INTRODUÇÃO

É sempre útil atualizar nossos conhecimentos básicos sobre astronomia e mecânica celeste. Na matéria que se segue, não se tentará desenvolver noções de astronomia a partir de moldes acadêmicos, mas se limitará a resumir de forma acessível os conhecimentos científicos acumulados em relação aos limites do espaço.

Para nos introduzirmos no conhecimento deste tema, devemos saber distinguir perfeitamente as seguintes regiões:

• TERRA • ATMOSFERA E IONOSFERA • SATÉLITES • A LUA • ASTERÓIDES • O SOL • O SISTEMA SOLAR • OS PLANETAS

E, ainda, o existente além do sistema solar.

SISTEMA SOLAR FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR

UMA ESFERA DE GÁS E PÓ Há 4,5 bilhões de anos teve início a

formação do sistema solar a partir de uma nuvem de gás e pó que entrou

em colapso em virtude de seu próprio peso e que, devido a seu movimento de rotação, formou um disco ao redor

do Sol que nascia

UM DISCO EM ROTAÇÃO O movimento de rotação do sistema

solar primitivo prosseguiu, e a matéria sólida presente no disco começou a

aglomerar-se. Alguns aglomerados de matéria mediam vários quilômetros.

No centro, o Sol liberava uma enorme quantidade de calor que provocou a

aglomeração da matéria.

A FORMAÇÃO DOS PLANETAS No sistema solar exterior, formaram-se

quatro grandes massas que deram origem aos planetas gigantes

gasosos. sua intensa gravidade favoreceu a constituição de densas atmosferas. mais próximos do Sol

formaram-se os planetas terrestres.

O SISTEMA SOLAR ATUAL É composto por nove planetas que

viajam em torno do Sol descrevendo órbitas estáveis. A maioria deles

possui satélites naturais. Os asteróides e os cometas são resíduos

do sistema solar primitivo.

ORIGEM DO SISTEMA SOLAR

O sol e o sistema solar tiveram origem há 4,5 bilhões de anos a partir de uma nuvem de gás e poeira que girava ao redor de si mesma. Sob a ação de seu próprio peso, essa nuvem se achatou, transformando-se num disco, em cujo centro formou-se o sol.

Dentro desse disco, iniciou-se um processo de aglomeração de materiais sólidos, que, ao sofrer colisões entre si, deram lugar a corpos cada vez maiores.

A composição de tais aglomerados relacionava-se com a distância que havia entre eles e o sol. Longe do astro, onde a temperatura era muito baixa, os corpos congelaram; perto dele, ao contrário, o gelo evaporou, restando apenas rochas e metais.

O SISTEMA SOLAR

O sistema solar é um conjunto de planetas, asteróides e cometas que giram ao redor do sol. Cada um se mantém em sua respectiva órbita em virtude da intensa força gravitacional exercida pelo astro, que possui massa muito maior que a de qualquer outro planeta.

Os corpos mais importantes do sistema solar são os nove planetas que giram ao redor do sol, descrevendo órbitas elípticas, isto é, órbitas semelhantes a circunferências ligeiramente excêntricas.

O sol não está exatamente no centro dessas órbitas, razão pela qual os planetas podem encontrar-se, às vezes, mais próximos ou mais distantes do astro.

OS PLANETAS DO SISTEMA SOLAR "2 FAMÍLIAS DE PLANETAS"

Os nove planetas do sistema solar diferenciam-se em dimensão e aspecto. os Entretanto, podem ser classificados em 2 grupos : os 4 planetas mais próxim

do sol são conhecidos como planetas terrestres, ou telúricos; os 4 seguintes, como planetas gasosos, ou gigantes gasosos.

Plutão, o 9.º planeta, não se enquadra nessa classificação.

LANETAS TERRESTRESP

No sistema solar interior, mais quente, os restos rochosos da nebulosa deram

s

A superfície de tais planetas sofreu um aquecimento devido ao constante

dos planetas. Como conseqüência do aumento de temperatura, os metais que

LANETAS GASOSOS

origem aos planetas. As rochas, muito numerosas, chocaram-se entre si, formando aglomerados cada vez maiores. Estes, atraindo-se uns aos outropela força da gravidade, resultaram nos 4 planetas terrestres – MERCÚRIO, VÊNUS, TERRA e MARTE.

bombardeio das rochas que orbitavam ao redor do disco central. Contribuiutambém para tal aumento de temperatura, a radiatividade própria do interior

compunham parcialmente os planetas fundiram-se e penetraram nas áreas centrais, dando origem à formação de veios e depósitos.

P

No sistema solar exterior, talvez em virtude da presença de um maior número

rra, e

Localizado nos limites do sistema solar, PLUTÃO é diferente de todos os a

de aglomerados ou à abundância de água a uma notável distância do sol, formaram-se corpos muito compactos, rodeados de famílias inteiras de satélites. A massa desses corpos era cerca de 10 vezes maior que a Tesua gravidade suficientemente elevada para reter densas atmosferas, que se haviam formado pela atração de parte da nuvem de gás que ainda rodeava o sistema solar primitivo. Assim formaram-se em tais regiões os 4 planetas gasosos gigantes – JÚPITER, SATURNO, URANO e NETUNO.

outros. Trata-se de um planeta pequeno, seu diâmetro equivale a menos dmetade do de Mercúrio e menos de 1/5 do diâmetro da Terra, e sua massa éigual à quinta parte da massa lunar. É possível que sua origem não seja a mesma dos demais planetas.

ASTERÓIDES

Parte dos resíduos rochosos de menores dimensões do sistema solar primitivo deu origem a um cinturão ( "o cinturão de asteróides") localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter. Calcula-se que a massa total dos asteróides do cinturão é equivalente a aproximadamente a milésima parte da massa da Terra.

SATÉLITES E ANÉIS

Assim como a Terra, a maior parte dos planetas possui um ou mais satélites naturais (luas): Mercúrio e Vênus são os únicos que não os possuem.

Os 4 planetas gigantes estão rodeados de numeras famílias de satélites que orbitam em torno do planeta como se fossem sistemas solares em miniatura e também possuem belíssimos anéis. Os mais conhecidos e espetaculares são os de Saturno, mas Júpiter, Urano e Netuno também os possuem. Os anéis são formados por fragmentos rochosos e partículas de pó e gelo.

SOL: ESTRELA DA VIDA

Imagem do Sol enviada pela sonda SOHO

O Sol fotografado com raio Xpelo Skylab

O Sol é a fonte de energia que domina o sistema solar. Sua força gravitacional mantém os planetas em órbita e sua luz e calor tornam possível a vida na Terra.

A Terra dista, em média, aproximadamente 150 milhões de quilômetros do Sol, distância percorrida pela luz em 8 minutos. Todas as demais estrelas estão localizadas em pontos muito mais distantes.

As observações científicas realizadas indicam que o Sol é uma estrela de luminosidade e tamanho médios, e que no céu existem incontáveis estrelas maiores e mais brilhantes, mas para nossa sorte, a luminosidade, tamanho e distância foram exatos para que o nosso planeta desenvolvesse formas de vida como a nossa.

Muitas pessoas acreditam que o Sol é uma estrela comum. Isto está errado. Cerca de 95% de todas as estrelas têm massa menor que a do Sol. As mais numerosas em nossa galáxia têm apenas 10% da massa solar. São todas más candidatas a hospedar vida evoluída porque emitem pouca energia. Para conseguir calor suficiente, um planeta precisaria estar tão perto dessa estrela que entraria no que é chamado de rotação sincrônica. Um lado do planeta estaria sempre de frente para a estrela. A temperatura no lado escuro seria tão baixa que toda a atmosfera congelaria, impedindo a formação de vida animal.

Se o Sol fosse maior, com certeza não estaríamos aqui.

COMPOSIÇÃO DO SOL

O Sol é uma enorme esfera de gás incandescente composta essencialmente de hidrogênio e hélio, com um diâmetro de 1,4 milhões de quilômetros. O volume do Sol é tão grande que em seu interior caberiam mais de 1 milhão de planetas do tamanho do nosso. Para igualar seu diâmetro, seria necessário colocar 109 planetas como a Terra um ao lado do outro.

NÚCLEO DO SOL

No centro da estrela encontra-se o núcleo, cuja temperatura alcança os 15 milhões de graus centígrados e onde ocorre o processo de fusão nuclear por meio do qual o hidrogênio se transforma em hélio. A energia gerada mantém o Sol aquecido, levando-o a expandir-se . Mas essa expansão resulta também no esfriamento do núcleo, de modo que as camadas externas voltam a pressionar as internas e o núcleo volta a ser comprimido e se mantém aquecido.

O equilíbrio entre a pressão das camadas externas e a pressão gerada pelo calor das zonas internas é tão estável que nossa estrela encontra-se nessas condições há 5 bilhões de anos e continuará por outros 5, ou mais, até que se esgote o combustível nuclear que contribui para a manutenção das altas temperaturas do núcleo.

Na superfície do Sol, imensos campos magnéticos produzem erupções de gases a altas temperaturas SUPERFÍCIE DO SOL

A superfície luminosa do Sol é chamada de fotosfera. Apesar de seu aspecto compacto, não é sólida, é gasosa. A fotosfera constitui zona limítrofe entre a densa e opaca massa gasosa das regiões centrais do Sol e o material mais tênue e transparente do exterior.

Numa imagem ampliada da fotosfera pode-se verificar seu aspecto granulado, produzido por correntes de gás quente que sobem à superfície e voltam a descer. A parte superior dessas colunas de gás forma cristas conhecidas como grânulos, de centenas de quilômetros de diâmetro, dos quais existem milhões na fotosfera. A vida média dos grânulos é de apenas 10 minutos, razão pela qual a superfície do Sol está em constante mudança.

Nesta foto vêem-se os grânulos conhecidos como "grãos de arroz" cujo diâmetro médio é de 1000 Km. A vida média de um granulo é de 10 min., porisso a superfíficie do Sol está sempre em constante mudança.

CROMOSFERA

Ao redor da fotosfera está a cromosfera, de cor vermelha, composta basicamente de hidrogênio gasoso. É difícil observá-la, pois ela se encontra junto à fotosfera. As melhores ocasiões para observá-la apresentam-se durante os eclipses totais do sol, quando a fotosfera está oculta pela Lua.

PROTUBERÂNCIAS

A cromosfera expulsa para o espaço gigantescas massas de gás incandescente, denominadas protuberâncias, de mais de 100.000km de comprimento médio. Algumas delas formam gigantescos arcos que acompanham as linhas de campo magnético solar e alcançam temperaturas superiores a 10.000º C.

As protuberâncias manifestam-se durante os períodos de atividade máxima do Sol e podem durar várias semanas.

COROA

A coroa é a parte mais extensa, muito tênue que envolve o Sol. Sua densidade é 1011 vezes inferior à nossa atmosfera

O extrato mais externo do Sol é a coroa, uma camada envolvente formada por hidrogênio muito diluído, com temperatura superior a 1 milhão de graus centígrados. Normalmente é visível durante os eclipses.

Os gases que formam a coroa emitem grande quantidade de energia em forma de raios X.

A coroa não apresenta sempre o mesmo aspecto, sua forma varia com o passar do tempo. Isso se deve ao fato de que um gás turbulento não mantém o mesmo aspecto durante longos períodos.

O sol tem um ciclo de atividade que se repete com certa regularidade cada 11 anos. A coroa parece seguir esse ritmo; algumas vezes apresenta-se mais simétrica e em outras exibe vistosos penachos e profundas lagunas. A maior

simetria ocorre nos períodos de máxima atividade; nos períodos de mínima, a coroa aparece achatada sobre o plano equatorial solar e praticamente desaparece nos polos.

A forma da coroa varia notavelmente durante o ciclo undecenal do Sol.Ela apresenta forma mais achatada durante o mínimo de atividade (A)

e é mais regular durante o máximo de atividade (B)

VENTO SOLAR

O Sol emite um fluxo contínuo de partículas ionizadas que se propagam pelo espaço em todas as direções. Denominado vento solar, esse fluxo possui intensidade variável, associada à atividade das manchas solares. Os ventos solares são responsáveis por diversos fenômenos, como a orientação da cauda dos cometas em sentido contrário ao Sol, distorção do cinturão magnético da Terra, com conseqüente alteração do campo magnético do planeta, com efeitos imprevisíveis sobre o clima, telecomunicações, rede de distribuição elétrica e meio ambiente.

O vento solar dá origem também às magníficas auroras boreais.

A zona onde o vento solar desaparece é chamada de heliopausa – representa o limite da influência do Sol. Não se sabe ao certo onde esta região ocorre. Sondas lançadas nos anos 70 para explorar os confins do sistema solar nos darão essa informação.

MANCHAS SOLARES

As formas mais interessantes observadas no Sol são as manchas solares, pequenas áreas mais escuras que o restante da fotosfera, em virtude de sua temperatura mais baixa. As manchas solares são brilhantes, mas sua temperatura, de cerca de 4000º C, é inferior à temperatura de 5770º C das áreas circundantes.

As manchas, que podem ser várias vezes maiores que a Terra, surgem por razão do intenso campo magnético do sol, que impede em alguns pontos a subida do calor proveniente do interior, provocando a formação de áreas mais frias.

As manchas solares nos dão a impressão de serem negras, mas isso ocorre porque são mais frias que as áreas circundantes da fotosfera.

A área escura da mancha é denominada sombra, com temperatura de aproximadamente 4300-4800ºC. Em torno da sombra , existe a penumbra cuja temperatura varia de 5400 a 5500ºC.

A vida média de uma mancha é de 2 semanas. O mais comum, porém, é surgirem aos pares ou grupos, então sua vida média será de aproximadamente 3 meses.

Aumento de um complexo grupo de manchas solares de tamanho considerável

Detalhes de um grupo de manchas solares onde se distingue claramente as zonas de sombra e penumbra

Evolução de algumas manchas solares em poucos dias. O movimento se deve à rotação do Sol em torno de seu eixo

O número de manchas solares varia cada ano e depende da intensidade da atividade solar, cujo ciclo regular é de aproximadamente 11 anos, portanto observamos um número máximo de manchas a cada 11 anos, fase conhecida como máximo solar. O último máximo solar foi em 1991 e os próximos deverão ocorrer em 2002 e 2013, apesar de haver previsões que no período de setembro à dezembro deste ano as explosões solares poderão ser quase diárias.

MERCÚRIO: PLANETA DOS CONTRASTES

As características do solo mercuriano levam a acreditarque esse pequeno planeta jamais teve geológica ativa

Mercúrio é o menor dos planetas terrestres, que orbita mais próximo do sol, à maior velocidade. A maioria das informações disponíveis sobre Mercúrio provém da sonda Mariner 10, lançada em 3 de Novembro de 1973, o único veículo espacial que visitou o planeta até o momento.

As imagens da sonda Mariner 10 revelaram que a superfície de Mercúrio é coberta de crateras, muito semelhante à nossa Lua.

Mercúrio apresenta zonas crivadas por numerosas crateras, similares aos planaltos lunares, e outras áreas com planícies de relevo discreto e poucas crateras, parecidas com os mares lunares .Em meio às regiões com uma presença elevada de crateras encontram-se também amplas extensões quase planas. Provavelmente essas planícies surgiram de ascensão de rochas fundidas que vieram das profundezas do núcleo do planeta.

Antes da missão Mariner 10, acreditava-se que Mercúrio fosse muito pequeno para possuir um campo magnético significativo. Os dados obtidos pela Mariner 10 permitiu que se determinasse a composição geológica do planeta. Ele está recoberto por um córtex e um manto relativamente finos. Sua densidade, muito elevada, atinge 5,43g/cm3 ,semelhante à densidade terrrestre. Isto significa que a maior parte do planeta deve ser constituída por um material pesado, por exemplo, o ferro. Isto explica a existência de seu campo magnético.

Os astrônomos consideram bastante improvável que o planeta possua desde sua formação um núcleo ferroso tão grande. Supõe-se que Mercúrio possa ter perdido a maior parte de seu manto rochoso externo numa colisão catastrófica com algum objeto planetário nos primórdios do sistema solar.

70% de Mercúrio constitui-se de um núcleo composto de níquel e ferroenvolto por um manto e um córtex finos.

Mercúrio é mais rico em ferro do que qualquer outro planeta do sistema solar.

Duas das crateras mais jovens de Mercúrio. Seus halos e

raios sobrepostos são indícios de um impacto relativamente recente

DIA E NOITE

Mercúrio gira muito lentamente sobre seu eixo, fato este que provoca alguns fenômenos interessantes. No tempo necessário para completar uma órbita ao redor do Sol, ele dá uma volta e meia sobre seu próprio eixo. Devido a esse movimento lento, um dia de Mercúrio eqüivale a 2 anos mercurianos.

A lenta rotação faz com que durante longos períodos o mesmo hemisfério fique voltado para o Sol. Por isso, o contraste entre o dia e a noite é mais acentuado que nos demais planetas. À noite, as temperaturas do hemisfério oposto ao Sol caem a -180º C. No entanto, quando o planeta encontra-se no periélio as temperaturas da tarde podem alcançar 430º C.

Perto dos polos existem zonas que nunca recebem a luz do sol. As ondas de rádio emitidas pela antena do radiotelescópio de Arecibo, em Porto Rico, descobriram os reflexos característicos de gelo nessas zonas. A capa de gelo pode ter uma espessura de alguns metros e estar coberta de poeira.

Imagem das regiões vizinhas ao polo sul de Mercúrio, uma das áreas onde é mais provável a presença do gelo.

ATMOSFERA

Devido a sua pequena massa, a força de gravidade do planeta é muito reduzida e não permitiu que Mercúrio mantivesse sua atmosfera primordial. É provável que houvesse uma atmosfera nos primórdios da formação do planeta que dispersou-se no espaço ou foi arrancada pelo forte vento solar devido à proximidade do planeta com o sol. A Mariner 10 detectou pequena quantidade de hélio, mínimas quantidades de sódio, traços de oxigênio, hidrogênio e potássio. Ela é tão rarefeita que pode ser desconsiderada.

BACIA CALORIS

Essa enorme cratera é delimitada por montanhas de até 2 Km de altitude

Detalhe da cratera Caloris. Nesta imagem em alta resolução são visíveis as fraturas do fundo da cratera que vão se ramificando

A maior cratera de impacto de Mercúrio é a chamada Bacia Caloris. Com 1300km de diâmetro, ela é a maior estrutura de toda a superfície do planeta. Provavelmente o impacto que a produziu ocorreu pouco depois da formação do planeta, quando um grande asteróide ou cometa colidiu com ele.

Imagem da estrutura conhecida como rocha de Santa Maria, o elemento sinuoso e escuro que atravessa verticalmente a foto. Acredita-se que se trata de uma enorme falha geológica

OBSERVANDO MERCÚRIO

A observação direta de Mercúrio com instrumentos a partir da Terra é muito difícil, pois o planeta fica muito próximo do Sol.

Quando o planeta se encontra a leste do Sol, pode ser visto por pouco tempo no ocidente, logo acima do horizonte, imediatamente depois do por do Sol.

Quando se encontra a oeste do Sol, é possível observá-lo na 1.ª hora da manhã, pouco antes da aurora.

VÊNUS: "ESTRELA" DA TARDE

Visão global do hemisfério norte deVênus; o polo norte encontra-se exatamente no centro da imagem

Vênus é o 2.º planeta do sistema solar e também o mais próximo da Terra. Apresenta-se como o objeto mais brilhante e visível no céu, tanto no crepúsculo, como no amanhecer. Quando alcança seu maior esplendor, a intensidade de sua luz é tamanha que muitas vezes pode ser confundido com um OVNI.

A sua forte luminosidade se deve em parte ao fato de estar muito próximo da Terra, mas principalmente a sua intensa capacidade de refletir a luz solar. Isto se deve ao fato da constante presença de uma camada de nuvens na atmosfera do planeta que também impede a observação de sua superfície.

Entre todos os planetas do sistema solar, Vênus é o mais semelhante à Terra em estrutura e tamanho. Apesar disto, é improvável que algum dia astronautas possam pousar em sua superfície. Vênus é um planeta letal para o homem. Sua elevadíssima temperatura (475ºC) e a composição de sua densa e venenosa atmosfera não permitem a presença humana, nem por poucos instantes.

Como Vênus é o planeta mais próximo da Terra, foi o mais visado para o envio de sondas, as quais não tiveram muito sucesso devido a sua perigosa atmosfera. A sonda que desempenhou o papel mais importante foi a Magellan, lançada em maio de 1989 e que em agosto de 1990 mapeou a superfície de Vênus de maneira muito mais precisa a ampla que as outras sondas, pois os dados foram recolhidos de uma altitude muito menor.

SUPERFÍCIE

Reconstituição da superfície de Vênus feita por computador com base em dados reais colhidos pela sonda Magellan capacitada com um radar de abertura sintética SAR.

Imagem da cratera Danilova mostra que Vênus sofreu um bombardeio de meteoritos nas fases iniciais de sua história geológica

O solo de Vênus é semelhante a um deserto rochoso imerso numa luz amarelada, cujas cores predominantes são o alaranjado e o marrom.

A sonda Magellan descobriu a existência de uma recente atividade vulcânica em Vênus, como mostra a foto abaixo:

A imagem mostra um rio de lava solidificada recentemente, pois ainda não sofreu erosão atmosférica.

Imagem da estrutura de um dos numerosos vulcões que se elevam sobre as planícies. As formas arredondadas que se observa em Vênus são o resultado da forte erosão que a densa atmosfera exerce sobre o relevo.

ATMOSFERA

O dióxido de carbono é o gás predominante, representando 96,5% da atmosfera. O restante é composto por nitrogênio, traços de oxigênio, monóxido de carbono, argônio, dióxido de enxofre e um pequeno percentual de vapor d’água. Pelo fato dos componentes serem bastante pesados, é evidente que a pressão no solo seja muito maior que a do nosso planeta. A pressão na

superfície é de 90 a 95 atmosferas. Devido a essa composição e densidade, um astronauta que chegasse a esse planeta morreria esmagado e intoxicado.

As nuvens de dióxido de carbono permitem a passagem da luz solar, mas não permitem a saída dos raios infravermelhos, o que causa um acentuado efeito estufa, que mantém a temperatura em 475º C.

Devido a essa densa atmosfera, a luminosidade é escassa (similar à de um dia nublado na Terra) e dão origem à fenômenos de refração múltipla, que originam várias imagens de um único objeto, inclusive do Sol.

Vista da atmosfera de Vênus, cuja enorme densidade

impede a observação das características do planeta.

ROTAÇÃO E TRANSLAÇÃO

Uma das peculiaridades de Vênus é o seu movimento de translação, contrário ao de rotação. O movimento de translação da maior parte dos corpos celestes do nosso sistema solar segue a mesma direção de seu movimento de rotação ( de oeste a leste). Vênus e Urano são os únicos planetas que giram ao redor de seu eixo em sentido contrário, de leste a oeste (movimento retrógrado).

A velocidade de rotação de Vênus é muito lenta – 243 dias para completar 1 volta sobre seu eixo, e 225 dias para completar uma órbita ao redor do Sol.

DIA E NOITE

A velocidade quase coincidente dos períodos de rotação e translação determina um dia extremamente longo. Em Vênus, ao contrário do que ocorre na Terra, a alternância do dia e da noite depende de seu movimento de translação.

TERRA: O LOCAL QUE NOS FOI CEDIDO PARA HABITARMOS

A terra é de formato aproximadamente esférico e seus diâmetros , equatorial e polar têm 12.753 km e 12.711 km, respectivamente.

A zona da atmosfera terrestre que provoca efeitos aerodinâmicos se estende ao seu redor até alcançar uma altura de aproximadamente de 320 km, medidos a partir da sua superfície . Apesar dessa grande altura da camada atmosférica, entretanto mais da metade de seu peso se encontra somente nos 6 primeiros km mais próximos da terra.

A terra se desloca ao redor do sol a uma velocidade aproximada de 30 km/segundo, percorrendo no espaço de um ano, perto de 965 milhões de km.

Ela também gira ao redor de si mesma, cumprindo uma rotação por dia sobre o seu próprio eixo. Ao girar, qualquer ponto da terra situado nas regiões equatoriais se desloca a uma velocidade de 400m/segundo. (1440km/h)

No que se refere à gravidade terrestre, a aceleração produzida diminui de maneira inversamente proporcional ao quadrado da distância ao centro da terra , razão pela qual , numa altura de 6500 km, por exemplo, a aceleração da gravidade acusará somente uma quarta parte da que atua sobre a superfície terrestre, que no equador é de aproximadamente 9,816 m/s²

O valor da aceleração da gravidade (g) na órbita lunar é de aproximadamente 0,0003 à correspondente na superfície terrestre.

Por outro lado, a densidade do campo magnético terrestre diminui bem mais rapidamente.

A atmosfera da Terra, composta principalmente de

oxigênio e nitrogênio, permite apreciar muitos detalhes da

superfície

Apesar de se estender até cerca de 2000 Km de altitude,

a atmosfera terrestre concentra a maior parte da

massa de gases nos primeiros

120 Km

ATMOSFERA

Como a atmosfera vai desvanecendo gradualmente, resulta ser quase impossível estabelecer seu limite exato. Mesmo assim foi possível estabelecer que a atmosfera possui um peso de quase 5 bilhões de toneladas. Uma massa muito pequena, aproximadamente um milionésimo da que possui a terra. A densidade da atmosfera diminui proporcionalmente a altura: nos 6000 metros, é a metade da existente ao nível do mar, nos 95.000 metros é um milionésimo e a 320.000 se reduz por outros fatores a 10-6 da existente ao nível do mar.

O azul que envolve a Terra é em razão da atmosfera.

Certos fenômenos desaparecem a certas alturas, abaixo vemos alguns valores aproximados representativos:

Combustão de hidrocarbonetos à 24 km

Sustentação de controle aerodinâmico à 80 km

Difusão da luz solar à 130 km

Para absorver meteoros à 130 km

Aquecimento por fricção à 160 km

Para resistência ao avanço de satélites de grande distância (Sat normais) à 480 km

Para a resistência ao avanço de satélites de grande distância (Globos) à 2.400 km

Considerando em volume, o ar seco contém 78% de nitrogênio diatônico, 21% de oxigênio diatônico e 1% de argônio com vestígios de anidro carbônico, neon, hélio, metano, criptônio, óxido nitroso, monóxido de carbono, xenônio, poeira, esporos e outras impurezas.

Nas imediações do 32º km de altura, descobriu-se ainda uma porcentagem muito pequena de ozônio, entre o 65º e 80º de altura, supõe-se existir uma grande quantidade de hidrogênio ( acha-se que o hidrogênio é encontrado em estado atômico a partir do 96º km da atmosfera, juntamente com camadas sucessivas de oxigênio e hélio)

Quando se ultrapassa 100 km de altura, tanto o oxigênio como o nitrogênio são dissociados progressivamente pelos efeitos da radiação solar. Por volta dos 240 km ambos os gases se acham totalmente em estado atômico.

Já em relação à radiação solar, sua parte prejudicial é absorvida em grande parte pela atmosfera, enquanto por ela passam facilmente tanto as ondas visíveis como também as radioelétricas muito curtas.

A IONOSFERA

A camada compreendida entre os 65 e 320 km se denomina IONOSFERA, região onde a densidade do ar é muito pequena. A Ionosfera é um ótimo condutor de eletricidade, é onde se dão as comunicações radioelétricas a grande distância.

Acima dos 320 km de altura, começam a ter lugar importantes fenômenos como as auroras boreais , que se fazem presentes até a altura de 900 km.

Uma magnífica imagem de uma aurora boreal, impressionante fenômeno provocado pelas partículas ionizadas do vento solar, visível na terra em regiões de altas latitudes dos dois hemisférios. Essas partículas movem-se a velocidades de até 500 Km/s. A maioria delas é bloqueada pelo campo magnético terrestre que funciona como um escudo. Algumas partículas, as de maior carga elétrica, conseguem penetrar na barreira, e a uma altitude de aproximadamente 100 Km, reagem com as moléculas da atmosfera, dando origem a esses fantásticos fenômenos luminosos.

A LUA

A Lua é o corpo celeste mais próximo à terra. É seu satélite. A distância média entre a Terra e a Lua é de 60 raios terrestres, ou seja: 385.000 km e chega a se afastar a 470.000 km do nosso planeta.

Diâmetro equivalente a 27% do da Terra ( 3.470 km) a massa da Lua supera um pouco 1% da massa terrestre, sua gravidade na superfície é de apenas 16% da terrestre. Tanto a terra como a Lua giram ao redor do sol em torno de um centro de gravidade comum, que é um ponto no interior da Terra. Como conseqüência disto ambas as órbitas terrestre e lunar são elípticas. A lua efetua uma revolução ao redor da Terra em 27,3 dias com velocidade tangencial aproximada de 3700 km/hora .

Circunstância que faz o ato de acertar um foguete em sua superfície se tornar apenas o ato de interceptar um corpo em rápido movimento que se encontra a 385.000 de distancia. A Lua carece de todo o tipo de atmosfera, devido a isso a

sua superfície é marcada por contínuo bombardeio de meteoritos, raios cósmicos e radiações solares.

A temperatura no equador lunar é de 100 a 150º ( graus celsius.)

A Lua se caracteriza por enormes crateras e rugosas montanhas, algumas mais altas do que as terrestres , existindo ainda imensas regiões planas, conhecidas como mares, que ocupam uma grande parte da superfície lunar.

Imagem do disco lunar tomada pela Apollo 17. Distingue-se

perfeitamente alguns mares (manchas mais escuras)

MARTE: O PLANETA VERMELHO

Baseado nas diversas análises realizadas pelas sondas enviadas, hoje sabemos que este planeta é muito semelhante à Terra e o único sobre o qual o homem poderia pisar, num futuro não muito distante.

A primeira sonda a aproximar-se do planeta foi a Mariner 4, que em julho de 1965, enviou várias fotos tomadas a uma altitude de 10.000 km da superfície do planeta.

Tais imagens testemunharam que , ao menos, no aspecto macroscópico, visível, não existe vida em Marte; desta maneira pôs-se fim à inúmeras controvérsias que se faziam até aquela data a esse respeito.

A missão mais bem sucedida, para aquela época veio através das sondas Viking 1 e 2, que aterrizaram em setembro de 1975 em duas regiões diferentes, com distância de 6.000km entre si, pois as mesmas possuiam um pequeno laboratório a bordo, para analisar as amostras colhidas e um computador capacitado para tomar decisões autônomas.

Braço da sonda Viking 1, cuja função foirecolher amostras do solo de Marte

SUPERFÍCIE

A superfície de Marte é semelhante à da nossa Lua, acrescentando-se às crateras e planícies, canyons e vulcões.

Há a presença de água, em forma de gelo nas regiões polares e infiltrada nas camadas superficiais do solo, estando permanentemente congelada.

A inclinação do eixo de rotação determina em Marte a alternância de estações e variação das temperaturas na superfície. Em média, a temperatura é de –40ºC, com picos de –14ºC, no verão e de –120ºC, no inverno.

Apesar de possuir clima frio e seco, existem evidências da ação erosiva da água e do gelo em Marte.

Na superfície, existem muitas estruturas em forma de canais que lembram os leitos dos rios terrestres e outros mais profundos, com as mesmas dimensões ao longo de toda sua extensão, que são consideráveis oceanos. Isso demonstra que ao longo de sua história, o clima foi temperado e havia um ciclo hidrodinâmico completo, ou seja evaporação de água do mar, condensação em forma de nuvens e precipitações sobre o solo marciano.

O final deste ciclo provavelmente se deu pela instabilidade da atmosfera e pela distância do Sol. O planeta foi resfriando, a água se infiltrando no solo, que em Marte é muito poroso, os oceanos foram se contraindo, diminuindo gradativamente seus efeitos na atmosfera e a água acabou por ficar toda presa no solo, congelada.

O imenso Canyon Valles Marineris, em Marte tem mais de 3000 Km de

comprimento e 8 Km de profundidade; É 10 vezes mais

comprido e 4 vezes mais fundo que o Grand Canyon dos EUA

Reconstituição do Valles Marineris, tal como seriam quando em Marte

existiam oceanos

ATMOSFERA

A camada atmosférica de Marte é extremamente fina e é composta principalmente de dióxido de carbono, quantidades mínimas de nitrogênio, argônio, oxigênio e vapor d’água. A pressão do solo é muito baixa – aproximadamente 6 milésimos da terrestre.

Os ventos marcianos manifestam-se freqüentemente nas formações do tipo ciclônico. A baixa densidade da atmosfera favorece a formação de ventos com

velocidades de até 200km/h, que produzem tempestades de areia tão abrangentes que chegam a cobrir todo um hemisfério e são visíveis da Terra. Essas tempestades tornam a atmosfera do planeta opaca durante semanas, até que a poeira em suspensão se deposite no solo novamente.

O vento é o principal agente de erosão do solo marciano, onde continuamente se deslocam e se criam enormes dunas de areia. Por ser o solo rico em óxido de ferro, o céu de Marte é avermelhado, devido à presença constante dessa poeira em suspensão.

Detalhe da supefície de Marte mostrando uma tempestade de areia (indicada pela seta)

OLYMPUS MONS

A montanha mais espetacular de todo o planeta é o Olympus Mons, que está a aproximadamente 20º acima de equador. Essa montanha é a mais alta de todo o sistema solar e eleva-se a 27km de altitude. É um vulcão de forma quase circular com 600km de diâmetro. No cume, a cratera colapsada forma uma caldeira de 90km de diâmetro.

SONDA MARS PATHFINDER

4 de Julho de 1997 – A sonda Mars Pathfinder pousou em solo marciano – o Ares Vallis numa missão norte–americana totalmente robotizada para analisar diversos tipos de rochas do local onde pousou.

Imagem tomada pela câmara abordo da Mars Pathfinder.

No primeiro plano pode-se ver a rampa pela qual desceu

o Rover, e à direita e à esquerda, os balões vazios que

serviram como airbag no impacto da sonda com o solo.

A direita mais acima, vê se o Rover analizando a rocha Yogi.

Monte Olympus fotografado

durante a aproximaçãode marte

Imagem da Ares Valles Planície onde pousou a Mars Pathfinder (ficou conhecida como "bosque"). Vêem-se rochas de diversos tamanhos sobre uma base arenoso argilosa; elas indicam que num passado remoto ali corria um rio.

SATÉLITES

Marte possui 2 pequenos satélites – Fobos e Deimos, descobertos em 1877. Possuem formato bem irregular, semelhantes à asteróides, com diâmetros médios de 22 e 14 km, respectivamente.

PRÓXIMA MISSÃO

Está sendo estudada uma nova missão para Marte entre a NASA, ESA e outras agências espaciais para 2020, sendo que esta será tripulada pelo homem. Portanto teremos o ser humano pisando o solo marciano daqui a 11 anos!

OS GIGANTES GASOSOS Todos os planetas exteriores apresentam características comuns, tais como:

• a composição química da atmosfera é semelhante • sistema de vários satélites orbitando os planetas • "rotação diferenciada" (não giram como um corpo sólido; cada latitude

tem sua própria velocidade) • presença de anéis rodeando ao planetas • presença de "manchas" no corpo planetário

JÚPITER: O GIGANTE DO SISTEMA SOLAR

O gigante do sistema solar tem massa maior que a de todos os planetas juntos e é composto dos mesmos gases que o Sol ( hidrogênio e hélio) e sua massa está somente um pouco abaixo do limite mínimo suficiente para que a contração gravitacional eleve seu centro à temperatura necessária para a fusão do hidrogênio, e, portanto para o nascimento de uma estrela. Se isso ocorresse, nosso sistema solar seria um sistema binário e desta forma não estaríamos aqui.

ROTAÇÃO DIFERENCIAL

O período de rotação de Júpiter é o menor de todos os planetas do sistema solar: no equador é de 9 horas e 50 minutos, enquanto que nas latitudes mais elevadas é de 9 horas e 55 minutos. A alta velocidade de rotação provocou achatamento nos pólos: o diâmetro nos pólos é de 134.700km, contra 143.000km no equador.

ESTRUTURA INTERNA

ATMOSFERA

Ao observar Júpiter, a única estrutura visível é a atmosfera com suas nuvens e manchas características. As nuvens dispostas em sentido paralelo ao equador, apresentam-se claras ou escuras, de acordo com as correntes quentes ascendentes ou frias descendentes. As cores das nuvens se devem às diferentes altitudes atmosféricas. As mais altas são vermelhas, logo abaixo estão as brancas e mais abaixo as marrons, nas camadas iniciais são azuladas.

Gases presentes na atmosfera: metano, amônia, hidrogênio, hélio, carbono, nitrogênio.

A GRANDE MANCHA VERMELHA

A Grande Mancha Vermelha é um gigantesco redemoinho. Apresenta uma estrutura ciclônica de duração sem igual na Terra (foi visualizada pela 1.ª vez em 1665 por Cassini). A ausência de atrito com uma superfície sólida permite essa duração.

A origem desta mancha ainda não está esclarecida.

ANÉIS

Assim como Saturno, Júpiter também possui anéis que rodeiam o planeta à altura de seu equador e que se encontram 55.000km acima da atmosfera.

Os anéis de Júpiter não são tão brilhantes nem luminosos quanto os de Saturno. Foram descobertos pelas sondas Voyager. Há 2 anéis principais e um interno muito fino, de cor alaranjada. A espessura dos anéis não deve ultrapassar alguns quilômetros, e são formados principalmente por poeiras e pequenos fragmentos. Por esse motivo, quase não refletem a luz do Sol e são pouco visíveis.

Acima, um detalhe do sistema de anéis fotografado pela sonda Voyager 2.

SATÉLITES

São 16 luas, sendo que as 4 maiores (quase sempre visíveis) Io, Europa, Ganimedes e Calixto, pertencem à família de objetos terrestres, ou seja, são similares aos corpos do sistema solar interno, em tamanho e composição.

IO

- A superfície de IO é cravejada de muitos vulcões. É considerado o corpo mais ativo do ponto de vista vulcânico de todo o sistema solar, e é rico em enxofre. As freqüentes erupções em IO expulsam matérias que se chocam com 2 outros satélites menores (Adrastéia e Métis), deles arrancando poeira e fragmentos que se dispõem ao redor do equador de Júpiter formando os anéis.

Superfície de Io, um satélite de Júpiter 

 

 

À direita detalhes da superfíficie de Io mostrando a garganta de um vulcão que se distingue por uma cor mais escura 

 

EUROPA

- A superfície de Europa é recoberta por uma crosta de gelo que a deixa totalmente lisa. É muito provável que água tenha subido do interior à superfície formando uma espessa camada de gelo, que oculta todo o relevo topográfico. Por outro lado, o calor interno mantém um oceano líquido, onde se estima que tenha 2 vezes mais água que todos os oceanos terrestres. Graças ao vulcanismo, também presente, Europa teve, por bilhões de anos calor suficiente para a formação de moléculas complexas, tais como proteínas. Por isso, hoje é um dos principais alvos de pesquisa científica, no sistema solar, pois nenhum outro lugar do sistema solar concentra tantas condições propícias à existência de vida.

SONDA GALILEO

É considerada uma das missões mais espetaculares já concebidas pelo homem. Chegou à Júpiter em 1995, totalmente robotizada e ainda está desvendo os mistérios do gigante gasoso e seus satélites. Irá permanecer em órbita por mais alguns anos, enviando dados.

Esplêndida foto obtida pela Galileo no momento em que a pequena sonda se desprendeu para estudar a atmosfera do gigante

SATURNO: O PLANETA DOS ANÉIS

Sempre que falamos do 2.º gigante gasoso de nosso sistema , o associamos aos seus espetaculares anéis.

Mas Saturno não é só belo, é também um planeta curioso – é o único que tem uma densidade média inferior à água, ou seja, apesar de seu tamanho gigante, se fosse possível encontrar um oceano suficientemente grande para contê-lo, ele flutuaria em sua superfície.

Tem a mesma estrutura de Júpiter, inclusive na composição de seus gases principais: hidrogênio e hélio.

As cores dominantes do globo planetário são o branco das nuvens ( devido ao cristal de amônia) e o laranja-escuro (do hidrossulfito de amônia) das formações nebulosas logo abaixo delas.

ROTAÇÃO DIFERENCIADA

Saturno apresenta uma notável protuberância na linha do equador, devido à diferença entre a velocidade de rotação na área dos pólos, que é de 10 horas e 38 minutos e a equatorial, que cai para 10 horas e 13 minutos. O diâmetro entre os pólos é 10% menor do que o diâmetro equatorial.

Saturno demora 29,5 anos para completar uma volta ao redor do Sol e sua distância média é de 1,4 milhões de km (9,5 vezes maior do que a existente entre a Terra e o Sol), e por isso recebe uma pequena quantidade de calor e luz. (90 vezes inferior a que chega até nosso planeta).

ATMOSFERA

É composta de 96% de hidrogênio, 3% de hélio e 0,4% de metano gasoso. As temperaturas são bem baixas e a pressão é muito alta, causando a condensação da amônia em nuvens brancas, facilmente observáveis.

Outra curiosidade sobre este planeta é que ele emite o dobro do calor que recebe do Sol. Talvez isso se deva à compressão do hélio nas regiões centrais da atmosfera.

No interior da atmosfera foram medidos ventos que chegaram a atingir 1.800km/h, velocidade não encontrada em nenhum outro planeta. Esses ventos são gerados por sua própria fonte interna de calor.

Lá também existem enormes tempestades ciclônicas, que às vezes perduram por vários anos.

OS ANÉIS

Observados pela 1.ª vez por Huygens, os anéis não são sólidos, mas formados por uma infinidade de minúsculos corpos que giram em torno do equador de Saturno. A maior parte dos anéis é formada de pequeninos cristais de gelo ou pedras recobertas por eles o que possibilita sua visualização, já que o gelo reflete muito bem a luz do Sol.

Os 3 anéis maiores receberam o nome A ,B, C. O anel central B é o mais largo e brilhante e está separado do A, mais externo, pela divisão de Cassini (seu descobridor). Os anéis maiores são formados de milhares de anéis menores, que se alternam com faixas vazias, formando um conjunto parecido com os sulcos dos antigos discos de vinil.

Os anéis são muito grandes em diâmetro, mas com pouquíssima massa e sua origem ainda não está esclarecida.

Acima, os anéis de Saturno, com uma imagem sobreposta da terra na mesma escala: Pode-se assim comparar o diâmetro dos anéis com o terrestre

SATÉLITES

Saturno tem mais satélites do que todos os planetas do sistema solar. 18 deles já tem nomes oficiais, mas os cientista acreditam que ainda existam outros, bem menores, ainda não descobertos.

Existem complexas relações de equilíbrio entre alguns satélites e sistema de anéis. A influência gravitacional de alguns satélites faz com que o material que compõe os anéis se mantenha em órbitas estáveis. A divisão de Cassini, por ex., é estabilizada pela presença do pequeno Mimas, o menor satélite de Saturno.

A maior parte dos satélites é formada de rochas e gelo.

ENCÉLADO

Outro satélite diminuto que possui uma superfície muito luminosa e desprovida de crateras, fazendo pensar que o solo está coberto de gelo recente .Pode ser a lua que fornece gelo para o anel E. O seu interior deve ser quente e está em movimento, com material fluido escorrendo para o exterior aplainando as beiradas das crateras.

A superfície gelada de Encélado é extremamente luminosa. Seu interior, porém é quente e fluído. A superfície é bastante lisa. É possível que este satélite abasteça de gelo o anel E de Saturno. De seu interior sai um material fluido que tende a aplainar as bordas das crateras.

 

TITÃ

É o maior satélite de Saturno com diâmetro de mais de 5.000km.( um pouco maior que Mercúrio). É o único satélite que possui uma densa atmosfera, que não deixa ver sua superfície. Essa atmosfera é composta de nitrogênio, metano, e certa quantidade de etano, que dá cor às suas nuvens e céu. É possível que existam verdadeiras chuvas de metano. Existe a possibilidade de haver a presença de moléculas orgânicas nesta lua, uma vez que a sonda Voyager 1, ao sobrevoar o satélite, em 1980, detectou presença de moléculas complexas.

Titã, um dos maiores satélites do sistema solar com mais de 5.000 Km de diâmetro

SONDA CASSINI – HUYGENS

Nascida de um trabalho conjunto de 3 agências espaciais –NASA, ESA, ASI, foi lançada em 15 de Outubro de 1997, com previsão de chegada à Saturno para Julho de 2004. Está composta pelo orbitador americano Cassini e pela sonda européia Huygens que estudará Saturno e mais detalhadamente seu satélite Titã, onde pousará.

URANO

Uma peculiaridade muito interessante deste planeta é a notável inclinação de seu eixo de rotação, que é única no sistema solar. Ele é tão inclinado, que quase coincide com o plano da eclíptica, e seu pólo Norte encontra-se abaixo do plano orbital. Seu plano equatorial é perpendicular aos dos demais planetas.

O motivo que o colocou nesta posição ainda não está claro. A hipótese mais provável é a da colisão com outro corpo celeste.

ESTRUTURA INTERNA

Sob a camada exterior, composta de hidrogênio e hélio, está uma rica camada de amoníaco, metano e outros compostos de carbono e nitrogênio, além de hidrogênio e hélio moleculares. É provável que no centro haja um núcleo rochoso com cerca de 17.000km de diâmetro.

ATMOSFERA

Urano aparece uniforme, quase sem perturbações em sua atmosfera, com uma predominância de tons esverdeados e azulados. Esta cor se deve à presença de hidrogênio e metano.

Esta uniformidade na atmosfera se deve ao fato de ser o único no sistema solar que não possui fonte interna geradora de calor, sendo que desta forma não se formam correntes quentes e frias, que dão origem aos ventos.

Devido à posição de seu eixo de rotação, os pólos recebem mais luz solar .

As formações de nuvens são pouco numerosas e os ventos sopram (nas latitudes médias) a uma velocidade de 600km/h, na mesma direção dos paralelos, acompanhando o sentido de rotação do planeta. Os ventos que se formam em latitudes inferiores são mais fracos – cerca de 360km/h e sopram em direção contrária à rotação. Essas velocidades são baixas para as turbulências que costumam apresentar os gigantes gasosos.

A temperatura aproximada acima das nuvens é de –210º C.

ANÉIS

Foram descobertos em 1977. São em número de 11; acinzentados, refletem a luz de forma irregular, o que leva a pensar que são compostos de poeira. A descoberta tardia foi devida ao seu pequeno índice de reflexão, que os torna de difícil visualização.

A foto mostra a presença de poeira entre uma anel e outro 

 

 Panorama do sistema de anéis que rodeia Urano 

 SATÉLITES

São em número de 15, sendo que também existe uma complexa interação destes com a estabilidade das órbitas dos anéis.

Miranda foi o melhor fotografado, pois a sonda Voyager 2 (que esteve nas proximidades do planeta em Janeiro de 1986), sobrevoou-a a uma pequena distância.

Miranda é o mundo mais estranho do sistema solar estudado até o momento. Seu diâmetro diminuto – 500km, revela uma superfície que se parece com um corpo 10 vezes maior, com formações complexas e peculiares.

  Apesar de seu tamanho reduzido, Miranda exibe intensa atividade geológica, pouco comum para um corpo deste tamanho.

URANO E NETUNO

Os 2 últimos gigantes gasosos apresentam estrutura muito semelhantes entre si. Eles se tornaram conhecidos há pouco tempo, graças à invenção do telescópio, sendo que Urano foi descoberto em 1781 e Netuno foi descoberto, primeiramente, por cálculos matemáticos, pela influência gravitacional que exercia em Urano e só depois foi avistado por telescópio, em 1846.

NETUNO

detalhes

ESTRUTURA INTERNA

A estrutura interna revela um manto de água, metano e amoníaco gelados. É possível que no centro haja um manto rochoso de silicatos com cerca de 14.000km.

ATMOSFERA

A belíssima cor azul de Netuno deve-se à presença de metano em sua atmosfera. Além deste gás, existe também hidrogênio, hélio. Quando o metano está condensado, aparecem na atmosfera de Netuno belas nuvens prateadas em forma de cirros, que se estendem por milhares de quilômetros e atingem 50km de altura.

Netuno possui uma fonte interna de calor muito forte, pois emite o triplo de energia que recebe do Sol. Isto dá origens à formação de ventos fortíssimos com mais de 2.000km/h, que se movem de leste à oeste, em sentido contrário ao de rotação, criando uma faixa marmorizada ao longo dos paralelos.

 

Nuvens compostas de metano na camada externa e amoníaco nas internas 

Esta intensa atividade atmosférica dá origens à grandes formações ciclônicas, tais como as de Júpiter. Um exemplo é a Grande Mancha Escura, que é do tamanho da Terra e estende-se por quase 10.000km.

 

A atmosfera de Netuno apresenta certa quantidade de nuvens e manchas do tipo ciclônico, como as de Júpiter. Próximo à Grande Mancha Escura encontra-se a Pequena Mancha Escura, com as mesmas características. 

A temperatura aproximada acima das nuvens é de –220º C.

ANÉIS

Netuno possui um sistema de 4 anéis, 2 principais e 2 mais tênues.

SATÉLITES

A sonda Voyager 2 identificou 8 satélites (em agosto de 1989, quando visitou o planeta), sendo que das observações feitas a partir da Terra, só se conheciam 2 – Tritão – o maior e Proteu.

PLUTÃO: O PEQUENO DESCONHECIDO

Os dados que se têm são baseados nas imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble e numa série de eclipses recíprocos entre Plutão e seu satélite natural Caronte ocorridos entre 1984 e 1990, já que ele é o único planeta que ainda não foi visitado por uma sonda.

Plutão é um planeta singular, que se encontra no extremo do sistema solar. Suas características físicas e a sua órbita fizeram pensar, desde sua descoberta, em 1930, que ele era um corpo celeste que não teve a mesma origem dos demais planetas do nosso sistema solar.

Plutão é o menor, o mais frio e o mais reflexivo dos planetas de nosso sistema. É rochoso, ou seja, assemelha-se mais aos planetas mais próximos do Sol (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) do que aos gigantes gasosos. Este fato vai contra toda teoria que tenta explicar a formação de nosso sistema, se considerarmos a existência de um planeta rochoso de dimensões diminutas, muito além das órbitas dos gigantes gasosos.

CARACTERÍSTICAS FÍSICAS

Plutão tem massa relativamente pequena, atualmente estimada em cerca de 3 milésimos da massa da Terra. Sua densidade é estimada em 2,1g/cm3 , sendo portanto, mais denso que os gigantes gasosos e menos denso que o restante dos planetas terrestres.

A composição de sua estrutura interna, bem como sua atmosfera são baseadas em comparações com outros corpos de nosso sistema solar, tais como Tritão, satélite de Netuno que, pelo que supõe, assemelha-se muito à Plutão.

Supõe-se existir um núcleo rochoso de silicatos parcialmente hidratado, o qual é envolto por um manto de gelo. Na superfície há a presença de nitrogênio, que parece ser o elemento químico mais abundante, metano e óxido de carbono, que também compõem a atmosfera, que além desses elementos contém hidrogênio e hidrocarbonetos.

A temperatura média é estimada entre –228 e –238 º C .

CARONTE – SEU SATÉLITE NATURAL

Descoberto em 1978, é possível que seja produto do impacto de Plutão com um gigantesco asteróide que vagava pelo espaço. Este estilhaçou o planeta arrancando uma quantidade de material considerável que permitiu formar Caronte.

Caronte possui órbita sincrônica com Plutão. O período de revolução de Caronte ao redor de Plutão é igual ao período de rotação de Plutão, ou seja Caronte encontra-se sempre no mesmo ponto da superfície de Plutão, nunca nasce e nunca se põe.

HIPÓTESES SOBRE A ORIGEM DE PLUTÃO

1 – Plutão poderia ter sido satélite de Netuno, que devido à um choque com outro corpo do sistema solar, distanciou-se de sua órbita.

2 – A hipótese mais aceita hoje em dia é aquela que diz que Plutão provém de uma região externa ao sistema solar, chamada de Cinturão de Kuiper, uma região berço de cometas de tipo periódico. Esta zona é composta por uma infinidade de pequenos corpos gelados que rodeiam o sistema solar e Plutão pode ser um desses corpos, mais semelhante à um asteróide do que a um verdadeiro planeta, "capturado" por algum objeto do sistema solar.

A única foto que se tem até o momento é a que foi tirada pelo telescópio espacial Hubble. Nela pode-se observar a intensa luminosidade de Plutão.

" PLUTO--KUIPER EXPRESS" - MISSÃO PARA O PRÓXIMO MILÊNIO

O projeto prevê o lançamento de uma sonda para Dezembro de 2004, com chegada prevista a Plutão entre 2012-2018, com a finalidade de estudar profundamente o sistema binário Plutão-Caronte, obtendo dados precisos sobre sua geologia e morfologia superficiais, características de sua composição, atmosfera, e confirmação de todos os outros dados dos quais se dispõe até o momento, e obtenção de dados novos.

CARACTERÍSTICAS DO SISTEMA SOLAR

Corpo

Diâmetro

(KM)

Massa

(Terra=1)

Luas

Gravidade da superfície

(Terra =1)

Velocidade de escape da superfície

(km/s)

Distância Mín. e Max. do sol (milhões de Km)

Velocidade orbital média em torno do Sol (km/s)

Tempo de rotação em torno do Sol (Terra=1)

Tempo de rotação em torno de seu próprio eixo

(dia terrestre=1)

SOL 1.427.000 335.000 - 28 617,6 - - - 25,4

LUA 3.476 0,012 0 0,16 2,4 - 1,61* 1,0 27,4

MERCÚRIO 4.974 0,056 0 0,39 4,3 46 - 69,8 48,0 0,24 58,7

VÊNUS 12.370 0,817 0 0,89 10,4 107,4 – 109 35,0 0,61 243,0

TERRA 12.753 1 1 1 11,2 147 – 152 29,7 1,0 1

MARTE 6.759 0,108 2 0,38 5,0 206,7 – 249,1 24,1 1,88 1,02

JÚPITER 142.706 318,83 17 2,35 59,6 740,9 – 815,7 13,1 11,86 0,41

SATURNO 120.770 95,15 21 0,93 35,6 1347 – 1507 9,7 29,45 0,43

URANO 47.057 14,54 5 0,99 21,1 2735 – 3004 6,8 84,01 0,45

NETUNO 44.636 17,53 2 1,38 24,6 4456 – 4537 5,5 164,69 0,66

PLUTÃO 3.316 0,17 1 ? 1 4425 – 7375 4,8 248,40 6,40 

NOSSO "ENDEREÇO" NO UNIVERSO

Nossa galáxia – a VIA LÁCTEA é composta por um conjunto de aproximadamente 100 bilhões de estrelas e possui um formato similar ao de um disco achatado, mais grosso no centro, de onde partem vários braços em forma de espiral, os quais se estendem até um diâmetro de quase 100.000 anos-luz. Num desses braços, mais precisamente no Braço de Órion, localiza-se o nosso Sistema Solar, a uma distância de 30.000 anos-luz do núcleo da galáxia.