vulcoes. Na Terra aconteceu o mesmo mas com o CO2 a sedissolver nos oceanos e a ficar aprisoando nos sedimentos. Em Marte isso nao aconteceu e por isso aatmosfera continua a ser composta maioritariamente por CO2.

Durante um dia marciano a temperatura pode variar entre −76◦C e −10◦C como registou a MarsPathfinder que chegou a Marte em 1997. Todas as tardes formam-se diabos de poeira (dust devils)como nos desertos da Terra (Figura 25). Em Marte, dada a menor gravidade, estes chegam a atingiros 6 km de altitude. Durante o inverno forma-se neve carbonica (CO2) fazendo com que a pressaoatmosferica baixe. No verao volta tudo ao valor inicial.

2.4.4 Agua em Marte

Existem diversos indıcios na superfıcie marciana que apontam para a existencia de agua corrente nopassado especialmente no hemisferio sul. Existem canais fluviais (Figura 26), crateras com o fundoplano (deposito de sedimentos), sinais de erosao provocados por agua corrente e vestıgios de inundacoesrepentinas (Figura 27). Isso deve ter acontecido, todavia, num pasado remoto do planeta uma vez queessas estruturas apresentam ja bastantes crateras sem sinais de erosao significativa.

23

Figura 26: Canais fluviais onde se julga ter existido agua corrente em Marte. A imagem e muito semelhante ade canais fluviais secos observados em desertos da Terra. [28].

Figura 27: Ilhas marcianas resultantes de um grande inundacao no assado remoto do planeta. Nota–se clara-mente a direcao tomada pela agua. [17].

A agua no estado lıquido pode existir mediante uma pressao e temperatura adequadas. A combinacaodestes valores no Marte atual apenas possibilita a existencia de agua no estado solido ou no estadovapor (como nos nossos congeladores). A existencia de agua lıquida no passado implica que a atmosferado planeta era entao mais densa e mais quente.

Para onde foi a agua marciana? Na atmosfera nao esta. Pode estar nas calotes polares. Sabemos,no entanto, que as calotes polares nao podem ser apenas agua gelada. A temperatura no invernomarciano desce ao ponto de possibilitar a congelacao do CO2 e, portanto, parte do gelo e tambemCO2. Com a chegada da primavera as calotes polares recuam. A Mariner 9 em 1972 registou o recuoda calote polar norte. No entanto com a chegada do Verao o recuo deteve-se abruptamente ficandouma calote polar residual (correspondendo talvez a agua). A existencia de agua gelada foi finalmenteconfirmada em 2004 pela Mars Express.

Existem indıcios da existencia de agua nao so nos polos mas tambem noutras regioes. Neste caso aagua esta gelada no subsolo. Existem sinais de que emergiu agua do subsolo no momento da formacaode algumas crateras. Existem tambem vestıgios de agua corrente relativamente recentes.

24

Figura 28: Imagem do mesmo local captadasem 1999 e 2005. Na imagem mais recente pode observar–se umdeposito de matreial que antes nao existia. Isto pode indicar a existenica de alguma agua corrente rotando dosubsolo no presente [29].

2.4.5 As duas luas Marcianas

Marte tem duas pequenas luas de forma irregular e com bastantes crateras: Phobos e Deimos. Nao econhecida a origem destas luas. Podem tratar-se de antigos asteroides capturados por Marte ou entaopodem ter-se formado juntamente com Marte. Phobos aproxima-se gradualmente de Marte devendocolidir com este daqui a cerca de 40 milhoes de anos. Por seu turno Deimos afasta-se gradualmentede Marte.

2.5 Jupiter

Jupiter e o maior planeta do Sistema Solar. A melhor altura para observar Jupiter e quando este seencontra em oposicao. Nessa situacao, que ocorre a cada 13 meses, e cerca de 3 vezes mais brilhantedo que Sırius (a estrela mais brilhante), ocupando no ceu 50 segundos de arco.

2.5.1 A atmosfera de Jupiter

Jupiter e o planeta que roda mais rapido sobre si mesmo em todo o Sistema Solar. A rapida rotacaoleva ao aparecimento de fenomenos atmosfericos comos as bandas e as manchas. De facto, Jupiterapresenta bandas coloridas paralelas ao equador alternadamente escuras (chamadas cinturas) e claras(chamadas zonas). Predominam os tons de vermelho, laranja, castanho e amarelo (Figura 29). Aszonas parecem ser formadas por gas quente subir ao passo que as cinturas parecem ser formadas porgas frio a descer.

Uma das caracterısticas de Jupiter e a Grande Mancha Vermelha situada no hemisferio sul doplaneta (Figuras 29 e 30). Foi observada pela primeira vez em 1644 por Robert Hoke mas pode sermuito mais antiga. Trata-se de uma tempestade persistente na dinamica atmosfera do planeta. Temsido observadas outras tempestades cuja duracao e da ordem das semanas ou meses.

Embora a Grande Mancha Vermelha seja uma tempestade persistente nao e estatica. Entre as pas-sagens da sondas Pioneer (1973 e 1974) e as Voyager (1979) foram detetadas alteracoes em torno doscontornos da mancha. Para alem disso ao longo dos ultimos 300 anos tem-se verificado variacoes notamanho da mancha. A mancha e formada por nuvens de grande altitude e por uma camada mais

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Figura 29: Imagem de Jupiter obtida pela sonda Cassini a caminho de Saturno. Podemos ver bem a ManchaVermelha e as bandas paralelas ao equador. A pequena sombra sobre o disco do planeta e provocada pela luaEuropa. [30].

Figura 30: Imagem da Grande Mancha Vermelha obtida pela Voyager 1 em 1979. Na imagem e tambem visıveluma oval branca [31].

inferior de nuvens cerca de 50 km abaixo. Roda no sentido anti-horario com um perıodo de aproxi-madamente 6 dias. No lado norte da mancha os ventos sopram para oeste ao passo que no lado sulsopram no sentido contrario. Um fenomeno semelhante na Terra tenderia a modificar-se e a dissipar-seao interagir com os oceanos ou massas continentais. O facto de isso nao ser possıvel em Jupiter podeexplicar a grande longevidade desta tempestade.

Outro fenomeno observado na atmosfera de Jupiter sao as designadas ovais brancas (ver Figura30). Estas tem caracterısticas semelhantes a da Grande Mancha Vermelha, entre as quais algumalongevidade (estao no mesmo local desde que foram observadas em 1938). Aparecem sobretudo nohemisferio sul. No hemisferio norte sao mais comuns as ovais castanhas. Os estudos revelam queas ovais castanhas sao buracos na atmosfera ao passo que as brancas sao zonas onde existem nuvensaltas.

A velocidade do vento pode exceder os 500 km/h. Os ventos alteram de direcao entre zonas e cinturas.Em Jupiter existem cerca de cinco ou seis correntes diferentes em cada hemisferio (na Terra temosapenas duas).

Existem 3 camadas de nuvens (Figura 31). Em 1995 a sonda Galileu penetrou 200 km na atmosfera

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Figura 31: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Jupiter e a variacao da temperatura com a altitude[32].

de Jupiter ate se desintegrar quando a pressao atingiu as 24 atm. Mesmo assim a sonda pode registara ocorrencia de trovoadas e ventos ainda mais fortes (650 km/h). A temperatura no topo das nuvensronda os 125 K. A cada km de descida a temperatura aumenta em 2 K. Quanto a composicao emmassa da atmosfera temos: 75% hidrogenio molecular; 24% helio atomico; 1% para o metano, amonio,vapor de agua e outros gases.

2.5.2 O interior de Jupiter

Embora Jupiter seja o planeta com maior massa no Sistema Solar (318 vezes a massa da Terra) a suadensidade e inferior a da Terra. O planeta e composto em grande parte por hidrogenio (71%) e helio(24%). A parte mais exterior do planeta e composta por um envelope de hidrogenio molecular (H2) ehelio. A medida que vamos descendo para o interior do planeta a temperatura e pressao aumentamfazendo com que o hidrogenio se torne liquıdo e depois liquıdo-metalico. Nesta zona concentra-se maisde 70% da massa de todo o planeta. Estima-se que no centro exista um nucleo (equivalente a 4% damassa do planeta) rochoso e/ou composto por hidrogenio metalico (talvez no estado solido). A pressaono centro do planeta deve rondar os 70 milhoes de atmosferas e a temperatura deve ser proxima de22 000 ◦C. Entre zonas adjacentes existem camadas de transicao (Figura 32).

Jupiter emite cerca de duas vezes mais energia do que aquela que recebe do Sol. Essaenergia emitida na banda do IV resulta da contracao gravitacional do planeta. No interior do planetaesta ainda armazenado, desde o tempo da sua formacao, um excesso de energia potencial gravitacionalque ainda nao escapou completamente. Deve ser esta a fonte de energia responsavel pela emissaoobservada em Jupiter.

Jupiter, sendo um planeta gasoso, tem rotacao diferencial. No equador o perıodo de rotacao e de9h 50m 28s ao passo que perto dos polos e de 9h 55m 41s. Se o planeta nao estivesse a rodarsobre si mesmo seria uma esfera perfeita. No entanto, devido a sua rotacao apresenta nos polos umachatamento de 6.5% em relacao ao equador.

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Figura 32: O interior do planeta Jupiter [32].

2.5.3 O campo magnetico de Jupiter

Jupiter emite uma grande quantidade de energia na banda do radio. Uma pequena parte dessaradiacao e termica (radiacao do corpo negro) mas o grosso da radiacao e nao termica. Esta apresenta-se em dois comprimentos de onda especıficos:

• 10 m (ondas decametricas) - observam-se nesta banda explosoes esporadicas provavelmentedevidas a descargas eletricas na ionosfera do planeta. A ocorrencia destas descargas e provocadapela passagem de Io, a lua mais interior de Jupiter;

• 10 cm (ondas decimetricas) - nesta banda e emitido um fluxo constante de radiacao resultantedo movimento, a velocidades relativistas (velocidades muito proximas da velocidade da luz),dos eletroes no campo magnetico de Jupiter. Esta radiacao e designada por radiacao desincrotrao.

A radiacao de sincrotrao e um indicador claro da existencia de um campo magnetico. No caso deJupiter o campo magnetico e cerca de 14 vezes superior ao registado na Terra ao nıvel do equador. Ocampo magnetico de Jupiter e provocado pelo movimento de cargas eletricas no seu interior. Nestecaso trata-se de hidrogenio metalico no estado lıquido o qual ocorre 700 km abaixo da superfıcie doplaneta onde a pressao e suficiente para que o hidrogenio exista nesse estado. O campo magneticode Jupiter esta inclinado cerca de 11◦ em relacao ao eixo de rotacao do planeta e tem a polaridadeinvertida em relacao ao da Terra.

2.5.4 Os aneis de Jupiter

Em 1979 a sonda Voyager 1 descobriu que Jupiter tambem tem um sistema de aneis. Estes saocompostos por pequenas partıculas de rocha com tamanhos da ordem de 1 micrometro as quais refletemapenas 5% da luz recebida do Sol. Resultam provavelmente do impacto de meteoros nas pequenasquatro luas mais interiores de Jupiter (Amalthea, Thebe, Adrastea e Metis).

2.5.5 Os satelites de Jupiter

Os 4 maiores satelites de Jupiter (Io, Europa, Ganimedes e Calisto) foram observados pela primeiravez em 1610 por Galileu. sao, por isso, designados atualmente por satelites galileanos. A sua

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Figura 33: Erupcao vulcanica em Io captada pela sonda Voyager 2. Trata–se da primeira imagem que mostrouum vulcao em plena atividade para alem da Terra [33].

Figura 34: Da esquerda para a direita: Calisto, Ganimedes, Europa e Io (as quatro maiores luas de Jupiter)[34].

observacao esta ao alcance de qualquer pequeno telescopio. So nao sao visıveis a olho nu pelo facto deestarem muito proximos de Jupiter (que e muito mais brilhante) e os nossos olhos nao terem o poderde resolucao necessario para os separar. Rodam relativamente rapido em torno de Jupiter pelo que emnoites de observacao sucessivas podem ser observados em configuracoes diferentes. Podem observar-seregularmente transitos (passagem de um satelite sobre o disco de Jupiter) e ocultacoes (sateliteescondido por Jupiter).

Estes quatro satelites apresentam sempre a mesma face voltada para Jupiter. A relacao entre o perıodoorbital de cada satelite e respetivo perıodo rotacional e assim de 1:1. Curiosamente existe tambemuma relacao de 1:2:4 entre os perıodos orbitais de Io, Europa e Ganimedes. Enquanto Ganimedescompleta uma volta, Europa completa duas e Io completa quatro voltas em torno de Jupiter.

Io

Tem uma densidade superior a da Lua pelo que deve ser essencialmente rochoso na sua composicao.Das quatro luas galileanas Io e a unica que nao tem vestıgios da presenca de agua. Io e um corpovulcanicamente ativo (ver Figura 33) pelo que a sua superfıcie esta constantemente em renovacao naoapresentando quaisquer sinais de crateras. O material expelido pelos vulcoes, essencialmente enxofre edioxido de enxofre, sobe a mais de 250 km de altitude. A maior parte deste material volta a superfıciedando a Io a sua coloracao caracterıstica (Figura 34).

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Figura 35: A crusta gelada de Europa [35].

Como Io se encontra dentro da magnetosfera de Jupiter alguns dos ioes expelidos pelos vulcoes acabampor ser capturados por outros ioes presentes na magnetosfera de Jupiter, formando, assim, uma especiede toro (com raio igual ao da orbita de Io) em torno de Jupiter. Com tantas cargas eletricas presentes eum campo magnetico tao intenso acaba por estabelecer–se uma corrente eletrica intensa entre Jupitere Io (400 000 Volt, 5 milhoes de Ampere). Parte dessa corrente e devida ao movimento de eletroes.Estes acabam por emitir ondas de radio na banda dos 10 m.

Europa

Europa e o corpo mais liso e suave observado no Sistema Solar. O seu relevo nao regista variacoessuperiores a algumas centenas de metros. Praticamente nao tem crateras (Figura 34). A sua superfıcieesta coberta por um manto de agua gelada bastante pura onde se podem observar um emaranhado deriscos, ranhuras e fraturas (Figura 35). A agua sobe a superfıcie atraves das fraturas (o que justifica apureza da agua) transportando consigo alguns minerais (o que justifica a coloracao castanha de certaszonas).

Europa nao tem calor interno que justifique a sua dinamica. Esta deve-se as forcas de mare impostaspor Jupiter e tambem por Io e Ganimedes. Estas forcas de mare nao sao suficientemente fortes paraoriginar vulcanismo como em Io. Tem todavia uma densidade superior a da crusta terrestre pelo quedeve ser essencialmente rochosa na sua composicao correspondendo apenas 10-15% da sua massa totala agua. O nucleo rochoso tem um raio de cerca de 600 km. A camada externa, com uma espessurade cerca de 200 km e composta por agua no estado lıquido e no estado solido. Nao se sabe ainda quala fracao de cada uma das componentes.

Ganimedes

Ganimedes e o maior satelite de Jupiter e do Sistema Solar sendo mesmo maior do que o planetaMercurio. A sua densidade e muito inferior a da Lua pelo que para alem de uma parte rochosa deveter na sua composicao bastante agua no estado solido. Apresenta bastantes crateras formadas nogelo. As crateras mais escuras sao, regra geral, mais velhas do que as mais claras (Figura 34). Asuperfıcie e sulcada por extensas estrias (com centenas de km de extensao) e com profundidades deate 1 km. Tambem se observam longos e profundos sulcos (Figura 36). Tudo isto indica que nopassado Ganimedes foi geologicamente bastante ativo. Tem um nucleo metalico com cerca de 500 kmde raio rodeado por um manto rochoso e uma camada externa de gelo.

Calisto

A sua densidade e muito inferior a da Lua pelo que para alem de uma parte rochosa deve ter na sua

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Figura 36: A superfıcie de Ganimedes com os seus longos e profundos sulcos [36].

composicao bastante agua no estado solido. Apresenta bastante crateras formadas no gelo emboratenha muito poucas com menos de 1 km o que significa que estas devem ter sofrido algum processode erosao. A sua superfıcie parece coberta por um mineral bastante escuro cuja composicao e origemainda nos sao desconhecidas (Figura 34). Tem um campo magnetico e tem uma atmosfera tenuecomposta por CO2.

Outros satelites de Jupiter

Ao todo Jupiter tem mais de 60 satelites de pequenas dimensoes (1 km a 270 km) na sua grandemaioria com forma irregular. Quatro deles estao mais proximos de Jupiter do que Io. sao eles Metis,Adrastea, Amalthea e Thebe. Amalthea tem uma cor avermelhada devido ao enxofre proveniente deIo. Todos os restantes satelites conhecidos estao mais distantes de Jupiter do que Calisto. Muitosdeles tem orbitas em sentido retrogrado pelo que devem ser asteroides capturados por Jupiter.

2.6 Saturno

Saturno e o segundo maior planeta do Sistema Solar. A melhor altura para observar Saturno e quandoeste se encontra em oposicao. Nessa situacao, que ocorre a cada um ano e duas semanas, e um dosobjetos mais brilhantes do ceu noturno embora sem ultrapassar a estrela Sırius. O perıodo orbital e de29.37 pelo que entre duas oposicoes consecutivas a Terra encontra Saturno quase na mesma posicao.Saturno apresenta bandas coloridas paralelas ao equador mas nao tao marcantes como as de Jupiter(Figura 37).

2.6.1 A atmosfera de Saturno

A composicao em massa da atmosfera de Saturno consiste em 92% de hidrogenio molecular, 6% dehelio atomico e 2% de outros gases. O facto da percentagem de helio ser muito inferior a da atmosferade Jupiter levanta um problema uma vez que e admitido que os dois planetas formaram-se na mesmaepoca. Uma possıvel explicacao tem a ver com o facto de Saturno ser mais pequeno. Sendo maispequeno arrefeceu mais rapidamente do que Jupiter pelo em que o helio inicialmente existente naatmosfera acabou por cair tambmais rapidamente para o interior do planeta.

Tem sido observadas algumas tempestades na atmosfera de Saturno com duracao da ordem das se-manas ou meses mas nada que faca lembrar a Grande Mancha Vermelha de Jupiter. A velocidade dovento junto ao equador pode atingir a ordem de 1800 km/h. Existem tres camadas de nuvens como em

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Figura 37: O planeta Saturno e o seu sistema de aneis fotografados pela sonda Voyager 2 em 21 de julho de1981 [37].

Figura 38: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Saturno e a variacao da temperatura com a altitude[32].

Jupiter (Figura 38). A composicao das nuvens e analoga mas as altitudes a que ocorrem as diferentescamadas diferem (em Saturno estao menos comprimidas pois a gravidade e menor).

2.6.2 O interior de Saturno

A densidade de Saturno e inferior a da Terra e ate mesmo inferior a da agua. O planeta e composto emgrande parte por hidrogenio e helio: 71% hidrogenio molecular, 24% helio atomico e 5% de elementospesados. Tal como Jupiter, Saturno tambem emite para o espaco mais energia do que aquela querecebe do Sol.

Saturno, nao sendo um corpo rıgido, como os planetas rochosos, tem rotacao diferencial. No equadoro perıodo de rotacao e de 10h 13m 59s ao passo que perto dos polos e de 10h 39m 24s. Saturnoapresenta um achatamento nos polos de 9.8% em relacao ao equador. Se nao estivesse a rodar seria

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Figura 39: Comparacao entre os interiores dos planetas Jupiter e Saturno [32].

uma esfera perfeita. O achatamento nao depende apenas da rotacao mas tambem da forma como amassa do planeta esta distribuıda no seu interior. Assim estima-se que exista em Saturno um nucleosolido com mais ou menos com 10% da massa do planeta.

O campo magnetico de Saturno atinge apenas cerca de 3% do de Jupiter. Isto significa que no interiorde Saturno a quantidade de hidrogenio metalico no estado lıquido deve ser bem menor (o que e deesperar pois a pressao e tambem inferior, dada a menor massa do planeta). Na Figura 39 e apresentadoum esquema com a estrutura interior dos planetas Jupiter e Saturno.

2.6.3 Os aneis de Saturno

Saturno apresenta um amplo conjunto de aneis sem paralelo no Sistema Solar (Figura 37). Os aneis saocompostos por partıculas soltas. Se fossem solidos seriam despedacados pela gravidade de Saturno. Aspartıculas devem ser gelo pois os aneis sao bastante brilhantes refletindo cerca de 80% da luz recebidado Sol (Saturno reflete apenas 46%). O tamanho medio das partıculas e de 10 cm embora se tenhamobservado aglomerados com ate 5 m. A sua temperatura varia entre −180 ◦C e −200 ◦C.

A origem destas partıculas e desconhecida. Pode ter sido um satelite que nunca se chegou a formar ouentao um que foi destruıdo pelas forcas de mare provocadas pela proximidade de Saturno. A massatotal que forma os aneis deve rondar os 1017 − 1019 kg. Juntando toda a materia que forma os aneisobterıamos uma lua com um diametro maximo de 100 km.

Do ponto de vista de um observador terrestre a configuracao do sistema de aneis vai-se alterando amedida que Saturno orbita em torno do Sol. Os aneis estao no plano do equador de Saturno e estetem o eixo de rotacao inclinado cerca de 27◦ em relacao ao seu plano orbital. Quando vistos de frenteos aneis parecem desaparecer. Isto significa que sao muito finos.

Os tres aneis principais (mais brilhantes) sao designados por A (mais exterior), B e C (mais interior)

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Figura 40: Imagem do anel F de Saturno obtida pela Voyager 1 a 12 novembro de 1980 (esquerda) e pela Cassinia 13 de abril de 2005 (direita) Na imagem da direita podemos ver Pandora (no exterior do anel) e Prometeus(no interior do anel) [38].

– ver Figura 37. O anel A tem de largura cerca de 20 000 km e de espessura cerca de 200 m. Cercade metade da luz incidente sobre o anel A e refletida. O anel B e ainda mais brilhante. A regiaoque separa o anel A do anel B e designada por divisao de Cassini. As imagens enviadas pelas sondasmostram que os aneis A, B e C nao sao uniformes mas sim compostos por centenas e centenas debandas ligeiramente afastadas umas das outras. Os diferentes aneis apresentam diferentes coloracoespelo que podem ter tido origens diversas.

Os aneis mais exteriores sao o G e o E. sao muito pouco brilhantes. O anel E inclui a orbita do sateliteEncelados o que pode justificar a presenca de partıculas de gelo uma vez que nessa lua existemgeysers ativos.

A complexidade dos aneis esta relacionada com a interacao gravitacional entre as partıculas que osformam e as luas mais proximas (efeito conjugado das diferentes atracoes gravitacionais e das diferentesvelocidades das luas e dos aneis). Temos como exemplo as luas Prometeus e Pandora que influenciamo anel F (descoberto pela Pioneer 11) dando a este um aspeto retorcido (Figura 40).

2.6.4 Tita: a maior lua de Saturno

Tita e o unico grande satelite de Saturno e o segundo maior do Sistema Solar logo a seguir a Ganimedes.Foi descoberto em 1665 por Christiaan Huyghens. Tita e o unico satelite do Sistema Solar ondeexiste uma atmosfera relativamente densa nao deixando ver do exterior qualquer detalhe da suasuperfıcie. A pressao ao nıvel da superfıcie e superior a verificada na Terra (1.6 atm).

A temperatura varia entre 93 K e 150 K acima da cobertura de nuvens. Entre estes dois valoresesta o valor 90.7 K que corresponde ao ponto triplo do metano. A atmosfera e composta em cercade 90% por N2, provavelmente provenientes do NH3 (abundante no Sistema Solar exterior). A sondaHuygens separou-se da Cassini no dia de Natal de 2004 com o objetivo de descer a superfıcie deTita o que aconteceu a 14 de janeiro de 2005. As primeiras imagens enviadas revelaram um mundoextremamente parecido com a Terra em termos de geologia e meteorologia. Nas imagens podem ver-serios com afluentes, ilhas, lagos e zonas costeiras (Figura 41). O fluido envolvido nestes processos e ometano.

34

Figura 41: Composicao de um conjunto de imagens da superfıcie de Tita enviadas pela sonda Huygens [39].

2.6.5 Outros satelites de Saturno

Saturno tem cerca de 60 luas. Tita, com diametro de 5150 km, destaca-se claramente em termosde tamanho. Existem 10 luas (Rhea, Iapetus, Dione, Thetis, Enceladus, Mimas, Hyperion, Phoebe,Janus e Epimetheus) de tamanho moderado (100 a 1500 km de diametro) todas elas caracterizadospor baixas densidades. Sao corpos compostos sobretudo por gelo. A sua rotacao esta sincronizadacom Saturno.

Encelados tem uma albedo de 0.95 o que faz dele o corpo de grande dimensao mais refletivo do SistemaSolar. Nesta lua existem geysers ativos cujas partıculas explelidas alimentam o anel E de Saturno.A atividade geologica de Encelados deve ter a ver com a sua interacao com a lua Dione uma vez queas orbitas estao em ressonancia de 1:2.

Mimas e caracterizado por uma grande cratera de impacto (para alem de outras menores).

Tethys tem uma superfıcie cheia de crateras de impacto. Existe no entanto uma zona onde as craterassao mais espacadas e onde parece ter havido um rejuvenescimento da superfıcie por correntes de lava.

Dione tem o lado da sua superfıcie voltado para Saturno repleto de crateras e o outro essencialmentemarcado por vales e gargantas profundas na sua superfıcie gelada. Em Rhea acontece o mesmo cenario.

Iapetus e caracterizado pela grande variacao de brilho que apresenta quando descreve a sua orbita.O lado voltado para Saturno e negro como o asfalto (albedo=0.05) ao passo que o outro lado e muitobrilhante (albedo=0.50).

As restantes luas (algumas dezenas) tem diametro entre um e 100 km. Algumas delas podem ter sidoasteroides entretanto capturados. Algumas das pequenas luas caracterizam-se, tambem, por varrerema regiao junto aos aneis (casos de Pandora e Prometeus – ver Figura 40).

2.7 Urano

Urano esta no limiar do visıvel a olho nu pelo que, mesmo que tenha sido observado ao longo dostempos, foi sempre visto como uma estrela pouco luminosa. Para alem disso Urano desloca-se apenascerca de 4◦ em cada ano sobre a esfera celeste pelo que a sua identificacao como planeta nao e trivial.A descoberta como planeta aconteceu apenas em 1781 por William Herschel. Na Figura 42 temos umafoto do planeta tirada pela sonda Voyager 2 em 1986.

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Figura 42: O planeta Urano fotografado pela sonda Voyager 2 em 1986. O polo Sul do planeta esta praticamenteno centro da imagem [32].

Figura 43: Esta imagem de IV obtida pelo HST coincide com a chegada da Primavera ao hemisferio norte deUrano (no topo da imagem). sao claramente visıveis grandes tempestades [40].

2.7.1 O eixo de rotacao do planeta

O eixo de rotacao de Urano esta inclinado 98◦ em relacao ao seu plano orbital e o planeta roda nosentido retrogrado. Esta inclinacao pode ter sido provocada por uma colisao ainda durante o processode formacao do Sistema Solar. Uma inclinacao tao grande deve provocar alteracoes sazonais bastanteacentuadas. Um dos polos do planete fica virado de frente para o Sol cerca de metade do ano enquantoque o outro fica, durante o mesmo intervalo de tempo, mergulhado na escuridao. A mudanca de estacaoe acompanhada de grandes tempestades como podemos ver na Figura 43.

2.7.2 A atmosfera de Urano

A atmosfera de Urano e composta em 82.5% por hidrogenio, 15.2% helio e 2.3% metano. E a presencado metano que da o tom azulado ao planeta. A temperatura na alta atmosfera e de −218 ◦C. Istoexplica a ausencia de amonıaco e agua como existe nas atmosferas de Jupiter e Saturno onde atemperatura e mais elevada. Assim as poucas nuvens observadas em Urano sao compostas por metano.

36

Figura 44: O interior dos planetas Urano e Neptuno [32].

2.7.3 O interior de Urano

Urano tem densidade superior a de Jupiter e Saturno o que sugere um interior diferente. Este factolevanta uma serie de questoes sobre o processo e local de formacao do planeta. O nucleo deve serrochoso (essencialmente composto por silıcio e ferro) com a temperatura no centro a atingir os 7000 K.O nucleo por sua vez esta envolto por um manto liquıdo composto por H2O, NH3 e CH4. O mantoesta rodeado por uma crusta de helio e hidrogenio liquıdos (a pressao nao e suficiente para produzirhidrogenio metalico) – ver Figura 2.7.3.

2.7.4 O campo magnetico de Urano

O eixo magnetico do planeta esta inclinado cerca de 59◦ em relacao ao eixo de rotacao. Em Neptuno ainclinacao ronda os 47◦. Estes valores contrastam com os dos restantes planetas onde o desvio nunca esuperior a 12◦. Estaremos perante uma inversao de polos magneticos (como se pensa ja ter acontecidona Terra) ou sera isto uma sequela de uma colisao dos planetas com outro corpo durante a formacaodo Sistema Solar?

O campo magnetico em Urano e Neptuno nao pode ser gerado pelo hidrogenio metalico que nestecaso nao existe. Neste caso o responsavel pelo campo magnetico e o NH3. De facto, devido as altaspressoes o NH3 perde um ou dois dos seus eletroes que, assim, podem fluir na agua que esta presentee e, por sinal, um bom condutor de eletricidade.

2.7.5 Os Aneis e os satelites de Urano

Foram descobertos acidentalmente em 1977 quando se procedia ao estudo da ocultacao de uma estrelapelo planeta. Descobriram-se na altura nove aneis. A Voyager 2 descobriu mais dois. Os aneis saofinos e escuros. As suas partıculas sao relativamente pequenas (da ordem de 1 cm ou inferior), embora,algumas possam atingir os 10 m.

Urano tem pelo menos 27 luas. As cinco maiores (Titania, Oberon, Ariel, Umbriel e Miranda —

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Figura 45: As cinco maiores luas de Urano [41].

Figura 46: O planeta Neptuno fotografado pela sonda Voyager 2 em 1989. Podem ver–se algumas tempestadescom particular destaque para a Grande Mancha Escura [32].

ver Figura 45) tem densidade ≈ 1500 kg/m3 o que e compatıvel com uma mistura de gelo e rocha.Titania e Ariel apresentam sinais deixados por correntes de lava que encheram as regioes mais baixas.Oberon e Umbriel sao dominados por crateras de impacto. Miranda caracteriza-se por apresentaruma face repleta de crateras e outra com relevos (vales, montes, desfiladeiros). Deve ter ocorrido umprocesso de rejuvenescimento da superfıcie que, entretanto, cessou deixando parte da superfıcie como seu aspeto mais ancestral.

2.8 Neptuno

Cedo se descobriu que nao era possıvel seguir com precisao a orbita de Urano recorrendo as leis daMecanica. Em 1845 dois astronomos, um ingles e um frances, chegaram de forma independente aconclusao de que deveria existir um planeta mais exterior a perturbar a orbita de Urano. Um anomais tarde foi descoberto esse planeta ao qual se deu o nome de Neptuno.

Neptuno embora tenha algumas semelhancas com Urano tem tambem diversas diferencas. e muitoparecido com Urano no seu tamanho, aspeto e composicao atmosferica. Tem no, entanto, 18% maismassa, a inclinacao eixo de rotacao e de apenas 29.5◦ e a sua atmosfera e muito mais dinamica. NaFigura 46 temos uma foto do planeta tirada pela sonda Voyager 2 em 1989.

38

2.8.1 A atmosfera de Neptuno

A temperatura no topo da atmosfera e, como em Urano, de −218 ◦C. O facto de Neptuno estar maislonge do Sol e ter uma temperatura semelhante, significa que deve ter uma fonte de calor interna(como acontece em Jupiter e Saturno). Provavelmente Neptuno ainda esta a passar por um processode contracao gravitacional.

A Voyager 2 registou na atmosfera do planeta uma Grande Mancha Escura (Figura 46) muito parecidacom a Grande Mancha Vermelha de Jupiter (em localizacao, tamanho e dinamica). Alguns anos depois,registos obtidos pelo HST revelaram que a mancha havia desaparecido por completo.

Foram observadas nuvens brancas nas altas camadas da atmosfera. Estas devem ser compostas porcristais de metano que ao subir na atmosfera, por convexao, acabam por solidificar.

Interior de Neptuno e campo magnetico

Julga-se que o interior de Neptuno deve ser em tudo semelhante ao interior de Urano (ver Seccao ??,Figura 2.7.3). O mesmo acontece com o respetivo campo magnetico (ver Seccao 2.7.4).

2.8.2 Os Aneis e os satelites de Neptuno

Neptuno tem tambem um sistema de aneis. Neste caso sao finos e escuros composotos por partıculas,relativamente pequenas (tamanhos inferiroes a 1 cm), embora, algumas possam atingir os 10 m.

Sao conhecidas atualmente 13 luas no sistema de Neptuno sendo a maior delas Tritao.

Tritao

Trata-se do maior satelite de Neptuno. O seu movimento tem sentido retrogrado (contrario ao darotacao de Neptuno) e o seu plano orbital esta inclinado cerca de 23◦ em relacao ao plano equatorialdo planeta. Provavelmente Tritao formou-se noutro ponto do Sistema Solar e acabou por ser capturadopor Neptuno.

A superfıcie de Tritao nao tem crateras grandes o que significa que e relativamente jovem (Figura 47).Existem regioes que fazem lembrar lagos gelados ou caldeiras de vulcoes gelados entretanto extintos.Este processo de rejuvenescimento da superfıcie pode ter tido lugar quando a lua foi capturada porNeptuno. A Voyager 2 registou geysers (com 8 km de altura) com material a ser ejetado de Tritao.Provavelmente este material alimenta a tenue atmosfera de N2 observada nesta lua.

Devido ao seu movimento retrogrado Tritao tende a aproximar-se gradualmente de Neptuno. Daquipor cerca de 100 milhoes de anos Tritao ira ultrapassar o chamado Limite de Roche e sera desfeitopelas forcas de mare impostas por Neptuno dando origem a um espetacular anel.

3 Planetas Anoes e pequenos corpos

3.1 Plutao

Plutao foi descoberto quase que acidentalmnete em 1930. Procurava–se entao um novo planeta doSistema Solar capaz de justificar algumas perturbacoes registadas na orbita de Neptuno. No entanto,Plutao nao tinha massa suficiente e logo se passou para a procura de um hipotetico decimo planeta (ofamoso Planet X ). Resultados mais recentes mostraram que essas perturbacoes na orbita de Neptunona realidade nao existem (com a amplitude que se pensava).

Embora a sua observacao esteja muito dificultada pelo facto de ser tao pequeno e estar tao distante

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Figura 47: Tritao: a maior lua de Neptuno fotografada pela Voyager 2 [42].

Figura 48: Imagem de Plutao obtida pelo HST [43].

foi possıvel fazer um mapa rudimentar do planeta com os dados recolhidos pelo HST (ver Figura 48).Existem calotes polares e regioes com diferente albedo junto ao equador. Descobriu–se ainda que oplaneta roda no sentido retrogrado.

Em 1978 foi descoberta uma lua a rodar em torno de Plutao. Esta lua, que foi baptizada de Charon,esta em rotacao sincronizada com Plutao (cada um deles mostra sempre a mesma face ao outro). Porexemplo, vista de Plutao, a lua Charon esta sempre suspensa no mesmo local acima do horizonte.Entre 1985 e 1990 o plano orbital do sistema estava perfeitamente alinhado com a Terra (so acontece acada 124 anos) proporcionando uma serie de eclipses que permitiram obter diversas informacoes sobrePlutao e Charon.

O espetro de absorcao de Plutao revela a presenca de riscas de N2, CH4 e CO. A partir da observacaode ocultacoes estelares sabemos que existe uma muito tenue atmosfera. Dado que a temperaturaronda os 40K essa atmosfera deve ser essencialmente composta por N2 e CO uma vez que, a essatemperatura o metano permanece congelado.

O espectro de absorcao de Charon revela a presenca de agua gelada na sua superfıcie. Outros elementoscomo sejam o N2, CH4 ou CO (presentes em Plutao) no caso de Charon nao existem de formaabundante. Devem ter escapado para o espaco dada a menor gravidade desta lua.

Entretanto em 2005 descobriram–se mais duas pequenas luas, baptizadas de Nix e Hydra e, maisrecentemente, em 2011 e 2012, outras duas luas aparentemente ainda mais pequenas (Figura 49). Detudo isto nos dara conta a sonda New Horizons que vai a caminho de Plutao onde passara em 2015.

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Figura 49: Plutao e as suas luas [44].

Figura 50: O planeta anao Eris e a sua lua Dysmonia [45].

3.2 Cintura de Kuiper e outros planetas anoes

Em 1991 foi descoberto um corpo gelado com cerca de 240km de diametro a cerca de 40 UA doSol. Esse objeto foi designado por 1992QB1. Em 2004 ja tinham sido identificados cerca de 1000desses pequenos corpos gelados numa regiao entre 30 UA a 500 UA. Essa zona foi entao designadapor Cintura de Kuiper. Plutao e Charon pertencem a essa cintura.

Entre os objetos da Cintura de Kuiper encontra-se Eris e a sua lua Dysmonia (Figura 50). Eris temmassa superior a Plutao e e tambem maior do que Plutao. Assim, se Plutao e um planeta Eris tambemdeveria ser considerado como tal. Como Eris foram descobertos, na Cintura de Kuiper, outros corpossemelhantes em massa e dimensao. A Uniao Astronomica Internacional (IAU) na sua assembleia geral(em 2006) decidiu atribuir a classificacao de planeta anao a Plutao, Eris, Makemake e Haumea(todos da cintura de Kuiper) – Figura 51. A estes quatro temos ainda a juntar Ceres, pertencente acintura de asteroides entre Marte e Jupiter.

3.3 Sedna e outros corpos da cintura de Kuiper

Sedna descoberto a 14 de novembro de 2003 chegou a ser apontado como o decimo planeta do Sis-tema Solar. Atualmente, aguarda, ainda, a sua possıvel classificacao como planeta anao. Uma das

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Figura 51: Imagem de artista mostrando os maiores objetos conhecidos com orbitas para alem de Neptuno.Destes constam quatro planetas (Eris, Plutao, Makemake e Haumea) e uma serie de pequenos corpos geladoscomo Sedna, Orcus e Quaoar [46].

particularidades de Sedna e a sua orbita bastante alongada: 75 a 950 UA. Sedna encabeca um grupode pequenos corpos gelados, pertencentes a Cintura de Kuiper, do qual tambem fazem parte Orcus,2007 OR10 e Quaoar (Figura 51).

3.4 Asteroides

Um asteroide e um pequeno corpo rochoso que orbita em torno do Sol. A maioria dos asteroides fazparte da chamada Cintura de Asteroides situada entre Marte e Jupiter (2.1 UA – 3.5 UA). Existem, noentanto, alguns asteroides que descrevem trajetorias que os levam para fora desta regiao. A dimensaomedia dos asteroides situa–se entre ∼ 100 m e ∼ 500 km. Corpos mais pequenos sao usualmentedesignados por meteoroides.

A sonda Galileu, na sua viagem para Jupiter, passou perto dos asteroides Gaspra (em 1991) e Ida (em1993). Mais recentemente, em 2005, a sonda Hayabusa pousou no asteroide Itokawa onde recolheuuma amostra que transportou com sucesso para a Terra onde chegou em 2010.

Os dados recolhidos por estas e outras missoes revelam que nem todos os asteroides sao rochosos.Alguns tem densidades mais baixas e parecem ser compostos por gelo. Existem crateras de impacto,nalguns casos, com diametro comparavel ao do proprio asteroide. Existem diversos asteroides comluas. Ida, por exemplo, tem uma lua chamada Dactyl.

3.4.1 Cintura de Asteroides

O primeiro corpo da cintura de asteroides a ser descoberto foi Ceres (em 1801). Seguiram-se Pallas(1802), Juno (1804) e Vesta (1807). Hoje em dia estao catalogados mais de 50 000 asteroides (Figura52). Pouco mais de 200 deles tem diametro superior a 100 km. A maioria tem forma irregular e medemenos de 1 km. Ceres foi recentemente promovido a planeta anao.

Embora existam bastantes asteroides estes estao dispersos por uma vasta regiao pelo que a distanciamedia entre eles ronda os 106 km. Assim a probabilidade de uma sonda espacial colidir com um delese reduzida.

Nao sabemos ao certo a razao pela qual se formou nesta zona do Sistema Solar uma cintura deasteroides e nao um planeta. De acordo com simulacoes feitas por computador a resposta pareceestar relacionada, em parte, com a gravidade de Jupiter. Quando este planeta gigante nao e incluidonas simulacoes ocorre a formacao de um planeta. Tendo Jupiter em conta mesmo que se forme um

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Figura 52: Esquema mostrando a cintura de asteroides existente entre Marte e Jupiter. Sao tambem apresen-tados os asteroides troianos (ver texto para mais detalhes) [47].

planeta com dimensao semelhante a da Terra este acaba por ser rapidamente catapultado para outrasparagens (mais para o interior ou para o exterior do Sistema Solar). Processos conturbados como esteexplicariam a atual configuracao da cintura de asteroides.

A gravidade de Jupiter continua a influenciar a cintura de asteroides no presente. Regra geral, osperıodos orbitais dos asteroides nao estao em ressonancia com o perıodo orbital de Jupiter. Umasteroide com um perıodo orbital igual a 5.93 anos, por exemplo, estaria alinhado com Jupiter a cadaduas voltas em torno do Sol (ressonancia 2-1). A gravidade de Jupiter acabaria por alterar a orbitado asteroide podendo mesmo afasta-lo da cintura de asteroides. O mesmo se diz para asteroides comoutros nıveis de ressonancia (3-1, 4-1, ...). Assim, a influencia de Jupiter acabou por produzir umaespecie de sistema de aneis na cintura de asteroides. As zonas vazias entre aneis designam-se porfalhas de Kirkwood.

3.4.2 Ceres

Ceres situa-se na regiao da Cintura de Asteroides. Foi inicialmente considerado um planeta, depoispassou a ser considerado asteroide (durante cerca de 150 anos) para, mais recentemente, subir aoestatuto de planeta anao (Figura 53). Ceres da uma volta ao Sol a cada 4.6 anos a uma distanciamedia de 2.77 UA. O seu raio e de 934 km. Ceres e de longe o corpo com maior massa presente naCintura de Asteroides. De facto, a sua massa ascende a cerca de 30% da massa dos restantes asteroidestodos juntos.

3.4.3 Asteroides troianos

A atuacao conjunta da gravidade do Sol com a de Jupiter conduziram alguns asteroides para oschamados pontos estaveis de Lagrange. Em 1906 foram descobertos os primeiros asteroides nessespontos do sistema Jupiter–Sol (a existencia destes pontos foi prevista por Joseph Lagrange em 1772).Existem cerca de 1600 destes asteroides, designados por asteroides troianos, ja catalogados (ver Figura52).

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Figura 53: O planeta anao Ceres fotografado pelo HST [48].

3.4.4 Asteroides que passam perto da Terra

Alguns asteroides afastam-se bastante da regiao da cintura de asteroides. Estao neste caso os chamadosNEOs (Near Earth Objects) cujas trajetorias se podem aproximar bastante da Terra. Por exemploem 1994 o 1994 XM1 passou a cerca de 105 000 km da Terra (mais perto do que a Lua). Tratou-sede um corpo com cerca de 10 m (meteoroide) e caso colidisse com a Terra provavelmente arderia porcompleto na atmosfera sem chegar ao solo. Em 1989 o asteroide Asclepius com cerca de 300 m passoua cerca de 700 000 km da Terra.

Sao atualmente conhecidos milhares de NEOs e quase todos os dias se descobrem novos. Regra geral,sao de pequenas dimensoes (meteoroides). Os asteroides que passam perto da Terra podem ser de umde tres tipos:

• Amor - situam-se entre as orbitas da Terra e de Marte. Embora possam cruzar ocasionalmentea orbita de Marte, nunca cruzam a orbita da Terra embora se possam aproximar bastante desta.Exemplo: 1036 Ganymed.

• Apollo - diferenciam-se dos asteroides do tipo Amor pelo facto do seu perielio (ponto em queestao mais proximos do Sol) ser inferior ao afelio da Terra (ponto em que a Terra esta maisafastada do Sol). Exemplo: 4581 Asclepius.

• Atenas - tem orbitas cujo afelio (ponto em que estao mais afastados do Sol) e superior aoperielio da Terra (ponto em que a Terra esta mais proxima do Sol). Exemplo: 99942 Apophis.

Os asteroides e meteoroides sao em geral ricos em ferro. O irıdio e um elemento comum em rochas ricasem ferro e raro noutros tipos de rocha. Assim, um estudo da distribuicao de irıdio sobre a superfıcieterrestre, pode dar a ideia dos impactos ocorridos no passado.

3.5 Meteoroides, meteoros e meteoritos

Nao existe uma linha clara de separacao entre asteroides e meteoroides. Em geral consideram-semeteoroides aqueles que tem menos de uma centena de metros.

Um meteoro consiste no fenomeno luminoso que ocorre quando um meteoroide entra na atmosfera e evaporizado total ou parcialmente devido ao atrito. Estes fenomenos sao popularmente designados porestrelas cadentes. Grande parte dos meteoros resulta da combustao de pequenos graos de poeira(1 mm) deixados por cometas. Se a Terra atravessar uma regiao rica nesses graos de poeira podemoster aquilo a que chamamos uma chuva de meteoros.

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Muitos meteoroides ardem completamente ao penetrarem na nossa atmosfera. Se parte do meteoroidesobreviver e conseguir chegar ao solo entao passa a ser designado por meteorito. Em geral o meteoritotem uma dimensao muito inferior a do meteoroide inicial.

Todos os dias cerca de 300 toneladas de meteoritos caem sobre a Terra (grande parte na forma depoeira). No Arizona, por exemplo, existe uma cratera de impacto provocada pela colisao de ummeteorito com cerca de 50 m ha 50 000 anos.

Classificacao de meteoritos

• Rochas – parecem rochas vulgares embora apresentem uma crusta queimada (durante a suadescida na fase de meteoro). Cerca de 95% de todos os meteoritos pertencem a esta classe. Existeuma subclasse de meteoritos rochosos nos quais existem quantidades relevantes de carbono ecompostos de carbono incluindo moleculas organicas complexas como os aminoacidos. Paraalem disso cerca de 20% da massa destes consiste em agua incrustada nos minerais. A origemdeste tipo de meteoritos pode remontar as origens do Sistema Solar.

• Rochas ferrosas – sao compostos por rocha e ferro (50% de cada). Constituem 1% de todos osmeteoritos.

• Ferros – sao essencialmente compostos por ferro embora possam ter na sua composicao tambemnıquel (entre 10 a 20%). Constituem 4% de todos os meteoritos.

3.6 Cometas

Os cometas sao corpos em dimensao comparaveis aos asteroides. Diferem radicalmente no que respeitaa sua composicao. Ao passo que os asteroides sao essencialmente rochosos os cometas sao, por seuturno, essencialmente compostos por gelo.

As trajetorias dos cometas sao elipses com grande excentricidade. Isto significa que os cometas orbitamem torno do Sol. Os perıodos orbitais sao muito variaveis e vao-se alterando a medida que o cometaperde massa em cada passagem. O cometa Encke, por exemplo, da uma volta ao Sol em 3.3 anos aopasso que o Kohoutek, que passou por ca em 1973, so o voltara daqui por cerca de 80 000 anos.

Os cometas com perıodo orbital mais curto devem ter passado perto de Jupiter o suficiente para quea sua orbita fosse alterada. Estes designam–se geralmente por cometas da famılia de Jupiter. Muitosdestes cometas acabam mesmo por colidir com Jupiter ou com o Sol. Tem perıodo inferior a 20 anose julga–se serem originarios da cintura de Kuiper. A influencia gravıtica de Neptuno ou a interacaode corpos da cintura de Kuiper entre si podem lancar ocasionalmente um deles em direcao ao sistemasolar interior onde acaba eventualmente por se tornar num cometa.

Os cometas de perıodo intermedio ou longo sao os mais comuns. As suas orbitas podem ir ate as 105

UA (1/5 da distancia para a estrela mais proxima). Estes cometas sao originarios da nuvem de Oort.

Estrutura de um cometa (ver Figura 54):

• Nucleo – com uma extensao da ordem das dezenas de km o nucleo de um cometa e compostopor uma mistura de gelo (H2O, CO2, NH3, CH4) e poeiras.

• Cabeleira – zona que envolve o nucleo estendendo-se ate aos 105 ou 106 km. A cabeleira euma especie de atmosfera do cometa sendo composta pelo material libertado do nucleo poraquecimento.

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Figura 54: Estrutura de um cometa [49].

• Envelope de hidrogenio – esta zona consiste numa esfera de hidrogenio que se estende por cercade 107 km. O hidrogenio resulta da separacao de moleculas de agua pela radiacao UV do Sol.

• Cauda – quando o cometa se aproxima muito do Sol (menos de 3 UA) pode desenvolver umagrande cauda. Note-se que a 3 UA do Sol a temperatura atinge cerca de 215 K que correspondea temperatura de sublimacao da agua gelada. A cauda tem uma densidade muito baixa emrelacao a do cometa em si. A cauda do cometa tem duas ramificacoes:

Cauda de gas – aponta na mesma direcao do movimento do cometa. Consiste em materialdeixado para tras pelo cometa. Esta cauda acompanha o movimento do cometa descrevendouma curva suave. Pode atingir cerca de 107 km. O material da cauda acaba por escapar aocometa ficando em orbita em torno do Sol.

Cauda de ioes – aponta na direcao oposta ao Sol pois resulta do arrastamento de ioes, prove-nientes do cometa, pelo vento solar. Esta cauda pode atingir ate 108 km. O seu tom azuladoresulta da presenca de ioes moleculares de compostos de carbono.

Nuvem de Oort

A grande maioria dos cometas de perıodo intermedio ou longo parece ser originaria de uma regiaosituada a cerca de 50 000 UA do Sol. Como surgem com a mesma frequencia de todas as direcoesessa regiao, que veio a designar–se por Nuvem de Oort, deve ter forma esferica. A nuvem de Oort ecomposta pelos restos da nebulosa que deu origem ao Sistema Solar. Assim, o estudo da composicaodos cometas pode revelar muito sobre a origem do nosso sistema planetario.

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