Mercúrio
Mercúrio e o oitavo planeta do nosso sistema o mais próximo do Sol
distância média do Sol: 57.910.000 km (0,38 u.a.)
diâmetro: 4.878 km
massa: 3,30 x 1023 kg
Mercúrio é menor que Ganimedes e Titã em diâmetro, mas sua massa é maior.
Na Mitologia Romana, Mercúrio é o deus dos comerciantes e dos ladrões, correspondendo ao deus Hermes, o mensageiro dos deuses - da mitologia grega. O planeta provavelmente recebeu esse nome pelo fato de mover-se rapidamente no espaço.
Mercúrio é conhecido pelo menos desde a época dos sumerianos (3º milênio a.C.). Os gregos lhe deram dois nomes: Apolo, a estrela matutina, e Hermes, a estrela vespertina. Os astrônomos gregos sabiam, contudo, que os dois nomes referiam-se ao mesmo corpo celeste. Heráclito acreditava que Mercúrio e Vênus gravitavam em torno do Sol, e não da Terra.
Mercúrio foi visitado por uma única sonda espacial, a Mariner 10. Ela passou pelo planeta três vezes, em 1973 e 1974. Apenas 45% de sua superfície foi mapeada.
A órbita de Mercúrio é altamente excêntrica; no periélio, o planeta está apenas a 46 milhões de quilômetros do Sol, mas no afélio encontra-se a 70 milhões. O periélio de sua órbita precessa ao redor do Sol a uma velocidade muito baixa. Os astrônomos do século XIX fizeram observações bastante cuidadosas sobre os parâmetros orbitais de Mercúrio, mas não puderam explicá-los adequadamente usando a mecânica newtoniana. As pequenas diferenças entre os valores observados e os valores previstos, embora uma questão de menor relevância, apoquentaram os astrônomos por muitas décadas. Pensava-se que um outro planeta (às vezes chamado de Vulcano) poderia existir numa órbita próxima a de Mercúrio, assim justificando tal discrepância. A verdadeira resposta revelou-se muito mais dramática: A Teoria Geral da Relatividade, de Einstein! O fato de a sua teoria poder determinar corretamente os movimentos de Mercúrio foi importante para sua aceitação inicial.
Até 1962, pensava-se que o "dia" mercuriano tinha a mesma duração do ano mercuriano, justificando-se assim o fato de o planeta manter a mesma face voltada para o Sol, como acontece com a Lua em relação à Terra. Mas, em 1965, observações feitas com o radar Doppler mostraram que isso era falso. Sabe-se agora que Mercúrio gira em torno de seu eixo três vezes a cada dois anos mercurianos. Mercúrio é o único corpo no sistema solar que se conhece como tendo sido capturado numa outra razão que não de 1:1.
Esse fato e a grande excentricidade da órbita de Mercúrio produziriam efeitos bastante estranhos para um observador na superfície do planeta. Em algumas longitudes, o observador veria o Sol nascer e, então, gradualmente, aumentar de tamanho aparente, à medida que se movesse lentamente em direção ao zênite. Nesse ponto, o Sol interromperia a sua trajetória, inverteria brevemente seu curso no céu, parando novamente antes de retomar sua caminhada em direção ao horizonte e diminuir de tamanho aparente. Durante toda essa trajetória, as estrelas estariam se movendo três vezes mais rápido através do espaço. Observadores em outros pontos da superfície de Mercúrio veriam movimentos diferente, embora igualmente bizarros.
As variação de temperatura em Mercúrio são as mais extremas do sistema solar, situando-se entre de 90 K e 700 K. A temperatura de Vênus é ligeiramente mais quente, mas bastante estável.
Mercúrio assemelha-se à Lua: em muitos aspectos: sua superfície é coberta de crateras e é muito velha; não possui atmosfera nem apresenta placa tectônica. Por outro lado, Mercúrio é muito mais denso que a Lua (5,43 gm/cm3 versus 3,34). Mercúrio é o segundo grande corpo mais denso do sistema solar depois da Terra. Na verdade, a densidade da Terra é devida em parte à compressão gravitacional; não fosse isso, Mercúrio seria mais denso que a Terra. Isso indica que o denso núcleo de ferro do planeta é relativamente maior que o da Terra, provavelmente compreendendo a maior parte do planeta. Mercúrio, portanto, tem um manto e uma crosta de silicato relativamente finos.
O interior de Mercúrio é dominado por um grande núcleo de ferro, cujo raio mede 1800 a 1900 km. A casca externa de silicato (análoga ao manto e crosta da Terra) tem apenas 500 a 600 km de espessura. Pelo menos parte do núcleo é provavelmente composto de matéria fundida.
A superfície de Mercúrio apresenta escarpas imensas, algumas chegando a centenas de quilômetros de comprimento e até três quilômetros de altura. Algumas estendem-se através dos anéis das crateras e de outras formações, o que leva a suposição de que tenham se originado por compressão. Calcula-se que a área superficial de Mercúrio encolheu cerca de 0,1% (correspondendo a uma diminuição do raio do planeta em torno de 1 km).
Uma das maiores formações na superfície de Mercúrio é a chamada Bacia Caloris; com cerca de 1300 km de diâmetro. Pensava-se que essa formação fosse semelhante às grandes bacias (mares) da Lua. Como as bacias lunares, seu aparecimento provavelmente resultou de um grande impacto ocorrido no início da história do sistema solar. É provável que esse impacto também seja responsável pela estranha topografia do lado oposto do planeta.
Além da superfície coberta de crateras, Mercúrio também apresenta regiões de planícies relativamente suaves. Algumas delas podem ter origem vulcânica, mas outras podem ter-se formado pela deposição de matéria ejetada pelos impactos que deram origem às crateras.. .
Não se observou atividade vulcânica em Mercúrio
Surpreendentemente, observações do polo norte de Mercúrio (uma região não mapeada pela Mariner 10) feitas por radar revelaram a presença de gelo nas sombras protegidas de algumas crateras.
Mercúrio tem um pequeno campo magnético cuja intensidade é cerca de 1% da de nosso planeta.
Não se tem conhecimento de satélites em órbita de Mercúrio.
Mercúrio pode, às vezes, ser observado através de binóculos ou mesmo a olho nu, mas está sempre muito próximo ao Sol e dificilmente é visto à luz do crepúsculo.
Vênus
Vênus é o sexto maior planeta do nosso sistema e o segundo a partir do Sol:
distância do Sol: 108.200.000 km (0,72 u.a.)
diâmetro: 12.103,6 km
massa: 4,869e24 kg
A órbita de Vênus, dentre as de todos os demais planetas, é a que mais se aproxima da circularidade, com uma excentricidade inferior a 1%.
Vênus (Grego: Afrodite; Babilônio: Ishtar) é a deusa do amor e da beleza. O planeta é assim chamado, provavelmente, por ser o mais brilhante de todos os astros conhecidos na Antigüidade. (Os acidentes em Vênus, com poucas exceções, são todos nomes femininos.)
Vênus é conhecido desde os tempos pré-históricos. É o mais brilhante dos astros do sistema solar depois do Sol e da Lua. Como Mercúrio, Vênus era popularmente representado como dois corpos: Eósforo, a estrela matutina e Vérper, a estrela vespertina, mas os astrônomos gregos estavam mais bem informados.
Uma vez que Vênus é um planeta inferior, ele apresenta fases quando visto da Terra com um telescópio. A observação desse fenômeno por Galileu foi um importante elemento a favor da teoria Heliocêntrica de Copérnico.
A primeira sonda a visitar Vênus foi a Mariner 2, em 1962. Ele foi posteriormente visitado por muitas outras (mais de 20 até o presente), incluindo a Pionner Venus e a sonda soviética Venera 7, a primeira sonda a descer em outro planeta, e Venera 9, que transmitiu as primeiras fotos da superfície. Mais recentemente, a sonda americana Magellan transmitiu mapas detalhados da superfície de Vênus usando radar.
A rotação de Vênus é um tanto peculiar, visto ser muito lenta e retrógrada (243 dias terrestres eqüivalem a um dia venusiano, um pouco maior que o ano venusiano). Além disso, os períodos da rotação de Vênus e de sua órbita são de tal forma sincronizados que ele sempre apresenta a mesma face voltada para a Terra quando os dois planetas estão em sua maior aproximação.
Vênus é às vezes chamado de planeta-irmã da Terra. Em alguns aspectos eles se assemelham:
Vênus é apenas um pouco menor que a Terra (95% do diâmetro da Terra, 80% da massa terrestre).
Ambos têm poucas crateras, indicando que suas superfícies são relativamente jovens.
Suas densidades e a composição química são similares.
Por causa dessas similaridades, pensou-se que abaixo de suas densas nuvens Vênus poderia ser semelhante à Terra e até mesmo possuir vida. Mas, infelizmente, pesquisas detalhadas concluíram que Vênus é radicalmente diferente da Terra em muitos aspectos significativos.
A pressão da atmosfera de Vênus, na superfície, é de 90 atmosferas aproximadamente a mesma que existe a uma profundidade de 1 km nos oceanos da Terra). Sua composição é basicamente dióxido de carbono. Há várias camadas de nuvens, com espessura de muitos quilômetros, compostas de ácido sulfúrico. Essas nuvens impedem que se tenha uma visão de sua superfície. Essa densa atmosfera produz um efeito estufa que aumenta a temperatura de Vênus em cerca de 400 graus para mais de 740 k (calor suficiente para derreter o chumbo). A superfície de Vênus é na verdade mais quente que a de Mercúrio, a despeito de estar quase duas vezes mais distante do Sol.
Há fortes ventos (350 kph) nas cristas das nuvens, mas os ventos na superfície sopram com pouca intensidade, não mais que alguns quilômetros por hora.
Vênus provavelmente já possuiu grandes volumes de água, como o nosso planeta, mas toda essa água evaporou-se. O planeta é agora muito seco. A Terra teria tido igual destino se estivesse um pouco mais perto do Sol. Podemos conhecer melhor a Terra descobrindo por que Vênus - planeta basicamente similar ao nosso - passou por transformações que o tornaram tão diferente.
A maior parte da superfície de Vênus é constituída de planícies levemente onduladas, com pouco relevo. Há também várias extensas depressões: Atalanta Planitia, Guinevere Planitia, Lavinia Planitia. Há dois grandes planaltos: Ishtar Terra, no hemisfério norte (mais ou menos do tamanho da Austrália) e Afrodite Terra, ao longo do equador (aproximadamente do tamanho da América do Sul). O interior de Ishtar consiste em um alto platô, Lakshmi Planum, circundado pelas mais altas montanhas de Vênus , inclusive pelo enorme Maxwell Montes.
Os dados transmitidos pelo radar de formação de imagens da Magellan mostram que uma grande área de superfície de Vênus é coberta de lava. Há vários vulcões semelhantes aos do Havaí e do Olympus Mons), tais como Sif Mons. Pesquisas recentes revelaram que Vênus é ainda vulcanicamente ativo, mas apenas em alguns pontos quentes localizados; a maior parte da superfície do planeta tem-se mantido geologicamente imperturbada nas últimas centenas de milhões de anos.
Não há crateras pequenas em Vênus. Parece que pequenos meteoros se desintegram na densa atmosfera de Vênus antes de atingirem a superfície. As crateras de Vênus parece terem surgido em grupos, indicando que os grandes meteoros que atingem a superfície do planeta geralmente se fragmentam na atmosfera.
As mais antigas formações de Vênus parecem ter cerca de 800 milhões de anos. A extensa atividade vulcânica que havia no planeta removeu os vestígios das primeiras formações em sua superfície, inclusive as grandes crateras surgidas no início da história de Vênus.
As imagens da Magellan mostram uma grande variedade de formações interessantes e peculiares, incluindo-se os vulcões "pancake", que parecem ser erupções de lava bastante espessa e as coroas, que se assemelham a hemisférios achatados sobre grandes câmaras de magma.
O centro do planeta é provavelmente bastante similar ao da Terra: um núcleo de ferro com cerca de 300 km de raio, um manto rochoso de matéria derretida, compreendendo a maior parte do planeta. Recentes estudos dos dados referentes à gravidade transmitidos pela sonda Magelllan indicam que a crosta de Vênus é mais resistente e mais espessa do que se supunha anteriormente. Como a Terra, a convecção no manto produz uma tensão na superfície do planeta que é aliviada em muitas regiões relativamente pequenas, em vez de se concentrar nos limites da placa tectônica, como ocorreu com a Terra.
Vênus não tem campo magnético, talvez em virtude de sua baixa rotação.
Vênus não possui satélites.
Vênus é geralmente visível a olho nu. Às vezes (impropriamente) chamada de "estrela matutina" ou "estrela vespertina", Vênus é, incontestavelmente, a estrela mais brilhante do céu.
Terra
A Terra é o quinto maior planeta do nosso sistema e o terceiro planeta a partir do Sol:
distância do Sol: 149.600.000 km (1.00 u.a)
diâmetro: 12,756.3 km
massa: 5,976e24 kg
A Terra é o único planeta cujo nome em inglês não tem raízes na mitologia grega/romana. Há, naturalmente, centenas de outros nomes para o planeta em outras línguas.
Não foi senão na época de Copérnico (século XVI) que se compreendeu que a Terra era apenas um outro planeta.
A Terra, naturalmente, pode ser estudada com o auxílio de sondas espaciais. Mesmo assim, foi somente no século XX que pudemos elaborar mapas de todo o planeta. E as fotos da Terra tiradas do espaço são de considerável importância; por exemplo, elas ajudam consideravelmente na previsão do tempo e, especialmente, no rastreamento e previsão de furacões. E elas são de extraordinária beleza.
A Terra está dividida em várias camadas, cada qual com propriedades químicas e sísmicas distintas (profundidades em km):
0- 40 Crosta
10- 400 Manto superior
400- 650 Região de transição
650- 2700 Manto inferior
2700- 2890 Camada D (às vezes incluída no manto inferior)
2890- 5150 Núcleo externo
5150- 6378 Núcleo interno
A crosta é mais fina sob os oceanos e mais espessa sob os continentes. O núcleo interno e a crosta são sólidos; o núcleo externo e as camadas do manta são fluidos.
O núcleo é composto quase inteiramente de ferro (ou níquel/ferro). As temperaturas no centro do núcleo podem chegar a 7500 K - mais quente que a superfície do Sol. A manta inferior é provavelmente constituída, em sua maior parte, de silício, magnésio e oxigênio, com alguma quantidade de ferro, cálcio e alumínio. O manto superior é constituído principalmente de olivina e piroxeno (iron,magnesium silicato de magnésio, ferro), cálcio e alumínio Sabemos quase tudo isso através das técnicas sísmicas; amostras do manto superior chegam à superfície na forma de lava vulcânica, mas a maior parte da Terra é inacessível. O crosta é basicamente quartzo (dióxido de silício) e outros silicatos como feldspato. Tomada como um todo, a composição química da Terra (em termos de massa) é:
34,5% Ferro 29,5% Oxigênio
15,2% Silício 12,7% Magnésio
2,4% Níquel 1,9% Enxofre
0,05% Titânio
A Terra é o mais denso dos grandes corpo do sistema solar.
Os outros planetas telúricos provavelmente têm estruturas e composições similares, com pequenas diferenças: a Lua na melhor das hipóteses, , tem um núcleo pequeno; Mercúrio tem um núcleo extremamente grande (relativo a seu diâmetro); os mantos de Marte e da Lua são muito mais espessos; a Lua e Mercúrio podem não ter crostas quimicamente distintas; a Terra pode ser o único astro com núcleos interno e externo distintos. Observe, entretanto, que o nosso conhecimento das camadas mais profundas dos planetas é em grande parte teórico, mesmo com relação à Terra.
Diferentemente dos outros planetas telúricos, a crosta da Terra está dividida em várias placas sólidas separadas, que flutuam independentemente sobre o manto quente. Essas diferentes placas são conhecidas como placas tectônicas.. Dois processos caracterizam o movimento dessas placas: elevação e subsidiência. Ocorre elevação quando duas placas se afastam uma da outra e uma nova crosta é criada pelo levantamento do magma de baixo para cima. Ocorre subsidiência quando duas placas colidem e a borda de uma mergulha sob a da outra e acaba sendo destruída pelo manto. Há um movimento transversal em alguns limites de placas (i.e., a Falha de San Andreas, na Califórnia) e colisões entre placas continentais (i.e. Índia/Eurásia). Atualmente, as grandes placas são em número de oito:
Placa norte-americana - América do Norte, oeste do Atlântico Norte e Groenlândia
Placa sul-americana- América do Sul e oeste do Atlântico Sul
Placa antártica - Antártica e "Oceano Sul"
Placa eurasiana - leste do Atlântico Norte, Europa e Ásia, exceto a Índia.
Placa africana- África, leste do Atlântico Sul e oeste do Oceano Índico
Placa indo-australiana - Índia, Austrália, Nova Zelândia e maior parte do Oceano Índico
Placa Nazca - leste do Oceano Pacífico adjacente à América do Sul
Placa do pacífico - maior parte do Oceano pacífico (e costa sul da Califórnia!)
Há também vinte ou mais placas menores, tais como as da Arábia, Cocos, e Filipinas.
A superfície da Terra é muito jovem. Num período relativamente curto (pelos padrões astronômicos) de 500.000.000 anos, a erosão e os processos tectônicos destroem e recriam a maior parte da superfície da Terra e, assim, eliminam quase todos os vestígios da primitiva história geológica do planeta (tais como as crateras de impacto). Assim, a própria história dos começos da Terra foi apagada. Nosso planeta tem 4,5 a 4,6 bilhões de anos, mas as rochas mais antigas de que se tem notícia datam de menos de 4 bilhões de anos atrás, sendo raras as rochas com mais de 3 bilhões de anos. Os mais antigos fósseis de organismos vivos têm menos de 3,9 bilhões de anos. Não há registro do período crítico em que a vida se iniciou.
71% da superfície da Terra é coberto de água. A Terra é o único planeta em que é possível a existência de água em forma líquida na superfície (embora possa haver metano ou etano líquido na superfície de Titã). Esse elemento, naturalmente, é essencial à vida como a conhecemos. A capacidade de aquecimento dos oceanos é também responsável por grande parte da erosão e do intemperismo dos continentes da Terra, um processo sem similar no sistema solar, até onde sabemos presentemente (embora isso possa ter ocorrido em Marte no passado).
A atmosfera da Terra é 77% nitrogênio, 21% oxigênio, com traços de argônio, dióxido de carbono e água. Havia provavelmente uma quantidade muito maior de dióxido de carbono na atmosfera da Terra quando da formação do planeta, mas quase todo ele foi incorporado às rochas de carbonato e, em menor grau, dissolvido nos oceanos e consumido pelas plantas vivas. As placas tectônicas e os processos biológicos agora mantêm um fluxo contínuo de dióxido de carbono da atmosfera para esses vários "sumidouros" e, novamente, de volta à atmosfera. Uma pequena quantidade de dióxido de carbono residente na atmosfera, em qualquer época, é extremamente importante para a manutenção da temperatura superficial do planeta, via efeito estufa. O efeito estufa aumenta a temperatura média da superfície da Terra cerca de 35ºC acima do que, de outro modo, seria a temperatura do planeta (de gélidos -21ºC para confortáveis +14ºC); sem isso, os oceanos congelariam e a vida na Terra seria impossível.
A presença de oxigênio livre é bastante notável do ponto de vista químico. O oxigênio é um gás muito reativo e, em circunstâncias "normais", rapidamente se combinaria com outros elementos. O oxigênio na atmosfera terrestre é produzido e mantido por processos biológicos. Sem a vida não existiria oxigênio livre.
A Terra tem um modesto campo magnético produzido por correntes elétricas no núcleo. A interação do vento solar, do campo magnético e das camadas superiores da Terra causa o fenômeno conhecido como aurora boreal.
A Lua
A Lua é o único satélite natural da Terra:
distância da Terra: 384.400 km
diâmetro: 3476 km
massa: 7,35e22 kg
Chamada de Luna pelos romanos, Selene e Ártemis pelos gregos.
A Lua, naturalmente, é conhecida desde os tempos pré-históricos. É o segundo astro mais brilhante no céu depois do Sol.
Devido a seu tamanho e composição, a Lua é às vezes classificada como "planeta" telúrico, juntamente com Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
A Lua foi visitada pela primeira vez pela sonda soviética Luna 2 em 1959. Ela é o único corpo extraterrestre já visitado pelo homem. A primeira alunissagem aconteceu em 20 de julho de 1969; a última foi em dezembro de 1972. A Lua é também o único corpo do qual se tem amostras na Terra. No verão de 1994, a Lua foi exaustivamente mapeada pela sonda Clementine.
A rotação da Lua está em fase com sua órbita, de modo que o mesmo lado está sempre voltado para a Terra. Na verdade, a Lua parece "dançar" um pouquinho (pelo fato de a sua órbita ser ligeiramente não-circular), de modo que alguns graus do lado oculto podem ser vistos em determinadas ocasiões, mas o lado oculto, em sua maior parte, era completamente desconhecido até ter sido fotografado pela sonda soviética Luna 3 em 1959.
A Lua está se afastando da Terra a cerca de 3,5 centímetros por ano. O acoplamento gravitacional entre a Lua e a Terra, além de causar as marés, também transfere energia gravitacional da Terra para a Lua. Isso diminui a rotação da Terra (em cerca de 1,48 milissegundos/século) e acelera a Lua para uma órbita maior (o efeito oposto ocorre com Fobos e Tritão).
A Lua não possui atmosfera. Dados recentes fornecidos pela sonda Clementine, sugerindo que poderia haver gelo em algumas crateras próximas aos polos da Lua, resultaram insatisfatórios. Mas ainda permanece a possibilidade de que possa existir gelo misturado com o solo lunar.
A crosta da Lua tem em média 69 km de espessura e varia de essencialmente 0, sob o Mare Crisium, a 107 km ao norte da cratera Korolev, no lado oculto do satélite. Abaixo da crosta encontra-se um manto e, possivelmente, um pequeno núcleo. Diferentemente do manto da Terra, entretanto, o manto da Lua, muito provavelmente, não é suficientemente quente para apresentar-se derretido. Curiosamente, o centro de massa da Lua é deslocado de seu centro geométrico em cerca de 2 km em direção à terra. Além disso, a crosta é mais fina no lado visível.
Há dois tipos básicos de topografia lunar: os planaltos bastante antigos e densamente craterizados e os maria relativamente suaves e mais jovens. Os maria (que compreendem cerca de 16% da superfície lunar) são enormes crateras de impacto que, posteriormente, foram inundadas por lava derretida. A maior parte da superfície é coberta de regolito, uma mistura de pó fino e resíduos rochosos produzidos pelo impacto de meteoros . Por alguma razão desconhecida, os maria estão centrados no lado visível.
Além das formações familiares no lado visível, em seu lado oculto encontram-se Aitken - Polo Sul - a maior bacia de impacto do sistema solar, com 2250 km de diâmetro e 12 km de profundidade - Orientale, no bordo ocidental, que é um esplêndido exemplo de uma cratera de múltiplos anéis.
382 kg de amostras de rochas foram trazidas à Terra pelos programas Apolo e Luna. Devemos a elas a maior parte dos detalhes que hoje detemos sobre a Lua. Elas são particularmente valiosas porque podem ser datadas. Mesmo hoje, 20 anos após a última descida na Lua, os cientistas ainda estudam essas preciosas amostras.
A maioria das rochas da superfície lunar parece ter entre 4,6 e 4 bilhões de anos - um confronto casual com as mais velhas rochas terrestres, que raramente têm mais de 3 bilhões de anos. Assim, a Lua fornece pistas inéditas sobre a história pregressa do sistema solar..
Antes do estudo das amostras trazidas pela Apolo, não havia consenso sobre a origem da Lua. Havia três principais teorias: a co-acreção , segundo a qual a Lua e a Terra teria se formado ao mesmo tempo a partir da Nebulosa Solar; a fissão, que defendia a hipótese de que a Lua teria se originado da própria Terra; e a captura , que postulava a formação da Lua em outro ponto do universo, sendo subseqüentemente capturada pela Terra. Nenhuma dessas teorias mostrava-se plenamente satisfatória. Mas as novas e detalhadas informações trazidas pelas pedras lunares levaram à teoria do impacto: a colisão da Terra com um objeto de grande dimensão e a formação da Lua a partir do material ejetado. Ainda há detalhes que precisam ser elaborados, mas a teoria do impacto é agora amplamente aceita.
A Lua não possui campo magnético total. Mas, algumas das rochas superficiais apresentam magnetismo remanescente, indicando que pode ter havido um campo magnético global no início da história da Lua.
Sem atmosfera e campo magnético, a superfície da Lua está diretamente exposta ao vento solar. Durante seus 4 bilhões de anos de existência, muitos íons de hidrogênio oriundos do vento solar vieram a ser incorporar ao regolito da Lua. Assim, as amostras de regolito trazidas da Lua mostraram-se valiosas para o estudo do vento solar. Esse hidrogênio lunar poderá ser de utilidade, algum dia, como combustível para foguetes.
Marte
Marte é o sétimo maior planeta do sistema solar e o quarto a partir do Sol:
distâncias do Sol: 227.940.000 km (1.52 AU)
diâmetro:6.794 km
massa: 6,4219 x 10^23 kg (ou 6,4219e23 kg, onde e23 = 10 elevado à potência 23)
Marte (grego: Ares) é o deus da guerra. O planeta provavelmente recebeu esse nome devido à sua cor vermelha. Marte é às vezes chamado de Planeta Vermelho. O deus Marte dos romanos era o deus da agricultura antes de seu nome se ligar ao deus Ares dos gregos; os que são a favor da colonização do planeta podem preferir esse simbolismo.
Marte é conhecido desde os tempos pré-históricos. Tem sido a escolha favorita de escritores de ficção científica como o lugar mais provável no sistema solar (além da própria Terra!) para uma colônia de seres humanos. Mas os famosos "canais" que Lowell e outros pensavam existir no planeta eram, infelizmente, tão imaginários quanto as princesas Barsoomianas.
A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4, em 1965. Várias outras se seguiram, inclusive duas Viking landers em 1976.
A órbita de Marte é significativamente elíptica. Em conseqüência disso ocorre uma variação de temperatura de cerca de 30 ºC no ponto subsolar. Em geral, as sondas Viking verificaram que as temperaturas marcianas variam de 150 K (-220 ºF) a 295 K (70 ºF).
Embora Marte seja muito menor que a Terra, sua área superficial é aproximadamente igual à área da superfície do nosso globo. .
Com exceção da Terra, Marte apresenta a mais interessante e variada topografia de todos os outros planetas telúricos ressaltando-se o aspecto verdadeiramente espetacular de algumas de suas formações.
Olympus Mons
Tharsis
Valles Marineris
Hellas Planitia
Grande parte dessa superfície é muito velha e craterizada, mas há também vales, penhascos, colinas e planícies mais jovens..
No hemisfério sul de Marte predominam planícies cheias de crateras. A maior parte do hemisfério norte é muito mais jovem e sua elevação é também muito menor. Uma mudança de elevação de vários quilômetros ocorre na região limítrofe. A razão para isso é desconhecida.
O interior de Marte é conhecido somente por inferência de dados sobre a superfície e das estatísticas sobre o planeta. O cenário mais provável é de um núcleo denso com cerca de 1700 km de raio, um manto rochoso derretido, um pouco mais denso que o da Terra, e uma crosta delgada. A ausência de um campo magnético global indica que o núcleo de Marte é provavelmente sólido. A densidade relativamente baixa do planeta, comparada a de outros planetas telúricos, indica que seu núcleo provavelmente contém uma fração relativamente grande de material oxidado.
Como Mercúrio e a Lua, Marte parece não apresentar placas tectônicas ativa; não há indicações de movimento horizontal da superfície, tais como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Sem qualquer movimento lateral da placa tectônica, os pontos quentes sob a crosta permanecem em posição fixa com relação à superfície. Isso, juntamente com uma gravidade superficial mais baixa, poderia explicar o intumescimento de Tharis e seus enormes vulcões.
Há sólida evidência de erosão em muitos pontos da superfície marciana. Em alguma época passada, certamente havia água na superfície do planeta. Pode até mesmo ter havido oceanos. Mas, parece que isso aconteceu apenas por um breve período e há muito tempo atrás; estima-se a idade dos canais de erosão em cerca de 4 bilhões de anos. ( Os Valles Marineris não foram criados pela ação de cursos de água. Sua formação se deu por estiramento e fraturamento da crosta, associados com a formação de Tharsis.)
No início de sua história, Marte apresentava características muito próximas às da Terra. Como também ocorreu com a Terra, todo o seu dióxido de carbono foi consumido na formação de rochas de carbonato. Mas, pelo fato de não ter placas tectônicas, Marte é incapaz de reciclar qualquer quantidade desse dióxido de carbono e retorná-lo à atmosfera, e, assim, não pode manter um efeito estufa significativo. A superfície de Marte é, portanto, muito mais fria do que a Terra seria a essa distância do Sol.
A atmosfera de Marte é fina, composta essencialmente de uma fina camada de dióxido de carbono restante (95,3%) além de nitrogênio (2,7%) , argônio (1,6%) e traços de oxigênio (0,15%) e água (0,03%). A pressão média na superfície de Marte é de apenas cerca de 7 millibar ( menos de 1% da pressão da Terra) , mas varia grandemente com a altitude, de quase 9 milibar nas bacias mais profundas a cerca de 1 milibar nas crista do Olympus Mons. Mas é suficientemente densa para produzir ventos fortes e fortes tempestades de poeira, que em determinadas ocasiões encobrem todo o planeta por vários meses. Embora sua atmosfera seja constituída principalmente de dióxido de carbono - como em Vênus, o efeito estufa de Marte é suficiente para aumentar a temperatura superficial em apenas 5 graus (K).
Marte é permanentemente encoberto por calotas de gelo em ambos os polos compostas em sua maior parte de dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Durante o verão norte, o dióxido de carbono sublima-se completamente, deixando uma camada residual de gelo de água. Não se sabe se uma camada semelhante de gelo de água existe abaixo da capa sul, uma vez que sua camada de dióxido de carbono nunca desaparece completamente. Pode existir gelo de água escondido sob a superfície, em altitudes mais baixas. As variações sazonais da extensão das capas polares alteram a pressão atmosférica global em cerca de 25% (conforme medições feitas nas áreas exploradas pela sonda Viking)..
Recentes observações através do telescópio espacial Hubble, revelaram que as condições verificadas durante as missões Viking podem não ter sido típicas. A atmosfera de Marte agora parece ser mais fria e mais seca do que a atmosfera medida pelas sondas Viking.
As sondas Viking, realizaram experiências para determinar a existência de vida em Marte. Os resultados foram negativos. Os otimistas assinalam que apenas duas pequenas amostras foram examinadas e de sítios pouco favoráveis.
Acredita-se que alguns meteoritos tenham se originado em Marte.
Marte não possui campo magnético global.
Durante a noite, Marte é visível a olho nu. Seu brilho aparente varia conforme sua posição em relação à Terra.
Fobos
Fobos é o maior e o mais interno dos dois satélites de Marte:
distância do centro de Marte: 9378 km
diâmetro: 22,2 km (27 x 21,6 x 18,8)
massa: 1,08e16 kg
Fobos está mais próximo de seu primário que qualquer outra lua do sistema solar, a menos de 6000 km acima da superfície de Marte; é uma das menores luas do nosso sistema.
Pronuncia-se "FOH bus"
Na mitologia grega, Fobos é um dos filhos de Ares (Marte) e Afrodite (Vênus). Significa "medo" em grego (raiz de "fobia").
Descoberto em 12 de agosto de 1877, por Hall; fotografado pela sonda Viking 1 em 1977.
Fobos gravita ao redor de Marte, abaixo do raio orbital sincrônico. Levanta-se no oeste, move-se muito rapidamente pelo céu e se põe no leste, geralmente duas vezes por dia. Está tão próximo da superfície que não pode ser visto acima do horizonte de qualquer ponto de Marte.
Fobos é um satélite condenado: pelo fato de sua órbita estar abaixo da altitude sincrônica, as forças de maré o estão atraindo em direção a Marte. Em menos de 100 milhões de anos, ele ou se fragmentará, transformando-se em um anel, ou colidirá com o planeta.
Provavelmente, Fobos e Deimos são compostos de rocha rica em carbono, como asteróides do tipo C. Mas, suas densidades são tão baixas que eles não poderiam ser rocha pura. É mais provável que sejam formados de uma mistura de rocha e gelo. Ambos são densamente craterizados.
A sonda soviética Fobos 2 detectou um pequeno mas regular escapamento de gás na superfície do satélite. Infelizmente, a sonda interrompeu sua comunicação antes que se pudesse determinar a natureza do material; a hipótese mais provável é que seja água.
A formação mais notável em Fobos é a grande cratera Stickney (nome de solteira da esposa de A. Hall). Como a cratera Herschel, de Mimas, (em escala menor), o impacto que criou Stickney por pouco não destruiu Fobos. Os sulcos e raias na superfície do satélite foram provavelmente causados pelo impacto.
Acredita-se, em geral, que Fobos e Deimos sejam asteróides capturados. Especula-se que essas duas luas teriam vindo de algum ponto fora do sistema solar, e não do cinturão de asteróides.
Fobos e Deimos poderão ser úteis, em algum tempo futuro, como "estações espaciais", de onde se poderia estudar Marte, ou como paradas intermediárias nas viagens de ida e volta à superfície marciana; especialmente se a presença de gelo for confirmada.
Júpiter
Júpiter é o quinto planeta a partir do Sol e o maior de todos:
distância do Sol: 778.330.000 km (5,20 u.a)
diâmetro equatorial: 142.984 km; diâmetro polar: 133.708 km
massa: 1,900e27 kg
Júpiter tem duas vezes mais massa que todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).
Júpiter, o Deus dos Deuses, suprema autoridade do Olimpo e patrono de Roma. Zeus era filho de Cronos (Saturno).
Júpiter é o quarto objeto mais brilhante no céu (depois do Sol, Lua e Vênus; em alguns períodos, Marte é também mais brilhante). É conhecido desde os tempos pré-históricos. A descoberta de Galileu, em 1610, das quatro luas de Júpiter, Io, Europa, Ganimédes e Calisto (hoje conhecidas como luas Galileanas), foi a primeira constatação de um centro de movimento que, claramente, não estava centrado na Terra. Esse foi um ponto significativo a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico; Por defender abertamente a teoria de Copérnico, Galileu foi aprisionado a mando da Inquisição, forçado a abjurar suas crenças e condenado ao cárcere pelo resto de sua vida.
Júpiter foi visitado pela primeira vez pela sonda Pioneer 10 em 1973 e, mais tarde, pelas sondas Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 e Ulysses. A sonda Galileu está atualmente viajando em direção à Júpiter.
Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, seu material gasoso simplesmente tornar-se mais denso com a profundidade (os raios e diâmetros dos planetas são para níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera). O que vemos quando olhamos para esses planetas é o topo das nuvens em suas atmosferas (ligeiramente acima do nível de 1 atmosfera).
Júpiter é cerca de 90% hidrogênio e 10% de hélio, com traços de metano, água, amônia e "rochas". Isso aproxima-se muito da composição da Nebulosa Solar primordial da qual todo o sistema solar se originou. Saturno tem uma composição similar, mas Urano e Netuno têm muito menos hidrogênio e hélio.
Nosso conhecimento do interior de Júpiter (e de outros planetas gasosos) é essencialmente indireto, e é provável que permaneça assim por muito tempo. A sonda atmosférica Galileu penetrará apenas até próximo ao nível de 25 bar antes de perder contato com a Terra.
Júpiter provavelmente tem um núcleo de material rochoso, algo em torno de 10 a 15 massas terrestres.
Acima do núcleo fica o principal constituinte da composição do planeta - hidrogênio metálico em forma líquida. Essa forma exótica do mais comum dos elementos é possível somente a pressões superiores a 4 milhões de bars, como é o caso das camadas interiores de Júpiter (e Saturno). O hidrogênio metálico líquido constitui-se de elétrons e prótons ionizados (como o interior do Sol, mas a uma temperatura bem mais baixa). À temperatura e pressão do interior de Júpiter, o hidrogênio é um líquido, não um gás. É um condutor elétrico e a fonte do campo magnético de Júpiter. Essa camada provavelmente também contém alguma quantidade de hélio e traços de vários "gelos".
A camada mais externa é composta basicamente de hidrogênio e hélio moleculares comuns, líquida no interior e gasosa nas partes mais periféricas. A atmosfera que vemos é apenas o topo dessa profunda camada. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples estão também presentes em pequenas quantidades.
Acredita-se que existam três camadas de nuvens, compostas de gelo de amônia, hidrosulfeto de amônio e uma mistura de gelo e água.
Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de alta velocidade, dentro de amplas faixas de latitude .Os ventos sopram em direções opostas em faixas adjacentes. Pequenas diferenças químicas e de temperatura entre essas faixas são responsáveis pelas faixas coloridas que dominam a aparência do planeta. As faixas claras são chamadas de zonas; as escuras denominam-se cinturões. As faixas de Júpiter são conhecidas há algum tempo, mas os complexos vórtices que ocorrem nas regiões limítrofes entre as faixas foram vistas pela primeira vez pela sonda Voyager.
As cores vivas que se observam nas nuvens de Júpiter podem ser o resultado de sutis reações químicas dos elementos traços na atmosfera de Júpiter, envolvendo talvez o enxofre, cujo composto assume uma ampla variedade de cores, mas os detalhes são desconhecidos.
As cores correlacionam-se com a altitude das nuvens: azuis, as mais baixas, seguindo-se as marrons e brancas, até as vermelhas, nas camadas mais altas. Às vezes, vemos as camadas mais baixas através de buracos nas camadas superiores.
A Grande Mancha Vermelha (GMV) tem sido observada da Terra há mais de 300 anos (sua descoberta é geralmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke, no século XVII). A GMV tem forma oval, com cerca de 12.000 por 25.000 km, suficientemente grande para cobrir duas Terras. Outras manchas menores mas similares têm sido vistas por várias décadas. Observações com infravermelho e a direção de sua rotação indicam que a GMV é uma região de alta pressão, cujas cristas são significativamente mais altas que as regiões circundantes. Estruturas similares foram observadas em Saturno e Netuno. Não se sabe como tais estruturas podem se manter por tanto tempo.
Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo provavelmente tem uma temperatura de 20.000 K. O calor é gerado pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, a baixa compressão gravitacional do planeta. ( Júpiter, diferentemente do Sol, não produz energia por ãfuso nuclear; o planeta é pequeno demais e, portanto, seu interior é demasiadamente frio para produzir reações nucleares.) Esse calor interno provavelmente causa convecção bem no fundo das camadas líquidas do planeta e, provavelmente, é responsável pelos complexos movimentos que observamos no topo das nuvens. Nesse sentido, Saturno e Netuno assemelham-se a Júpiter, mas, estranhamente, não a Urano.
O diâmetro Júpiter é quase tão grande quanto é possível a um planeta gasoso. Se mais material lhe fosse acrescentado, ele seria de tal forma comprimido pela gravidade que o aumento de seu raio global seria insignificante. Uma estrela pode ser maior somente por força de sua fonte interna de energia (nuclear). (Mas Júpiter teria de ter pelo menos 100 vezes mais massa para tornar-se uma estrela.)
Júpiter tem um forte campo magnético, muito mais forte que o da Terra. Sua magnetosfera estende-se por mais de 650 milhões de km (para além da órbita de Saturno!). (Observe que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica - estendendo-se "apenas" alguns milhões de km em direção do Sol.) As luas de Júpiter, portanto, estão dentro de sua magnetosfera, fato que parcialmente explicaria parte da atividade em Io. Infelizmente para os futuros viajantes do espaço e de real importância para os projetistas das sondas Voyager e Galileu, o ambiente próximo a Júpiter contém altos níveis de partículas energéticas capturadas pelo campo magnético do planeta. Essa "radiação" é similar àquela que se verificou existir dentro dos cinturões de Van Allen da Terra. Ela seria fatal para um ser humano sem a devida proteção.
Júpiter tem anéis fracos, como os anéis de Saturno, mas muito menores. Sua descoberta foi totalmente inesperada, e somente puderam ser detectados quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram em que, após uma viagem de 1 bilhão de km, valeria a pena pelo menos dar uma olhada para ver se havia anéis ao redor do planeta. Todos pensavam que a chance de que algum anel fosse encontrado era praticamente nula, mas lá estavam eles.
Em contraste com os anéis de Saturno, os de Júpiter são pretos (albedo em torno de 0,05). São provavelmente compostos de grãos de material rochoso muito pequenos.
As partículas nos anéis de Júpiter provavelmente não permanecem ali por muito tempo (devido ao arrasto atmosférico e magnético). Portanto, se os anéis são estruturas permanentes, eles devem ser continuamente regenerados. Os pequenos satélites Metis e éAdrastia, que gravitam dentro dos anéis, são óbvios candidatos a essa fonte regeneradora.
Em julho de 1994, o Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiu com Júpiter. Os resultados foram espetaculares. Em dezembro de 1994, os fragmentos dessa colisão ainda eram visíveis.
Quando observado à noite, Júpiter parece às vezes a "estrela" mais brilhante do céu (perdendo apenas para Vênus, que nunca é visível a altas horas da noite). As quatro luas galileanas são facilmente visíveis com binóculos; algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio astronômico.
Os Satélites de Júpiter
Júpiter tem 16 satélites conhecidos: as quatro grandes luas Galileanas e 12 luas pequenas.
Júpiter vem pouco a pouco sofrendo desaceleração devido ao arraste de maré produzido pelos satélites galileanos. Além disso, as mesmas forças de maré estão mudando as órbitas das luas, forçando-as a se afastarem cada vez mais do planeta.
Io, Europa e Ganimedes estão travados entre si por forças de maré, numa ressonância orbital de 1:2:4, e suas órbitas evoluem conjuntamente. Calisto, da mesma forma, é quase parte desse processo. Daqui a algumas centenas de milhões de anos, Calisto também será capturado, orbitando à razão de duas vezes o período de Ganimedes e oito vezes o período de Io.
Os nomes dos satélites de Júpiter são figuras mitológicas que participam da vida de Zeus (principalmente suas amantes).
Saturno
Saturno é o segundo maior planeta do sistema solar e o sexto a partir do Sol:
distância do Sol: 1.429.400.000 km (9,54 u.a.)
diâmetro equatorial: 120.536 km; diâmetro polar: 108.728 km
massa: 5,688e26 kg
Na mitologia romana, Saturno é o deus da agricultura. Corresponde ao deus Cronus dos gregos, filho de Urano e Gaia e pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "saturday".
Saturno é conhecido desde os tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele notou sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. As primeiras observações de Saturno foram complicadas pelo fato de que a Terra passa através dos anéis de Saturno, a certos períodos, à medida que este se move em sua órbita. . Uma imagem de Saturno de baixa resolução, portanto, sofre modificações notáveis. Não foi senão em 1659 que Christiaan Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram como fenômeno único no sistema solar até 1977, quando anéis de fraca intensidade foram descobertos ao redor de Urano e, pouco depois, em torno de Júpiter e Netuno).
Saturno foi visitado pelo primeira vez pela Pioneer 11 em 1979 e, mais tarde, pelas sondas Voyager 1 e Voyager 2.
Visto através de uma pequeno telescópio, Saturno é visivelmente achatado nos polos. Seu achatamento é de quase 10%. Isso resulta de a sua rápida rotação e de seu estado fluido.
Saturno é o menos denso dos planetas; sua gravidade específica (0,7) é inferior a da água ( Se você pudesse colocar Saturno dentro dágua, ele flutuaria).
Como Júpiter, Saturno é cerca de 75% hidrogênio e 25% hélio, com traços de água, metano, amônia e "rocha, similar à composição da Nebulosa Solar primordial, da qual o sistema solar se formou.
O interior de Saturno é similar ao de Júpiter, consistindo em um núcleo rochoso, uma camada de hidrogênio molecular. Traços de vários gelos estão também presentes.
O interior de Saturno é quente (12000 k no núcleo). O planeta irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maior parte da energia extra é gerada pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, como em Júpiter. Mas isso pode não ser o bastante para explicar a luminosidade de Saturno; alguns outros mecanismos podem estar em atividade, talvez a "chuva" de hélio em suas camadas mais profundas.
As faixas, que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito mais fracas em Saturno. Elas são também muito mais largas próximo ao equador. Os detalhes dos topos das nuvens não são visíveis da Terra, e observações mais precisas da circulação atmosférica de Saturno só puderam ser feitas a partir das missões Voyager. Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração e outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HST observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava lá durante durante a visita das sondas Voyager; em 1994, observou-se uma tempestade menor.
Dois anéis proeminentes (A e B) e um anel fraco © podem ser vistos da Terra. A falha entre os anéis A e B é conhecida como a divisão de Cassini; a falha muito mais fraca no anel A é conhecida como Folga de Encke. As fotos enviadas pela Voyager mostram quatro outros anéis fracos. Os anéis de Saturno, diferentemente dos anéis dos outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0,2 - 0,6).
Embora pareçam contínuos quando vistos da Terra, os anéis, na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas de diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente, a vários metros. É também provável que existam objetos com alguns quilômetros de comprimento.
Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora tenham um diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não vai além de 200 metros. A despeito de sua expressiva aparência, há realmente muito pouco material nos anéis - se os anéis fossem condensados num único corpo, este não teria mais que 100 km de raio.
As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente de gelo de água, mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir.
A Voyager confirmou a existência de intrigantes inohemogeneidades radiais nos anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos amadores. Sua natureza é ainda um mistério, mas é possível que isso tenha algo a ver com o campo magnético de Saturno.
O anel mais externo de Saturno - anel F - é uma estrutura complexa constituída de dois anéis estreitos, entrelaçados e brilhantes, juntamente com "nós" visíveis.. Os cientistas supõem que os "nós" possam ser aglomerados de material dos anéis, ou pequenas luas.
Há complexas ressonâncias de maré entre algumas luas de Saturno e o sistema de anéis: algumas das luas, os chamados "satélites pastores" são importantes na medida em que mantém os anéis no lugar; Mimas parece ser responsável pela reduzida quantidade de material na divisão de Cassini, que parece ser similar às falhas de Kirkwood no cinturão de asteróides; Pan está localizado dentro da Folga de Encke. Todo o sistema é muito complexo e, até aqui, pouco se sabe sobre ele.
A origem dos anéis de Saturno (e de outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora tais planetas possam ter tido anéis desde sua formação, os sistemas de anéis não são estáveis e devem ser regenerados por processos contínuos, provavelmente pela fragmentação de satélites maiores.
Como os outros planetas jovianos, Saturno tem um forte campo magnético.
Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável porque ele não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os satélites maiores são visíveis através de um pequeno telescópio astronômico.
Os Satélites de Saturno
Saturno tem 18 anéis com nomes, mais do que qualquer outro planeta. É bem possível que existam vários satélites pequeno ainda não descobertos.
De todos os satélites cujas velocidades de rotação são conhecidas, Febe e Hiperíon são os únicos que não possuem rotação sincrônica.
Os três pares: Mimas-Tétis, Encélado-Dione e Titã-Hiperíon interagem gravitacionalmente de forma a manterem relações estáveis entre as suas órbitas; o período da órbita de Minas é exatamente a metade do de Tétis; diz-se, portanto, que estão numa ressonância de 1:2; Encélado-Dione também estão numa ressonância de 1:2; Titã-hiperíon estão numa relação de 3:4.
Além dos 18 satélites nomeados, pelo menos uma dezena de outras luas já foram identificadas e provisoriamente classificadas.
Urano
Urano é o sétimo planeta em relação ao Sol e o terceiro maior deles (em diâmetro):
Distância em relação ao Sol: 2.870.990.000 Km (19.218 AU)
Diâmetro equatorial: 51.118 Km; diâmetro polar: 49946 Km
Massa: 8.686e25 Kg
O Urano é maior em diâmetro, mas menor em massa que Netuno.
Urano é a antiga deidade grega dos céus, o mais velho deus supremo, que foi pai de Cronus (Saturno) e de Ciclopes e Titans (antecessores dos deuses do Olympo).
Urano, o primeiro planeta descoberto nos tempos modernos, foi descoberto por acidente por William Herschel enquanto observava o céu com um telescópio em 13 de março de 1781; ele primeiro pensou que era um cometa. Na verdade, ele já havia sido visto várias vezes anteriormente, mas ignorado como sendo apenas mais uma estrela (a mais antiga aparição conhecida foi em 1690). Herschel deu-lhe o nome de "o Georgium Sidus" (o Planeta Georgian) em homenagem ao seu patrono, o de má reputação (para os americanos), o Rei George III da Inglaterra; outros o chamam de "Herschel". O nome "Urano" foi primeiramente proposto por Bode em conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica mas, não caiu no uso comum até 1850.
Urano foi visitado somente por uma espaçonave, a Voyager 2, em 24 de janeiro de 1986.
A maioria dos planetas gira em um eixo quase perpendicular ao plano da eclíptica, mas o eixo de Urano é quase paralelo ao plano da eclíptica. Quando da passagem da Voyager 2, o pólo sul de Urano estava apontado quase que diretamente ao Sol. Isto resultou no fato único de que as regiões polares de Urano recebem mais energia vinda do Sol do que suas regiões equatoriais. Urano é, apesar disto, mais quente no seu equador do que em seus pólos. O mecanismo básico é desconhecido.
Na verdade, existe uma batalha acontecendo, na qual os pólos de Urano estão em seu pólo norte! Ou a sua inclinação de eixo é um pouco maior que 90 graus e sua rotação é direta, ou é um pouco menor que 90 graus e a rotação é retrógrada. O problema é que você precisa desenhar uma linha divisória "em algum lugar", porque no caso de Vênus existe uma pequena disputa, a rotação é na verdade retrógrada (não é uma rotação direta com uma inclinação de aproximadamente 180 º).
Urano é composto inicialmente de rocha e de vários gelos,com aproximadamente 15% de hidrogênio e um pouco de hélio (em contraste com Júpiter e Saturno). Urano e Netuno são de várias formas similares aos núcleos de Júpiter e Saturno, diferenciando-se em relação ao grande envelope de hidrogênio metálico líquido. Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como o de Júpiter e Saturno mas pelo contrário, seu material é mais ou menos uniformemente distribuído.
A atmosfera de Urano é em torno de 83% de hidrogênio, 15% de hélio e 2% de metano.
Como os outros planetas gasosos, o Urano tem grupos de nuvens que movem-se rapidamente. Mas estas nuvens são completamente fracas, visíveis somente com a grande imagem radical das fotos da Voyager 2. Observações mais recentes com o HST mostram listras maiores e mais pronunciadas. A especulação é de que a diferença se deve aos efeitos das estações (o Sol está agora de alguma forma diminuindo a latitude de Urano, o que pode causar efeitos mais acentuados de dia/noite).
A cor azulada de Urano é o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na alta atmosfera. Podem haver grupos coloridos como os de Júpiter, mas eles são escondidos da visão pela camada de metano que a encobre.
Como outros planetas gasosos, o Urano tem anéis. Como os de Júpiter, eles são muito escuros, mas como os de Saturno, compostos de de partículas grandes e regulares alcançando 10 metros de diâmetro, além da fina camada de sujeira. Existem 11 anéis, todos muito fracos; o mais brilhante é conhecido como o anel Epsilon. Os anéis de Urano foram os primeiros a serem descobertos depois dos de Saturno. Isto foi de uma considerável importância já que sabemos agora que anéis são comuns entre os planetas, e não uma peculiaridade de Saturno.
A Voyager 2 descobriu 10 luas pequenas além das 5 grandes já conhecidas. É provável que existam muitos outros pequenos satélites dentro destes anéis.
O campo magnético de Urano é estranho, por não está no centro do planeta e por ser inclinado quase 60 graus em relação ao eixo de rotação. É provável que isto ocorra pelo movimento com pouca profundidade dentro de Urano.
Urano é, às vezes, dificilmente visível à olho nu, em uma noite bem clara; é fácil de ser observado com binóculos (se você souber exatamente onde olhar). Um pequeno telescópio astronômico irá mostrar um disco pequeno.
Os satélites de Urano
O Urano tem 15 luas conhecidas.
Diferente dos outros corpos do sistema solar que têm seus nomes vindos da mitologia clássica, as luas de Urano têm seus nomes vindos dos escritos de Shakespeare e Papa.
Elas formam duas classes diferentes: as 10 pequenas muito escuras que ficam mais próximas, descobertas pela Voyager 2, e as 5 maiores e mais afastadas.
Todas elas têm uma órbita circular no plano do equador de Urano (e portanto, em um ângulo maior em relação ao plano da eclíptica).
Netuno
Netuno é o quarto maior planeta (em diâmetro) do sistema solar e o oitavo a partir do Sol:
distância do Sol: 4.504.000.000 km (30,06 u.a.)
diâmetro equatorial: 49.528 km; diâmetro polar: 48600 km
massa: 1,0247 x 10e26 kg - entenda-se 10e26 = 10 elevado à potência 26
O diâmetro de Netuno é menor que o de Urano, mas sua massa é maior.
Na mitologia grega, Netuno (grego: Poseidon) era o deus do mar.
Após a descoberta de Urano, verificou-se que sua órbita não era o que deveria ser, de acordo com as leis de Newton. Previu-se, portanto, que um outro planeta distante devia estar perturbando a órbita de Urano. Netuno foi observado pela primeira vez por Galle, em 1846, exatamente no ponto previsto, separadamente, por Adams e Le Verrier, a partir de cálculos baseados nas posições observadas de Júpiter, Saturno e Urano. Uma disputa internacional surgiu entre Adams e Le Verrier em torno da prioridade da descoberta e do direito à escolha de um nome para o novo planeta. Credita-se, hoje, a ambos o mérito da descoberta de Netuno. Observações subsequentes mostraram que as órbitas calculadas por Adams e Le Verriers divergem de imediato da verdadeira órbita de Netuno. Se a busca do planeta tivesse acontecido alguns anos antes ou depois, ele não teria sido descoberto em nenhum ponto próximo ao local previsto.
Netuno foi visitado por uma única nave espacial, a Voyager 2, em 25 de agosto de 1989. Quase tudo que sabemos sobre Netuno vem desse encontro.
Pelo fato de a órbita de Plutão ser tão excêntrica, ela às vezes cruza com a órbita de Netuno. Desde 1989, Netuno é realmente o planeta mais distante do Sol; Plutão será novamente o mais distante em 1999.
A composição de Netuno provavelmente é semelhante a de Urano; vários "gelos" e rochas com cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio. Como Urano, mas diferente de Júpiter e Saturno, parece não ter um núcleo distinto, mas ser mais ou menos uniforme em sua composição. Sua atmosfera é basicamente hidrogênio e hélio, com uma pequena quantidade de metano.
A cor azul de Netuno é o resultado da absorção de luz vermelha pelo metano na atmosfera.
Como um típico planeta gasoso, Netuno tem ventos rápidos, confinados às faixas de latitude, e grandes tempestades ou vórtices. Os ventos de Netuno são os mais rápidos do sistema solar, atingindo 2000 km/h.
Como Júpiter e Saturno, Netuno tem uma fonte de calor interna - irradiando quase duas vezes a quantidade de calor que recebe do Sol.
Na época do encontro com a Voyager, a formação mais proeminente era a Grande Mancha Escura. Tinha cerca da metade do tamanho da Grande Mancha Vermelha de Júpiter (aproximadamente o mesmo diâmetro da Terra). Os ventos de Netuno empurram a Grande Mancha Escura em direção oeste, a 300 metros por segundo (700 mph). A Voyager 2 também viu uma pequena nuvem branca irregular - hoje chamada de "Vespa", que faz um giro veloz ao redor Netuno a cada 16 horas, aproximadamente. Provavelmente, é uma pluma que se eleva de uma camada inferior da atmosfera, mas sua verdadeira natureza permanece ignorada.
Contudo, as observações de Netuno pelo Hubble Science Telescope, em 1994, mostram que a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente dissipou-se ou está atualmente mascarada por outros aspectos da atmosfera. Alguns meses mais tarde, o HST descobriu uma nova mancha escura no hemisfério norte de Netuno. Isso indica que a atmosfera de Netuno muda rapidamente, talvez devido a pequenas mudanças nas diferenças de temperatura entre as cristas e as bases das nuvens.
Netuno também tem anéis. Observações feitas em terra mostraram apenas arcos tênues, e não anéis completos. Mas as imagens da Voyager 2 mostraram que esses arcos são anéis completos com grumos brilhantes.
Como Urano e Júpiter, os anéis de Netuno são muito escuros, mas sua composição é desconhecida.
O campo magnético de Netuno, como o de Urano, é estranhamente orientado e, provavelmente, gerado por movimentos mais perto da superfície do que do centro do planeta.
Netuno pode ser visto com binóculos (se você sabe exatamente para onde olhar), mas um grande telescópio é necessário para se ver mais que um pequeno disco.
Satélites de Netuno
Netuno tem oito luas conhecidas: sete luas pequenas e Tritão.
Plutão
Plutão é o planeta mais distante do Sol e o menor de todos:
distância média do Sol: 5.913.520.000 km (39,5 U. A.)
diâmetro: 2320 km
massa: 1,32 x 10e22 kg (entenda-se 10e22 como sendo igual a 10 elevado à potência 22)
Plutão é menor que sete das luas do nosso sistema solar: a Lua, Io, Europa, Ganimedes, Calisto, Titã e Tritão.
Na mitologia grega, Plutão (grego: Hades) é o deus dos infernos. O planeta recebeu esse nome (depois de muitas sugestões) talvez por estar muito longe do Sol, imerso em perpétua escuridão, ou talvez porque as letras "PL" sejam as iniciais de Percival Lowell.
Plutão foi descoberto em 1930 por um feliz acaso. Os cálculos, que mais tarde provariam estar errados, tinham previsto um planeta para além da órbita de Netuno, com base nos movimentos de Urano e Netuno. Desconhecendo o erro, Clyde W. Tombaugh do Laboratório Lowell, no Arizona, fez um cuidadoso levantamento do céu, que de algum modo resultaria na descoberta de Plutão.
Após a descoberta de Plutão, de pronto concluiu-se que o planeta era muito pequeno para explicar as discrepâncias nas órbitas dos outros planetas. A busca do Planeta X continuou, mas nada foi encontrado. Nem é provável que venha a ser descoberto; as discrepâncias acabam se se usar a massa de Netuno determinada a partir do encontro da Voyager 2 com Netuno.
Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por uma nave espacial. Até mesmo o telescópio espacial Hubble não pode resolver a questão das formações em sua superfície.
Felizmente, Plutão tem um satélite, Caronte. Caronte foi descoberto (em 1978) pouco antes de seu plano orbital se mover em direção às regiões internas do sistema solar. Foi possível, portanto, observar muitas passagens de Plutão sobre Caronte, e vice versa. Calculando cuidadosamente que partes de qual corpo seriam cobertas, e em que ocasiões, e observando as curvas de brilho, os astrônomos puderam construir um primeiro mapa das áreas claras e escuras de ambos os corpos.
Embora a soma das massas de Plutão e Caronte seja bem conhecida (ela pode ser determinada através de cuidadosas medições do período e raio da órbita de Caronte) e com a ajuda da Terceira Lei de Kepler, é difícil determinar as massas individuais de Plutão e Caronte porque isso requer que se calculem seus movimentos mútuos ao redor do centro de massa do sistema, o que demandaria medições mais refinadas - eles são tão pequenos e distantes que até mesmo o HST teria dificuldade. A relação de suas massas está, provavelmente, entre 0,084 e 0,157; mais observações estão sendo feitas, mas não teremos dados verdadeiramente precisos até que se envie uma nave espacial ao planeta.
Plutão é o segundo corpo mais contrastado do sistema solar (depois de Iápeto). A exploração da origem desse contraste é uma das metas de alta prioridade da provável missão Pluto Express.
Há os que pensam que Plutão seria melhor classificado como um grande asteróide ou cometa, em lugar de planeta. Outros consideram-no como o maior dos objetos do cinturão de Kuiper.
A órbita de Plutão é altamente excêntrica. Às vezes ele está mais próximo ao Sol do que Netuno (tem sido assim desde 1979 e continuará assim até 1999). Plutão gira na direção oposta à da maioria dos outros planetas.
Plutão está acoplado numa ressonância de 3:2 com Netuno; isto é, o período orbital de Plutão é exatamente 1,5 vezes mais longo que o de Netuno. Isso os impede de colidirem um com o outro.
Como Urano, o plano do equador de Plutão está quase em ângulo reto com o plano de sua órbita.
A composição de Plutão é desconhecida, mas sua densidade (cerca de 2 gm/cm3) indica que o planeta é uma mistura de 80% rocha e 10% gelo de água, bastante semelhante a Tritão. Sua superfície parece ser coberta de gelos de metano, nitrogênio e dióxido de carbono.
Pouco se sabe sobre a atmosfera de Plutão. O material que compõe a atmosfera de Plutão existe na forma de gás somente quando Plutão está próximo de seu periélio; durante a maior parte do longo ano plutoniano, os gases atmosféricos tornam-se gelo. Perto do periélio, é provável que parte da atmosfera escape para o espaço, talvez até mesmo interagindo com Caronte. Os planejadores da missão Plutão Expresso querem chegar a Plutão enquanto sua atmosfera está descongelada.
A natureza peculiar das órbitas de Plutão e de Tritão, e a semelhança das propriedades gerais entre Plutão e Tritão sugerem alguma conexão histórica entre eles. Pensou-se antes que Plutão pudesse ter sido um satélite de Netuno, mas isso agora parece improvável. Uma teoria mais popular é que Tritão, como Plutão, em algum momento de sua história, entrou numa órbita independente ao redor do Sol e foi mais tarde capturado por Netuno. Como a Lua de nosso planeta, Terra, Caronte pode ser o resultado de uma colisão entre Plutão e um outro corpo.
Plutão pode ser visto com um telescópio amador, mas é muito difícil.
Caronte
Caronte é o único satélite conhecido de Plutão:
distância média de Plutão: 19.640 km
diâmetro: 1270 km
massa: 1,47 x 10e21 kg
Caronte é o nome da figura mitológica que transportava os mortos através do rio Estige.
Caronte foi descoberto em 1978 por J. Christy. Antes disso, pensava-se que Plutão fosse muito maior, uma vez que as imagens de Caronte e Plutão eram indistintas.
Caronte é peculiar pelo fato de ser a maior das luas do sistema solar em relação a seu primário (coisa que também já se disse sobre a Lua em relação à Terra). Alguns preferem pensar em Plutão/Caronte como um planeta duplo, em lugar de um planeta e uma lua.
Plutão e Caronte são também peculiares no sentido de que não apenas Caronte gira sincronicamente, mas também o seu primário: ambos mantém a mesma face voltada uma para a outra.
A composição de Caronte é desconhecida, mas sua baixa densidade (1,4 g/cm3) indica que pode ser semelhante às luas geladas de Saturno (i.e. Réia). Sua superfície parece ser coberta por gelo de água.
Pequenos Corpos
O título "Os Nove Planetas" é um tanto enganoso. Além dos planetas e de seus satélites, o sistema solar contém um grande número de objetos menores, mas interessantes.
Há milhares de asteróides e cometas que são nossos conhecidos e, sem dúvida, muitos outros que desconhecemos. A maioria dos asteróides gravitam entre Marte e Júpiter. Alguns (e.g. 2060 Quirão) estão bem mais afastados. Há também asteróides cujas órbitas os levam mais próximos do Sol do que da Terra (Ate, Ícaro, Hefestos). A maioria dos cometas têm órbitas altamente elípticas, e passam a maior parte de suas vidas nas regiões exteriores do sistema solar, raramente passando próximo ao Sol
A distinção entre cometas e asteróide é um tanto controvertida. A principal diferença, parece, é que os cometas possuem órbitas mais voláteis e mais elípticas. Mas, há casos ambíguos, tais como o 2060 Quirão (também conhecido como 95 P/ Quirão) e o 3200 Phaethon e os objetos do Cinturão de Kuiper, que parecem ter alguns aspectos de ambas as categorias.
Os asteróides são às vezes chamados de planetas menores ou planetóides (não se deve confundir com "planetas inferiores", isto é, com Mercúrio e Plutão). Rochas muito pequenas que gravitam ao redor do Sol são às vezes chamadas de meteoritos para distinguí-las dos asteróides maiores. Quando um corpo penetra a atmosfera da Terra, ele é aquecido até se tornar incandescente, e a estria visível que ele deixa no céu é conhecida como meteoro. Os fragmentos desse corpo que conseguem chegar à superfície da Terra são chamados de meteoritos.
Milhões de meteoros de brilho suficiente para serem observados atingem nosso planeta a todo momento (chegando a centenas de toneladas de material). Apenas uma pequena fração alcança a superfície da Terra sendo a maior parte queimada na atmosfera. Os poucos que chegam até nós são nossa principal fonte de informações sobre o resto do sistema solar.
Finalmente, o espaço entre os planetas não está absolutamente vazio. Ele contém uma grande quantidade de poeira microscópica e gás, assim como radiações e campos magnéticos.
Cometas
Diferentemente dos outros pequenos corpos do sistema solar, os cometas são conhecidos desde a antigüidade. Há registros chineses do Cometa de Halley datados de pelo menos 240 a.C. A famosa tapeçaria Bayeux, que comemora a Conquista Normanda da Inglaterra, em 1066, retrata o aparecimento do Cometa Halley.
Até o presente, 878 cometas foram catalogados e suas órbitas calculadas, pelo menos aproximadamente. Desses, 184 são cometas periódicos (períodos orbitais inferiores a 200 anos); alguns dos cometas restantes, sem dúvida, são também periódicos, mas suas órbitas não foram determinadas com suficiente precisão para se ter certeza.
Os cometas são às vezes chamados de "bolas de neve suja" ou "pelotas de barro congelado". Eles são uma mistura de gelos (água e gases congelados) e poeira que, por alguma razão, não se coalesceram em planetas quando o sistema solar foi formado. Isso os torna interessantes como amostras da história pregressa do sistema solar.
Quando eles estão próximos ao Sol e ativos, os cometas têm várias partes distintas:
núcleo
coma
nuvem de hidrogênio
cauda de poeira
cauda de íons
Os cometas são invisíveis, exceto quando estão próximos do Sol. A maioria dos cometas tem órbitas extremamente excêntricas, que os levam para além da órbita de Plutão; estes são vistos uma única vez e depois desaparecem por milênios. Somente os cometas de períodos curtos e intermediários (como o Cometa Halley) permanecem dentro da órbita de Plutão por uma fração significativa de suas órbitas.
Com as repetidas passagens pelo Sol, a maior parte do gelo e gás do cometa evapora-se, deixando um objeto rochoso semelhante a um asteróide. Um cometa cuja órbita o leve próximo do Sol poderia ou colidir com um dos planetas ou ser ejetado para fora do sistema solar em virtude de uma maior aproximação (especialmente com Júpiter).
Sem dúvida, o mais famoso dos cometas é o Cometa de Halley mas o SL 9 foi o grande "astro" por uma semana, no verão de 1994.
Uma chuva de meteoros às vezes ocorre quando a Terra passa através da órbita de um cometa. Algumas ocorrem com grande regularidade; a chuva de meteoros Perseida ocorre todos os anos, entre 9 e 13 de agosto, quando a Terra passa através da órbita do Cometa Swift-Tuttle. O Cometa Halley é a fonte da chuva Orionida de outubro.
Muitos cometas são primeiro descobertos por astrônomos amadores.
O Cometa Halley
Em 1705 Edmund Halley previu, usando as mais novas leis de Newton formuladas à respeito do movimento, que o cometa visto em 1531, 1607 e 1682, retornaria em 1758 (o que foi, infelizmente, após seu falecimento). O cometa retornou realmente como o previsto e foi, posteriormente, nomeado em sua honra.
O período médio da órbita do Halley é de 76 anos mas não se pode calcular as datas de seus reaparecimentos simplesmente adicionando 76 anos a partir de 1986. A força gravitacional de atração dos planetas maiores altera o período orbital de revolução para revolução. Efeitos não-gravitacionais (tais como a reação dos gases quentes durante a sua passagem perto do sol) também se fazem importantes, mas menores, em alterar a órbita. Entre os anos de 239 a.C. e 1986 d.C., o período orbital (medido no período de 40 dias para cada passagem perihelion) tem variado de 76,0 anos (em 1986) a 79,3 anos (em 451 e 1066). (As passagens mais próximas do Sol na época de Jesus são 11 a.C. e 66. Nenhum desses eventos aconteceu durante a vida de Jesus.)
A órbita do Halley é retrógrada e inclinada 18 graus à eclíptica. E, como todo cometa, muito exêcntrica.
Somente três cometas foram visitados pelas espaçonaves. A ICE da NASA passou pela cauda do cometa Giacobini-Zinner em 1985; O cometa Grigg Skjellerup foi visitado por Giotto em 1989. Em 1986, cinco espaçonaves da URSS, Japão, e da Comunidade Européia visitaram o Cometa Halley; Giotto da ESA obteve fotos bem de perto do núcleo do Halley.
O núcleo do Cometa Halley é de aproximadamente 16x8x8 quilômetros.
Ao contrário do que se esperava, o núcleo do Halley é muito escuro: Seu albedo é em torno de apenas 0.03 fazendo-o ser mais escuro que o carvão e um dos objetos mais escuros do sistema solar.
A densidade do núcleo do Halley é muito baixa: aproximadamente 0.1gm/cm3 indicando que ele é provavelmente poroso, talvez por que há muita sujeira remanescente depois dos gelos se evaporarem.
O Halley é quase único dentre os cometas, por ser grande, ativo e ser bem definido, com uma órbita regular. Isto o fez um alvo relativamente fácil para Giotto e outros, mas pode não ser uma representação dos cometas em geral.
O Cometa Halley retornará no ano de 2061.
O cinturão Kuiper e a nuvem de Oort
Cálculos orbitais cuidadosos feitos em 1950 por Jan Oort indicam que uma "nuvem" imensa (agora chamada de Nuvem Oort ) de até um trilhão (1e12) ou mais de cometas, fazem órbita em torno do sol muito longe da órbita de Plutão de aproximadamente 30.000 AU até um ano-luz ou mais. Esta é a origem dos cometas de longo período.
A nuvem Oort pode ser avaliada por uma fração significante de massa do sistema solar, talvez tanto quanto ou mais que Júpiter. ( Isto é altamente especulativo, entretanto, não sabemos quantos cometas existem lá, nem qual o tamanho deles.)
O cinturão de Kuiper é uma região atrás da órbita de Netuno aproximadamente 30 a 100 AU do sol, contendo vários corpos menores gelados. Ele é agora considerado a origem de cometas de períodos curtos.
Ocasionalmente, a órbita do objeto do Cinturão Kuiper será perturbada por interações dos planetas gigantes de modo a causar a travessia da órbita de Netuno. Ele irá então, muito provavelmente, ter um encontro bem de perto com Netuno sendo enviado para fora do sistema solar ou em uma órbita que atravesse aqueles ou outros planetas gigantes, ou mesmo em um sistema solar desconhecido.
Existem até agora, seis objetos conhecidos orbitando entre Júpiter e Netuno (incluindo o Chiron 2060 (aka 95 P/Chiron) e Pholus 5145. O IAU designa esta classe de objetos como Centauros. Estas órbitas não são estáveis. Estes objetos são quase que "refugiados" do Cinturão Kuiper. O destino destes objetos não é conhecido.
Curiosamente, parece que os objetos da Nuvem Oort foram formados mais perto do sol do que os objetos do Cinturão Kuiper. Objetos menores formados perto de grandes planetas teriam sido expulsos do sistema solar através de encontros gravitacionais. Aqueles que não escaparam totalmente, formaram a distante Nuvem Oort. Objetos menores formados mais afastados, não tiveram tais interações e continuaram como Cinturão Kuiper.
Vários objetos do Cinturão Kuiper têm sido descobertos recentemente, incluindo o QB1 1992 e o SC 1993. Eles pareciam ser pequenos corpos gelados iguais a Plutão e Triton (mas menores). A partir de 1995, passaram a existir 21 objetos trans-Netunianos conhecidos (sem incluir Plutão e Charon). Nove deles têm distâncias entre 31 e 36 AU, os outros oito têm entre 40 e 45 AU. Nenhum foi encontrado na abertura que existe no meio; este pode ser um efeito da atração gravitacional de Netuno. Medidas coloridas de alguns dos mais brilhantes mostram que eles são raramente vermelhos.
É estimado que existem pelo menos 35.000 objetos no Cinturão Kuiper maiores que 100 km de diâmetro, os quais são muitas centenas de vezes o número de objetos de tamanho similar no principal cinturão asteróide.
Uma equipe de astrônomos liderados por Anita Cochram relataram que o Telescópio Espacial Hubble. Os objetos são muito pequenos e fracos talvez só 20 Km ou em torno disto. Talvez haja em torno de 100 milhões de cometas como este em órbitas de inclinação baixa e brilhando mais do que o limite de magnitude-28 do HST.
Dados de espectro e de fotometria foram obtidos pelo Pholus 5145. Sua fração de incidência de radiação eletromagnética refletida na superfície é muito baixa (menor que 0.1). Seu espectro indica a presença de compostos orgânicos, os quais são quase sempre escuros (ex.: o núcleo do Cometa Halley).
O Chiron é de longe, o maior objeto conhecido deste tipo. Ele tem aproximadamente 170 Km de diâmetro, 20 vezes maior que o Halley. Se ele alguma vez for perturbado em uma órbita que aproxima do sol, ele será um cometa verdadeiramente espetacular.
Acredita-se que Tritão, Plutão e sua lua Charon são meramente os exemplos maiores de objetos do Cinturão Kuiper.
Mas estas são mais do que curiosidades distantes. Eles são quase certos de serem remanescentes originais da nebulosa da qual todo o sistema solar foi formado. Suas composições e distribuições têm lugar importante nos modelos da evolução mais antiga do sistema solar.
Asteróides
Conhecemos hoje cerca de 600 asteróides. Várias centenas mais são descobertos a cada ano. Há, sem dúvida, centenas de milhares de outros desses corpos que são muito pequenos para serem vistos da Terra. Conhecemos 26 asteróides com diâmetro superior a 200 km. Nosso inventário dos grandes asteróides é agora bastante completo: provavelmente conhecemos 99% dos asteróides com diâmetros acima de 100 km. Desses, na faixa de 10 a 100 km, catalogamos cerca da metade. Mas conhecemos muito poucos asteróides menores - talvez existam perto de 1 milhão de asteróides com diâmetro de 1 km.
A massa total de todos os asteróides é inferior à da Lua.
Os Asteróides 243 Ida e 951 Gaspra foram fotografados pela nave espacial Galileu em sua viagem para Júpiter. Eles são os únicos sobre os quais temos dados mais precisos. A proposta missão NEAR deverá investigar o 433 Eros.
Sem dúvida, o maior de todos os asteróides conhecidos é o 1 Ceres. Tem 914 km de diâmetro e cerca de 25% da massa de todos os asteróides juntos. Logo abaixo estão 2 Pallas, 4 Vesta e 10 Hygiea cujos diâmetros estão entre 400 e 525 km. Todos os outros asteróides conhecidos têm menos de 340 km.
Há alguma controvérsia quanto à classificação dos asteróides, cometas e luas. Há muitos satélites planetários que, provavelmente, se enquadrariam melhor como asteróides capturados. As pequenas luas de Marte, Deimos e Phobos, as oito luas externas de Júpiter. A lua mais externa de Saturno, Febe, e talvez algumas das luas de Urano e Netuno, recentemente descobertas, assemelham-se mais a asteróides do que às grandes luas.
Os asteróides são classificados em vários tipos, dependendo de seu espectro (e, portanto, de sua composição química) e albedo:
Tipo C
Tipo S
Tipo M
Há também uma dúzia ou mais de outros tipos raros.
Pelo fato de as observações serem algo tendenciosas (e.g. os asteróides escuros, tipo C, são difíceis de se ver), o percentual acima pode não representar a verdadeira distribuição dos asteróides. (Há, na verdade, vários esquemas de classificação atualmente em uso).
Os asteróides são também categorizados por sua função no sistema solar:
Cinturão Principal
Atens
Apollos
Amors
Troianos: localizados perto dos pontos de Lagrange de Jupiter (60 graus à frente e atrás de Júpiter, em sua órbita). Mais de 1000 desses asteróides são conhecidos; curiosamente, esse número é duas vezes maior no ponto dianteiro do que no ponto traseiro. (Pode também haver alguns pequenos asteróides nos pontos de Lagrange de Vênus e da Terra às vezes também conhecidos como Troianos; 5261 Eureka é um "troiano de Marte.")
Entre as principais concentrações de asteróides no Cinturão Principal estão regiões relativamente vazias, conhecidas como Falhas de Kirkwood . Essas são regiões onde o período orbital de um objeto seria uma simples fração do de Júpiter. Um objeto em tal órbita muito provavelmente seria acelerado por Júpiter para dentro de uma órbita diferente.
Há também alguns "asteróides" conhecidos nas regiões exteriores do sistema solar: 2060 Chiron (também conhecido como 95 P/Chiron) gravita entre Saturno e Urano; a órbita do asteróide 5335 Damocles estende-se das proximidades de Marte para além de Urano; 5145 Pholus orbita de Saturno para além de Netuno. É provável que haja muitos mais, mas essas órbitas que cruzam órbitas de planetas são instáveis e, provavelmente, serão perturbados no futuro. Provavelmente, a composição desses objetos assemelha-se mais a dos cometas ou a dos objetos do Cinturão de Kuiper que a dos asteróides comuns. Em particular, Chiron é hoje classificado como cometa.
4 Vesta foi recentemente estudado com o HST. É um asteróide particularmente interessante pelo fato de que parece ter sido diferençado em camadas, como os planetas telúricos. Isso implica certa fonte de calor interna, além do calor liberado por radio-isótopos de longa vida, o que, por si só, seria insuficiente para derreter esse pequeno objeto. Há também uma gigantesca bacia de impacto tão profunda que expõe o manto sob a crosta externa de Vesta.
Embora nunca sejam visíveis a olho nu, muitos asteróides são visíveis com binóculos ou pequenos telescópios.
O Meio Interplanetário
O espaço entre os planetas não está vazio; pelo contrário, ele contém radiações eletromagnéticas (fótons), plasma quente (elétrons, prótons e outros íons), também conhecido como vento solar; partículas de poeira microscópicas e campos magnéticos (basicamente, o do Sol)
Enquanto que a radiação solar é obvia, os outros componentes do meio interplanetário só recentemente foram descobertos.
A temperatura do meio interplanetário é cerca de 100.000 K. Sua densidade é de aproximadamente 5 partículas/cm3 perto da Terra, e diminui na razão inversa do quadrado da distância ao Sol. Entretanto, a densidade é extremamente variável, podendo chegar a 100 partículas/cm3.
Embora muito tênue, o meio planetário produz efeitos mensuráveis sobre as trajetórias das naves espaciais.
Exceto perto de alguns planetas, o espaço interplanetário está tomado pelo campo magnético do Sol. Suas interações com o vento solar são complexas. A distância de alguns raios solares do Sol, o campo magnético determina o fluxo do vento solar; grande parte desse fluxo está preso em loops magnéticos. Mas algumas regiões do campo magnético do Sol estão abertas, permitindo que o vento solar escape. Além, o plasma domina, e o campo magnético está aprisionado no fluxo de partículas.
Alguns planetas (e.g. a Terra, Júpiter) têm seus próprios campos magnéticos. Estes criam magnetosferas menores, que dominam a influência do Sol dentro de seus limites. A magnetosfera de Júpiter é muito vasta, estendendo-se por um milhão de quilômetros em todas as direções e até a órbita de Saturno, em direção oposta ao Sol. A da Terra é muito menor; estende-se apenas alguns milhares de km, mas o suficiente para nos proteger dos perigosos efeitos do vento solar.
Quanto aos corpos não magnéticos, como a nossa Lua, suas superfícies estão diretamente expostas aos efeitos do vento solar.
À medida que o vento solar se move através do espaço, ele cria uma bolha magnetizada de plasma quente ao redor do Sol, chamada de heliosfera. Finalmente, o vento solar em expansão encontra as partículas carregadas e o campo magnético no gás interestelar. O limite criado entre o vento solar e o gás interestelar é a heliopausa. A forma e o local exatos da heliopausa são desconhecidos, mas é provável que se assemelhem à magnetosfera da Terra e o "choque em arco" está provavelmente a cerca de 110-160 AU do Sol. As navesVoyager e Pioneer provavelmente alcançarão a heliopausa daqui a mais ou menos uma década.
A interação do vento solar com o campo magnético e a camada superior da Terra causa as auroras. Outros planetas com campos magnéticos significativos (especialmente Júpiter) produzem efeitos semelhantes.
A nave Ulysses está conduzindo uma extenso estudo do Sol e do vento solar.