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Bertília Madeira Ferreira Alves

O FUTURO DA

EXPLORAÇÃO ESPACIAL EUROPEIA

DO SISTEMA SOLAR

FACULDADE DE CIÊNCIAS DA UNIVERSIDADE DO PORTO

DEPARTAMENTO DE MATEMÁTICA APLICADA

Porto, 2007

Bertília Madeira Ferreira Alves

O FUTURO DA

EXPLORAÇÃO ESPACIAL EUROPEIA

DO SISTEMA SOLAR

Tese Submetida à Faculdade de Ciências da Universidade do Porto

para obtenção do grau de Mestre

FACULDADE DE CIÊNCIAS DA UNIVERSIDADE DO PORTO

DEPARTAMENTO DE MATEMÁTICA APLICADA

Porto, 2007

Ao meu filho

João Pedro

Agradecimentos

O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar 5

Agradecimentos

As últimas palavras que deposito neste trabalho são de agradecimento e para dedicar a todas as

pessoas que estiveram ao meu lado ao longo destes meses de trabalho.

Nesta página do meu trabalho espero encontrar a melhor forma de comunicar a todos o quanto

lhes estou agradecida e o quanto sinto que, a todos, devo alguma parte deste trabalho.

Ao Professor Doutor Pedro Viana, orientador científico desta dissertação, agradeço a completa

disponibilidade, sempre demonstrada, para me auxiliar na escrita desta dissertação, tal como o

empenho, as sugestões, os esclarecimentos, os comentários e o todo o material que me

disponibilizou. Agradeço ainda, porque foi mesmo muito importante para mim, as palavras de

compreensão, apoio, incentivo e de confiança, pois foram elas que me fizeram chegar aqui.

A todos os Professores que tive o prazer de conhecer no primeiro ano do Mestrado em Ensino da

Astronomia, quero deixar uma palavra de agradecimento, pelos conhecimentos transmitidos e

pelo carinho no trato. A Simplicidade é apanágio dos Grandes.

Aos meus amigos Paula Almeida e Manuel Augusto, porque já não existem pessoas como vós.

Tenho-vos no meu coração e manter-vos-ei lá para sempre. Obrigada pela amizade, pela

compreensão, pelo apoio e por nunca me teres deixado desistir.

À minha colega e amiga Cristina, quero expressar o meu agradecimento, pelos importantes

esclarecimentos e auxílio na tradução de alguns documentos em Inglês.

Quero agradecer aos meus pais e aos meus sogros que ao longo deste longo período de trabalho

muitas vezes me substituíram e me aliviaram das mais diversas tarefas, e, sobretudo, cuidaram de

mim, do meu marido e do meu filho. E à minha irmã Alice pelo tempo e amor dedicados ao meu

filho João Pedro.

Ao João, meu companheiro de sempre, meu amor e meu amigo, agradeço por ser um excelente

marido e ainda melhor pai.

Resumo


Resumo

O objectivo principal de O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar é a

abordagem à temática da exploração espacial prevista no programa da Agência Espacial

Europeia (ESA) “Cosmic Vision 2015/2025” e foi elaborado essencialmente a pensar nos

alunos do ensino secundário, onde o processo utilizado visa ser um bom contributo para o

conhecimento académico e desenvolvimento cultural do discente.

A disciplina de Ciências Físico-Químicas possui uma forte componente em Astronomia e dos

assuntos relacionados. A pensar neste facto foi elaborado um primeiro capítulo, “Explorando

o Sistema Solar”, onde são explorados os assuntos previstos nos programas da disciplina de

7º e 10º anos de escolaridade e 12º ano de Química.

O segundo capítulo deste documento, “ESA – Uma Agência Espacial”, pretende transmitir

ao leitor a missão da ESA, que passa por desenvolver e pôr em prática as potencialidades dos

projectos científicos e espaciais.

O terceiro capítulo, “O Futuro da Exploração Espacial Europeia no Sistema Solar” visa

descrever e explicar as missões da Agência Espacial Europeia planeadas para a década de

2015 a 2025 no âmbito da exploração espacial do Sistema Solar.

O quarto capítulo, “Propostas de Actividades a realizar com os alunos do Ensino Básico e

Secundário no âmbito d'O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar”,

inclui a apresentação de propostas de actividades a realizar com os alunos do ensino básico e

secundário no âmbito do programa espacial “Cosmic Vision 2015/2025”. Em particular, foi

elaborado um projecto a implementar ao longo de um ano lectivo na área curricular não

disciplinar de “Área de Projecto”, do 12º ano, que visa envolver os alunos na concepção,

realização e avaliação de projectos que visem a intervenção dos discentes no processo de

decisão d'O Futuro da Exploração Espacial Europeia no Sistema Solar, através da

articulação interdisciplinar.

Resumo


Concluindo, o objectivo geral deste trabalho passa por situar o planeta Terra no Universo e,

em particular, no Sistema Solar, tal como definir a sua inter-relação com este sistema. Este

documento permite reflectir sobre a ideia de exploração espacial do Sistema Solar, prevista

para os próximos anos, nomeadamente entre 2015 e 2025, no âmbito do programa Cosmic

Vision, e permitirá aos alunos identificar a Ciência como uma actividade humana, fortemente

dependente de factores sociais.

Abstract


Abstract

The main goal of The Future of European Space Exploration of the Solar System is to

explore the theme of space exploration in the program of ESA (European Space Agency)

“Cosmic Vision 2015/2025” and it was prepared for secondary school students, where it

intends to contribute to the academic knowledge and to the cultural development of the

student.

The subject of Physics and Chemistry has a strong component of Astronomy and of the topics

related to it. With this in mind was elaborated the first chapter, “Exploring the Solar

System” where was subjects of the 7th, and 10th grades and also of the 12th grade of Chemistry

are contemplated.

The second chapter of this document, “ESA - European Space Agency”, informs about the

mission of the ESA, developing and working out the potentialities of the scientific and space

projects.

The third chapter, “The Future of the European Space Exploration of the Solar System”,

describes and explains the missions of ESA planned for the decade from 2015 to 2025 in the

context of the space exploration of the Solar System.

The fourth chapter, “Proposals of activities to be done with the students of the Basic

Education and the Secondary Education in the content of the Future of the European

Space Exploration of the Solar System”, includes the presentation of the proposals of

activities to be done with the students from the levels of education mentioned above but now

in the context of the space program “Cosmic Vision 2015/2025”. In particular, it was

elaborated a project to be implemented along the school year in the subject “Área de

Projecto” of the 12th grade. Its aims are to involve students in the conception, realization and

evaluation of projects, allowing them to participate in the process of decision of the “Future

of the European Space Exploration of the Solar System”, through an interdisciplinary

articulation.

Abstract


In summary, the main goal of this project is to situate the Planet Earth in the Universe and in

particular in the Solar System, as well as to define its interrelation with this System. This

document reflects about the idea of space exploration of the Solar System which is

contemplated for the next years, namely between 2015 and 2025, in the content of the

program Cosmic Vision, which allows students to identify the Science as a human activity

strongly dependent on social factors.

Resumo


Résumé

L'objectif principal de: “Le Futur de L'Exploration Spatiale Européenne du Système

Solaire”, c'est l'abordage au thème de l'exploration spatiale prévu dans le programme de

l'Agence Spatiale Européenne (ESA) du “Cosmic Vision 2015-2025” qui a été fait en pensant

aux élèves de l'enseignement secondaire, où le processus utilisé sert parfaitement l'objectif des

élèves car il permet les connaissances académiques et le développement culturel des élèves.

Les disciplines de Physique et de Chimique ont dans leur programme une part très importante

dédiée à l'astronomie et ses dérivés, c'est pour cela que l'on a écrit un premier chapitre nomme

“En Explorant le Système Solaire” où sont traités les sujets prévus dans les cours de

Physique et de Chimique en quatrième seconde et de Chimique en Terminale.

Le deuxième chapitre de ce document “ESA – Une Agence Spatiale” prétend donner au

lecteur la mission de développer et d'exerciter les possibilités des projets scientifiques et

spatiaux.

Le troisième chapitre nommé, “Le Futur de L'Exploration Spatiale Européenne du

Système Solaire” sert à décrire et à expliquer les missions de l'Agence Spatiale Européenne

prévues pour la décennie de 2015 à 2025 à propos de l'exploration spatiale du Système

Solaire.

Le quatrième chapitre intitulé, “Exemples d'activités à réaliser avec les élèves de

l'enseignement primaire et secondaire à propos du Futur de L'Exploration Spatiale

Européenne du Système Solaire”, contient des propositions d'activités à faire avec les élèves

de l'enseignement primaire et secondaire au niveau du programme spatial “Cosmic Vision

2015-2025”. Á titre particulier, il existe un projet qui permet de travailler pendant l'année

scolaire en "Área de Projecto", de la terminale, la conception, la réalisation et l'évaluation des

projets qui incluent l'intervention des élèves dans le processus de décision du Futur de

L'Exploration Spatiale Européenne dans le Système Solaire, au travers de l'articulation

interdisciplinaire.

Resumo


En conclusion, l'objectif général de ce travail consiste à situer la planète Terre dans l'Univers

et en particulier dans le Système Solaire, ainsi que définir son interrelation avec le Système.

Ce document permet de réfléchir sur cette idée de l'exploration spatiale du Système Solaire

prévue pour les prochaines années, plus précisément entre 2015 et 2025, inséré dans le

programme Cosmic Vision et permettra aux élèves d'identifier la Science comme une activité

humaine, très dépendante de facteurs sociaux.

Índice


Índice Página

Resumo 7

Abstract 9

Résumé 11

Introdução 29

Capítulo 1: Explorando o Sistema Solar 31

1.1. Perspectiva Histórica 31

1.2. A Formação do Sistema Solar 33

1.3. Descrição, Características e Dinâmica do Sistema Solar 34

1.3.1. O Sol 35

A Estrutura Interna do Sol 36

O Campo Magnético Solar 40

O Futuro do Sol 43

A Exploração do Sol 43

1.3.2. O Reino do Sol 45

Mercúrio 46

A Superfície de Mercúrio 47

A Estrutura Interna de Mercúrio 48

Os Movimentos de Mercúrio 50

A Exploração de Mercúrio 50

Vénus 51

A Estrutura Interna de Vénus 51

A Superfície de Vénus 52

A Atmosfera de Vénus 53

Os Movimentos de Vénus 54

A Exploração de Vénus 54

Índice


Terra 57

A Estrutura Interna da Terra 57

A Superfície da Terra 58

A Atmosfera Terrestre 59

O Campo Magnético Terrestre 60

A Lua 61

A Estrutura Interna da Lua 62

A Superfície da Lua 62

A Origem da Lua 63

A Exploração da Lua 64

Marte 69

A Estrutura Interna de Marte 69

A Superfície de Marte 70

A Atmosfera de Marte 72

Vida em Marte 72

A Exploração de Marte 73

Os Satélites Fobos e Deimos 77

Asteróides 79

Júpiter 83

A Estrutura Interna de Júpiter 84

A superfície de Júpiter 84

A Energia Gerada por Júpiter 85

O Campo Magnético de Júpiter 86

O Sistema de Anéis de Júpiter 87

A Exploração de Júpiter 87

Os Satélites Galileanos de Júpiter 90

Índice


Os Satélites Menores de Júpiter 94

Saturno 95

Estrutura Interna de Saturno 95

A superfície de Saturno 96

A Densidade de Saturno 96

A Energia Gerada por Saturno 97

O Campo Magnético de Saturno 97

Anéis de Saturno 98

Satélites de Saturno 100

Exploração de Saturno 105

Úrano 106

Estrutura Interna de Urano 106

A Atmosfera de Urano 107

A Rotação de Urano 107

A Energia Gerada por Urano 107

Campo Magnético de Urano 108

Anéis de Urano 108

Satélites de Urano 109

Exploração de Urano 112

Neptuno 112

Estrutura Interna de Neptuno 113

A Atmosfera de Neptuno 113

A Energia Gerada por Neptuno 114

Campo Magnético de Neptuno 114

Anéis de Neptuno 114

Satélites de Neptuno 115

Índice


Exploração de Neptuno 117

Plutão – O Planeta Anão 118

Estrutura Interna de Plutão 119

Superfície de Plutão 119

Atmosfera de Plutão 120

Caronte 120

Planeta Anão 121

Cintura de Kuiper 122

Cometas e Nuvem de Oort 123

Meteoróides 126

Capítulo 2: ESA – Uma Agência Espacial 129

2.1. A Agência Espacial Europeia – ESA 129

Quem são os membros da ESA? 129

Em que consiste o trabalho da ESA? 130

Onde está localizada a ESA? 130

Quem são as pessoas que trabalham na ESA? 132

Quem sustenta a ESA? 132

Quanto custa a cada europeu financiar a ESA? 133

Como funciona a ESA? 134

2.2. Porque é que a ciência espacial precisa de uma planificação a longo termo? 135

2.2.1. Horizonte 2000 e Horizonte 2000 Plus 139

2.2.2. Cosmic Vision 2015-2025 141

Capítulo 3: O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar 147

3.1. Quais as condições para a formação de um planeta e surgimento da vida? 148

3.1.1. A Vida e a Habitabilidade no Sistema Solar 150

Exploração de Marte 151

Índice


Mars Express 152

Cosmic Vision 2015/2025 - Missões Futuras:

Mars Sample Return, incluída no Programa Aurora 154

O Programa Aurora 154

ExoMars 157

Mars Sample Return – Missão de Retorno de Amostras de Marte 159

Objectivos do Programa Aurora 161

Exploração do Satélite Europa 162


Europa orbiter and/or lander , incluída no Programa de Exploração de Júpiter 163

Exploração das Zonas Polares do Sol 167

3.2. Como funciona o Sistema Solar? 168

3.2.1. Do Sol ao Limite do Sistema Solar 169

Exploração do Sol e da Heliosfera 169

Ulysses 171

SOHO 171


Solar Polar Orbiter 172

Exploração da Magnetosfera Terrestre 177

Cluster 179

Double Star 180

Cosmic Vision 2015/2025 - Missões Futuras: Earth Magnetospheric Swarm 181

Exploração da Magnetosfera de Júpiter e Processos Associados 185

Exploração das Magnetosferas de Outros Planetas 186

BepiColombo 186

Exploração do Meio Interestelar 186

Cosmic Vision 2015/2025 - Missões Futuras: Interstellar Heliopause Probe 187

Índice


3.2.2. Os Planetas Gigantes e Seus Ambientes 190


Jupiter Exploration Programme; Jupiter Probes; Europa Lander 192

3.2.3. Asteróides e Outros Pequenos Corpos 197

Exploração de Cometas 197

Rosetta 197


Near-Earth Object Sample Return 201

Capítulo 4: Propostas de Actividades a realizar com os alunos do Ensino Básico e Secundário no âmbito do Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar

205

Actividade proposta nº1: Concurso 206

Actividade proposta nº2: Como ser astronauta? 208

Actividade proposta nº3: Trabalho no Espaço 209

Actividade proposta nº4: Colaboração Internacional 212

Actividade proposta nº5: Viagem turística de uma semana a Marte 213

Actividade proposta nº6: Construção de um calendário 3D 215

Actividade proposta nº7: A Vida e a Habitabilidade no Sistema Solar 216

Actividade proposta nº8: Oficina da Heliosfera 218

Actividade proposta nº9: Estudo da praticabilidade de uma "Near-Earth Object Sample Return" 221

Capítulo 5: Conclusão 223

Lista de Referências 229

Índice das Figuras


Índice das Figuras

Capítulo 1: Explorando o Sistema Solar

Figu

ra

Legenda

Pági

na

Fonte

1 Modelo Heliocêntrico de Copérnico 31 http://www.proyectonautilus.com.ar/web/revistas/6/faltaron4.htm

2 O Radiotelescópio de Arecibo, (...), é um dos principais rádio observatórios do mundo 32 http://www.geneseo.edu/~meisel/Arecibo_Dish.

jpg

3 As diversas fases da formação do Sistema Solar, situação actual e final da vida do Sol 34 http://www.space.com/images/060807_life_cycl

e_02.jpg

4 O Sol 35 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

5 Estrutura do Sol 36 http://www.ajornada.hpg.ig.com.br/ciencia/ciencia00005.htm

6 Eclipse Total de 11 de Julho de 1981 38 http://nautilus.fis.uc.pt/astro/mirror/np/np-p/sol.html

7 Mancha Solar 39 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html

8 Intensos campos magnéticos são os responsáveis pela erupção de gases a elevadas temperaturas, (…)

40 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html

9 Protuberância solar 40 http://www.astromia.com/fotosolar/filamentos.htm

10 Magnetosfera Solar 41 http://www.astromia.com/fotosolar/magnetsolar.htm

11 Aurora Boreal 42 http://pt.wikipedia.org/wiki/Vento_solar

12 Nebulosa planetária NGC 2440 43 http://www.astromia.com/fotouniverso/enanablanca.htm

13 Trajectória da Sonda Ulisses 44 http://pt.wikipedia.org/wiki/Ulysses

14 E só ficaram oito!! 45 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

15 Relação entre os tamanhos da Terra e de Mercúrio 47 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/i

ndex.html

16 Mariner 10 47 http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/tmp/1973-085A.html

17 Superfície de Mercúrio 48 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html

18 Interior de Mercúrio 48 http://www.astromia.com/fotosolar/interiormercurio.htm

19 Mercúrio e o seu campo magnético 49 http://www.on.br/glossario/alfabeto/m/mercurio.html

Índice das Figuras


20 Vénus 51 http://www.astromia.com/fotosolar/fotovenus.htm

21 Interior de Vénus 52 http://www.astromia.com/fotosolar/interiorvenus.htm

22 Maat Mons 52 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html

23 O trânsito de Vénus 54 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html

24 Venera 13 na superfície de Vénus em Março de 1982 55 http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/i

ndex.html

25 A Sonda Magalhães no Centro Espacial Kennedy 55 http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/image14.ht

ml

26 Visão artística da Venus Express por cima de uma tempestade atmosférica 56

http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&type=I&mission=Venus%20Express&single=y&start=47

27 Planeta Terra 57 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

28 Estrutura Interna da Terra 58 http://www.astromia.com/fotosolar/interiortierra.htm

29 As camadas da Atmosfera Terrestre 59 http://usr-lazio.artov.rm.cnr.it/concluse/scienza2001/modulo-snaturali/dimenno/pressione.htm

30 Campo magnético terrestre 60 http://pt.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9tico_terrestre

31 Auroras Polares fotografas pelo HST 61 http://www.uc.pt/iguc/atlas/05terra.htm

32 A Lua 61 http://pt.wikipedia.org/wiki/Imagem:Moon_merged_small.jpg

33 Mapa topográfico de South Pole- Aitken baseado em informações da sonda Clementine 63 http://en.wikipedia.org/wiki/South_Pole-

Aitken_basin

34 O Homem na Lua 64 Enciclopédia do Universo, O Espaço, Porto Editora, 2000

35 Diagrama do veículo Surveyor - NASA 65 http://pt.wikipedia.org/wiki/Surveyor

36 Apollo 11 66 Enciclopédia do Universo, O Espaço, Porto Editora, 2000

37 Eugene Cernan a conduzir o Lunar Rover na missão Apollo 17 67 http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_Apollo_ast

ronauts

38 Fotografia tirada pela sonda Clementine onde se vêem a Lua, a corona solar e Vénus. 67 http://pt.wikipedia.org/wiki/Imagem:Clementine

ObservesTheMoonSolarCoronaAndVenus.jpg

39 SMART-1 68 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31407

40 O planeta Marte 69 http://www.astromia.com/fotosolar/fotomarte.htm

41 A estrutura interior de Marte 69 http://www.astromia.com/fotosolar/interiormarte.htm

42 Fotografia (…) a missão Pathfinder 70 http://mpfwww.jpl.nasa.gov/MPF/index1.html

Índice das Figuras


43 Imagem a 3D de Olympus Mons 71 http://www.exploringmars.com/science/olympus_mons.html

44 Esta imagem de alta resolução (…) a notícia de que poderá ter existido vida em Marte (…) 73 http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id

=453

45 Nave Viking 74 http://www.matemagica.hpg.ig.com.br/space5.htm

46 Marte vista do Viking Lander 75 http://www.matemagica.hpg.ig.com.br/space5.htm

47 Sojourner Rover 75 http://mpfwww.jpl.nasa.gov/MPF/index1.html

48 MRO em Marte 76 http://www.bbc.co.uk/portuguese/especial/208_

mronasa/

49 À esquerda, Fobos, e à direita, Deimos 78 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

50 Ceres 79 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

51 Gaspra 81 Moore,Sir Patrick, Atlas Of The Universe, Philip’s, 2004

52 Ida e Dactyl 81 Moore,Sir Patrick, Atlas Of The Universe, Philip’s, 2004

53 Cintura de Asteróides 82 http://cftc.cii.fc.ul.pt/coccix/capitulos/capitulo2/modulo2/topico5.php

54 O Planeta Júpiter 83 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

55 A estrutura interna de Júpiter 84 http://www.astromia.com/fotosolar/interiorjupiter.htm

56 A Grande Mancha Vermelha de Júpiter 85 http://www.solarviews.com/portug/jupiter.htm

57 Magnetosfera de Júpiter 86 http://www.ualg.pt/ccviva/astronomia/sistema_solar/jupiter.htm

58 Anel de Júpiter 87 http://cftc.cii.fc.ul.pt/coccix/capitulos/capitulo2/modulo2/topico5.php

59 Visão artística da Sonda Galileu 89 http://pt.wikipedia.org/wiki/Galileu_Galilei

60 A família joviana, o grande Júpiter e seus maiores satélites, observados pela primeira vez por Galileu

90 http://www.ualg.pt/ccviva/astronomia/sistema_solar/jupiter.htm

61 Galileu Galilei 90 http://pt.wikipedia.org/wiki/Galileu_Galilei

62 Io 90 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

63 Europa 91 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

64 Ganimedes 92 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

65 Calisto 93 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

66 O Planeta Saturno 95 http://nautilus.fis.uc.pt/astro/ss/html-pt/saturno/intro.php

67 Estrutura interna de Saturno 95 http://www.astromia.com/fotosolar/interiorsaturno.htm

68 Auroras Polares em Saturno 97 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

Índice das Figuras


69 Os anéis de Saturno em cores falsas- Imagem Voyager 98 http://www.uc.pt/iguc/atlas/17saturno.htm

70 As diferentes orientações dos anéis, (…) 99 http://www.astrosurf.com/nc/sis_solar/sat_galeria.html

71 Estrutura dos anéis de Saturno 100 http://cftc.cii.fc.ul.pt/coccix/capitulos/capitulo1/modulo6/topico6.php

72 Titã 101 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

73 Reia 101 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

74 Jápeto 102 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

75 Dione 102 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

76 Tétis 103 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

77 Encélado 103 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

78 Mimas 103 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

79 Voyager 1 105 http://pt.wikipedia.org/wiki/Voyager

80 Visão artística da Cassini (…) 106 http://es.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)

81 O Planeta Úrano 106 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

82 Estrutura interna de Úrano 107 http://www.astromia.com/fotosolar/interiorurano.htm

83 Campo magnético de Urano 108 http://www.solarviews.com/cap/uranus/vuranus1.htm

84 Anéis e principais satélites de Úrano 109 http://www.astromia.com/fotosolar/uranorings.htm

85 À esquerda, Oberon, e à direita, Titânia 110 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

86 À esquerda, Umbriel, e à direita, Ariel 110 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

87 Miranda 111 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

88 O Planeta Neptuno 112 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

89 Estrutura interna de Neptuno 113 http://www.astromia.com/fotosolar/interiorneptuno.htm

90 Estas duas exposições de 591 segundos dos anéis de Neptuno (…) 115 http://www.solarviews.com/portug/neptune.htm

91 Tritão 115 http://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar

92 Missão Voyager 117 http://voyager.jpl.nasa.gov/science/neptune.html

93 O Planeta Plutão 118 http://pt.wikipedia.org/wiki/Plut%C3%A3o

94 À esquerda, o Sistema Solar até a órbita de Júpiter, (…) 119 http://www.atica.com.br/Artigos/?a=17

95 Sistema Plutão-Caronte 120 http://www.if.ufrj.br/teaching/astron/pluto.html

96 Tamanhos relativos dos principais objectos da Cintura de Kuiper conhecidos até (…) 123 http://www.atica.com.br/Artigos/?a=17

Índice das Figuras


97 Cometa Hale-Bopp 123 http://www.astromia.com/fotosolar/halebopp.htm

98 Nos confins do sistema solar (Cintura de Kuiper e Nuvem de Oort), para além da órbita de Neptuno, (…)

124 http://pt.wikipedia.org/wiki/Objecto_transneptuniano

99 Orientação da cauda do cometa 125 http://www.todooceu.com/detalhamento/generalidades_cometas.html

100 Colisão dos fragmentos do cometa Shoemaker-Levy 9 com o planeta Júpiter em Julho de 1994 126 http://www.solarviews.com/cap/sl9/sl9rend.htm

101 Cratera do Meteorito 127 http://www.zenite.nu/tema/

102 O meteorito ALH84001 127 http://www.lpi.usra.edu/lpi/meteorites/The_Meteorite.html

Capítulo 2: ESA – Uma Agência Espacial

103 Países membros da ESA 129 http://www.astro.auth.gr/elaset/hipparchos/hipparchos_v2_1.pdf

104 Visão artística da missão Cluster 130 http://news.bbc.co.uk/2/low/science/nature/871078.stm

105 Principal centro de controlo no ESOC, em Darmstadt, na Alemanha 131 http://www.esa.int/SPECIALS/ESOC/index.htm

l

106 Equipa de astronautas da ESA 132 http://www.esa.int/esaHS/ESA75G0VMOC_astronauts_0.html

107 O quotidiano no espaço 132 http://www.esa.int/esaHS/ESA1RMGBCLC_astronauts_1.html

108 Poster apresentado pelos Portuguese Trainees (…) Holanda. 133 http://www.portuguesetrainees.esa.int/actividad

es.html

109 Envisat - Programa de Observação da Terra 134 http://www.raumfahrer.net/multimedia/4images/details.php?image_id=859

110 XMM – Newton 135 http://chandra.harvard.edu/chronicle/0405/gaensler/xmm.jpg

111 Cometa Halley visto pela Giotto 136 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=11981

112 Sonda Giotto 137 http://www.uc.pt/iguc/atlas/25cometas.htm

113 A viagem da Cassini-Huygens 138 http://www.tiosam.com/enciclopedia/enciclopedia.asp?title=SONDA_CASSINI-HUYGENS

114 Visão artística da missão Cassini-Huygens 139 http://en.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygens

115 Telescópio Espacial Hubble 140 Enciclopédia do Universo, O Espaço, Porto Editora, 2000

116 Poster da missão SOHO-CLUSTER (© ESA/NASA) 141 http://www.pierrebastin.info/gravitation/astrob3.

html

117 Cosmic Vision 2015-2025 142 http://www.esa.int/esaCP/SEMDH41XDYD_index_1.html

Índice das Figuras


118 “Como funciona o Sistema Solar?” 143 http://www.esa.int/esaSC/SEMNNJ2IU7E_index_1.html#subhead3

119 Como é que uma missão é escolhida? 144 http://sci.esa.int/science-e-media/img/ef/ACFGAB5waqXc.jpg

Capítulo 3: O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar

120 Terra, à esquerda, e Marte, à direita 151 http://www.abmbrasil.com.br/news/marte/img/thumb-terra-e-marte.jpg

121 Meteorito ALH84001 153 http://www.editorialbitacora.com/bitacora/marte/meteorito.jpg

122 Visão artística do Programa Aurora 154 http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&mission=Aurora&single=y&start=4

123 Programa de Exploração Aurora 154 http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&mission=Aurora&single=y&start=26&size=b

124 Visão artística da base lunar Aurora 155 http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&mission=Aurora&single=y&start=7

125 Há água em Marte! 156 http://planicie-heroica.weblog.com.pt/arquivo/aguaemMARTE.jpg

126 Visão artística do ExoMars Orbiter 157 http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&type=IVA&mission=ExoMars&start=1

127 Visão artística do módulo de descida da ExoMars 158

http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&type=IVA&mission=ExoMars&start=1

128 Visão artística do ExoMars rover a perfurar a superfície de Marte 158

http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&type=IVA&mission=ExoMars&start=2

129 Visão artística do Mars Sample Return Orbiter 159 http://www.esa.int/images/MSRorbiter_tga_L.jpg

130 Visão artística da entrada, descida e aterragem na superfície de Marte da missão Mars Sample Return

160 http://www.jpl.nasa.gov/images/mer/2004-03-02/26-jg-02-edl-380.jpg

131 Os primeiros passos à Lua, a Marte e além deles 161 http://www.esa.int/SPECIALS/Aurora/ESAONKTHN6D_0.html

132 Ampliação da imagem de Europa onde se observam as rachadelas na superfície de gelo 162 http://www.cielosur.com/imagenes/i_lunas-

jupiter/europa7b.jpg

133 Visão artística da missão Europa orbiter and/or lander 166 http://www2.jpl.nasa.gov/files/images/browse/p

48326.gif

134 Sistema Joviano 164 http://www.multimeios.pt/public/imagens/actividades/7_166_grande.jpg

135 Visão global de Europa 164 www.cao.pt

136 Esquema da NASA, Agosto de 2000 165 http://www.if.ufrgs.br/oei/solar/solar16/solar16.htm

Índice das Figuras


137 Visão artística do Europa Lander 166 http://www.space.com/businesstechnology/technology/cryobot_test_020115.html

138 Visão artística do Submarine Rover 166 http://www.space.com/businesstechnology/technology/cryobot_test_020115.html

139 Solar Polar Orbiter 168 http://www.lws.nasa.gov/news/solar_sails_conf/McInnes.pdf

140 Actividade Solar - os filamentos escuros são proeminências 169 http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm

141 Diagrama da Heliosfera no Sistema Solar 170 http://pt.wikipedia.org/wiki/Heliosfera

142 Raios-X do Sol 171 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/nasap/docs/solar2_p/sun_p.html

143 Sonda Ulysses 171 http://www.esa.int/esaSC/120395_index_0_m.html

144 Módulo payload da SOHO, constituído por 12 instrumentos 172 http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_and_Heliosp

heric_Observatory

145 Tecnologia (…) Solar Polar Orbiter (…) vela solar 173 http://sci.esa.int/science-

e/www/object/index.cfm?fobjectid=36025

146 Foguetão Soyuz na plataforma de lançamento 174 http://en.wikipedia.org/wiki/Soyuz_launch_vehicle

147 Trajectória do Solar Polar Orbiter 175 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36025

148 Vela Solar 176 http://www.lws.nasa.gov/news/solar_sails_conf/McInnes.pdf

149 Vela Solar 176 http://www.lws.nasa.gov/news/solar_sails_conf/McInnes.pdf

150 Movimento orbital em torno do Sol induzido pela acção do fluxo solar no sail 177 http://solarsail.jpl.nasa.gov/introduction/how-

sails-work.html

151 A interacção do vento solar com a magnetosfera terrestre (…) 178 http://pt.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3

%A9tico_terrestre

152 Visão artística das quatro naves da missão Cluster 179 http://www.esa.int/esaSC/120383_index_0_m.ht

ml

153 Double Star 180 http://www.esa.int/esaSC/120381_index_0_m.html

154 Bow shock junto a uma estrela jovem (…) 183 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=38982

155 Órbita com passagens perto do equador e (…) da missão Earth Magnetospheric Swarm 184 http://sci.esa.int/science-


156 Proposta da configuração científica da missão Earth Magnetospheric Swarm 184 http://sci.esa.int/science-


157 Visão artística da missão BepiColombo 186 http://en.wikipedia.org/wiki/BepiColombo

158 Zona fronteiriça entre a Heliosfera e o Meio Interestelar (…) 187 http://sci.esa.int/science-


159 Representação da Interstellar Heliopause Mission 188 http://sci.esa.int/science-


160 Jovian Minisat Explorer (JME) 192 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35982

161 Jovian Relay Spacecraf (JRS) 193 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35982

162 Jovian Europa Orbiter (JEO) 194 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35982

Índice das Figuras


163 Composição JRS - JEO 195 http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35982

164 Esquema da Jupiter Entry Probe 195 http://www.esa.int/SPECIALS/CDF/SEMV5DULWFE_0.html

165 Constelação de três naves espaciais (…) 196 http://www.esa.int/esapub/br/br247/br247.pdf

166 Visão artística do encontro da Giotto com o cometa Halley 197 http://www.esa.int/SPECIALS/Rosetta/ESAP6F

7708D_1.html

167 Encontro da missão Rosetta com o cometa Churyumov-Gerasimenko 198 http://www.esa.int/SPECIALS/Rosetta/ESAIBF

7708D_1.html

168 A missão Rosetta fará aterrar um lander pela primeira vez num núcleo cometário 198 http://www.esa.int/SPECIALS/Rosetta/ESAIBF

7708D_1.html#subhead2

169 Visão artística da nave espacial Japanese Hayabusa a descer sobre o asteróide Itokawa 200 http://neo.jpl.nasa.gov/missions/hayabusa.html

170 Há mais de 365 000 asteróides no Sistema Solar. (…) 202 http://sci.esa.int/science-


171 A selecção do local de aterragem (…) danificar a nave. 203 http://sci.esa.int/science-


172 Configuração possível (…) Near-Earth Object Sample Return (HAYABUSA/JAXA) 203 http://sci.esa.int/science-


Capítulo 4: Propostas de Actividades a realizar com os alunos do Ensino Básico e Secundário no âmbito do Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar

173 Programa espacial Cosmic Vision 2015/2025 206 http://images.spaceref.com/news/aurora.esa.2.jpg

174 O astronauta Bruce McCandless numa EVA 208 http://pt.wikipedia.org/wiki/Imagem:Astronaut-EVA.jpg

175 Equipamento para os fatos espaciais 211 http://esamultimedia.esa.int/docs/issedukit/pt/html/subj4t.html

176 Os parceiros internacionais 212 http://esamultimedia.esa.int/docs/issedukit/pt/html/subj4t.html

177 Turismo Espacial 213 http://www.portaldoastronomo.org/images/autotemas/tema_115_1146037978_2407931.jpg

178 Europa Orbiter 216 http://www.jpl.nasa.gov/news/profiles/wright/images/europaorbiterbig.jpg

179 Os limites da Heliosfera 218 http://www.nasa.gov/images/content/52997main_bubble_v2.jpg

Indice das Tabelas


Índice das Tabelas

Tab

ela

Legenda

Pági

na

Fonte

1 Características Gerais do Sol 35 Monteiro, Mário João P.F.G., Sebenta de O Sol e Evolução Estelar, FCUP, 2004

2 Composição Química do Sol 36 Monteiro, Mário João P.F.G., Sebenta de O Sol e Evolução Estelar, FCUP, 2004

3 Características dos planetas do Sistema Solar 46 Viana, Pedro, Sebenta de Sistema Solar, FCUP, 2004

4 Camadas da atmosfera terrestre 60 http://usr-lazio.artov.rm.cnr.it/concluse/scienza2001/modulo-snaturali/dimenno/pressione.htm

5 Características de Lua 62 Viana, Pedro, Sebenta de Sistema Solar, FCUP, 2004

6 Características de Fobos e Deimos 77 http://en.wikipedia.org/wiki/Deimos_(moon) http://pt.wikipedia.org/wiki/Fobos_(sat%C3%A9lite)

7 Algumas características dos maiores asteróides 79 Geografia Universal, Grande Atlas do Século XXI,

Volume 15, Planeta De Agostini, 2005

8 Algumas características dos Satélites Galileanos 93 Geografia Universal, Grande Atlas do Século XXI,

Volume 15, Planeta De Agostini, 2005

9 Alguns satélites menores de Júpiter 94 Moore,Sir Patrick, Atlas Of The Universe, Philip’s, 2004

10 Distâncias e períodos orbitais dos anéis e satélites interiores de Saturno 104 Moore,Sir Patrick, Atlas Of The Universe, Philip’s, 2004

11 Os principais satélites de Urano 111 Moore,Sir Patrick, Atlas Of The Universe, Philip’s, 2004

12 Os principais satélites de Neptuno 117 Moore,Sir Patrick, Atlas Of The Universe, Philip’s, 2004

13 Os maiores objectos transneptunianos encontrados até hoje 122 http://pt.wikipedia.org/wiki/Objecto_transneptuniano

14 Características da vela 177 http://www.lws.nasa.gov/news/solar_sails_conf/McInnes.pdf

Indice das Tabelas


Introdução


Introdução

Ao longo dos últimos anos tem sido consensual a ideia de que há uma disparidade crescente

entre a instrução dada aos alunos nas escolas e as necessidades e os interesses dos mesmos. A

maior parte das pessoas interessa-se por temas como a vida, os seres vivos, a matéria, o

Universo e tudo o que se possa encontrar nele, como, por exemplo, o nascimento, a vida e a

morte das estrelas; a origem, evolução e constituição do Sistema Solar, etc. Mas a mais

pertinente das interrogações foi, é e será (pelo menos enquanto não surgir uma explicação

cientificamente fundamentada): “Será que a vida existe noutros mundos ou estaremos

sozinhos no Universo?” As explicações são mais vezes fornecidas pela comunicação social,

fidedigna ou não, do que pela escola. A Ciência transformou não só o ambiente natural, mas

também a nossa forma de pensar sobre nós próprios e sobre o planeta que habitamos.

O papel da Ciência e da Tecnologia no nosso dia-a-dia exige uma população com

conhecimento e compreensão suficientes para entender e seguir debates sobre temas

científicos e tecnológicos e envolver-se em questões que estes temas colocam, quer para eles

como indivíduos quer para a sociedade como um todo.

Ao longo da educação básica e secundária, o aluno precisa de adquirir competências

necessárias à qualidade da vida pessoal e social. Assim, à saída da sua educação de base, o

aluno deverá ser capaz de dominar saberes culturais, científicos e tecnológicos para

compreender a realidade e para abordar situações e problemas do quotidiano; usar

adequadamente diferentes linguagens das diferentes áreas do saber cultural, científico e

tecnológico para se expressar; pesquisar, seleccionar e organizar informação; adoptar

estratégias adequadas à resolução de problemas e à tomada de decisões; realizar actividades

de forma autónoma, responsável e criativa; cooperar com os outros em tarefas e projectos

comuns.

Para que os alunos possam adquirir o conhecimento científico, há necessidade de uma

intervenção planeada do professor, a quem cabe a responsabilidade de encaminhar o aluno na

sua aprendizagem, adaptando o processo de ensino-aprendizagem ao contexto escolar. Para

que o professor possa agir de acordo com estes pressupostos, tem de possuir algum domínio

dos conteúdos a leccionar, tal como dispor de um leque de fontes de informação e

Introdução


actualização dos assuntos. Sabe-se que na Ciência “aquilo que se descobriu ontem, estará

desactualizado amanhã”!

O objectivo principal deste documento é a abordagem à temática da exploração espacial do

Sistema Solar, prevista no programa da Agência Espacial Europeia (ESA) Cosmic Vision

2015/2025, e foi elaborado essencialmente a pensar nos alunos do ensino secundário, onde o

processo utilizado visa ser um bom contributo para o desenvolvimento cultural do discente.

No entanto, uma vez que a disciplina de Ciências Físico-Químicas possui uma forte

componente em Astronomia e dos assuntos relacionados, este documento apresenta um

primeiro capítulo que remete directamente para o programa da disciplina de 7º e 10º anos de

escolaridade e 12º ano de Química.

Um quarto capítulo inclui a apresentação de propostas de actividades a realizar com os alunos

do ensino básico e secundário no âmbito do futuro da exploração espacial europeia do

Sistema Solar. Em particular, foi elaborado um projecto a implementar ao longo de um ano

lectivo na área curricular não disciplinar de “Área de Projecto”, do 12º ano, que visa envolver

os alunos na «concepção, realização e avaliação de projectos, através da articulação de

saberes de diversas áreas curriculares/disciplinares ou disciplinas em torno de problemas ou

temas de pesquisa ou de intervenção, de acordo com a necessidade e os interesses dos

alunos».

Ao longo da elaboração deste trabalho foram seleccionadas e integradas no documento um

elevado número de figuras com o objectivo de complementar o texto, facilitando a

compreensão dos conteúdos. Em Astronomia, “uma imagem vale mais do que mil palavras”!

Para concluir, espero que O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar

também possa constituir uma mais valia nas aulas de alguém que pretenda aprofundar um

pouco mais o tema da exploração espacial na Europa para os anos que se avizinham.

Explorando o Sistema Solar

O Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar

31


1.1. Perspectiva Histórica

Na história do estudo do Sistema Solar podem salientar-se os seguintes períodos

característicos:

• Período compreendido entre a mais remota antiguidade e a invenção do telescópio;

O modelo geocêntrico de Ptolomeu, do século XII, defendia a Terra como centro do Universo

em torno da qual giravam a Lua, o Sol e todos os planetas conhecidos na altura, contra um

fundo “crivado” de estrelas. No século XVI, Nicolau Copérnico, recuperou o modelo

heliocêntrico, colocando o Sol no centro do Universo e a Terra a girar em torno deste, numa

órbita perfeitamente circular. Inicialmente este modelo foi rejeitado, tendo a contribuição dos

trabalhos de Galileu Galilei, Tycho Brahe e Johannes Kepler sido fundamental para que, um

século depois de ter sido proposta, fosse finalmente aceite. As observações dos movimentos

planetários e a análise dos resultados obtidos deram então origem ao acontecimento científico

mais importante da época renascentista, isto é, à recuperação do sistema heliocêntrico de

Copérnico.

Figura 1: Modelo Heliocêntrico de Copérnico

• Período compreendido entre a invenção do telescópio e meados do século XIX;

Galileu descobriu os quatro maiores satélites de Júpiter com o auxílio do primeiro telescópio

astronómico, os quais ficaram conhecidos por satélites galileanos. Foram ainda descobertas as

fases de Vénus, a estrutura da superfície lunar e os anéis de Saturno. Kepler concluiu que as



32

órbitas dos planetas são elípticas e que estes estão sujeitos a uma interacção com o Sol. Para

esclarecer esta interacção, Newton elaborou a Lei da Gravitação Universal.

• Período compreendido entre meados do século XIX e século XX;

No final do séc. XIX, os telescópios, no que diz respeito à qualidade do seu sistema óptico,

atingiram, praticamente, o nível moderno de perfeição. Durante este período foram

descobertos os satélites de Marte, muitos dos satélites dos planetas gigantes, assim como a

estrutura fina da imagem de Marte e as variações sazonais neste planeta. As observações

visuais foram sendo substituídas pelas observações fotográficas. No entanto, as observações

telescópicas à superfície terrestre são limitadas pela atmosfera.

• A partir dos anos 20 do séc. XX;

Iniciaram-se as primeiras observações astrofísicas dos planetas: a avaliação da temperatura

pela radiação infravermelha, a fotometria e a polarimetria dos discos planetários para estudar

as características da superfície e da atmosfera, a espectroscopia.

• Período compreendido entre 1950 e 1970;

Neste intervalo de tempo, a astrofísica foi completada por novos processos muito eficientes:

a espectroscopia no infravermelho e a radioastronomia. Na segunda metade deste período

foram iniciados os voos espaciais, primeiro à Lua e depois rumo a Marte e a Vénus.

Figura 2: O Radiotelescópio de Arecibo, no Novo México, é um dos principais rádio observatórios do mundo.



33

• Período compreendido entre 1970 e a actualidade.

Sondas espaciais já visitaram a superfície de Marte e Vénus, ao passo que satélites foram

colocados a orbitar em torno destes planetas. Nos aparelhos colocados em órbita usam-se

quase todos os meios astrofísicos de estudo dos planetas. A passagem do ponto de observação

da Terra para estes aparelhos tem três vantagens fundamentais:

- aumento considerável da resolução espacial;

- possibilidade de observar zonas da superfície dos planetas não visíveis da Terra;

- a ausência das interferências causadas pelas atmosfera terrestre, especialmente no que diz

respeito à absorção nas bandas do ultravioleta e infravermelho.

Embora as sondas espaciais constituam, actualmente, processos fundamentais de estudo dos

planetas, os observatórios astronómicos serão ainda utilizados, e por muitos anos, para

observação dos planetas.

1.2. A Formação do Sistema Solar

“O Sistema Solar constitui o nosso minúsculo e conhecido canto do Universo. Há cinco mil

milhões de anos, o Sol e todo o séquito de corpos que o rodeia, não eram mais do que gás e

poeira.” Texto retirado de Astronomia – O Guia Essencial

Graças ao desenvolvimento da exploração espacial, a partir dos anos 70 o problema da origem

do Sistema Solar começou a ser abordado muito seriamente. Em finais do século XVIII, Kant

e Laplace propuseram a teoria da nuvem primordial, que é a teoria aceite actualmente. Há

cerca de 4,6 mil milhões de anos atrás, uma nuvem de gás e poeiras entrou em colapso

gravítico. À medida que a nuvem se ia contraindo, a sua velocidade de rotação aumentava

originando um disco mais denso e quente no centro do que na periferia. O centro da nuvem

atinge uma temperatura suficientemente elevada para se iniciarem reacções nucleares e dar

origem a uma proto-estrela. O disco de acrecção em torno da estrela torna-se mais frio e liso e

as instabilidades gravitacionais começam a surgir e a colapsar devido à própria gravidade.

Ter-se-ão formado assim os planetas, mas de forma diferente na zona interior do Sistema

Solar, até à órbita de Júpiter, e para além dela. Na zona interior, a radiação solar terá mantido

no estado gasoso os elementos mais voláteis, que por sua vez foram empurrados, pelo vento



34

solar, para lá da órbita de Júpiter, onde se mantiveram principalmente na forma de gelos. Por

isso, os planetas exteriores são mais ricos em hidrogénio, hélio e outros elementos leves,

enquanto os planetas interiores são essencialmente rochosos. Os cometas e asteróides são

provavelmente restos deste processo de acrecção, sendo assim os objectos mais primitivos do

Sistema Solar. A sua composição química reflecte, portanto, a da nuvem primordial, sendo

por isso actuais e fundamentais objectos estudo.

Figura 3: As diversas fases da formação do Sistema Solar, situação actual e final da vida do Sol

1.3. Descrição, Características e Dinâmica do Sistema Solar

O Sistema Solar é constituído pelo Sol, por oito planetas principais e respectivas luas,

planetas anões, asteróides, meteoróides, cometas e poeira interplanetária.



35

1.3.1 O Sol

“O nosso Sol é uma esfera gigantesca de hidrogénio e hélio que através de reacções

nucleares, gera quantidades inimagináveis de energia no seu interior, entre elas a luz e o

calor, de que tanto dependemos aqui na Terra.” Texto retirado de Astronomia – O Guia Essencial

Figura 4: O Sol

O Sol é uma dos milhares de milhões de estrelas que constituem a nossa galáxia. Esta estrela

encontra-se situada num dos braços em espiral da Via Láctea, o braço de Orion, a cerca de 7,5

mil parsecs do centro desta. O Sol move-se, em conjunto com todas as estrelas que constituem

a Galáxia, em torno do seu centro e demora cerca de 200 milhões de anos a efectuar uma volta

completa.

Tabela 1: Características Gerais do Sol

Características Gerais do Sol

Massa Raio Equatorial Densidade Média Período de

Rotação

Temperatura

à superfície Idade

1,989X1030Kg

99,86% mSistemaSolar

6,95x105 Km

109 RTerra 1,4 g/cm3 25 dias no

Equador 5800 K 4,7X109 anos



36

Tabela 2: Composição Química do Sol

Composição Química do Sol % em massa

Hidrogénio 73

Hélio 25

Outros Elementos (Oxigénio, Carbono, Azoto,

Néon, Ferro, Silício, Magnésio, Enxofre, etc.) 2

Estrutura Interna do Sol

Figura 5: Estrutura do Sol

O Sol produz a sua energia no núcleo através de reacções nucleares que convertem por

segundo cerca de 700 milhões de toneladas de hidrogénio em hélio, onde são libertadas o

equivalente a 5 milhões de toneladas de energia. O núcleo tem uma temperatura estimada em

cerca de 14 000 000 ºC e uma pressão de 340 milhares de milhões de vezes superior à da

atmosfera da Terra ao nível do mar. A produção de energia decorre dos processos de fusão

nuclear. A fusão nuclear consiste na junção de núcleos de elementos leves, fundindo-se num

núcleo mais pesado. No processo liberta-se energia, devido ao facto da massa do núcleo final

ser inferior à soma das massas do núcleo a fundir. Este processo só é possível se o

combustível usado for composto por elementos mais leves do que o ferro, o que não constitui

qualquer problema, pois no seu início o Sol tinha (e ainda tem) quase só hidrogénio e hélio. A

energia gerada no interior do Sol demora cerca de um milhão de anos a atingir a superfície,

tendo de passar pela zona radiativa - região onde a energia é transportada pela radiação (em



37

forma de fotões) – e zona convectiva - região onde a energia é transportada pela convecção

(como um fluido em ebulição). Este último é o principal processo e transporte de energia

perto da superfície e inclui a fotosfera.

Como o Sol é gasoso não existe nenhuma separação abrupta na sua estrutura que marque a

sua superfície. A atmosfera solar é constituída pela fotosfera, cromosfera e corona. É a

partir da fotosfera que é emitida a grande parte da energia solar recebida na Terra. A fotosfera

pode-se ver durante as observações directas do Sol, à luz branca, formando a “superfície”

solar aparente. É por este motivo a parte mais brilhante do Sol. O primeiro fenómeno que se

vê durante as observações é a diminuição do brilho do disco solar à medida que se aproxima

do seu bordo, o que se deve ao facto de que na fotosfera se dá um aumento da temperatura em

função da profundidade. A fotosfera é uma camada fina de gás com extensão de várias

centenas de quilómetros, bastante opaca, com concentração de partículas na ordem dos 1016 –

1017 partículas por cm3, temperatura de 5 – 6 mil graus Kelvin e pressão de 0,1 atm,

aproximadamente. As observações visuais e fotográficas da fotosfera realizadas nos dias

muito favoráveis permitem descobrir a sua estrutura fina que lembra uma superfície encoberta

por grãos de arroz, dando-se o nome de grânulos às formações arredondadas brilhantes e de

granulação a toda a estrutura. As dimensões dos grânulos não excedem os 700 km da

superfície solar. Cada grânulo tem um período de duração de 5 – 10 minutos, depois do qual

se desintegra surgindo novos grânulos. Os grânulos ficam separados por intervalos escuros, o

que significa que o material dos grânulos tem movimento ascendente, enquanto que o material

dos intervalos tem movimento descendente. Conclui-se, portanto, que a granulação é um

fenómeno observado na fotosfera onde se manifesta a zona de convecção situada abaixo

desta.

A densidade solar, na fotosfera, diminui rapidamente com o aumento da altitude. Nas

camadas exteriores da atmosfera solar, a densidade diminui até 3x10-8 g/cm3 e a temperatura

cai até aproximadamente 4500 K. Este valor é o mínimo da temperatura em toda a atmosfera

solar, e a camada onde este mínimo se verifica dá pelo nome de cromosfera.

Nas camadas superiores, onde a rarefacção alcança 10-15 g/cm3, dá-se uma vez mais o

aumento brusco da temperatura até aproximadamente 1 milhão de graus. Aqui começa a parte

mais externa do Sol, a corona solar.



38

O brilho da cromosfera é centenas de vezes inferior ao brilho da fotosfera. Portanto, para

observação da cromosfera é necessário usar processos que permitam distinguir as suas

radiações, mais fracas, das radiações da fotosfera. O método mais prático é a observação da

cromosfera por altura dos eclipses solares totais, pois a fotosfera é completamente encoberta

pela Lua ao passo que a cromosfera fica visível.

Figura 6: Eclipse Total de 1977

Por vezes, na fotosfera, na cromosfera e na corona solares surgem manifestações da

actividade solar que se devem ao campo magnético solar. Na fotosfera solar podem-se

observar formações activas que diferem nitidamente das regiões não perturbadas vizinhas, isto

porque as primeiras se apresentam excessivamente brilhantes e resultam dum campo

magnético fraco que provoca um aumento da intensidade de convecção nessas regiões. As

fáculas ou faculae são formações relativamente estáveis, podendo durar, sem alterações

visíveis, várias semanas ou até meses.

Nas zonas de fáculas ou faculae com campos magnéticos mais fortes podem formar-se as

manchas solares. Uma mancha solar pode atingir dimensões na ordem dos 20 000 km. A sua

zona central é mais escura e chama-se umbra, a zona periférica, mais clara, denomina-se

penumbra. As manchas correspondem a zonas com temperatura inferior à da fotosfera

(aproximadamente menos 2000K). Através das manchas solares é possível medir a velocidade

de rotação do Sol. O período de rotação é de 25 dias no equador e 35 dias nos pólos. Esta

diferença só se verifica, porque o Sol não gira como um corpo rígido, pois na realidade ele é

um corpo gasoso. A mancha solar aparece como um poro que difere muito pouco dos

intervalos escuros que separam os grânulos. Este desenvolve-se e transforma-se numa mancha

escura circular de configuração nítida, cujo diâmetro cresce até atingir várias dezenas de



39

milhares de quilómetros. Este fenómeno é acompanhado por um aumento gradual da

intensidade do campo magnético. Por vezes, aparecem uma série de manchas numa zona

paralela ao equador. As manchas isoladas formam-se geralmente nas margens oeste e leste da

zona onde se desenvolvem duas manchas com maior intensidade. Os campos magnéticos das

duas manchas principais e das pequenas que se lhes associam, têm sempre polaridades

opostas, razão porque este tipo de manchas se chama bipolar.

O número de manchas, tamanho e localização variam de uma forma aproximadamente cíclica,

correspondendo àquilo a que se chama “ciclo magnético solar”. A diminuição da temperatura

na mancha deve-se à influência exercida pelo campo magnético sobre a convecção. O campo

magnético, em especial quando for de grande intensidade, retarda os movimentos da matéria

cuja direcção é transversal às linhas de força. Portanto, na zona de convecção por baixo da

mancha fica diminuída a circulação dos gases que transporta a maior parte de energia

proveniente das camadas mais profundas. Em consequência disso, a temperatura da mancha é

menor do que na fotosfera não perturbada.

Figura 7: Mancha Solar

Na cromosfera, em especial, numa pequena zona entre as manchas crescentes,

designadamente, perto da linha de divisão da polarização dos campos magnéticos de grande

intensidade, podem observar-se as mais fortes e dinâmicas manifestações da actividade solar,

chamadas flares (ou fulgurações). Além do aumento do brilho, durante os flares verificam-se

movimentos intensos dos gases, assim como enormes jactos luminosos de nuvens de plasma.



40

Figura 8: Intensos campos magnéticos são os responsáveis pela erupção de gases a elevadas temperaturas, os

quais formam arcos que seguem as linhas de campo magnético

As formações activas observadas na corona e constituídas por nuvens mais densas e menos

quentes de gás luminoso suportadas pelo campo magnético local denominam-se

protuberâncias ou proeminências. A maior parte das vezes, as protuberâncias são

constituídas por jactos luminosos compridos e quase perpendiculares à superfície solar. As

protuberâncias são as formações activas mais grandiosas da atmosfera solar, cujo

comprimento atinge centenas de milhares de quilómetros.

Figura 9: Protuberância solar

O Campo Magnético Solar

O campo magnético solar foi descoberto em 1952, no entanto ainda não existe um modelo

satisfatório que explique como ele se forma e como evolui. Ainda que não seja possível medir

directamente a extensão do campo magnético solar, há modelos que permitem mapear o

campo magnético tridimensional do Sol a partir das observações da fotosfera. A uma distância

de quatro ou cinco raios solares do centro do Sol, o fluxo transportado pelo vento solar rompe



41

todas as estruturas magnéticas e transporta o campo magnético do Sol pelo espaço

interplanetário. Assim, a magnetosfera solar, isto é, a região da heliosfera controlada pelo

campo magnético do Sol antes de ser deformada pelo vento solar, estende-se por uns quatro

raios solares desde o centro da nossa estrela e a sua forma é praticamente esférica.

Figura 10: Magnetosfera Solar

Por outro lado, a magnetosfera solar está sujeita a um ciclo de 22 anos ao longo do qual sofre

alterações drásticas. O número de manchas e doutras manifestações da actividade solar

relacionadas com elas varia ao longo deste período. O intervalo de tempo durante o qual se

verifica o número máximo de centros de actividade tem o nome de máximo da actividade

solar, enquanto que o intervalo de tempo durante o qual deixam de existir estes centros de

actividade ou o seu número é mínimo, chama-se mínimo da actividade solar. Assim, os

máximos e os mínimos alteram-se ao fim de um período médio de onze anos. A variação da

polaridade magnética das manchas constitui uma característica muito importante do ciclo da

actividade solar. Durante cada ciclo de onze anos todas as manchas anteriores dos grupos

bipolares têm a polaridade de um dado sinal no Hemisfério Norte e a de sinal oposto no

Hemisfério Sul. O mesmo se verifica no caso das manchas posteriores, cuja polaridade é

sempre oposta à das manchas anteriores. Em cada ciclo inverte-se a polaridade das manchas

anteriores e posteriores. Simultaneamente, verifica-se também a inversão da polaridade do

campo magnético do Sol.

A magnetosfera solar, ao contrário das magnetosferas planetárias, apresenta-se aberta, isto é,

as linhas de campo estão sempre coordenadas com o vento solar, salvo raras excepções. No

período correspondente ao mínimo de manchas solares, a corona toma a forma alongada com

jactos compridos e encurvados ao longo do equador. Nos pólos observam-se os jactos curtos



42

formando “escovas polares”. Durante o máximo de manchas a configuração da corona é

arredondada devido ao grande número de jactos radiais.

As razões que determinam o ciclo da actividade solar constituem ainda um dos enigmas do

Sol.

Por outro lado, o vento solar corresponde à emissão contínua de partículas electricamente

carregadas provenientes da corona solar. Estas partículas podem ser electrões, protões ou

partículas carregadas de átomos mais pesados. A velocidade do vento solar, em regiões

próximas da Terra, varia entre os 400 e os 800 km/s e a sua densidade ronda as 10 partículas

por centímetro cúbico. O mecanismo exacto de formação do vento solar ainda não é

conhecido, no entanto, o vento solar manifesta-se, por exemplo, na orientação das caudas dos

cometas, as quais apontam sempre na direcção oposta ao Sol. As variações na corona solar,

devido à rotação diferencial do Sol e às suas actividades magnéticas, fazem com que o vento

solar se torne instável e variável. Assim quando ocorrem explosões na “superfície” do Sol,

verifica-se um aumento da radiação emitida, a densidade do vento solar aumenta, e gera-se

uma tempestade magnética que deforma a magnetosfera terrestre e produz fenómenos como

as auroras polares.

Figura 11: Aurora Boreal

As tempestades magnéticas são causadas pela emissão para o espaço de grandes quantidades

de partículas e radiação em virtude das explosões solares, as quais estão associadas ao

aparecimento cíclico de manchas solares na superfície do Sol. As tempestades geomagnéticas

que se fazem sentir na Terra provocam alterações meteorológicas e interferem com satélites,

estações espaciais e comunicações por rádio. Actualmente, os cientistas já conseguem ter uma

visão ampla do campo magnético global e das tempestades magnéticas da Terra. As



43

observações estão a ser feitas a partir do satélite IMAGE (Imager for Magnetopause to Aurora

Global Exploration) que está em órbita polar.

O Futuro do Sol

O Sol já viveu cerca de 4,5 mil milhões de anos e brilhará ainda por mais 4,5 mil milhões de

anos. Quando o seu combustível – hidrogénio - começar a escassear, o sol começará a

queimar o hélio transformando-o em elementos mais pesados como o carbono. Nesta fase, o

raio da nossa estrela aumentará o suficiente para “engolir” a Terra, transformando-se numa

gigante vermelha. Esta fase prolongar-se-á por cerca de mil milhões de anos, até que o núcleo

do Sol colapse numa anã branca, com um diâmetro semelhante ao da Terra. As camadas

exteriores do Sol serão ejectadas para o espaço circundante formando uma nebulosa

planetária.

Figura 12: Nebulosa planetária NGC 2440

Exploração do Sol

O Sol e a sua heliosfera têm sido explorados pelas missões Ulysses e pelo Observatório Solar

e Heliosférico (SOHO). A 6 de Outubro de 1990, a sonda Ulysses, uma missão conjunta entre

a Europa e os Estado Unidos, foi enviada como objectivo de estudar as regiões polares do Sol.

Ulysses sobrevoa os pólos do Sol a cada cinco anos para observar a nossa estrela a partir de

direcções inacessíveis a partir da Terra. Pioneira neste campo, Ulysses produziu a primeira

caracterização tridimensional do Sol, demonstrando diferenças muito significativas entre o

mínimo e o máximo do ciclo de actividade solar e revelou grandes lacunas na nossa



44

compreensão e nos nossos conhecimentos acerca de como os campos magnéticos e as

partículas preenchem a heliosfera.

Figura 13: Trajectória da sonda Ulysses

O Observatório Solar e Heliosférico (SOHO), lançado em 1995, também um projecto europeu

e norte-americano, foi destinado a estudar a corona e a actividade solar desde o espaço. A

SOHO tem usado técnicas pioneiras no estudo da superfície solar, através da heliosismologia,

revelando uma complexa série de movimentações que transportam energia e campo

magnético através da zona de convecção solar. Instrumentos a bordo da SOHO têm revelado

uma nova corona solar, a qual tem forçado os cientistas a repensar as suas ideias acerca da

forma de como a corona é “aquecida”. Finalmente, a SOHO tem demonstrado uma forte

ligação entre as erupções solares massivas e as perturbações no ambiente terrestre, dominadas

pelas ejecções de massa a partir da corona.

No futuro, a missão “Solar Orbiter” da ESA irá examinar o Sol de pontos únicos no que

concerne a dois aspectos: muito próximo, a cerca de 1/5 de distância Sol-Terra, e muito

próximo dos pólos solares.



45

1.3.2. O Reino do Sol

Figura 14: E só ficaram oito!!

Os planetas Mercúrio, Vénus, Marte, Júpiter e Saturno são conhecidos desde a antiguidade.

Em 1781, W. Herschel descobriu Úrano e, em 1846, foi descoberto Neptuno. O astrónomo

norte-americano C. Tombaugh descobriu Plutão, agora reclassificado como planeta anão.

Galileu Galileu descobriu que em torno de Júpiter também orbitavam satélites e,

posteriormente, foram descobertos satélites em torno de Marte, Saturno, Úrano, Neptuno e

Plutão.

Conforme as suas características físicas, os planetas principais dividem-se em telúricos

(Mercúrio, Vénus, Terra e Marte) e gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Úrano, Neptuno).

Todos os corpos do Sistema Solar orbitam em torno de um corpo central; os planetas em torno

do Sol e os satélites e anéis em torno dos respectivos planetas. O movimento de translação

dos planetas em torno do Sol faz-se no mesmo sentido e as suas órbitas são executadas

praticamente no mesmo plano. Já Plutão apresenta uma inclinação de 17º relativamente ao

plano da elíptica. A excentricidade das órbitas planetárias é próxima de zero, o que significa

que elas são praticamente circulares. Mas, por exemplo, a órbita de Plutão possui uma



46

excentricidade de tal forma elevada que chega a “ultrapassar” Neptuno por um período de

vinte anos durante a sua translação, a qual dura 247,7 anos terrestres. Os planetas e satélites

têm também movimento de rotação em torno de si próprios, no sentido directo ou

retrógrado. A obliquidade dos planetas, isto é, a inclinação do equador do planeta

relativamente ao plano orbital, é geralmente moderada, com excepção de Vénus, com uma

obliquidade de 177º, e Úrano, com 97º. Por isso, Vénus roda no sentido retrógrado e Úrano

roda “deitado”.

Os movimentos de rotação são os responsáveis pela sucessão dos dias e das noites, enquanto

que os movimentos de translação, associados à obliquidade dos planetas, originam as estações

do ano.

Tabela 3: Características dos planetas do Sistema Solar

Planetas Mercúrio Vénus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno

Distância média ao Sol (UA) 0,39 0,72 1,0 1,5 5,2 9,5 19,2 30,1

Densidade (g/cm3) 5,43 5,25 5,52 3,95 1,33 0,69 1,29 1,64

Raio (Terra=1) 0,38 0,95 1 0,53 11,2 9,4 4 3,9

Massa (Terra=1) 0,05 0,89 1 0,11 318 95 15 17

Período de Translação (Terra=1)

0,2408 0,6152 1 1,8809 11,882 29,458 84,01 164,79

Inclinação Orbital (º) 7 3,394 0 1,850 1,308 2,488 0,774 1,774

Excentricidade 0,2056 0,0068 0,0167 0,0934 0,0483 0,0560 0,0461 0,0097

Período de Rotação (dias

terrestres) 58,8 -244 1 1,029 0,411 0,428 -0,748 0,802

Obliquidade (º) 0 177,4 23,45 23,98 3,08 26,73 97,92 28,8

Luas 0 0 1 2 63 31 27 13

Mercúrio

Mercúrio é um pequeno mundo rochoso, cuja superfície acidentada faz lembrar a nossa Lua.

Por estar tão próximo do Sol e não ter atmosfera apresenta um clima de extremos: um calor

abrasador durante o dia e um frio intenso durante a noite.



47

Figura 15: Relação entre os tamanhos da Terra e de Mercúrio

Mercúrio, um pequeno planeta e o mais próximo do Sol, é por estes motivos muito difícil de

observar, razão pela qual os astrónomos têm pouca informação acerca deste astro. A maior

parte dos conhecimentos que possuímos sobre Mercúrio foram revelados em 1974 pela sonda

norte-americana Mariner 10, o único veículo espacial que até agora visitou o planeta.

Figura 16: Mariner 10

A Superfície de Mercúrio

A sonda Mariner 10 transmitiu para a Terra imagens televisivas do planeta Mercúrio,

aproximadamente com os mesmos pormenores que se conseguem ao estudar a Lua com

telescópios terrestres.

A superfície de Mercúrio lembra a lunar. Foi-nos apresentado um mundo estéril e árido. O

grande número de crateras das mais variadas dimensões é imediatamente notado e não foi

detectada a presença de placas tectónicas, pois Mercúrio é muito pequeno para que o processo

de placas tectónicas tenha lugar. No entanto as diferenças entre estes dois astros também são

relevantes. Em Mercúrio não há grandes regiões onde a superfície seja relativamente lisa,



48

isenta de crateras, ou seja, mares. Por outro lado, na superfície de Mercúrio observam-se

terrenos escarpados até 3000 metros de altura por 20 a 500 quilómetros de comprimento. A

mais impressionante característica de Mercúrio, descoberta pela Mariner 10, é uma enorme

cratera gigante chamada Caloris Basin com 1300 quilómetros de diâmetro. Esta foi

provavelmente formada pelo impacto de um corpo com cerca de 100 quilómetros de diâmetro,

há 3,9 ou 3,8 mil milhões de anos. O impacto produziu montanhas concêntricas com 3000

metros de altura e terá projectado material a 800 quilómetros de distância. As ondas sísmicas

produzidas neste impacto revelaram-se no lado oposto do planeta produzindo uma vasta

região de terreno caótico. Este forte impacto terá reactivado temporariamente o vulcanismo do

planeta.

Figura 17: Superfície de Mercúrio

A Estrutura Interna de Mercúrio

A elevada densidade de Mercúrio (5,42 g/cm3) similar à da Terra (5,52 g/cm3), sugere que o

planeta será constituído por 70% de metal, principalmente ferro, e cerca de 30% de silicatos

(rocha). Assim cerca de ¾ do planeta serão ocupados por um núcleo ferroso.

Figura 18: Interior de Mercúrio



49

Pensa-se que o material metálico pesado fundido no interior do núcleo se comporte como um

dínamo, tal como acontece na Terra. Daí a presença de um leve campo magnético na ordem

de 1% do da Terra, medido pela sonda Mariner 10.

Mercúrio está coberto por uma crosta e um manto relativamente finos e em sequência disto

pensa-se que é muito pouco provável que, até ao momento da sua formação, o planeta

Mercúrio tivesse um núcleo ferroso de dimensões tão elevadas, portanto põe-se a hipótese que

tenha perdido parte do seu manto rochoso externo. Este fenómeno poderá ter ocorrido no

decurso de uma colisão com outro objecto, que teve lugar por altura da formação do planeta.

Uma outra teoria defende que a energia libertada pelo Sol, nos seus primórdios, vaporizou

parte da camada superficial de Mercúrio. Uma terceira teoria aponta a elevada densidade da

nebulosa inicial na zona mais próxima do Sol como responsável pelo facto de Mercúrio ser

essencialmente constituído por elementos mais pesados.

Figura 19: Mercúrio e o seu campo magnético

As características específicas deste planeta podem resumir-se da seguinte forma:

exteriormente é semelhante à Lua e interiormente é semelhante à Terra.



50

Os Movimentos de Mercúrio

Com uma distância média de cerca de 58 milhões de quilómetros ao Sol, a órbita de Mercúrio

é caracterizada por uma excentricidade elevada (0,206), dado que a distância entre o planeta e

o Sol varia durante o percurso orbital em cerca de 24 milhões de quilómetros. A velocidade

com que mercúrio se move em torno do Sol varia consoante o planeta se encontra no afélio,

38,7 km/s, ou no periélio 56,6 km/s.

O período de rotação do planeta é de 58,65 dias terrestres, exactamente 2/3 do período de

translação, 87,97 dias. O facto da rotação do planeta ser extremamente lenta implica que as

diferentes faces de Mercúrio permaneçam durante longos períodos de tempo voltadas para o

Sol. Também por isso se manifesta um contraste tão grande entre o dia e a noite em Mercúrio.

Durante o dia as temperaturas podem ascender aos 430 ºC e durante a noite descem até aos

180 ºC negativos.

Por outro lado, e dado que o eixo de rotação forma quase um ângulo recto em relação ao

plano orbital, em Mercúrio não existem estações do ano como na Terra, o que implica que nos

pólos existam áreas nunca iluminadas pela luz do Sol. Investigações efectuadas com o

radiotelescópio de Arecibo, em Porto Rico, detectaram zonas de gelo de água nos pólos de

Mercúrio. A confirmar-se, poder-se-á dizer que Mercúrio é mesmo um planeta de extremos.

A Exploração de Mercúrio

Como já foi referido, a observação de Mercúrio através de um telescópio terrestre é muito

difícil, porque o planeta está muito próximo do Sol. Antes de missão Mariner 10 pouco se

sabia acerca deste planeta. A Mariner 10 partiu em Novembro de 1973 e a sua trajectória foi

calculada de maneira que, três meses mais tarde, passasse a 6000 quilómetros de Vénus.

Aproveitando a posição dos dois planetas foi possível beneficiar da gravidade de Vénus para

acelerar a sonda em direcção a Mercúrio. Nunca uma sonda espacial esteve tão perto do Sol e

por este motivo teve de ser reforçada para se proteger das elevadas temperaturas que se fazem

sentir durante o dia mercuriano. A órbita a realizar pela Mariner 10 foi cuidadosamente

calculada pelo cientista italiano Giuseppe Colombo, de maneira que a sonda passasse três

vezes nas proximidades de Mercúrio antes de deixar de funcionar. A bordo da sonda

encontravam-se telecâmaras para observar a superfície, um espectrómetro para procurar

eventuais vestígios de gases atmosféricos, um sensor de raios infravermelhos para medir a

temperatura superficial e um magnetómetro, apto para revelar eventuais campos magnéticos.



51

A Mariner 10 chegou a Vénus em Fevereiro de 1974 e a Mercúrio em Março do mesmo ano.

À passagem tirou milhares de fotografias que cobriram cerca de 40% da superfície do planeta.

As imagens revelaram um mundo profundamente craterizado, muito semelhante à nossa Lua.

Os instrumentos a bordo descobriram também que Mercúrio tem um fraco campo magnético.

Depois de uma órbita em volta do Sol, a Mariner 10 visitou Mercúrio mais duas vezes,

tirando fotografias e estudando mais a fundo o campo magnético acabado de descobrir.

A missão foi um sucesso e demonstrou a possibilidade de utilizar a gravidade de um planeta

como propulsante para enviar uma sonda em direcção a outro planeta, ou outro objecto

celeste, ainda mais distante.

Vénus

Vénus manteve os seus segredos ocultos por detrás de um grande manto de nuvens, até há

bem pouco tempo. As sondas espaciais mostraram um mundo proibido, ao mesmo tempo

fascinante com temperaturas abrasadoras, planícies rochosas e enormes vulcões. “Astronomia – o Guia Essencial”

Figura 20: Vénus

A Estrutura Interna de Vénus

O núcleo de Vénus, de raio 2900 km, é rico em ferro e, à semelhança da Terra, espera-se que

seja parcialmente liquefeito. As camadas exteriores do manto são mais quentes do que na

Terra e estão num estado de fusão parcial. A crosta é muito grossa, entre os 20 e os 60 km de

diâmetro, e de origem basáltica. À partida, o núcleo ferroso deveria criar um campo

magnético que, porém, não existe, talvez devido à sua rotação muito lenta.



52

Figura 21: Interior de Vénus

Superfície de Vénus

A superfície de Vénus apresenta-se praticamente plana, normalmente as oscilações não vão

além dos 500 metros, mas existem excepções consideráveis. Atalanta Planitia, Guinevere

Planitia e Lavinia Planitia surgem como depressões a referir, enquanto Istar Terra, no

Hemisfério Norte, e Afrodite Terra, ao longo do equador, constituem formações bastante

extensas, semelhantes aos continentes na Terra. No interior de Istar Terra existe um grande

planalto, Lakshmi Planun, que está rodeado pelas maiores montanhas de Vénus, incluindo os

Maxwell Montes de 11 km de altura. Não existem pequenas crateras em Vénus, porque

certamente a densa atmosfera protege a superfície de pequenos meteoritos e apenas os

objectos maiores sobreviveram ao trajecto atmosférico até chegar à superfície. As crateras são

bastante jovens em termos geológicos, com idades inferiores a 500 milhões de anos. Ao que

parece, a imensa actividade vulcânica, existente na altura, cobriu as crateras de impacto mais

antigas.

Figura 22: Maat Mons



53

A Atmosfera de Vénus

Vénus e Terra são muito semelhantes no que respeita à massa (M=0,82MTerra) e ao tamanho

(R=0,95RTerra). Assim sendo, supunha-se que as condições físicas na superfície de Vénus e da

Terra seriam aproximadamente iguais. Não podíamos estar mais enganados!

A superfície de Vénus está completamente coberta de nuvens que provocam uma elevada

reflexão da luz do Sol, fazendo com que ele seja, depois do Sol e da Lua, o objecto mais

brilhante no céu. As observações espectroscópicas demonstraram que em toda a atmosfera de

Vénus existe dióxido de carbono e, em percentagem muito inferior, outros gases, tais como

vapor de água, monóxido de carbono, dióxido de enxofre, vapores de ácido clorídrico e

vapores de ácido fluorídrico. Antes das investigações in situ efectuadas pelas Venera-4,

Venera-5 e Venera-6 e comparando com a Terra, supunha-se que na atmosfera de Vénus

existisse uma grande quantidade de azoto. Na realidade a proporção de dióxido de carbono

nas camadas inferiores da atmosfera de Vénus constitui aproximadamente 97% contra os 2%

de azoto. A proporção de água nas camadas profundas da atmosfera é apenas na ordem de

0,002% conforme dados fornecidos pelas Venera-11, Venera-12, Venera-13 e Venera-15. É

de realçar que a quantidade de água que se pode detectar na atmosfera deste planeta nada tem

a ver com a quantidade de água presente na Terra. No entanto, Vénus terá possuído grandes

quantidades de água, perdida para o espaço interplanetário devido à elevada temperatura.

A atmosfera de Vénus mostra zonas estratificadas com composição e estruturas das nuvens

diversa. Na parte mais alta existem ventos com velocidades na ordem dos 350 km/h, o que faz

com que a camada mais alta de nuvens dê uma volta completa em redor de Vénus em apenas

quatro dias. Na parte baixa da atmosfera – aproximadamente 50 km de altitude - há uma faixa

de nuvens, também de ácido sulfúrico (tal como nas camadas de nuvens mais elevadas) que,

no entanto, se condensou em gotas de maior tamanho. Graças às elevadas temperaturas em

Vénus, o ácido sulfúrico nunca cai na superfície sob a forma de chuva. Nestas altitudes, a

densidade é elevada e a visibilidade fraca. Em baixo a densidade mantém-se de tal forma

elevada que restringe muito o horizonte visível.

A densa atmosfera de Vénus é responsável pelo elevado efeito de estufa, o que eleva a

temperatura média aos 460 ºC à superfície de Vénus, a mais alta do Sistema Solar.

Como a atmosfera de Vénus é constituída por moléculas pesadas, a coluna de gás que assenta

num metro quadrado de terreno “pesa” muito e a pressão à superfície é altíssima: cerca de 90

atmosferas.



54

Os Movimentos de Vénus

Tal como Úrano, Vénus roda em torno de si próprio no sentido retrógrado. Para além disto, a

rotação de Vénus é muito lenta, pelo que demora 243 dias terrestres a efectuá-la, 18 dias mais

do que demora a girar à volta do Sol. Isto é, o período de rotação é maior do que o período de

translação, ou seja, o dia é maior do que o ano.

Imagem 23: O trânsito de Vénus

Exploração de Vénus

Vénus, um dos corpos celestes mais luminosos no céu nocturno, já foi investigado por dezoito

sondas soviéticas e três americanas, desde 1960.

As sondas soviéticas Venera foram as primeiras a explorar o planeta e, durante muitos anos,

os soviéticos mantiveram uma espécie de monopólio na exploração de Vénus. Começaram

uma longa série de lançamentos e a primeira sonda, Venera 1, partiu exactamente no mesmo

ano em que Yuri Gagarin se tornou no primeiro homem a orbitar em torno da Terra, 1961. As

duas primeiras sondas perderam-se, mas a Venera 3 e a Venera 4, pelo contrário, conseguiram

transmitir, pela primeira vez, dados sobre a composição da atmosfera de Vénus. Em 1970, a

Venera 7 penetrou na atmosfera de Vénus e transmitiu informações para a Terra durante mais

de 20 minutos, mediu uma temperatura de 475 ºC e uma pressão de 92 atmosferas. Era a

primeira vez que um objecto produzido pelo Homem pousava noutro planeta. Os lançamentos

continuaram durante os anos 70 e os resultados obtidos puseram fim a quaisquer ilusões sobre

a existência de vida neste planeta. Em 1975, a Venera 9 tirou as primeiras fotografias a preto e

branco do planeta. No início dos anos 80 do século XX, a União Soviética construiu os

últimos modelos da série Venera, as sondas 14 e 15. Estas sondas destinavam-se ao encontro

com o cometa Halley, no entanto, à passagem pelo planeta Vénus deixaram cair dois módulos



55

e dois balões atmosféricos que efectuaram uma série de medições a 50 quilómetros de

altitude. Alguns anos antes, os americanos lançaram as duas sondas Pioneer-Venus, também

elas equipadas com módulos de investigação da superfície do planeta.

Figura 24: Venera 13 na superfície de Vénus em Março de 1982

No entanto, a sonda que mais contribuiu

para o conhecimento do planeta Vénus foi

a Magalhães, que no início dos anos 90

cartografou a superfície de Vénus com um

detalhe até então nunca conseguido. A

sonda Magalhães foi lançada a partir do

vaivém espacial Atlantis a 4 de Maio de

1989. Um mapeamento por radar teve

início em Setembro de 1990 e em 1993 já

se tinha feito a cobertura de 98% da

superfície do planeta. A sonda Magalhães

resolveu características abaixo dos 120

metros e revelou detalhes do vulcanismo à

superfície. Para exemplo, a sonda revelou

múltiplos rios de lava em forma de

serpentina e superfícies rochosas. A sonda

Magalhães mostrou também muitas

coronae, em tempos causadas por plumas

de material quente em ascensão partindo

abaixo da superfície. Também foram

observadas estruturas vulcânicas circulares

em forma de panquecas tendo adoptado o

mesmo nome.

Figura 25: A Sonda Magalhães no centro Espacial

Kennedy



56

A Venus Express foi lançada a 9 de Novembro de 2005, a partir de um Soyuz-Fregat em

Baikonur, no Casaquistão, e chegou a Vénus em Abril de 2006. A duração da viagem da

Terra a Vénus foi de 150 dias e a órbita em torno do planeta será de 1000 dias.

O nome da missão, Venus Express, vem do curto intervalo de tempo que decorreu entre a

aprovação de missão, a sua consecução e lançamento, cerca de três anos. Para tornar isto

possível, a ESA reutilizou o mesmo projecto usado na missão Mars Express e as mesmas

equipas industriais que trabalharam nesta missão. Assim, projecto Venus Express tornou-se

numa missão mais barata e prontamente conseguida. A missão Venus Express também utiliza

instrumentos desenvolvidos para a missão da sonda Rosetta. A Venus Express é a primeira

nave espacial da ESA a visitar este planeta.

Figura 26: Visão artística da Venus Express por cima de uma tempestade atmosférica

Graças a um conjunto de avançados instrumentos para as investigações planetárias, a missão

Venus Express estuda a atmosfera de Vénus, a sua dinâmica e composição química, a

interacção entre a atmosfera e a superfície, e também as nuvens venusianas em detalhe.

Estuda a interacção entre a atmosfera e o ambiente interplanetário (vento solar), para melhor

compreendermos a evolução deste planeta e faz mapas das temperaturas à superfície do

planeta e da sua atmosfera.



57

Terra

“A Terra é apenas mais um planeta do Sistema Solar. Isto pode estar certo, mas quanto mais

aprendemos sobre os outros planetas, mais apreciamos as características que tornam

especial o terceiro rochedo a partir do Sol.” Texto retirado de Astronomia – O Guia Essencial

Figura 27: Planeta Terra

A Estrutura Interna da Terra

A existência de biosfera e hidrosfera, assim como a grande actividade dinâmica da crosta e da

atmosfera, constituem características únicas do nosso planeta. A atmosfera e a crosta

terrestres têm também sofrido grandes modificações ao longo da vida do planeta e também

em consequência da evolução dos organismos vivos.

O estado inicial do planeta Terra era bem diferente. As elevadas temperaturas mantinham-no

num estado de fusão que veio favorecer a fase de diferenciação, ou seja, os materiais mais

densos migraram em direcção ao centro do planeta, como o ferro e o níquel, enquanto que os

materiais menos densos, tais como os silicatos responsáveis pela formação das rochas,

permaneceram à superfície. Entretanto o processo terminou, a temperatura baixou e o planeta

solidificou. Além disso, condições favoráveis levaram a que grande parte do planeta se

cobrisse de água líquida.



58

Figura 28: Estrutura Interna da Terra

O estudo da estrutura interna da Terra processa-se de forma indirecta, isto é, através do estudo

da propagação das ondas sísmicas. A estrutura interna do nosso planeta é estratificada em

núcleo, manto e crosta. O núcleo, por sua vez, distingue-se em núcleo interior, com um raio

de 1200 quilómetros, e um núcleo exterior, de espessura 2300 quilómetros, constituído

essencialmente por ferro e níquel. No centro da Terra, a temperatura poderá atingir os 7500K,

que quando comparada com a temperatura à superfície do Sol, se verifica que esta é inferior.

O manto divide-se em manto interior, com silício, magnésio, oxigénio, algum ferro, cálcio e

alumínio na sua constituição, e em manto superior, formado por silicatos de ferro, magnésio,

cálcio e alumínio. O manto inferior é caracterizado por uma estrutura rígida, enquanto que o

manto superior apresenta uma maior plasticidade. A parte superior do manto tem de espessura

cerca de 100 quilómetros e em conjunto com a crosta toma o nome de litosfera. A crosta é

essencialmente constituída por dióxido de silício e outros silicatos. A parte continental da

crosta, menos densa, tem uma espessura de cerca de 30 quilómetros e a parte oceânica, mais

densa, cerca de 8 quilómetros.

A Superfície da Terra

A litosfera é formada por placas que estão sujeitas a um constante movimento determinado

pelas correntes convectivas provocadas pela mistura de rochas fundidas, ainda a decorrer, e

que é responsável pelo fenómeno que os geólogos denominam de tectónica de placas. O

afastamento das placas leva ao aparecimento de uma nova crosta como resultado do magma

que surge à superfície. Por outro lado, também se pode verificar o deslizamento de uma placa

sob a outra ou até o movimento transversal ao longo das suas divisórias, o que origina falhas



59

sísmicas e vulcanicamente instáveis. As colisões entre as placas continentais dão origem à

formação de cadeias montanhosas, ao passo que o afastamento produz os oceanos.

A superfície da Terra é relativamente recente, pois a erosão e a tectónica de placas destruíram

e recriaram a grande parte da superfície terrestre nos últimos 500 milhões de anos.

A Terra é o único planeta do Sistema Solar com água no estado líquido e numa tal quantidade

que cobre 71% da superfície terrestre. A erosão e a manutenção de uma menor amplitude

térmica à superfície do planeta são da responsabilidade desta característica.

A Atmosfera Terrestre

À semelhança do que aconteceu com o

planeta propriamente dito, também a

atmosfera terrestre sofreu uma grande

evolução desde a sua formação.

Actualmente a atmosfera terrestre é

constituída em 78% por azoto, 20,9% por

oxigénio, 0,9% de árgon, 0,2% de dióxido

de carbono, água, néon, hélio e hidrogénio.

A quantidade de dióxido de carbono terá

diminuído drasticamente ao longo dos

tempos como resultado da combinação

com rochas formando carbonatos, por

dissolução nos oceanos ou terá até sido

consumido em processos fotossintéticos.

Processos como a tectónica de placas

também providenciam uma troca contínua

de dióxido de carbono entre a litosfera e a

atmosfera. O dióxido de carbono presente

na atmosfera representa um importante

papel no efeito de estufa responsável por

um aumento na temperatura média do

planeta permitindo a existência de vida tal

como nos é apresentada.

Figura 29: As camadas da atmosfera terrestre



60

Tabela 4: Camadas da atmosfera terrestre

Nome Característ icas Variação da temperatura Alt itude (km)

Troposfera

É a camada da a tmosfera que es tá em contacto com a superf íc ie terres tre e que contém o ar que respiramos. É onde se geram as nuvens e todos os

fenómenos meteorológicos.

-50 ºC e -80 ºC 0-15

Estratosfera

É onde se encontra a camada de

ozono, que f i l t ra os ra ios u l travioleta (UV) nocivos à v ida na Terra .

0 ºC na zona super ior 15-50

Mesosfera

Diminuição da concentração de

ozono, o ar torna-se cada vez mais rarefei to .

Chega aos –100 ºC com a al t i tude. 50-80

Termosfera

Nesta zona o ar é mais rarefei to . É também onde se desintegram os

meteor i tos , or ig inando o efei to das “estre las cadentes” .

As temperaturas são

elevadíss imas, chegam a at ingir os 2000 ºC, devido

à absorção da radiação solar .

Mais de 80

Exosfera Nesta camada orbi tam os satél i tes ar t if icia is . _______ Mais de

600

O Campo Magnético Terrestre

Figura 30: Campo magnético terrestre



61

O núcleo metálico fundido e a rotação rápida do nosso planeta produzem um extenso campo

magnético que, em conjunto com a atmosfera, gera a magnetosfera que age como escudo

contra o vento solar, um fluxo de partículas carregadas provenientes do Sol. A interacção da

atmosfera com essas partículas, presas no campo magnético terrestre produz as auroras

boreais e austrais, espectáculos de luzes conhecidos como auroras polares. Da análise das

antigas rochas extraídas das profundidades oceânicas, foi descoberto que o pólo sul e o pólo

norte do campo magnético terrestre têm sofrido inversões a intervalos regulares de cerca de

100 000 anos.

Na magnetosfera existem duas zonas de forte radiação, detectadas pelo satélite americano

Explorer1, em Fevereiro de 1958, e são conhecidas por Cinturões de Van Allen. Estas zonas

são formadas por plasma constituído por partículas do vento solar que foram capturadas pelo

campo magnético da Terra. Os Cinturões de Van Allen dividem-se em exterior, que varia

entre os 19 000 e os 41 000 quilómetros de altitude, e anterior, que pode medir entre 7600 e

13 000 quilómetros de altitude.

Figura 31: Auroras polares fotografadas pelo HST

A Lua

Figura 32: A Lua



62

Tabela 5: Características de Lua

Satélite

Distância

média à

Terra

(km)

Diâmetro Massa

(kg)

Densidade

Média

(g/cm3)

Gravidade Temperaturas

Período

de

Rotação

(dias)

Período de

Translação

(dias)

Lua 3,844x105 0,272

DTerra

0,0123

MTerra 3,34

0,166

gTerra

-235ºC a

125ºC 29,531 29,531

A Lua é o único satélite do planeta Terra e o corpo celeste mais próximo do planeta, tão

próximo que é facilmente observável com um simples binóculo. A Lua tem um diâmetro de

3476 quilómetros, igual a um quarto do diâmetro terrestre. Com um período de translação

igual ao de rotação, para um observador na Terra, a Lua apresenta sempre a mesma face.

A Estrutura Interna da Lua

A estrutura interna da Lua foi estudada através do registo de alguns “lunamotos” de fraca

intensidade, efectuado pelos sismógrafos deixados pelos astronautas, confirmando que esta é

muito semelhante à da Terra, embora as proporções entre os diferentes estratos sejam muito

diferentes. A Lua poderá ter um núcleo ferroso com cerca de 700 quilómetros de diâmetro e

contendo somente 2% da massa da Lua. A este seguir-se-á o manto que ocupa grande parte do

volume lunar. A crosta lunar apresenta-se muito variável em termos de espessura: cerca de

100 quilómetros na face escondida da Lua e que corresponde a uma superfície quase coberta

de crateras e montanhas; e cerca de 60 quilómetros na fase voltada para a Terra, onde

predominam os mares. Pensa-se que esta diferença na morfologia do satélite se prenda

precisamente com a diferença de espessura da crosta e que em tempos a lava presente no

manto emergisse mais facilmente em zonas de crosta mais fina, determinando a formação dos

mares.

A Superfície da Lua

A superfície lunar é caracterizada por dois tipos de terrenos principais: os marea, que

correspondem a zonas mais escuras e lisas, e os terrea, zonas mais brilhantes, montanhosas e

bastante craterizadas. A superfície actual da Lua estará relacionada com dois momentos

fundamentais: o primeiro terá ocorrido há cerca de 3,8 mil milhões de anos, devido a um

intenso bombardeamento meteorítico; num segundo momento, as crateras resultantes do



63

primeiro, terão sido preenchidas por lava resultante da actividade vulcânica, resultando daí os

mares. À vista desarmada é relativamente fácil distinguir as zonas mais brilhantes das zonas

mais escuras. As primeiras são cordilheiras montanhosas, terrenos elevados, materiais

expulsos pela formação de crateras, e rególito, o fino e poeirento solo lunar. O rególito forma-

se à custa da erosão provocada nas rochas lunares por incontáveis meteoritos minúsculos. Este

solo tem dois a oito metros de profundidade na zona dos mares e chega a atingir os quinze

metros nas terras altas. A maior cratera de impacto na Lua, com 2250 quilómetros de

diâmetro e 12 quilómetros de profundidade, encontra-se no lado não visível da Lua e dá pelo

nome de South Pole- Aitken.

Figura 33: Mapa topográfico de South Pole- Aitken baseado em informações da sonda Clementine

As regiões escuras correspondem a vales ou planícies com poucas crateras. O Maré

Tranquillitates, Crisium e Serenitates são visíveis durante a fase de Quarto-Crescente, no

hemisfério oriental da Lua.

A Origem da Lua

A origem do satélite da Terra é ainda hoje um tema de discussão. Até à realização das missões

Apollo, existiam três teorias sobre a formação da Lua: a teoria da “captura”, a teoria da

“agregação” e a teoria da “fissão”. A teoria da “captura” defende que a Lua se terá formado

noutra zona do Sistema Solar, tendo posteriormente sido capturada pela Terra por acção da

gravidade. Esta teoria explicaria a diferença entre as composições químicas da Terra e da Lua,

mas tal acontecimento é altamente improvável, pois um corpo de dimensões lunares

dificilmente seria capturado pela gravidade da Terra, provavelmente só sofreria algum tipo de

desvio na sua trajectória. A teoria da “agregação” aponta para uma formação comum e em



64

simultâneo da Terra e da Lua, a partir da nebulosa primordial. Esta teoria não explica as

diferenças na composição química dos dois astros, pelo que não é bem aceite. A teoria da

“fissão” avança que a Lua se terá formado a partir da fragmentação da Terra, no seu período

de formação.

O estudo dos materiais rochosos trazidos para a Terra, revelou que a origem provável da Lua

terá por base a colisão da Terra com um corpo de dimensões semelhantes às de Marte. Esta

colisão terá levado à projecção de material que ficou a orbitar em torno da Terra, tendo-se

mais tarde compactado e levado à formação da Lua. Esta hipótese explica a diferença entre o

material lunar e o manto terrestre. Se esta teoria for efectivamente correcta, a sonda Smart-

1deverá ter detectado na Lua uma menor razão do que na Terra entre a abundância de ferro e

de elementos mais leves como o magnésio e o alumínio. A Smart-1 foi a primeira das Small

Missions for Advanced Research in Technology e foi lançada a 27 de Setembro de 2003, para

estudar, com maior detalhe do que até então conseguido, a superfície lunar. A missão Smart-1

já foi concluída, tendo a sonda colidido propositadamente com a Lua.

Exploração da Lua

A 20 de Julho de 1969, os astronautas Armstrong e Aldrin conquistaram a Lua em nome da

Humanidade, no entanto, a corrida à conquista da Lua tinha começado bastante tempo antes.

Figura 34: O Homem na Lua

Os russos foram os primeiros a fazer uma alunagem controlada com uma sonda automática. O

Luna 9 desceu no Oceanus Procellarum, a 3 de Fevereiro de 1966, disposto a confirmar a



65

teoria que indicava que os mares lunares estariam cobertos por uma profunda camada de

poeira. Algum tempo depois, os russos já estavam preparados para enviar veículos para a Lua

que coleccionariam amostras de material lunar, que depois seriam transportadas para a Terra.

Por outro lado, os americanos colocaram na Lua os veículos Ranger que enviaram

informações e fotografias para a Terra antes de se auto-destruirem. Os Surveyors obtiveram

uma grande quantidade de informação. Entre 1966 e 1968, os cinco Orbiters providenciaram

mapas muito detalhados da superfície lunar.

Figura 35: Diagrama do veículo Surveyor - NASA

Entretanto tinha chegado o momento do programa Apollo. A 21 de Dezembro de 1968, Frank

Bormen, James Lovell e William Anders tripulavam a Apollo 8 e após uma viagem de 400000

quilómetros entraram na órbita circunlunar. Estes astronautas foram os primeiros a ver o

nosso planeta a uma distância tão grande e a observar a face escondida da Lua. Seguiu-se-lhes

a Apollo 9 que orbitou em torno da Terra, testando o módulo lunar que iria descer à superfície

lunar. A Apollo 10 consistiu numa preparação exaustiva para o sucesso da primeira alunagem.

A célebre missão que levou o Homem à Lua passa obrigatoriamente pelo nome dos três

astronautas envolvidos: Neil A. Armstrong, Michael Collins e Edwin “Buzz” Aldrin.

Columbia era o nome do módulo de comando e o LEM chamava-se Eagle. O foguetão

Saturno V ergueu-se da plataforma a 16 de Julho de 1969 e a 20 de Julho já a Apollo 11 se

encontrava em órbita circunlunar. É então que o LEM, com Armstrong e Aldrin a bordo, se



66

separa do módulo de comando. Doze minutos e meio de grande tensão e nervosismo foi o

tempo necessário para a alunagem. As primeiras palavras proferidas ficaram célebres:

“Controlo de Houston, Base da Tranquilidade, a Águia pousou”. Os dois astronautas

passaram mais de duas horas fora do LEM a fixar o primeiro ALSEP – Apollo Lunar Surface

Experimental Package – que incluía vários instrumentos, entre os quais um sismómetro, um

projecto para procurar quaisquer vestígios de atmosfera lunar e um instrumento preparado

para recolher partículas do vento solar.

Figura 36: Apollo 11

É visto que quando o Homem alunou pela primeira vez já o projecto Apollo para a conquista

da Lua estava no auge. Um grande sucesso também foi a Apollo 12 lançada em Novembro de

1969. Os astronautas Charles Conrad, Richard Gordon e Allan Bean estiveram nesta missão,

entre 14 e 24 de Novembro. O LEM Intrepid transportou Corad e Bean para a superfície

lunar, apenas a 180 metros da sonda lunar Surveyor, que se encontrava na lua desde 1967. Em

Abril de 1970, os astronautas James Lovell, John Swigert e Fred Haise foram os três

protagonistas da quase-desastrosa missão Apollo 13. Evitaram por pouco o desastre depois da

explosão de um reservatório de oxigénio ter danificado o módulo de comando a meio

caminho da Lua. Em Janeiro de 1971, os astronautas Shepard e Michell, na missão Apollo 14,

colocaram na Lua o primeiro “cart lunar” para transportar o equipamento dos astronautas. A

missão Apollo 15, partida a 26 de Julho de 1971, foi a primeira a utilizar o famoso todo-o-

terreno lunar: o Rover. Os astronautas da Apollo 15 fizeram três viagens diferentes com o

Rover, permanecendo, ao todo, mais de dezoito horas sobre a superfície lunar e percorrendo

mais de 27 quilómetros durante as explorações do desfiladeiro de Ridley Hill. Durante este

processo foram recolhidos cerca de 80 quilogramas de material rochoso lunar, que depois

foram transportadas para a Terra. Os Rovers também foram utilizados nas missões Apollo 16,

lançada em Abril de 1972, e Apollo 17, de Dezembro de 1972, e depois foram abandonados

na Lua onde ainda permanecem. Graças aos Rovers, os astronautas podiam-se afastar do LEM

e recolher uma maior variedade de material rochoso. Sem estes aparelhos teriam de se cingir



67

ao encontrado na zona de alunagem. Um dos astronautas da Apollo 17 , Dr. Harrison Schimitt,

geólogo, encontrou pedras cor-de-laranja que remontam a 3800 milhões de anos. Nenhum

homem voltou à Lua desde 1972.

Figura 37: Eugene Cernan a conduzir o Lunar Rover na missão Apollo 17

A sonda Clementine foi lançada da Base da Força Aérea de Vanderburg, na Califórnia, a 24

de Janeiro de 1994. Esta sonda inspeccionou e fotografou toda a Lua e mapeou as regiões

polares com o maior rigor até então conseguido. Por exemplo, foram obtidas observações

detalhadas da zona do Pólo Sul, Aitken Basin, com 2250 quilómetros de diâmetro por 12

quilómetros de profundidade. A sonda Clementine detectou indícios da existência de água

dentro de crateras polares, permanentemente na sombra, onde nunca incide a luz solar.

A sonda que lhe seguiu, Prospector, foi

lançada a 3 de Janeiro de 1998, com a

intenção de levar a cabo uma inspecção da

superfície lunar. A 31 de Julho de 1999,

chocou violentamente com uma cratera

lunar a fim de procurar maiores evidências

da presença da água nos escombros, mas

nenhum sinal de gelo de água foi

encontrado e a ideia foi, pelo menos

genericamente, abandonada.

Figura 38: Fotografia tirada pela sonda Clementine

onde se vêem a Lua, a corona solar e Vénus.



68

A SMART-1 foi lançada a 27 de Setembro

de 2003, tendo-se tornado na primeira

missão da Agência Espacial Europeia

(ESA) a visitar a Lua. Este lançamento foi

inserido num conjunto de missões de baixo

custo, SMART (Small Missions for

Advanced Research in Technology -

Pequenas Missões para a Investigação

Avançada em Tecnologia), cujo objectivo

primordial era testar novas tecnologias

para futura utilização em missões

espaciais.

Figura 39: SMART-1

No caso da SMART-1, o objectivo primário foi testar e validar um motor de propulsão

eléctrica para missões interplanetárias. Adicionalmente foram testadas novas tecnologias para

sondas e instrumentos. A bordo foram colocados diversos instrumentos científicos, em que

alguns serviriam para estudar o desempenho do motor e outros foram destinados à aquisição

de dados científicos, em especial da Lua. Os instrumentos científicos relacionados com a

investigação lunar foram uma câmara de alta resolução (AMIE), com a qual foi possível obter

imagens com uma resolução nunca antes conseguida a partir de uma nave em órbita lunar. A

SMART-1 contou também com um espectrómetro de infravermelho (SIR), para análise de

compostos da superfície lunar, entre eles a água. A sonda possuía também um inovador

espectrómetro de raio-X (DCIXS) com o objectivo de fazer uma análise dos elementos da

superfície lunar.

A missão terminou a 3 Setembro 2006 quando a nave espacial se despenhou

propositadamente na superfície lunar na região de Lacus Excellentiae.



69

Marte

Figura 40: O planeta Marte

Os dados e as imagens enviadas pelas sondas espaciais mostram que o planeta vermelho é um

deserto onde reina um clima muito severo. Mesmo assim, Marte continua sendo o objectivo

principal para a procura de vida fora do planeta.

Marte, o primeiro planeta para além da órbita da Terra, sempre teve especial interesse para o

Homem, mas agora mais que nunca, uma vez que nos encontramos na expectativa de

encontrar vida neste planeta.

A Estrutura Interna de Marte

Marte é menos denso do que a Terra e

também muito mais pequeno, o seu

tamanho encontra-se numa situação

intermédia entre a Terra e a Lua. Ao

contrário de Vénus, Marte tem uma

atmosfera muito ténue, o que favorece a

observação da sua superfície. À

semelhança de Vénus e da Terra, Marte

apresenta uma estrutura interna dividida

em núcleo, manto e crosta. O núcleo,

composto por ferro, níquel e enxofre, tem

um raio estimado entre os 1300 e os 2000

quilómetros. O manto, essencialmente de

silicatos, abrange uma espessura

aproximada de 1800 quilómetros, enquanto

que a crosta pode atingir os 100

quilómetros.

Figura 41: A estrutura interior de Marte



70

Os resultados das medições do campo magnético, realizadas pelas sondas Mars – 2, 3, 5,

levaram a crer que o planeta possui o seu próprio campo magnético, embora muito fraco,

aproximadamente 10-3 do campo magnético terrestre. Se tal se verificar poder-se-á concluir

acerca de um núcleo líquido de Marte.

A Superfície de Marte

Marte não parece ter tectónica de placas, no entanto não está completamente posta de lado a

ideia de que o poderá ter tido num passado remoto. Se considerarmos Marte um planeta com

uma única placa, não existirá movimento da crosta relativamente ao manto, o que explica o

planalto de Tharsis e os seus enormes vulcões, actualmente inactivos. Quase metade da

superfície de Marte corresponde a regiões ocupadas pelas antigas crateras, embora o seu

número por unidade de superfície seja consideravelmente inferior ao que se verifica na Lua e

no satélite Fobos. Em Marte há enormes montanhas de origem vulcânica, mas não existem

cordilheiras. Na superfície de Marte realçam-se os canais curvilíneos que poderão ser leitos de

rios secos. Actualmente é impossível a existência de água no estado líquido na superfície

marciana, pois se existisse evaporar-se-ia devido à baixa pressão atmosférica neste planeta.

No entanto, os leitos de antigos rios são indícios de que há milhões de anos o planeta tinha

uma atmosfera mais densa e de que nele existia água líquida. Estes podem ter sido causados

por grandes fluxos de água, cuja origem ainda não é certa, mas que pode estar associada a

gelo derretido por acção da actividade vulcânica, erupções de água sob pressão, liquefacção

de finos sedimentos saturados de água ou ainda pela erosão lenta de glaciares.

Figura 42: Fotografia panorâmica de Marte obtida durante a missão Pathfinder



71

O solo marciano consta essencialmente de matéria fragmentada (rególito) e de um grande

número de blocos de pedra à superfície. Das análises feitas ao solo de Marte, conclui-se que,

comparativamente com as rochas terrestres, as de Marte são mais ricas em magnésio, ferro e

cálcio e mais pobres em potássio, sílica e alumínio. Detectou-se também a presença de

minerais hidratados e de minerais magnetizados.

Entre o Hemisfério Norte e o Hemisfério Sul existem diferenças notáveis: o Hemisfério Norte

apresenta planícies lisas e uma craterização moderada, enquanto que no Hemisfério Sul

existem enormes crateras. Isto talvez se deva ao facto do Hemisfério Sul ser “mais velho”,

remontando a cerca de 3,8 mil milhões de anos, uma época em que se deu o grande

bombardeamento meteorítico que envolveu todo o Sistema Solar. Entre os dois hemisférios

existe um enorme planalto que se estende por 4000 quilómetros e com uma altura de 10

quilómetros e que se denomina Região de Tharsis. Outras formações geológicas relevantes

são Olympus Mons, a maior montanha do Sistema Solar, elevando-se a uma altura de 24

quilómetros acima da planície que o rodeia com um diâmetro de 500 quilómetros delimitada

por uma escarpa de 6 quilómetros de altura; Valles Mariners, um complexo sistema de

desfiladeiros que serpenteia pela superfície marciana ao longo de mais de 4000 quilómetros,

possuindo uma profundidade de entre 2 a 7 quilómetros e Hellas Planitia, cratera de impacto

no Hemisfério Sul de Marte, com um diâmetro de 2000 quilómetros e uma profundidade de 6

quilómetros.

Figura 43: Imagem a 3D de Olympus Mons

As calotes polares são formações de estrutura complexa, podendo distinguir-se nelas partes

permanentes e outras que variam de estação para estação. É de referir que analogamente ao

que acontece na Terra, também Marte, devido à inclinação do eixo de rotação, possui estações

do ano. Estas áreas estão cobertas por calotes de gelo de água a que, no Inverno, se sobrepõe



72

um estrato de gelo seco de dióxido de carbono. Na Primavera, o dióxido de carbono sublima,

sendo “transportado” para o hemisfério oposto, constituindo as zonas que variam ao longo das

estações do ano. Por vezes, a sublimação pode provocar a emissão de grandes quantidades de

gases para a atmosfera, o que gera ventos violentos acompanhados por tempestades de poeira

à escala planetária, capazes de tornar opaca a atmosfera durante algumas semanas. Durante a

estação fria, as duas calotes expandem-se atingindo respectivamente 60º de latitude norte e

60º de latitude sul, onde as camadas de dióxido de carbono chegam a atingir os 50

centímetros. Existem também as partes permanentes das calotes polares que constam

essencialmente de gelo de água. Nas zonas polares de Marte são típicas as acumulações

estratificadas de gelo, separadas por camadas de poeira de pouca espessura.

A temperatura à superfície de Marte varia bastante ao longo do seu dia. A temperatura média

neste planeta é de -63 ºC, com uma temperatura máxima no equador de +20º e mínima de -

140º.

A Atmosfera de Marte

A atmosfera de Marte é muito pouco densa, pelo que a pressão ao nível do solo é muito baixa,

cerca de seis milésimos da terrestre. As sondas revelaram que esta atmosfera é composta por

95,32% de dióxido de carbono, 2,7% de azoto molecular, 1,6% de árgon, 0,13% de oxigénio,

0,07% de monóxido de carbono e 0,03% de vapor de água. A sonda Mars Express, através do

instrumento Planetary Fourier Spectrometer (PFS) detectou metano na atmosfera de Marte,

cerca de dez partes em mil milhões. Em algumas centenas de anos, o metano presente na

atmosfera transformar-se-á em água e dióxido de carbono, logo a sua existência indica a

presença de mecanismos contínuos de produção de metano. A actividade vulcânica, processos

hidrotermais ou, melhor ainda, fenómenos biológicos são hipóteses a considerar.

Vida em Marte

O interesse pelo planeta Marte foi grande durante muito tempo e, na realidade, continua a sê-

lo. Até à visita da sonda Mariner 4, em 1965, a ideia de que Marte podia ser habitado por uma

civilização semelhante à da Terra, capaz de gigantescas obras como os famosos canais

“observados” por Schiaparelli, inspirou escritores de ficção científica e deliciou as mentes dos

leitores. Por isso, quando as sondas começaram a enviar para a Terra os dados e as imagens

recolhidos “in situ”, a desilusão foi grande. Na superfície de Marte não existiam artefactos ou



73

vestígios da civilizações marcianas - Mariner 4 – nem sequer formas de vida primitiva –

Viking 1 e 2. Os laboratórios das sondas Viking realizaram experiências bioquímicas que

confirmaram a ausência de qualquer forma de actividade biológica. No entanto, meteoritos

encontrados na Antártida levantaram novamente a polémica. O mais famoso destes meteoritos

é o ALH 84001, onde cientistas da NASA afirmam ter identificado compostos orgânicos

fossilizados, que, em conjunto com outras características mineralógicas do meteorito,

constituem para estes investigadores a evidência da existência de vida em Marte, pelo menos

no passado deste planeta. De acordo com a comunidade científica, este meteorito terá sido

formado em Marte nos primórdios do Sistema Solar e expelido do planeta por ocasião de um

violento impacto com um corpo de dimensões consideráveis. O meteorito marciano terá

viajado durante cerca de 15 milhões de anos e caiu na Antártida, tendo sido recolhido em

1984. A dúvida persistirá, pelo menos até que as numerosas missões a Marte, previstas para

os próximos anos, permitam dar uma resposta definitiva à interrogação sobre se existe ou terá

existido alguma forma de vida em Marte.

Figura 44: Esta imagem de alta resolução obtida com um microscópio electrónico tornou-se mundialmente

famosa em 1996 ao mostrar algumas formações misteriosas. A imagem foi obtida a partir do meteorito

ALH84001. Este meteorito terá vindo de Marte e foi encontrado na Antártida. Os estudos realizados levaram a

NASA a lançar a notícia de que poderá ter existido vida em Marte no passado.

Exploração de Marte

O trabalho de Schiaparelli, apoiado pelo americano Percival Lowell, que construiu,

propositadamente para estudar Marte, um observatório no Arizona, EUA, e que defendia

vigorosamente a existência de vida em Marte, levou a que o Homem revelasse uma

curiosidade acrescida pela exploração do planeta vermelho.



74

A exploração “in situ” com o envio de sondas para Marte permitiu a obtenção de valiosas

informações e também a resolução de muitas questões até então por solucionar. Durante cerca

de 10 anos antes do envio das duas sondas americanas Viking, uma série de naves

aproximaram-se do planeta e estudaram algumas das suas características gerais abrindo

caminho para as Viking. A primeira sonda que chegou às proximidades de Marte foi a

Mariner 4, que em Julho de 1965, a 10 000 quilómetros de altitude tirou e enviou para a Terra

22 fotografias da superfície marciana. Em 1969, a Mariner 6, dotada pela primeira vez de um

computador reprogramável a partir da Terra, tirou 75 fotografias a 3429 quilómetros de

altitude, revelando, entre outros, a calote polar sul.

As sondas soviéticas Mars 2 (1971) e a série Mars 4-5-6 (1973-1974) também prestaram um

notável contributo na recolha de dados.

A sonda americana Mariner 9 veio então revelar a mais alta montanha de todo o Sistema

Solar, Olympus Mons, com a altura de 24 quilómetros.

Figura 45: Nave Viking

No entanto uma ambiciosa missão para explorar o misterioso planeta vermelho foi enviada

em 1975 e consistia em duas sondas. Cada uma destas sondas continha um módulo de

aterragem que se separaria do aparelho, uma vez atingida a órbita marciana, e pousaria na sua

superfície. Em Junho de 1976, a Viking 1 entrou em órbita à volta de Marte e a partir das

fotografias enviadas por esta para a Terra foi escolhido o melhor local de aterragem para o

Viking Lander. No dia 20 de Junho de 1976, e pela primeira vez, uma máquina construída

pelo Homem “passeava” pela superfície de Marte. Poucos dias depois, a Viking 2 realizou a

mesma proeza, a cerca de 6000 quilómetros de distância da primeira, para poderem explorar

zonas diferentes do planeta. As duas sondas foram equipadas com um braço telescópico que

permitiu recolher amostras do solo que foram analisadas no micro-laboratório a bordo. As

sondas possuíam também instrumentos metereológicos, uma telecâmara digital e um



75

sismógrafo. A superfície marciana surgiu então como um deserto avermelhado desprovido de

vida, cuja cor se deve à elevada quantidade de óxido de ferro presente.

As Viking, tanto em órbita como no solo, tiraram dezenas de milhar de fotografias e

recolheram uma enorme quantidade de informações. Projectadas para transmitir dados durante

três meses, as duas sondas tiveram uma vida muito mais longa, tendo terminado a sua missão

nos anos 80, mais precisamente em 1982 para a Viking 1 e em 1980 para a Viking 2.

Figura 46: Marte vista do Viking Lander

Em Julho de 1997 aterrou em Marte a sonda Pathfinder, com o seu rover Sojourner. Em dois

meses e meio tirou 16 000 fotografias, estudou a atmosfera, a meteorologia e os ventos e

realizou 15 análises químicas pormenorizadas ao solo e rochas marcianas.

Figura 47: Sojourner Rover



76

A sonda Mars Global Surveyor entrou em órbita em torno de Marte em Setembro de 1997 e

revelou novas evidências da existência de água líquida em Marte, num passado remoto.

Seguiu-se-lhe a Mars Odissey que chegou a Marte a 24 de Outubro de 2002.

A missão seguinte, Mars Express, é uma missão não tripulada da ESA e da Agência Espacial

Italiana. A sonda foi lançada a 2 de Junho de 2003 no Cosmódromo de Baikonur, no

Casaquistão, pelo foguetão Soyuz-Fregat. A Mars Express consistia numa sonda orbital e na

sonda de entrada Beagle 2, destinado a pesquisas exobiológicas e geoquímicas. Os sete

instrumentos a bordo da sonda orbital foram projectados para realizar uma série de pesquisas

a fim de estudarem a atmosfera, a estrutura, a geologia e a composição de Marte. O veículo de

reconhecimento Beagle 2 não conseguiu cumprir o seu objectivo de realizar as experiências

de pesquisa de formas de vida, pois foi dado como perdido. Porém, a sonda orbital opera

normalmente, e, em Setembro de 2005, foi anunciado que a missão seria prolongada por mais

dois anos, a partir de Dezembro de 2005.

Entre os finais de 2003 e inícios de 2004 aterraram em Marte os veículos de reconhecimento

geológico Spirit e Opportunity, cujo objectivo era a análise de material rochoso. Estes

objectos permitiram a descoberta de minerais cuja origem poderá estar associada à presença

de água e continuam a enviar dados para a Terra, muito depois do tempo de vida previsto para

estes objectos.

A NASA (National Aeronautics and Space Administration) lançou, a 12 de Agosto de 2005, a

Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), ou Satélite de Reconhecimento de Marte, a partir do

Centro Espacial Kennedy, no Cabo Canaveral, na Flórida. Depois de ter viajado 492 milhões

de quilómetros ao longo de 7 meses, a sonda deverá permanecer na órbita de Marte durante

dois anos.

Figura 48: MRO em Marte



77

A MRO tem desenvolvido um trabalho precioso a mapear a superfície de Marte, monitorizar a

atmosfera e procurar qualquer evidência sobre a existência de gelo e água. A sonda está

igualmente a analisar os melhores locais para a aterragem de uma futura missão que levará o

primeiro Homem ao Planeta Vermelho. A missão MRO está ainda a revelar alguns dos mais

interessantes pormenores da geografia do Planeta Vermelho, que podem ajudar a desvendar o

passado remoto do planeta.

A sonda está equipada com sofisticados instrumentos, entre eles um espectrómetro, capaz de

detectar minerais relacionados com a existência de água; um radiómetro, que analisa a poeira

atmosférica, vapor de água e temperatura; e um radar italiano, que pode analisar o subsolo na

tentativa de detectar indícios de água.

A MRO possui três câmaras: uma é equipada com o telescópio de maior diâmetro já enviado

ao espaço, outra tem capacidade para preparar imagens de alta resolução, e uma terceira é

capaz de fazer um mapeamento climático de Marte.

Os Satélites Fobos e Deimos

Tabela 6: Características de Fobos e Deimos

Satélite Diâmetro (km) Massa (kg) Período Orbital

(dias)

Raio da Órbita

(km)

Densidade

Média (g/cm3)

Fobos 27x22x19 1,08x1016 0,319 9380 2

Deimos 15x12x11 1,8x1015 1,26 23460 1,7

O planeta Marte possui dois satélites, Fobos e Deimos, que foram descobertos pelo astrónomo

Asaph Hall, em 1877. A difícil observação destes satélites através de telescópios terrestres

tem a ver com o facto destes se encontrarem muito próximos do planeta e o seu brilho ser

muito fraco. A distância de Fobos ao centro de Marte é igual a 2,77 raios do planeta e a de

Deimos é igual a 6,96 raios do planeta. Fobos tem então um raio orbital inferior ao raio

necessário para que o seu período de translação igualasse o período de rotação de Marte, à

semelhança do que se passa com o sistema Terra-Lua. Desta forma, a forças de maré

exercidas por Marte sobre Fobos estão a desacelerar a translação de Fobos e as forças de maré

de Fobos sobre Marte estão a acelerar a rotação de Marte. Verifica-se, assim, uma

aproximação progressiva entre o planeta e o satélite na ordem dos 180 centímetros por século



78

e prevê-se, desta forma, que o destino de Fobos seja um choque inevitável com Marte, o que

provocará a desintegração do satélite. Outra ocorrência possível será a fragmentação em

órbita e a formação dum anel em torno de Marte.

Fobos e Deimos apresentam uma forma irregular e a superfície destes satélites está muito

mais marcada pelas crateras do que a do próprio planeta Marte, devido à total ausência de

erosão atmosférica. Fobos parece estar coberto por uma fina camada de poeira com um metro

de profundidade, muito semelhante ao rególito que se encontra na Lua. A composição dos

satélites marcianos revela que são ricos em carbono, sendo muito semelhantes a asteróides do

tipo-C. Esta evidência levou a traçar a hipótese que originalmente Fobos e Deimos seriam

asteróides da cintura que entretanto foram capturados por Marte.

Por outro lado, as formas regulares das órbitas de Fobos e Deimos e num plano quase

coincidente com o equatorial de Marte apontam para outra explicação. Os satélites marcianos

terão então surgido após a fragmentação do único satélite que orbitaria em torno de Marte, há

alguns milhares de milhões de anos. Esta hipótese é apoiada pela forma irregular que Fobos e

Deimos apresentam.

A densidade apresentada por estes satélites leva a crer que se poderá encontrar neles grandes

quantidades de gelo.

Figura 49: À esquerda, Fobos, e à direita, Deimos.



79

Asteróides

A 1 de Janeiro de 1801, o astrónomo italiano Giuseppe Piazzi descobriu, por mero acaso, um

novo objecto ao qual foi dado o nome de Ceres. Posteriormente foram descobertos mais três

objectos idênticos a este: Palas, Vesta e Juno. No final do século XIX já várias centenas

destes pequenos astros eram conhecidas e foi-lhes atribuído o nome de asteróides.

Figura 50: Ceres

À semelhança dos planetas, os asteróides são corpos do tipo rochoso, mas as suas dimensões

são demasiado pequenas e as suas formas irregulares para que possam ser classificados como

planetas. O asteróide mais brilhante do céu é Vesta, mas o maior é Ceres, com 955

quilómetros de diâmetro, agora reclassificado como planeta anão, seguido de Palas, com 500

quilómetros de diâmetro. A maioria dos asteróides com órbitas bem determinadas são corpos

celestes cujo diâmetro não excede algumas dezenas de quilómetros.

Tabela 7: Algumas características dos maiores asteróides

Asteróide Diâmetro (km) Distância Média

ao Sol (UA)

Período de

Translação

(anos)

Período de

Rotação (horas)

Excentricidade

da Órbita

Ceres 930 2,77 4,60 9,1 0,08

Pallas 552 2,77 4,61 10,1 0,239

Vesta 521 2,36 3,63 10,6 0.089

Juno 242 2,67 4,36 7,2 0,257

Nota: Neste momento, Ceres já não é classificado como asteróide, mas como planeta anão. Este assunto será

tratado com maior pormenor mais à frente, ainda neste capítulo.



80

A grande parte dos asteróides orbitam em torno do Sol à distância média entre as 2 e as 4

unidades astronómicas, o que se situa entre as órbitas de Marte e Júpiter e que constitui a

chamada Cintura de Asteróides. Nesta zona do espaço, que curiosamente corresponde à zona

de separação entre planetas telúricos e gigantes gasosos, “deveria” existir um planeta, mas

devido à instabilidade local tal não é possível. Também pode ser que, durante a formação e

evolução do Sistema Solar, na zona da Cintura de Asteróides existisse um antigo planeta de

dimensões semelhantes às da Lua, que se tenha fragmentado devido à ocorrência de uma

grande colisão ou até por acção da gravidade de Júpiter. Se a acção da força da gravidade de

Júpiter se revelar superior à força de atracção que mantém o sistema em equilíbrio, sistema

esse que pode ser um planeta, então este tende a fragmentar-se em muitos pedaços que

seguirão uma órbita independente.

Na Cintura de Asteróides só existem 26 asteróides com mais de 200 quilómetros de

diâmetros, motivo pelo qual a massa de todos estes objectos junta é inferior à massa do nosso

satélite, a Lua.

Os conhecimentos de que dispomos sobre estes corpos celestes vêm essencialmente da

observação directa com telescópios terrestres e, mais recentemente, dos dados recolhidos e

transmitidos para a Terra pela sonda Galileu ao atravessar a Cintura de Asteróides na sua

viagem para Júpiter. A composição química também foi estudada a partir da análise de rochas

caídas na superfície terrestre. Os dados recolhidos permitiram classificar os asteróides em três

famílias distintas. Os critérios de classificação basearam-se nas características morfológicas e

na sua composição química. Os asteróides não emitem luz própria, mas reflectem a luz solar.

Como a forma dos asteróides é altamente irregular, a reflexão da luz durante a sua rotação

também é muito variável. A morfologia de um asteróide é deduzida a partir da reflexão da luz

solar. Assim sendo podemos classificar os asteróides em asteróides carbónicos ou tipo C,

asteróides silícicos ou tipo S e asteróides metálicos ou tipo M. Cerca de 75% de todos os

asteróides são do tipo C, são extremamente escuros e têm uma abundância relativa dos

diferentes elementos químicos, à excepção do hidrogénio, hélio e outros voláteis. Os

asteróides do tipo S constituem cerca de 17% dos asteróides, são mais brilhantes do que os do

tipo C e são compostos por minerais ferrosos misturados com silicatos de magnésio. Os

asteróides do tipo M são compostos unicamente por níquel e ferro e o seu albedo é

comparável à dos asteróides de tipo S. Os asteróides de tipo C localizam-se preferencialmente

nas regiões mais externas da Cintura de Asteróides. Os asteróides de tipo S povoam a região



81

mais interior da cintura e os de tipo M encontram-se na região mais central da Cintura de

Asteróides.

Os únicos asteróides estudados com algum detalhe foram Ida e Gaspra, pela sonda Galileu. A

sonda Galileu revelou uma curiosa descoberta ao detectar um pequeno satélite a Ida, ao qual

foi dado o nome de Dactyl.

Figura 51: Gaspra

Figura 52: Ida e Dactyl

Na cintura de asteróides estes corpos não estão uniformemente distribuídos, pelo contrário

podemos encontrar vários agrupamentos de asteróides, cujo nome deriva daquele por que é

conhecido o maior asteróide: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles e

Hildas. Assim, na Cintura de Asteróides existem zonas quase vazias que são conhecidas como

falhas de Kirkwood.

Entre os milhares de asteróides actualmente conhecidos podemos encontrar um com cerca de

10 quilómetros de diâmetro, ao qual foi dado o nome de Portugal pelo seu descobridor

Richard West, aquando da assinatura do Acordo entre Portugal e o Observatório Europeu do

Sul (ESO).



82

Figura 53: Cintura de Asteróides

A Cintura de Asteróides não é a única zona do Sistema Solar onde podemos encontrar

asteróides. Outros conjuntos de asteróides são os Near-Earth Asteroids (NEAs) e os Troianos.

Os Near-Earth Asteroids caracterizam-se por se aproximarem ou até interceptarem a órbita

terrestre. Os Atenas e os Apolos interceptam a órbita da Terra, a menos de 1 unidade

astronómica e a 1 UA respectivamente, e os Amores aproximam-se bastante, isto é, a cerca

de 1,3 UA. Actualmente estão identificados cerca de 250 asteróides com órbitas que poderiam

interceptar a da Terra, no entanto, pensa-se que muitos mais existirão nesta condição. O maior

deles tem cerca de 40 quilómetros de diâmetro e dá pelo nome de Ganimedes. No que respeita

à probabilidade de uma colisão com o nosso planeta, os cálculos apontam para um número

muito baixo, mas não completamente desprezável. É de referir que a presença de crateras na

Terra demonstra que, num passado longínquo, o nosso planeta esteve sujeito a um intenso

bombardeamento. Em particular, pode-se apontar a teoria que atribui a responsabilidade da

extinção dos dinossauros à colisão com um asteróide de pelo menos 10 quilómetros de

diâmetro, há cerca de 65 milhões de anos.

Os únicos asteróides do tipo NEAR estudados com algum detalhe foram Mathilde e Eros, pela

sonda NEAR. No final da sua missão, a sonda NEAR acabaria por colidir propositadamente

com Eros.



83

Os Troianos gravitam à volta do Sol na mesma órbita de Júpiter, constituindo dois grupos

diferentes: um grupo 60º à frente de Júpiter e o outro grupo localizado 60º atrás de Júpiter.

Estes asteróides devem os seus nomes a heróis da guerra de Tróia, daí a designação de

Troianos.

Por último foram encontrados objectos semelhantes a asteróides, que, no entanto, também

podem ter sido cometas, ou até estar em vias de se tornarem cometas de curto período, e que

devido às suas excêntricas órbitas interceptam a órbita de vários planetas entre Marte e

Neptuno. Estes objectos dão pelo nome de Centauros.

Júpiter

Figura 54: O Planeta Júpiter

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, um gigante gasoso que “aspirou” a estrela. Na

realidade, Júpiter é mais parecido com o Sol do que com a Terra, pois é essencialmente

formado por hidrogénio, constituindo 75% da sua massa, e hélio, na proporção de cerca de

25%, podendo ainda encontrar-se metano, água, amónia e outros compostos de elementos

mais pesados. Se Júpiter tivesse algumas vezes mais massa do que a que tem seria

eventualmente uma estrela. A título de comparação, a massa deste planeta é 318 vezes maior

do que a da Terra e constitui 1/1050 da massa do Sol.

Por ser considerado uma bola de gás, o raio de Júpiter, tal como o raio dos restantes gigantes

gasosos Saturno, Úrano e Neptuno, é definido como a distância do centro do planeta até à

camada de nuvens onde a pressão atmosférica iguala o valor de 1 atmosfera, que corresponde

à pressão atmosférica no planeta Terra, ao nível do mar.



84

A Estrutura Interna de Júpiter

Figura 55: A estrutura interna de Júpiter

A estrutura interna de Júpiter ainda é uma hipótese. Pensa-se que este planeta possui um

núcleo de material rochoso, onde estará concentrada a grande parte dos materiais mais

pesados, como o magnésio, alumínio, silício, enxofre, árgon, ferro e níquel. A seguir ao

núcleo podemos encontrar uma camada de hidrogénio metálico líquido. A existência desta

camada só é possível quando se verifica o movimento de uma mistura de protões e electrões

livres, isto é, uma espécie de plasma a baixas temperaturas (~6000K), num ambiente cuja

pressão atinge valores na ordem dos 4 milhões de atmosferas. Poder-se-á também encontrar

algum hélio, gelo de água, amónia e compostos de carbono, cuja abundância irá aumentar à

medida que nos aproximarmos da superfície de Júpiter.

A camada que se segue representa uma transição entre a camada de hidrogénio metálico e a

camada de hidrogénio molecular, e consiste numa camada de hidrogénio líquido, tornando-se

gasoso na parte superior. Por último encontramos a atmosfera constituída principalmente por

hidrogénio molecular e hélio.

A superfície de Júpiter

Na superfície de Júpiter há uma série de formações que puderam ser observadas ao longo dos

séculos, manifestando alterações da sua posição e aspecto. Estas observações revelaram que a

superfície visível de Júpiter consiste num invólucro de nuvens. Desse invólucro destacam-se

umas faixas vermelhas nítidas, orientadas paralelamente ao equador. Os intervalos que

separam essas faixas chamam-se zonas e têm uma tonalidade mais clara, enquanto que as

faixas são mais escuras. Este aspecto alternadamente de zonas claras e faixas mais escuras



85

devem-se à dinâmica permanente da atmosfera onde existem ventos que sopram de Este para

Oeste e vice-versa. Provavelmente as diferenças de cores e tonalidades estão relacionadas

com a composição química e com a profundidade a que se encontram.

Figura 56: A Grande Mancha Vermelha de Júpiter

Em 1665, Gian Domenico Cassini descobriu a Grande Mancha Vermelha, uma enorme

mancha oval, com 12 000 quilómetros por 25 000 quilómetros, existente na zona tropical sul e

que permitiu calcular o período de rotação do planeta. Note-se que por ser uma “bola de gás”,

Júpiter tem uma rotação diferenciada, mais rápida no equador do que nos pólos. Desta forma,

o período de rotação oscila entre as 9 horas e 50 minutos na faixa equatorial e as 9 horas e 55

minutos nas latitudes mais elevadas. Júpiter é ainda o planeta com menor período de rotação,

de tal modo que a sua alta velocidade determinou o achatamento dos pólos na ordem de 1/15

do seu diâmetro. Assim, diâmetro do planeta nos pólos é de 134 700 quilómetros, contra os

143 000 quilómetros do diâmetro equatorial.

A Energia Gerada por Júpiter

As medições da energia emitida por Júpiter comprovam que este planeta irradia cerca 60%

mais energia do que aquela que recebe do Sol. No entanto não se pense que as reacções

nucleares são a sua fonte de energia. O que deverá suceder prende-se com uma reserva de

energia acumulada durante a compressão gravitacional de Júpiter. Isto é, no decurso da

formação do planeta a partir da nébula primordial, a energia potencial gravítica transformou-

se em energia cinética, o que se traduziu num aumento da temperatura. Este mecanismo

denomina-se Mecanismo de Kelvin-Helmholtz. A existência de um grande fluxo de calor

interno significa que a temperatura cresce rapidamente com o aumento da profundidade. Por



86

outro lado, a existência de ventos fortes com velocidades aproximadas dos 360-720 km/h vem

reforçar a ideia da convecção no interior de Júpiter, como resultado da energia aí gerada.

O Campo Magnético de Júpiter

Figura 57: Magnetosfera de Júpiter

Júpiter tem um intenso campo magnético, cerca de 10 vezes mais intenso do que o da Terra.

A camada da estrutura interna de Júpiter formada essencialmente por hidrogénio metálico

líquido é um excelente condutor eléctrico, originando, através do efeito de dínamo, o forte

campo magnético. As características do campo magnético de Júpiter são semelhantes às do

campo magnético terrestre, no entanto os pólos magnéticos em Júpiter estão invertidos, ou

seja, a agulha magnética da bússola indicaria o sul magnético e não o norte como acontece na

Terra. A diferença entre o pólo norte geográfico e o pólo sul magnético assenta num ângulo

de cerca de 11º. A magnetosfera de Júpiter estende-se por mais de 650 milhões de

quilómetros, centenas de vezes superior ao tamanho do próprio planeta. Os electrões e protões

muito energéticos, depois de capturados pelo campo magnético de Júpiter, formam zonas de

radiação semelhantes às terrestres, mas de muito maiores dimensões. O lançamento das

estações interplanetárias automáticas norte-americanas Voyager-1 e Voyager-2 permitiu

observar, do lado nocturno de Júpiter, regiões que se pensa corresponderem a zonas de

tempestades com relâmpagos, mas também a zonas de auroras polares. Durante as erupções

vulcânicas de Io, partículas carregadas electricamente são expelidas do satélite e capturadas

pela magnetosfera de Júpiter dando origem aos belos espectáculos de luzes, as auroras

polares.



87

O Sistema de Anéis de Júpiter

Figura 58: Anel de Júpiter

Em 1979, o sistema de anéis de Júpiter foi descoberto pela sonda Voyager-1. Este sistema é

bastante menor e menos brilhante do que o de Saturno, tendo início a cerca de 20 000

quilómetros acima da última camada de nuvens e estendendo-se até 222 000 quilómetros de

largura, enquanto que a sua espessura é de cerca de 30 quilómetros na zona principal. O

sistema de anéis de Júpiter será essencialmente constituído por pequenos grãos de poeira e

muito pouco gelo, ao contrário do sistema de anéis de Saturno. O material dos anéis provém

muito provavelmente dos satélites mais interiores de Júpiter, Metis, Adrasteia, Amalteia e

Tebe, em consequência da respectiva colisão com micrometeoritos.

A Exploração de Júpiter

Júpiter, o gigante do Sistema Solar, encontra-se a 5 unidades astronómicas da Terra, mas já

foi visitado por sete sondas enviadas a partir do nosso planeta. As sondas foram Pioneer 10,

Pioneer 11, Voyager-1, Voyager-2, Ulysses, Galileu e Cassini.

As duas sondas gémeas americanas Pioneer 10 e Pioneer 11 foram lançadas em Março de

1972 e Abril de 1973. Até este momento nunca ninguém tinha ousado a enviar uma sonda

automática para além dos planetas mais próximos, tais como Marte ou Vénus. Mas as sondas

Pioneer comportaram-se muito bem e provaram que afinal até é possível atravessar a Cintura

de Asteróides sem se ser apanhado por um objecto de maiores ou menores dimensões que

viesse a danificar o aparelho. Dada a distância à Terra, a NASA teve de tornar mais potentes

as antenas de recepção, caso contrário os sinais enviados pelas Pioneer perder-se-iam no

ruído de fundo. As sondas fizeram grandes descobertas quando chegaram a Júpiter. O intenso

campo magnético de Júpiter e o facto deste planeta não possuir uma superfície sólida, mas



88

sim várias camadas de gases cuja densidade aumenta com a profundidade, são exemplos. A

Pioneer 10 continuou viagem até que, a 13 de Junho de 1983, abandonou o Sistema Solar. A

Pioneer 11 seguiu para Saturno, onde fotografou e transmitiu imagens dos anéis deste planeta,

tendo descoberto mais dois.

O projecto Voyager foi desenvolvido na previsão do alinhamento dos planetas exteriores, um

fenómeno que se repete de 200 em 200 anos. Este facto tornou possível a exploração dos

planetas Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno com uma única viagem. As sondas Voyager-1 e

Voyager-2 partiram com quinze dias de intervalo em 1977. A partir de 1979, as duas sondas

enviaram para a Terra imagens e informações extraordinárias do planeta e seus satélites. O

sistema de anéis de Júpiter foi descoberto e a famosa Grande Mancha Vermelha foi

perfeitamente fotografada. As Voyager fizeram também impressionantes observações das luas

de Júpiter. Io revelou-se um astro muito activo, de tal forma que as sondas tiveram

oportunidade de registar um vulcão em erupção. Era a primeira vez que tal facto era

observado fora do planeta Terra. Por outro lado, Europa revelou uma superfície lisa isenta de

crateras.

A 6 de Outubro de 1990, a sonda Ulysses foi enviada com o objectivo de estudar as regiões

polares do Sol, no entanto para alcançar o seu objectivo, a nossa sonda teve de apanhar o

impulso de Júpiter. Desta forma, Ulysses aproximou-se de Júpiter e fez uma série de

revelações sobre o campo magnético deste planeta, com especial referência ao anel de plasma

que órbita em torno do planeta e que está centrado no seu satélite Io. Como já foi referido, o

plasma é resultado da ionização pelo vento solar das partículas electricamente carregadas

projectadas no espaço pelas erupções vulcânicas que ocorrem em Io.

A sonda Galileu chegou a Júpiter a 17 de Novembro de 1995, depois de mais de seis anos de

viagem. O objectivo principal da missão era fazer descer da sonda-mãe, em órbita em torno

do planeta, um pequeno módulo que viesse a fornecer informações sobre a atmosfera de

Júpiter, por isso, a 7 de Dezembro do 1995, e pela primeira vez, um objecto automático entrou

na atmosfera do planeta. A sonda conseguiu resistir às difíceis condições ambientais durante

57 minutos, penetrou cerca de 150 quilómetros atmosfera adentro e depois foi destruída pela

pressão atmosférica. Os resultados obtidos revelaram uma densidade e temperaturas muito

acima das esperadas. Estes resultados diferem das informações enviadas pelas sondas

Voyager, pois não se descobriram nuvens de água e as percentagens de hélio, néon, oxigénio e



89

enxofre revelaram-se inferiores ao esperado. No entanto, observações com Telescópio

Espacial Hubble revelaram que a sonda Galileu penetrou numa zona particularmente quente,

densa e seca. Mas a sonda também obteve confirmações de dados já revelados,

nomeadamente, que tal como as estrelas, este planeta é formado essencialmente por

hidrogénio e hélio, e descobriu que a velocidade e violência com que os ventos sopram é

muito superior à esperada.

Por outro lado, a Galileu revelou imensa informação sobre Io, tendo mesmo descoberto a

estrutura interna do satélite. Um enorme núcleo de ferro rodeado de uma camada de rochas

fundidas pelas marés gravíticas geradas pelas luas Europa e Ganimedes. Pensa-se que essas

marés sejam a causa do intenso vulcanismo de Io. A sonda Galileu explorou ainda a superfície

gelada de Europa. Este satélite, juntamente com a Terra, poderá ser o corpo celeste mais rico

em água do Sistema Solar, pois pensa-se que, por baixo da enorme camada de gelo que o

cobre, possa existir água no estado líquido, onde talvez se possa encontrar vida, pelo menos

no estado primitivo.

Figura 59: Visão artística da Sonda Galileu

Em 2001, a sonda espacial Cassini, no decurso da sua viagem para Saturno, aproximou-se de

Júpiter e fez cerca de 26 000 fotografias.



90

Os Satélites Galileanos de Júpiter

Em 1610, Simon Marius e Galileu Galilei observaram os quatro maiores satélites de Júpiter.

Estes satélites ficaram conhecidos por Galileanos. Actualmente conhecem-se 63 satélites

deste planeta.

Figura 60: A família joviana, o grande Júpiter e

seus maiores satélites, observados pela primeira vez

por Galileu

Figura 61: Galileu Galileu

Io

Figura 62: Io

A superfície de Io é relativamente jovem, pois terá apenas alguns milhões de anos. Io

apresenta centenas de vulcões, géiseres, extensas zonas de material fundido e a sua superfície



91

é quase isenta de crateras de impacto, o que se deve à imensa actividade vulcânica deste astro.

O exame de uma fotografia obtida pela Voyager 1 revelou uma enorme nuvem devida a uma

erupção vulcânica. Investigações posteriores revelaram a existência de nove vulcões activos

que lançavam material até 300 quilómetros de altitude. Dos nove vulcões observados pela

Voyager 1, sete ainda estavam activos quando a Voyager 2 chegou quatros meses mais tarde.

Daí se ter concluído que a erupções são frequentes e podem durar de alguns meses a alguns

anos. A energia necessária para manter Io vulcanicamente activo provém das intensas forças

de maré exercidas por Júpiter, mas também por Europa e Ganimedes.

Io deverá ter na sua constituição grandes quantidades de enxofre e seus compostos, o que

justifica a cor da sua superfície.

Relativamente à estrutura interna de Io, este parece ser constituído por um núcleo ferroso com

um raio de cerca de 900 quilómetros, o que é muito grande dado o raio do satélite de 1815

quilómetros.

Europa

Figura 63: Europa

As imagens de Europa revelam uma superfície lisa que não apresenta desníveis para além de

algumas centenas de metros e coberta de gelo de água. As crateras são quase inexistentes e

apenas três têm mais de 5 quilómetros de diâmetro. Quando observadas, as fotografias de

Europa revelam-se muito semelhantes a superfícies geladas do nosso planeta. Estas mostram

objectos que parecem enormes icebergs. Para além disto também se podem ver fracturas na

superfície do gelo muito semelhantes às que se observam no degelo da Antártida com a

chegada da Primavera. Devido a estes factos especula-se que por baixo da camada de gelo

possa existir um oceano de água no estado líquido, com uma profundidade que pode atingir os



92

50 quilómetros! Para que este oceano de água se mantenha no estado líquido é necessário uma

fonte de calor, que se pensa estar associada à interacção gravitacional entre Júpiter, Io e

Ganimedes.

Europa revelou um fraco campo magnético, que será devido à presença de sais dissolvidos na

camada de água líquida.

No que respeita à estrutura interna de Europa, tudo indica que o satélite apresenta um pequeno

núcleo ferroso rodeado por um extenso manto constituído essencialmente por silicatos.

Estes resultados excepcionais levaram a NASA a decidir pelo prolongamento da missão

Galileu por um período de mais dois anos com vista a um melhor e maior mapeamento da

superfície de Europa.

Ganimedes

Figura 64: Ganimedes

Ganimedes é o maior satélite de Júpiter e do Sistema Solar.

Ganimedes apresenta uma superfície complexa coberta por uma crosta de gelo. Há ainda

quem especule que por baixo se poderá encontrar um oceano de água líquida como em

Europa! O manto, rico em silicatos, rodeia um núcleo constituído essencialmente por ferro, o

que justifica a presença de um campo magnético. Ainda em relação à superfície deste astro,

podemos encontrar em Ganimedes dois tipos diferentes de terrenos. O primeiro terreno, mais

escuro, apresenta um elevado número de crateras; o segundo, menos escuro do que o

primeiro, compreende cumes e vales de idades variáveis, com larguras até 15 quilómetros e

comprimentos de muitas centenas de quilómetros, possivelmente de origem tectónica. O

segundo tipo de terreno também apresenta crateras. A típica cratera de Ganimedes não



93

apresenta um círculo de terreno elevado à sua volta. Pensa-se que este facto se prende com a

constituição da superfície, rica em gelos, logo mais flexível.

Calisto

Figura 65: Calisto

Ao contrário dos outros satélites Galileanos, Calisto não parece apresentar um interior

diferenciado. Pensa-se que cerca de 60% do satélite seja formado por silicatos e ferro e os

restantes 40% se encontrem na forma de gelos, mais abundantes perto da superfície. Também

lhe foi detectado um fraco campo magnético que, tal como em Europa, parece ter origem

numa camada líquida com sais dissolvidos. O terreno de Calisto é caracterizado por inúmeras

crateras pouco profundas e sem grandes quantidades de terreno a circundá-las, que tal como

em Ganimendes, se deverá ao relaxamento do terreno ao longo do tempo. O número de

crateras em Calisto é tão elevado que faz deste astro o mais marcado do Sistema Solar. Por

outro lado, tudo indica que a superfície de Calisto não tenha sofrido alterações consideráveis

nos últimos milhares de milhões de anos, o que faz da superfície de Calisto a mais antiga do

Sistema Solar.

Tabela 8: Algumas características dos Satélites Galileanos

Satélite Diâmetro

(xDTerra)

Distância Média

a Júpiter (km)

Período Orbital

(dias) Massa (xMTerra)

Densidade

(g/cm3)

Io 0,286 422 000 1,77 0,015 3,57

Europa 0,245 671 000 3,55 0,008 2,97

Ganimedes 0,413 1 070 000 7,16 0,025 1,94

Calisto 0,378 1 883 000 16,69 0,018 1,87



94

Os Satélites Menores de Júpiter

Júpiter possui 63 satélites conhecidos até ao momento, os 4 Galileanos e 59 satélites que na

sua maioria corresponderão a asteróides que a dada altura terão sido capturados pelo campo

gravitacional de Júpiter.

Em 1610, Galileu Galilei observou os quatro maiores satélites de Júpiter. Desde então e até à

chegada da sonda Galileu, em 1995, só foram identificados dez novos satélites, em que quatro

deles correspondem aos satélites mais interiores de Júpiter: Metis, Adrasteia, Amalteia e

Tebe. Mais tarde, graças às observações feitas pela sonda Galileu e também através do

Telescópio Espacial Hubble, foram descobertos os restantes satélites conhecidos até ao

momento. À excepção de Amalteia, com 168 quilómetros de diâmetro, e Himalia, com 184

quilómetros, o diâmetro de outros dez satélites varia entre os 10 e os 100 quilómetros, e os

restantes satélites são muito pequenos, com menos de 10 quilómetros de diâmetro. Quase

todos os satélites menores de Júpiter orbitam a uma grande distância de Júpiter,

nomeadamente para além da órbita de Calisto, que é o mais exterior dos Galileanos.

Tabela 9: Alguns satélites menores de Júpiter

Satélite Distância a

Júpiter (km)

Período Orbital

(dias) Diâmetro (km)

Méltis 127 900 0,290 40

Adrasteia 128 980 0,298 26 x 20 x 16

Amalteia 181 300 0,498 262 x 146 x 143

Tebe 221 900 0,675 110 x 90

Leda 11 094 000 238,7 8

Himália 11 480 000 250,6 186

Lisiteia 11 720 000 259,2 36

Elara 11 737 000 259,7 76

Ananke 21 200 000 631* 30

Carme 22 600 000 692* 40

Pasife 23 500 000 735* 40

Sinope 23 700 000 758* 35

* movimento retrógrado



95

Saturno

“Saturno tem muito em comum com o seu vizinho Júpiter, mas distingue-o dele um sistema de

anéis espectaculares, que o converte num dos mundos mais fáceis de identificar no Sistema

Solar.” Texto retirado de Astronomia – O Guia Essencial

Figura 66: O Planeta Saturno

Saturno é o segundo dos quatro gigantes gasosos do nosso Sistema Solar e possui uma

estrutura semelhante à do planeta Júpiter. Também os componentes principais são comuns aos

dois planetas: 75% em massa de hidrogénio e 25% em massa de hélio. Contém ainda metano,

água, amónia e compostos de elementos mais pesados.

Estrutura Interna de Saturno

Figura 67: Estrutura interna de Saturno



96

À semelhança de Júpiter, pensa-se que este planeta possui um núcleo de material rochoso rico

em ferro, onde estará concentrada também a grande parte dos materiais mais pesados. A

seguir ao núcleo podemos encontrar uma camada de hidrogénio metálico líquido. A camada

que se segue consiste numa camada de hidrogénio líquido, tornando-se gasoso na parte

superior. Por último, encontramos a atmosfera constituída principalmente por hidrogénio

molecular e hélio.

A superfície de Saturno

Embora os dois gigantes gasosos, Júpiter e Saturno, sejam muito idênticos em estrutura e

composição, a verdade é que os respectivos aspectos são muito diferentes. Enquanto Júpiter

apresenta claramente bandas de tonalidades fortes alternadamente escuras e claras, as bandas

de Saturno têm um aspecto mais ténue, ou seja, apresentam-se muito menos marcadas. As

cores de um planeta dependem das diversas substâncias contidas na atmosfera, e para Saturno

as cores dominantes são o branco das nuvens de amoníaco e o ocre do hidrossulfureto de

amónio metálico líquido. A atmosfera de Saturno é composta por 96% de hidrogénio, 3% de

hélio e 0,4% de metano gasoso. Existe um nível para o qual a temperatura toma valores

suficientemente baixos e a pressão toma valores suficientemente altos, de modo que o

amoníaco condensa e forma as nuvens esbranquiçadas que se podem observar à superfície de

Saturno.

A Densidade de Saturno

Uma das características mais relevantes de Saturno prende-se com o facto deste ser muito

pouco denso. Frequentemente se ouve dizer que se pudéssemos colocar Saturno no oceano,

ele flutuaria.

A Energia Gerada por Saturno

As medições da energia emitida por Saturno comprovam que este planeta irradia mais energia

do que aquela que recebe do Sol. Tal como acontece com Júpiter, parte dessa energia dever-

se-á ao Mecanismo de Kelvin-Helmholtz, onde a compressão gravitacional de Saturno

transforma a energia potencial gravítica em energia cinética, o que se traduz num aumento da

temperatura e libertação de calor. Por outro lado, pensa-se que este mecanismo não é



97

suficiente para explicar toda a energia que Saturno produz. Se Saturno ainda se encontrar em

processo de diferenciação, então o afundamento de hélio em direcção ao centro do planeta,

poderá explicar o resto da energia gerada e emitida. De facto a presença de uma menor

quantidade percentual de hélio na atmosfera de Saturno do que na atmosfera de Júpiter, vem

reforçar esta hipótese.

Uma consequência destes mecanismos é a formação de ventos. Em Saturno mediram-se

ventos que chegam aos 1800 km/h, uma velocidade elevadíssima que nem os ventos de

Júpiter conseguem alcançar. Também em Saturno se manifestam estruturas ciclónicas capazes

de persistir no tempo, mas nenhuma delas apresenta nem as dimensões, nem a

espectacularidade da Grande Mancha Vermelha de Júpiter.

O Campo Magnético de Saturno

Figura 68: Auroras Polares em Saturno

A composição interna de Saturno com a presença de um líquido condutor, como o hidrogénio

metálico, produz, por efeito de dínamo, um campo magnético. Este fenómeno pode-se

constatar pela manifestação das auroras boreais e austrais. Em volta de Saturno estende-se

uma magnetosfera que assume forma alongada na região do espaço oposta ao Sol,

precisamente pela interacção com o vento solar. Assim, a forma da magnetosfera de Saturno

assume uma forma muito semelhante à magnetosfera de todos os outros planetas que possuem

campo magnético.



98

Anéis de Saturno

Figura 69: Os anéis de Saturno em cores falsas - Imagem Voyager.

Saturno apresenta o maior e único sistema de anéis observáveis da Terra, logo os únicos

conhecidos durante muito tempo. Galileu Galilei, em 1610, viu “algo” em volta de Saturno,

semelhante a duas “protuberâncias” que desapareceram para, depois, reaparecerem com uma

forma ligeiramente diferente. Só em 1655, Christiaan Huygens concluiu que tal seria um anel.

Gian Domenico Cassini, em 1675, conseguiu observar uma divisão no interior de anel de

Saturno que desde aquele momento tomou o nome do astrónomo italiano – Divisão de

Cassini. Em 1785, Laplace formulou a hipótese de que os anéis não poderiam ser sólidos, pois

se assim fosse seriam destruídos pelas forças de maré. Mais tarde, Maxwell provou

teoricamente que os anéis teriam de ser principalmente constituídos por pequenos grãos de

poeira, o que veio mais tarde a ser confirmado.

A verdadeira origem dos anéis de Saturno ainda hoje é desconhecida, no entanto sabe-se que

se um corpo se aproximar de um planeta para além de uma distância mínima (limite de

Roche), será fragmentado em pequenas partículas, por acção das forças de maré. Esta poderá

ter sido a origem dos anéis.

Os anéis de Saturno orbitam em torno do planeta num plano que faz 28º com o plano da órbita

de Saturno em torno do Sol. Assim, os anéis assumem um aspecto diferente consoante vão

variando as posições dos dois planetas, sendo possível observá-los a partir da Terra de perfil,

mas também em toda a sua largura.



99

Figura 70: As diferentes orientações dos anéis, consoante a posição na sua órbita, ou seja, a sua estação do ano.

Estas fotos foram obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble entre 1996 e 2000.

Os anéis são formados por inúmeras partículas com um alto coeficiente de reflexão, cujo

tamanho varia desde os centímetros até alguns metros, existindo também poeiras e objectos

com centenas de quilómetros de extensão. Este material é essencialmente formado por gelo de

água ou, então, está coberto por gelo de água. O conjunto de anéis de Saturno tem um

diâmetro superior a 250 000 quilómetros, mas, no máximo, com 1 quilómetro de espessura.

A massa total dos anéis tem um valor muito baixo, de tal forma que se toda a massa se

concentrasse num único corpo o seu diâmetro não excederia os 100 quilómetros.

O sistema de anéis de Saturno é composto por três anéis principais e outros quatro “menos

importantes”. As imagens enviadas pelas sondas mostraram que, na realidade, os anéis são

formados por milhares de pequenos anéis alternados com lacunas que, no seu conjunto, fazem

lembrar um autêntico disco de vinil.

No extenso sistema de anéis de Saturno podemos então encontrar três anéis principais: os

anéis A e B, os mais brilhantes, e C. Estes anéis podem ser observados da Terra. O anel B é o

anel central, o mais largo e brilhante. Do lado interior situa-se o anel C que é quase

transparente. Do lado exterior podemos observar o anel A. Os anéis aparecem separados por

uma série de divisões, mais escuras. A maior, que separa os anéis A e B, dá pelo nome de

Divisão de Cassini e tem uma largura de 4000 quilómetros. Para explicar a existência destas

divisões há que considerar que existem ressonâncias orbitais complexas entre alguns dos

satélites de Saturno e o seu sistema de anéis. As órbitas de dois corpos estão em ressonância

quando o coeficiente entre os períodos de translação dos dois corpos se pode exprimir como a

relação de dois números inteiros pequenos, como, por exemplo, se um período for o triplo do

outro, os corpos estarão em ressonância 1:3. O motivo pelo qual algumas zonas estão quase



100

vazias de material prende-se com o facto da atracção gravitacional exercida pelos satélites ser

suficientemente forte para levar o material a abandonar a essa zona em direcção ao satélite.

Por exemplo, tudo leva a crer que o satélite Mimas é o responsável pela ausência de material

na Divisão de Cassini. Há satélites que orbitam no interior do sistema de anéis e são

fundamentais na manutenção da estrutura do sistema, como por exemplo, Atlas, Prometheus e

Pandora. Outra divisão também importante é a Divisão de Encke, que se encontra no interior

do anel A. O satélite Pan localiza-se no interior da Divisão de Encke.

As sondas Voyager identificaram quatro novos anéis: D, E, F, G e E. Estes anéis são muito

mais ténues do que os anéis A, B e C.

Figura 71: Estrutura dos anéis de Saturno

Satélites de Saturno

Actualmente, Saturno possui 33 satélites conhecidos, no entanto até 1981 apenas eram

conhecidos 10 satélites, mas com a passagem de várias sondas espaciais perto do planeta,

foram descobertos os restantes. A presença dos anéis de Saturno torna a observação dos

satélites muito difícil, pois os anéis apresentam-se muito brilhantes ofuscando os pequenos

astros.

Em 1655, Christian Huygens descobriu Titã e, nas últimas décadas do século XVII, Cassini

descobriu Jápeto, Reia, Tétis e Dione. Em 1789, Herschel identificou Mimas e Encélado. Em

1848, dois astrónomos de Cambridge, nos EUA, descobriram Hiperíon. Em 1898, através da

análise de fotografias, foi reconhecido Febe.



101

Figura 72: Titã

Titã

Titã, com 2575 quilómetros de raio, é o

maior satélite de Saturno, o segundo maior

satélite do Sistema Solar a seguir a

Ganimedes e também maior que Mercúrio.

Titã orbita em torno do seu planeta a uma

distância média de 1 221 900 quilómetros,

demorando cerca de 16 dias a dar uma

volta completa em torno de Saturno.

Titã apresenta uma atmosfera muito densa, rica em azoto e com algum metano. Pensa-se que

esta atmosfera é semelhante à atmosfera primitiva do planeta Terra. Os cientistas,

nomeadamente os paleoclimatólogos, estão muito interessados no estudo desta lua com o

objectivo de melhor compreender a origem da vida na Terra.

Em Janeiro de 1997 foi lançada a sonda Cassini, um projecto conjunto da NASA e ESA, com

destino a Saturno. Um dos seus objectivos era o lançamento de uma sonda atmosférica a Titã,

a sonda Huygens. Assim, em Janeiro de 2005, a sonda Huygens revelou a superfície de Titã.

O terreno onde a sonda aterrou mostrou-se mole e lamacento, o que leva à hipótese da

superfície da lua ser formada por uma fina camada sólida que poderá ter sofrido uma

inundação provocada por chuva de metano. A análise do material evaporado pela sonda,

revelou a presença de hidrocarbonetos, entre os quais metano, etano e etileno. A sonda

observou no terreno pedras de gelo de água.

Reia

Figura 73: Reia

Reia, com 765 quilómetros de raio, é a

segunda maior lua de Saturno. Esta lua

apresenta um terreno muito antigo, coberto

de crateras e geologicamente inactivo.



102

Jápeto

Figura 74: Jápeto

Jápeto tem 730 quilómetros de raio e é um

objecto misterioso, pois a característica

mais evidente de Jápeto é a diferente

reflectividade entre o hemisfério voltado

para Saturno e o oposto. O hemisfério

voltado para Saturno é pelo menos cinco

vezes mais luminoso do que o outro e está

coberto de gelo e crateras. Pelo contrário,

na face escura é provável que caia material

pouco luminoso, talvez proveniente de

Febe.

Dione

Figura 75: Dione

Dione, de raio 560 quilómetros, deverá ter

uma maior densidade de material rochoso

do que os outros satélites gelados, à

excepção de Titã. Dione tem um elevado

número de crateras e, à semelhança de

Jápeto, também esta lua apresenta uma

diferença morfológica entre as duas faces:

de um lado observam-se muitas estrias

luminosas que atravessam crateras com

diâmetros de 50 a 100 quilómetros,

enquanto que do outro lado a luminosidade

é praticamente uniforme.



103

Tétis

Figura 76: Tetis

Tétis tem um raio de 530 quilómetros e a

sua superfície, bastante antiga, está

completamente coberta de crateras.

Encélado

Figura 77: Encêlado

Encélado apresenta um raio de 255

quilómetros e uma grande variedade de

formações geológicas à sua superfície.

Imagens de alta-resolução da Cassini

revelaram jactos que projectam grandes

quantidades de material (água e outras

substâncias voláteis) que provém de

reservatórios próximos da superfície onde

o material estará sob pressão elevada. Este

material, devido às baixas temperaturas,

solidifica e cai na superfície, originando o

que habitualmente se designa por

criovulcanismo.

Mimas

Mimas tem de raio 196 quilómetros,

apresenta um elevado número de crateras

e pensa-se estar geologicamente inactivo.

Figura 78: Mimas



104

Entre os satélites ainda se podem observar pares com órbitas ressonantes, isto é, pares de

satélites que interagem gravitacionalmente: Mimas – Tetis; Encélado – Dione; Titã –

Hiperíon. Mimas e Tetis estão em ressonância do tipo 1:2, ou seja, o período da órbita de

Mimas é metade do período da órbita de Tetis. Encélado e Dione estão também em

ressonância do tipo 1:2. Titã e Hiperíon estão em ressonância do tipo 3:4.

Tabela 10: Distâncias e períodos orbitais dos anéis e satélites interiores de Saturno

Distâncias e períodos dos

anéis e satélites interiores

Distância ao centro de

Saturno Período Orbital (h)

Topo das nuvens 60 330 10,66

Limite interior do anel D 67 000 4,91

Limite interior do anel C 73 200 5,61

Limite interior do anel B 92 200 7,93

Limite exterior do anel B 117 500 11,41

Divisão de Cassini 119 000 11,75

Limite interior do anel A 121 000 11,92

Divisão de Encke 133 500 13,82

Pan 133 600 14

Limite exterior do anel A 135 200 14,14

Atlas 137 670 14,61

Prometheus 139 350 14,71

Anel F 140 600 14,94

Pandora 141 700 15,07

Epimetheus 151 420 16,65

Janus 151 420 16,68

Limite interior do anel G 165 800 18

Limite exterior do anel G 173 800 21

Limite interior do anel E 180 000 22

Mimas 185 540 22,60

Enceladus 238 040 32,88

Tethys 294 760 1,88 d

Dione 377 420 2,74 d

Limite exterior do anel E 480 000 4 d

Rhea 527 040 4,52 d



105

Exploração de Saturno

Saturno já foi visitado por quatro sondas, cujos dados enviados para a Terra enriqueceram

muito os nossos conhecimentos acerca do planeta, seus anéis e luas.

A primeira sonda a chegar a Saturno foi a Pioneer 11, que, depois de ter visitado Júpiter,

chegou a Saturno em 1979. As suas imagens deram a conhecer ao “mundo” os anéis de

Saturno e uma pequena lua de nome de código 1979 S1.

Em Novembro de 1980, as Voyager aproximaram-se de Saturno onde fizeram sucessivas

descobertas. A sonda Voyager 1 orbitou a 64 000 quilómetros do planeta, tendo feito o

reconhecimento dos seus satélites e, com o objectivo de estudar mais em pormenor o satélite

Titã, a sonda Voyager 1 foi desviada da sua rota pré-estabelecida. A grandiosidade dos anéis

de Saturno também foi, pela primeira vez, observada pela sua complexidade. As imagens

enviadas pelas sondas mostraram que, na realidade, os anéis são formados por milhares de

pequenos anéis alternados com lacunas que, no seu conjunto, fazem lembrar um autêntico

disco de vinil. A Voyager 2 chegou a Saturno em Agosto de 1981 e depois seguiu viagem em

direcção a Úrano e Neptuno e agora encontra-se para lá dos limites do Sistema Solar, mas

continua a transmitir o seu fraquíssimo sinal.

Figura 79: Voyager 1

A sonda Cassini foi lançada em 1997. Chegou à órbita de Saturno em 2004 e, em Janeiro de

2005, a sonda Huygens, transportada pela Cassini, entrou na atmosfera de Titã e revelou pela

primeira vez a sua superfície.



106

Figura 80: Visão artística da

Cassini durante a manobra de

inserção orbital no planeta

Saturno, logo depois do motor

principal ter começado a

foguear.

Urano

O sétimo planeta a contar a partir do Sol é também o terceiro maior gigante gasoso do

Sistema Solar. Urano foi descoberto a 13 de Março de 1781, por William Herschel.

Figura 81: O Planeta Úrano

Estrutura Interna de Urano

Os modelos teóricos sugerem que este planeta terá um núcleo rochoso que consiste numa

mistura de silicatos e ferro, envolto numa camada de gelos de água, amónia e metano. A sua

densidade é semelhante à de Júpiter, mas como a sua massa é muito inferior, tal impediu a

formação de uma camada de hidrogénio metálico líquido, à semelhança do que acontece com

Júpiter e Saturno.



107

Figura 82: Estrutura interna de Úrano

A Atmosfera de Urano

O planeta está rodeado por uma espessa atmosfera constituída por hidrogénio molecular, hélio

e metano. A ténue coloração verde-azulada e quase uniforme de Urano prende-se com a

presença de metano na sua atmosfera, pois este composto absorve a radiação vermelha da luz

solar reflectindo preferencialmente o verde e o azul. A uniformidade da cor de Urano tem a

ver com o facto de só raramente se observarem bandas esbranquiçadas de nuvens. Nas

latitudes médias sopram ventos com velocidades de 600 km/h paralelamente ao equador.

A Rotação de Urano

Urano roda “deitado”, pois a inclinação do seu eixo de rotação é muito elevada, mais

precisamente de 97,86º, tornando-se quase paralelo ao plano da elíptica. Por outro lado, Urano

também roda no sentido dos ponteiros de relógio, ou seja, tem movimento retrógrado em

torno de si mesmo. Assim, um observador terrestre verá alternadamente os pólos de Urano

durante metade do período de translação, isto é, durante cerca de 42 anos. Assim, as regiões

polares de Urano recebem uma maior quantidade de radiação solar do que a zona equatorial,

no entanto, por algum processo ainda desconhecido, as regiões polares são mais geladas do

que as regiões equatoriais.

A Energia Gerada por Urano

Como já foi referido, Urano apresenta uma uniformidade única entre os gigantes gasosos e

também uma baixa actividade atmosférica. Esta característica poder-se-á dever ao facto de só

30% do calor irradiado por Urano provir do interior do planeta, enquanto que os restantes



108

70% são devidos à radiação solar. Isto contrasta com o que anteriormente foi dito em relação

a Júpiter e Saturno, uma vez que o calor emitido à superfície é gerado no interior do planeta,

provavelmente pelo Mecanismo de Kelvin-Helmholtz.

Campo Magnético de Urano

Figura 83: Campo magnético de Urano

Urano apresenta um campo magnético significativo, mas com uma característica peculiar,

pois o seu eixo de rotação dista 58,6º do eixo magnético. Pensa-se que esta característica se

prenda com o facto da formação do campo magnético ocorrer a uma profundidade

relativamente baixa em Urano.

Anéis de Urano

A 10 de Março de 1977, Urano passou em frente a uma estrela ocultando-a. Este

acontecimento deu aos astrónomos uma excelente oportunidade para medir o diâmetro

aparente de Urano. A presença de um sistema de anéis com características semelhantes às de

Saturno, mas mais escuros e menos densos, foi uma surpreendente descoberta. A presença dos

anéis foi depois confirmada pela sonda espacial Voyager 2, a qual descobriu dois novos anéis

a juntar aos nove descobertos a partir da Terra. Este sistema é então constituído por dez anéis

claramente individualizados, mais um que surge a partir do anel 6, e a sua distância ao planeta

está compreendida entre os 40 000 e 50 000 quilómetros. Cada um dos anéis possui uma

espessura na ordem da centena de metros e a maior parte são pouco extensos. Na constituição

dos anéis encontram-se partículas que vão desde as poeiras até corpos com algumas dezenas

de metros. A forma irregular e as dimensões do material que compõe os anéis leva a crer que

este sistema de anéis terá menos de 100 milhões de anos e que poderia ter-se formado pela



109

fragmentação de um satélite, na sequência de uma colisão com outro astro. Por ordem

crescente de raio orbital, os principais anéis de Urano apresentam-se com os nomes: 6, 5, 4,

alfa, beta, eta, gama, delta, lambda e épsilon. O anel épsilon é o maior e mais excêntrico de

todos, a sua largura está compreendida entre 20 e 100 quilómetros.

Figura 84: Anéis e principais satélites de Urano

Satélites de Urano

Após ter descoberto o planeta, William Herschel continuou as suas observações e, em 1787,

descobriu as luas Titânia e Oberon. Em 1851, o astrónomo inglês William Lassel descobriu

Ariel e Umbriel. A última das cinco luas principais de Urano foi encontrada por Gerald

Kuiper, em 1948, à qual foi dado o nome de Miranda. As quatro primeiras luas foram

“baptizadas” pelo filho de William Herschel e são os únicos satélites do Sistema Solar cujos

nomes não provêm nem da mitologia grega, nem da mitologia romana, pois os seus nomes

baseiam-se em nomes de personagens da literatura inglesa. Mais tarde, a Voyager 2 detectou

mais dez luas e outras doze foram entretanto descobertas. Assim, Urano possui actualmente

27 satélites conhecidos. À excepção destas cinco luas, as outras conhecidas têm diâmetros

entre 10 e 200 quilómetros, a maioria com poucas dezenas.



110

Oberon e Titânia

Figura 85: À esquerda, Oberon, e à direita, Titânia

Oberon e Titânia são os maiores satélites de Urano com 1522 e 1578 quilómetros de diâmetro,

respectivamente. As superfícies destes satélites encontram-se bastante craterizadas, no

entanto, Titânia também apresenta sinais de actividade tectónica, pelo que as suas crateras

serão bastante recentes.

Umbriel e Ariel

Figura 86: À esquerda, Umbriel, e à direita, Ariel

Estes dois satélites têm 1169 e 1158 quilómetros de diâmetro, respectivamente. Umbriel é o

satélite mais escuro de Urano, é constituído por gelo de água e também apresenta crateras,

mas não se denotam as características radiais que costumam acompanhar as crateras. Ariel é,

das cinco luas principais de Urano, aquela que melhor reflecte a luz solar. A sua superfície é

bastante recente, provavelmente a mais jovem das cinco, o que se prenderá com uma

actividade geológica em larga escala, pois o facto é que apresenta indícios disso.



111

Miranda

Figura 87: Miranda

Miranda, com 471 quilómetros de diâmetro, apresenta uma

superfície incrivelmente variada. Aqui podem-se encontrar

regiões de tipos completamente diferentes: zonas cobertas

de crateras, zonas mais ou menos lisas, penhascos de gelo

com alturas acima dos 20 quilómetros e grandes áreas na

forma de trapézio ou “coronae”. Ainda não se conhece a

razão pela qual Miranda apresenta uma superfície tão

diversificada, mas certamente que a enorme mistura de

características que a superfície de Miranda tem se deve a

algum acontecimento muito importante.

Tabela 11: Os principais satélites de Urano

Satélite Distância a

Úrano (km)

Período Orbital

(dias) Diâmetro (km)

Cordélia 49 471 0,330 26

Ofélia 53 796 0,372 32

Branca 59 173 0,433 42

Créssida 51 777 0,463 62

Desdémona 62 676 0,475 54

Julieta 64 352 0,493 84

Pórcia 66 085 0,513 106

Rosalinda 69 941 0,558 54

Belinda 75 258 0,622 66

1986 U10 75 258 0,620 40

Puck 86 000 0,762 154

Miranda 129 400 1,414 472

Ariel 191 000 2,520 1158

Umbriel 256 300 4,144 1169

Titânia 435 000 8,706 1578

Oberon 583 500 13,463 1523

*Calibã 7 170 000 579 60

*Sícorax 12 214 000 1203 120

* movimento retrógrado



112

Exploração de Urano

Depois de ter passado por Júpiter e Saturno, a sonda Voyager 2 continuou até Urano, onde

chegou em Janeiro de 1986, mostrando o seu débil sistema de anéis e as suas cinco luas

principais, entre as quais a estranha Miranda, e revelou 10 novas luas. A trajectória da

Voyager 2 passou a cerca de 30 000 quilómetros de Miranda, tendo fornecido óptimas

fotografias da superfície deste satélite. A sonda Voyager 2 apenas permaneceu algumas horas

nas proximidades deste planeta, no entanto, foi muito grande a quantidade de informação que

enviou para a Terra, tendo esta visita permitido aumentar enormemente o nosso conhecimento

acerca do planeta Urano.

Neptuno

Depois da descoberta de Urano, os astrónomos aperceberam-se que a sua órbita apresentava

determinadas irregularidades que só poderiam ser explicadas com a existência do oitavo

planeta. Assim, a 23 de Setembro de 1846, Johann Galle, astrónomo do observatório de

Berlim, observou Neptuno no céu, numa posição muito aproximada da dos cálculos de Urbain

Le Verrier, matemático que elaborou um estudo bastante pormenorizado sobre as possíveis

posições do oitavo planeta. Le Verrier e Adams foram os descobridores de Neptuno.

Figura 88: O Planeta Neptuno



113

Estrutura Interna de Neptuno

Figura 89: Estrutura interna de Neptuno

A estrutura interna de Neptuno será provavelmente muito semelhante à de Urano, isto é, o

planeta terá um núcleo rochoso que consiste numa mistura de silicatos e ferro, envolto numa

camada de gelos de água, amónia e metano.

A Atmosfera de Neptuno

Por cima da camada de gelos de água, amónia e metano poder-se-á encontrar uma espessa

atmosfera constituída por hidrogénio molecular, hélio e metano. A cor azul de Neptuno deve-

se à presença de metano na sua atmosfera, pois este composto absorve a radiação vermelha da

luz solar reflectindo preferencialmente o azul. No entanto, a maior intensidade do azul em

Neptuno do que em Urano leva a colocar a hipótese da existência de um composto na

atmosfera do planeta que acentue o tom azulado, composto esse que, obviamente, não estará

presente na atmosfera de Urano.

Neptuno possui uma atmosfera muito turbulenta. Nela observam-se grandes manchas que

perduram no tempo. É exemplo disso a Grande Mancha Escura – Great Dark Spot –

observada pela Voyager 2 e que tinha o tamanho aproximado do da Terra. No entanto, cinco

anos mais tarde, em 1994, quando Neptuno foi observado pelo Telescópio Espacial Hubble, a

Grande Mancha Escura tinha desaparecido. A atmosfera de Neptuno é muito dinâmica, o que

justifica a duração desta mancha característica. A Voyager 2 fotografou também uma nuvem

branca de forma irregular, baptizada de “Scooter” pelo seu rápido movimento.



114

A Energia Gerada por Neptuno

Neptuno possui uma fonte interna de calor muito intensa. A sonda Voyager 2 confirmou que o

planeta emite uma quantidade de energia quase igual ao triplo da energia solar absorvida.

À semelhança do que acontece com Júpiter e Saturno, o calor libertado por Neptuno prende-se

com uma reserva de energia acumulada durante a compressão gravitacional do planeta. Isto é,

no decurso da formação do planeta a partir da nébula primordial, a energia potencial gravítica

transforma-se em energia cinética, o que se traduz num aumento da temperatura. Este

mecanismo denomina-se Mecanismo de Kelvin-Helmholtz. O calor produzido no interior de

Neptuno causa movimentos convectivos que estão na origem dos fortíssimos ventos

existentes na atmosfera de Neptuno.

Campo Magnético de Neptuno

Neptuno tem um intenso campo magnético, cujo eixo dista 47º do eixo de rotação.

Anéis de Neptuno

Neptuno possui um sistema de quatro anéis, sendo três deles muito finos. As observações da

sonda Voyager 2 mostraram anéis com uma fraca capacidade de reflexão da luz, o que

justifica o facto de se apresentarem muito escuros.

Em meados dos anos 80 do século passado, falou-se que Neptuno possuiria anéis que não

formariam circunferências completas, mas apenas pedaços delas. A sonda Voyager 2

descobriu o anel mais exterior – anel de Adams - que possui efectivamente três arcos

denominados Liberdade, Igualdade e Fraternidade. Este anel apresenta-se bastante estreito e

dista do centro de Neptuno 63 000 quilómetros.

Ainda não se encontrou uma explicação para a existência dos arcos, pois as leis do

movimento prevêem que o material que constitui os arcos se distribua formando um anel mais

ou menos uniforme. Nem os efeitos gravitacionais da lua Galateia, situada no interior do anel,

são suficientes para explicar a formação dos arcos.



115

Figura 90: Estas duas exposições de 591 segundos dos anéis de Neptuno foram obtidas em 26 de Agosto de

1989 a uma distância de 280,000 quilómetros. O clarão luminoso ao centro é devido à sobre-exposição de

Neptuno.

A Voyager 2 descobriu ainda o anel de Le Verrier, a 53 000 quilómetros do centro do planeta,

e o anel de Galle, a 42 000 quilómetros do centro de Neptuno. Um prolongamento exterior ao

anel Le Verrier, chamado Lassell, é delimitado por fora pelo anel Arago, à distância de 57 000

quilómetros do centro de Neptuno.

Satélites de Neptuno

Figura 91: Tritão

Actualmente são conhecidos 13 satélites naturais a Neptuno. Tritão e Nereide foram os

primeiros a serem descobertos.

Tritão, com 2705 quilómetros de diâmetro, orbita em torno de Neptuno numa órbita inclinada

de 127º (ou 53º) relativamente ao plano orbital de Neptuno em torno do Sol. Desta forma, as

regiões polares e equatoriais recebem alternadamente a maior parte da radiação solar, o que



116

provoca grandes variações sazonais. Tritão é também o maior satélite de Neptuno e o maior

do Sistema Solar a girar no sentido retrógrado, neste caso, em torno de Neptuno. A descoberta

de Tritão data de 1846, no entanto as características da sua superfície só foram reveladas

quando a sonda Voyager 2 lá chegou. As fotografias de Tritão revelam uma superfície com

crateras, desfiladeiros, cumes com lagos de gelo e amoníaco, fissuras de comprimentos

extraordinários e estranhos vulcões que parecem géisers que emitem jactos de azoto líquido e

também compostos escuros de carbono provenientes do subsolo. A superfície de Tritão está

coberta por azoto e gelo de metano, substâncias que reflectem muito bem a luz solar e que,

juntamente com a grande distância a que o satélite se encontra do Sol, tornam a superfície de

Tritão uma das mais geladas do Sistema Solar, cerca de -235ºC. Uma outra característica

curiosa de Tritão refere-se à sua densidade que é relativamente alta se comparada com a das

outras luas. Este facto, associado ao movimento retrógrado de Tritão, levou os cientistas a

considerar a hipótese de que Tritão e Neptuno não se terão formado a partir da mesma

condensação inicial. Provavelmente, Tritão ter-se-á formado na Cintura de Kuiper (ou noutro

local do Sistema Solar), tendo sido depois capturado pelo campo gravitacional de Neptuno. O

processo de agregação de Tritão por parte de Neptuno terá envolvido a dissipação de grandes

quantidades de energia, suficientes para aquecerem o satélite e provocar a sua diferenciação, o

que justificaria as interessantes características à sua superfície.

Num futuro distante, se Tritão não for destruído pelas forças de maré, irá inevitavelmente

colidir com Neptuno. Este destino tem a ver com a órbita retrógrada de Tritão associada ao

facto do período de translação de Tritão ser muito inferior ao período de rotação de Neptuno,

o que está a travar o satélite e a diminui o seu raio orbital, enquanto que a rotação de Neptuno

aumenta.

A lua mais exterior de Neptuno é Nereide, descoberta em 1949 por Kuiper. Nereide, com 340

quilómetros de diâmetro, move-se em torno de Neptuno, numa órbita tão excêntrica, que a sua

distância ao planeta varia em mais de 8 milhões de quilómetros. Este facto indica que se

poderá tratar de um corpo capturado por Neptuno, provavelmente proveniente da Cintura de

Kuiper.

Quando a sonda Voyager 2 chegou a Neptuno, em 1989, descobriu mais seis satélites a

orbitarem num plano quase coincidente com o equatorial de planeta e no sentido directo.

Entre eles encontram-se as quatro luas mais interiores do sistema de Neptuno que são:

Naîade, Talassa, Despina e Galateia. Estas são luas muito pequenas semelhantes a asteróides.

Larissa é o quinto satélite de Neptuno e Proteu é o sexto e também o segundo em termos de



117

tamanho, com cerca de 400 quilómetros de diâmetro. A superfície irregular de Proteu é

cinzenta e escura, onde abundam crateras que revelam uma história de colisões com pequenos

asteróides. As outras cinco luas foram descobertas nos últimos anos.

Tabela 12: Os principais satélites de Neptuno

Satélite Diâmetro (km) Distância a

Neptuno (km)

Período Orbital

(dias)

Naîade 54 48 000 0,296

Talassa 80 50 000 0,312

Despina 180 52 500 0,333

Galateia 150 62 000 0,429

Larissa 192 73 500 0,544

Proteu 416 117 600 1,121

Tritão 2705 354 800 5,877

Nereide 240 1 345 500 – 9 688 500

360,15

Exploração de Neptuno

Depois de ter passado e enviado para a Terra informações preciosas de Júpiter, Saturno e

Urano, a sonda Voyager 2 chegou a Neptuno em Agosto de 1989, tinham passado doze anos

desde o seu lançamento. A sonda passou a 4500 quilómetros de distância do pólo norte do

planeta Neptuno e descobriu seis novas luas, confirmando que também este gigante gasoso

possui um sistema de anéis.

Figura 92: Missão Voyager



118

Plutão – O Planeta Anão

A partir de 1880, Percival Lowell, conhecido estudioso de Marte, dedicou-se à procura do

nono planeta, o qual seria responsável por algumas perturbações causadas na órbita de Urano.

Catorze anos mais tarde, Percival morreu com “a maior desilusão da sua vida”, segundo

palavras do seu irmão. A 13 de Março de 1930, outros catorze anos após a morte de Percival,

Clyde Tombaugh, jovem assistente do Observatório de Flagstaff, localizou Plutão somente a

6º da posição indicada por Percival Lowell. O nome foi escolhido para, com as suas iniciais,

homenagear Percival Lowell. O conhecimento acerca deste astro aumentou muito graças aos

dados recolhidos, essencialmente, pelo Telescópio Espacial Hubble. É de referir que nunca

nenhuma sonda espacial visitou Plutão na exploração dos planetas exteriores de Sistema

Solar.

Figura 93: O Planeta Plutão

A órbita de Plutão é de tal modo excêntrica que intercepta a de Neptuno durante a translação,

ou seja, Plutão chega a encontrar-se mais próximo do Sol do que Neptuno por um período 20

anos dos 248,5 anos que dura o seu período orbital. No entanto, não existe o perigo dos dois

astros colidirem, pois estes encontram-se em ressonância 3:2, isto é, por cada três órbitas de

Neptuno, Plutão dá duas voltas ao Sol. Por outro lado, a inclinação orbital de Plutão também é

muito elevada, 17º, o que ainda o afasta mais de Neptuno.



119

Figura 94: À esquerda, o Sistema Solar até a órbita de Júpiter, mostrando a Cintura de Asteróides, localizada

entre as órbitas de Marte e Júpiter. À direita, a Cintura de Kuiper, situado para além da órbita de Neptuno. A

órbita de Plutão - mais excêntrica do que as dos planetas – cruza a órbita de Neptuno.

Estrutura Interna de Plutão

Plutão é um planeta sólido do tipo terrestre, com um núcleo, um manto e uma superfície.

Actualmente existem dois modelos que procuram retratar a estrutura interna de Plutão. O

primeiro modelo defende um núcleo de rochas silicatadas parcialmente hidratadas e uma

superfície coberta principalmente por azoto, metano e óxido de carbono. O segundo modelo

prevê um núcleo interior silicatado, coberto por uma camada de material orgânico, seguido de

uma outra camada, mas de gelo. A presença de gelo pode-se justificar com possíveis choques

entre Plutão e um ou vários asteróides, acontecimentos que terão aquecido o planeta levando à

separação do gelo das rochas primordiais. Por outro lado, caso se prove que Plutão não sofreu

nenhuma colisão capaz de desencadear este processo, então também se poderá pensar que o

calor libertado pelos materiais radioactivos presentes nas rochas foi suficiente para provocar a

subida da água para as camadas mais altas do planeta.

Superfície de Plutão

Relativamente à superfície, o Telescópio Espacial Hubble revelou variações no brilho do

planeta durante a sua rotação. Investigações laboratoriais levam a crer que o material mais

brilhante à superfície de Plutão seja constituído principalmente por azoto sólido, mas também



120

metano e óxido de carbono. Por outro lado, pensa-se que estes três compostos não deveriam

ser os únicos elementos presentes na superfície de Plutão, no entanto, também ainda não se

conseguiram observar outros. Investigações efectuadas em infravermelhos, com o telescópio

IRAS, revelaram zonas com uma reflectividade mais baixa, uma cor avermelhada e uma

temperatura mais elevada, concluindo que estas zonas não estão preferencialmente cobertas

por gelo de azoto, no entanto, desconhece-se que elementos estarão presentes. Observações

espectrais revelam grandes semelhanças entre Plutão e Tritão, sendo possível que estes dois

astros se tenham formado em condições idênticas.

A Atmosfera de Plutão

Os materiais que se encontram à superfície de Plutão são os mesmos que formam a ténue

atmosfera, pois, quando Plutão se aproxima do Sol, uma parte das áreas geladas sublima,

formando a atmosfera. Depois, quando o planeta se afasta do Sol, a atmosfera condensa e

volta a cair na superfície na forma de “neve”, dando origem a algumas das áreas mais

brilhantes. No entanto, à temperatura de Plutão, o azoto é mais volátil do que metano e o

óxido de carbono, logo tem uma maior tendência a subir na atmosfera, o que faz dele o

principal componente.

Caronte

Caronte é um satélite de Plutão e foi descoberto em 1978. Por outro lado, Caronte tem cerca

de metade do tamanho de Plutão, por isso também se considera que o sistema Plutão –

Caronte é um sistema binário. Plutão e Caronte apresentam sempre a mesma face voltada um

para o outro, isto é, Caronte está sempre “parado” sobre o mesmo ponto da superfície de

Plutão, porque o período de translação de Caronte é igual ao período de rotação de Plutão.

Figura 95: Sistema Plutão-Caronte



121

A superfície de Caronte é menos reflectora do que a de Plutão. As observações

espectroscópicas mostram que é provável que o satélite esteja coberto de gelo de água e

outros componentes não identificados que teriam dado origem a manchas acinzentadas na

superfície deste astro.

Para além de Caronte, Plutão possui ainda dois satélites menores, descobertos em 2005 pelo

Telescópio Espacial Hubble e que receberam da União Astronómica Internacional (UAI) os

nomes mitológicos de Nix e Hydra.

Planeta Anão

Encerrada a XXVI Assembleia Geral da União Astronómica Internacional, em Agosto de

2006, o conceito de planeta do Sistema Solar sofre alterações, tendo sido criada uma nova

categoria de planetas: os planetas anões. Assim, um planeta anão do Sistema Solar passa a

ser todo o corpo celeste que: orbita em torno do Sol; tem massa suficiente para que a sua

própria gravidade lhe confira uma forma esférica; não tem uma órbita livre de outros objectos

na sua vizinhança e não é um satélite.

Mas porquê a necessidade desta reclassificação?

A classificação de Plutão como planeta principal do Sistema Solar, já há muito que era

contestada por muitos elementos da comunidade científica. O facto de Plutão ser mais

pequeno do que algumas luas do Sistema Solar, orbitar em torno do Sol a uma distância de 40

unidades astronómicas e numa órbita extremamente inclinada, a juntar à descoberta de vários

objectos de dimensões semelhantes às de Plutão, numa região exterior do Sistema Solar, a

partir de 1990, são os motivos apresentados pelos astrónomos. A partir desse momento,

muitos astrónomos entenderam que seria mais sensato encaixar Plutão na família dos

pequenos corpos gelados encontrados na denominada Cintura de Kuiper.

Assim, Plutão passou a ser um planeta anão. Mas desta nova classificação também fazem

parte Caronte, Eris e Ceres, o maior asteróide da Cintura de Asteróides que órbita entre Marte

e Júpiter.



122

Cintura de Kuiper

Em 1949, o astrónomo irlandês Kenneth E. Edgeworth, e, em 1951, o astrónomo holandês

Gerard Kuiper colocaram, independentemente um do outro, a hipótese da existência de corpos

de dimensões médio-pequenas localizados nos confins do Sistema Solar, ou seja, para lá da

órbita de Plutão. A fundamentação desta hipótese passava pelo facto destes astrónomos

acharem estranho que a nuvem primordial que deu origem ao Sistema Solar tivesse terminado

a sua obra nas proximidades da órbita de Neptuno de forma tão”brusca”. Os instrumentos da

época não lhes permitiram verificar a teoria, mas a confirmação desta hipótese chegou nos

anos noventa do século passado com a detecção do objecto 1992 QB1. Actualmente, todos os

objectos que se encontram para lá da órbita de Neptuno são classificados de transneptunianos

e considerados parte da Cintura de Edgeworth-Kuiper. A fronteira interior da cintura é

definida pela órbita de Neptuno e a fronteira exterior estará localizada para lá das 50 unidades

astronómicas do Sol. A densidade da Cintura de Kuiper parece aumentar na zona da órbita de

Plutão que se encontra em ressonância com a órbita de Neptuno na razão de 3:2, isto é, por

cada três órbitas de Neptuno, Plutão dá duas voltas ao Sol. De acordo com a teoria defendida

por Edgeworth- Kuiper, actualmente pensa-se que, pelo menos, os objectos mais pequenos

que constituem a Cintura de Kuiper se terão formado a partir do material que sobrou da

nuvem primordial e como a densidade da nuvem é muito baixa nesta zona, os objectos aí

formados não poderam evoluir para tamanhos maiores. É até possível que os maiores objectos

encontrados na Cintura de Kuiper se tenham formado numa zona mais interior do Sistema

Solar e depois “empurrados” pela influência dos planetas gigantes para as órbitas que ocupam

actualmente. Por outro lado, as características e semelhanças entre Plutão, o seu satélite

Caronte e o satélite de Neptuno, Tritão, evidencia uma origem comum e muito provavelmente

numa zona mais exterior do Sistema Solar. Estes objectos terão sido atraídos pelo campo

gravitacional de Neptuno, transformando Tritão num satélite e colocando o sistema Plutão-

Caronte em órbita sincronizada com a de Neptuno. Existem ainda objectos provavelmente

formados na Cintura de Kuiper, os Centauros, que devido à excentricidade das suas órbitas,

podem ser cometas de período curto.

Tabela 13: Os maiores objectos transneptunianos encontrados até hoje

Objecto

Transneptuniano Sedna Quaoar Ixion Varuna 2002 AW197

Diâmetro (km) 2000-3000 1200 1065 800 790



123

Figura 96: Tamanhos relativos dos principais objectos da Cintura de Kuiper conhecidos até meados de 2005

Cometas e Nuvem de Oort

Figura 97: Cometa Hale-Bopp

A partir dos restos nuvem primordial formaram-se os asteróides, que orbitam entre os planetas

e em torno do Sol, e os cometas, cujas órbitas podem ser elípticas e muito excêntricas ou

hiperbólicas.

O astrofísico holandês Jan Oort, no século passado, formulou a hipótese da existência de uma

“nuvem” de cometas, com cerca de 1 ano-luz de raio, a rodear o nosso sistema planetário. Os

cometas de período longo, por exemplo, o Hale-Bopp e o Hyakutake, estão provavelmente

associados a esta nuvem, tal como os cometas com órbitas hiperbólicas, que passam uma

única vez perto do Sol e abandonam o Sistema Solar. Os cometas de período curto, como por

exemplo o cometa Halley, serão originários da Cintura de Kuiper.



124

Figura 98: Nos confins do sistema solar (Cintura de Kuiper e Nuvem de Oort), para além da órbita de Neptuno,

existem milhares de milhões de pequenos corpos celestes compostos essencialmente de gelo.

Os cometas são corpos rochosos gelados, semelhantes a asteróides, que quando se aproximam

do Sol desenvolvem cabeleira e cauda que aponta sempre na direcção oposta ao Sol.

O Núcleo Cometário

Os cometas são muitas vezes descritos como bolas de neve sujas. A sonda espacial Giotto da

Agência Espacial Europeia aproximou-se do cometa Halley, em 1986, e confirmou a

existência de um núcleo rochoso composto por uma mistura de gelos (80% por água, para

além de metano, amónia, dióxido de carbono, monóxido de carbono) e poeiras.

Os núcleos cometários são muito difíceis de observar quando se encontram afastados do Sol e

os gases se encontram congelados, porque para além de reflectirem muito mal a luz que

recebem do Sol, também as suas dimensões são da ordem dos 15 a 20 quilómetros de

diâmetro.

A Cabeleira

À medida que o cometa se aproxima do Sol, os seus gelos começam a sublimar, levando ao

aparecimento de uma cabeleira de vapor de água, dióxido de carbono e outros gases. Uma vez

que o núcleo cometário apresenta dimensões na ordem dos 15 quilómetros, a gravidade

exercida também é escassa, razão pela qual o gás emitido se dispersa no espaço, sendo



125

continuamente substituído por novo material. A sublimação do material emitido

violentamente pelo núcleo só acontece no lado activado pelo Sol, ou seja, no lado voltado

para o Sol e é lançado no espaço em linha recta podendo atingir centenas de milhares de

quilómetros. No entanto, devido ao vento solar e ao choque com as suas partículas, o material

libertado pelo cometa forma uma cauda que aponta na direcção oposta ao Sol.

A Cauda

Como já referi, a cauda é formada pelos gases da cabeleira, podendo atingir milhões de

quilómetros. Um conjunto de partículas carregadas emitidas pelo Sol constitui o vento solar

que é o responsável pela orientação da cabeleira. A força exercida pelo vento solar nas

moléculas de gás da cabeleira é muito mais forte do que a força gravitacional do Sol, daí a

orientação da cauda surgir no sentido oposto ao Sol, pois as moléculas são empurradas para

trás.

Normalmente a cauda aparece dividida em duas partes, formando a cauda de poeiras e a cauda

iónica. As partículas que constituem a cauda de poeiras são muito mais massivas do que as

partículas que formam a cauda iónica. Desta forma, a cauda de poeiras está sujeita a uma

maior inércia, o que implica uma menor aceleração das partículas para longe do cometa e dá a

esta cauda uma forma encurvada, enquanto que a cauda iónica tem uma forma rectilínea.

O brilho da cauda de poeiras resulta da absorção da radiação ultravioleta emitida pelo Sol,

mas também da quantidade de poeiras e de cristais de gelo em dispersão. A cauda iónica

torna-se visível porque as moléculas são excitadas pela radiação solar e emitem frequências

características.

Figura 99: Orientação da cauda do cometa



126

A Luminosidade dos Cometas

A luminosidade aparente de um cometa depende da sua distância ao Sol e também à Terra.

Por um lado, uma maior proximidade à Terra permite uma melhor visualização do cometa, daí

falar em luminosidade aparente. Por outro lado, o brilho de um cometa é mais ou menos

proporcional à quarta potência da distância ao Sol, que indica que os cometas reflectem a luz

solar, mas também a absorvem. Outro factor importante a considerar é o ciclo de actividade

solar, pois à medida que a actividade solar aumenta verifica-se um aumento da luminosidade

do cometa. Por último, há ainda que considerar que a luminosidade dos cometas de período

curto diminui à medida que aumenta o número de passagens em torno do Sol, pois por cada

passagem verifica-se uma enorme perda de material. É bastante provável que asteróides com

órbitas muito excêntricas que atravessam as órbitas dos planetas interiores, incluído os NEAs,

sejam antigos cometas.

Ao longo da sua trajectória, os cometas libertam material na forma de poeiras, que se mantém

a orbitar em torno do Sol. Quando a Terra intercepta esta faixa de material produzem-se as

chuvas de estrelas.

Figura 100: Colisão dos fragmentos do cometa Shoemaker-Levy 9 com o planeta Júpiter, em Julho de 1994

Meteoróides

Os meteoróides são pequenos corpos rochosos, muitas vezes poeiras cósmicas, que quando se

atravessam ou aproximam da trajectória da Terra são capturados pela força gravitacional do

planeta. À medida que o meteoróide entra em contacto com a atmosfera, o atrito entre o



127

objecto celeste e as partículas da atmosfera aumenta, verifica-se um sobreaquecimento e o

meteoróide inflama. Se o objecto se consumir completamente na atmosfera denomina-se

meteoro, mas, se pelo contrário, chocar com a superfície terrestre originando uma cratera, tem

o nome de meteorito. Os meteoros originam o fenómeno das “estrelas cadentes”.

Figura 101: Cratera do Meteorito

Os meteoróides que não se desintegram totalmente ao atravessar a atmosfera e chocam com a

superfície terrestre, denominam-se meteoritos. Estes objectos dividem-se em três categorias,

conforme a sua composição química:

- sideritos (meteoritos metálicos compostos quase totalmente por ferro e níquel);

- aerólitos (meteoritos rochosos constituídos sobretudo por silicatos);

- siderólitos ( meteoritos formados quer por silicatos quer por ligas metálicas).

Cerca de 65% dos meteoritos conhecidos encaixam na categoria dos aerólitos, enquanto que

os sideritos constituem 30% dos meteoritos e os restantes 5% são da classe dos siderólitos.

Figura 102: O meteorito ALH 84001



128

ESA – Uma Agência Espacial



2.1. A Agência Espacial Europeia – ESA

A Agência Espacial Europeia tem como objectivo colocar “a Europa no Espaço”,

promovendo o melhor e maior acesso ao conhecimento cósmico. A missão da ESA passa por

desenvolver e pôr em prática as potencialidades dos projectos científicos e espaciais e

assegurar-se que o investimento dos contribuintes europeus lhes continue a oferecer

benefícios na forma de respostas às inúmeras questões científicas.

Quem são os membros da ESA?

A Agência Espacial Europeia é constituída por 17 estados membros: Alemanha, Áustria,

Bélgica, Dinamarca, Espanha, Finlândia, França, Grécia, Irlanda, Itália, Luxemburgo, Países

Baixos, Noruega, Portugal, Suécia, Suiça e Reino Unido.

Figura 103: Países membros da ESA

Como se verifica no parágrafo anterior, nem todos os países membros da União Europeia são

membros da ESA, mas também nem todos os membros da ESA pertencem à UE. A ESA é

uma organização independente, mas mantém uma ligação à UE, de tal forma que as duas

organizações partilham uma estratégia comum no que concerne ao espaço visando uma

política espacial europeia.



Em que consiste o trabalho da ESA?

Figura 104: Visão artística da missão Cluster

O trabalho da ESA passa por projectar e desenvolver programas de exploração espacial. Os

projectos da ESA visam o estudo do Sistema Solar, para além das fronteiras deste e até todo o

Universo. A procura do nosso lugar no Universo é também um dos objectivos da ESA, pois o

seu trabalho também aponta na procura de vida noutros planetas, pertencentes a outros

sistemas solares, e até no nosso Sistema Solar. A ESA, embora uma seja uma organização

independente, também tem acordos de cooperação com outras agências espaciais.

Por outro lado, a ESA também desenvolve tecnologias e serviços que passam pela colocação

de satélites a orbitar em torno da Terra e pela promoção das indústrias europeias.

Onde está localizada a ESA?

A Agência Espacial Europeia está sedeada em Paris, onde os programas e as políticas

espaciais são decididos. É aqui que o Director-Geral, bem como os restantes Directores têm

os seus escritórios. A ESA Paris é também um centro administrativo onde se podem encontrar

os principais escritórios para os recursos humanos, departamento jurídico, finanças,

orçamento, exame interno, estratégia, relações internacionais e comunicações.

Esta agência tem também centros noutros países europeus, cada um dos quais com

responsabilidades diferentes:

• O EAC, Centro Europeu de Astronautas, localizado em Colónia, na Alemanha, é o

local onde os astronautas são treinados para futuras missões espaciais tripuladas;



• No ESAC, Centro Europeu de Astronomia Espacial, situado em Villafranca del

Castillo, perto de Madrid, em Espanha, encontram-se os centros de operação científica

relativamente a todas as missões de astronomia e missões planetárias da ESA,

juntamente com os seus arquivos científicos;

• O ESOC, o Centro Europeu de Operações Espaciais, localizado em Darmstadt, na

Alemanha, é responsável pelo controlo dos satélites da ESA, em órbita em torno da

Terra e também de outras missões;

Figura 105: Principal centro de controlo no ESOC, em Darmstadt, na Alemanha

• O ESRIN, o Instituto Europeu de Investigação Espacial, está situado em Frascati,

perto de Roma, na Itália, e é responsável por recolher, armazenar e distribuir aos

parceiros da ESA, os dados recolhidos da observação da Terra via satélite e é também

o centro da tecnologia da informação da agência;

• O ESTEC, o Centro Europeu da Investigação e da Tecnologia Espacial, localizado em

Noordwijk, nos Países Baixos, é onde são montados, testados e geridos grande parte

dos projectos tecnológicos e naves espaciais da ESA.

Cada centro da ESA tem também escritórios para os recursos humanos, finanças e

comunicações.

Para facilitar as relações internacionais, a ESA tem ainda escritórios na Bélgica, nos

Estados Unidos e na Rússia, uma base de lançamento na Guiana Francesa e várias

estações terrestres um pouco por todo o mundo.



Quem são as pessoas que trabalham na ESA?

Figura 106: Equipa de astronautas da ESA

A equipa de funcionários que trabalha na ESA é constituída por indivíduos altamente

qualificados que vêm de todos os estados membros e incluem cientistas, coordenadores,

especialistas na tecnologia da informação e pessoal administrativo.

Figura 107: O quotidiano no espaço

Quem sustenta a ESA?

As actividades da ESA, em especial os programas da ciência espacial, são financiadas pela

contribuição financeira dos estados membros da Agência, calculada de acordo com o produto

nacional bruto de cada país. Por outro lado, a ESA desenvolve um conjunto de programas

opcionais e cada estado membro decide que se quer, e em qual deles quer participar e com

quanto pretende contribuir.



Quanto custa a cada europeu financiar a ESA?

O investimento de cada cidadão dos estados membros, nos programas espaciais da ESA,

provém dos seus impostos pagos ao estado.

Como são os cidadãos europeus que financiam a ESA, também é importante que esta se

preocupe em revelar ao público os projectos desenvolvidos, tal como os resultados obtidos.

Assim, o escritório da comunicação da ESA tem como uma das suas actividades principais a

realização de eventos e conferências de imprensa gratuitas e a elaboração de material escrito e

audiovisual para determinado público-alvo.

Figura 108: Poster apresentado pelos Portuguese Trainees que marcaram presença no ISD2006,

realizado a 29 de Maio de 2006 na ESA\ESTEC - Noordwijk, Holanda.



Como funciona a ESA?

O Conselho da ESA constitui o órgão dirigente da Agência, o qual elabora as políticas básicas

a partir das quais a Agência desenvolve os programas espaciais. O Conselho da ESA é

formado por todos os estados membros e cada um tem direito a um voto, independentemente

da sua contribuição financeira, dimensão populacional ou geográfica. De quatro em quatro

anos, o Conselho elege um Director-Geral a quem é atribuída a função de presidir à Agência

Espacial Europeia.

Cada sector individual de pesquisa tem a sua própria Direcção que reporta ao Director-Geral.

As actividades da ESA estão divididas em nove direcções que são:

• Programas de Observação da Terra

• Gestão Técnica e da Qualidade

• Programas do Lançador

• Voos Espaciais Tripulados, Microgravidade e Programas Humanos de Exploração

• Gestão de Recursos

• Relações Externas

• Programa Científico

• Telecomunicações e Navegação

• Operações e Infra-estruturas

Figura 109: Envisat - Programa de Observação da Terra



2.2. Porque é que a ciência espacial precisa de uma planificação a longo

prazo?

Depois de cerca de 4000 anos de uma astronomia a olho nu, Galileu iniciou 400 anos de

astronomia com telescópios poderosos, seguidos de 40 anos de astronomia espacial. Em cada

um destes períodos históricos, os astrónomos têm conseguido mais informação sobre o

Universo, num exemplo espectacular de aceleração da ciência.

A Astronomia é o caminho para a compreensão do nosso Universo e do lugar que a

humanidade ocupa nele.

A maioria das nossas informações sobre objectos celestes vem através de radiação

electromagnética que os planetas, estrelas e galáxias reflectem. No entanto, a nossa atmosfera

não nos permite fazer uma leitura completa das radiações recebidas, daí a importância de

colocar telescópios em órbita. Esta possibilidade tem providenciado aos astrónomos um

imenso avanço nos seus poderes de observação.

Figura 110: XMM – Newton

Por outro lado, existe uma outra dimensão de investigação espacial: a exploração in situ.

Naves e sondas espaciais europeias já foram enviadas para estudar muitos dos astros do

Sistema Solar, incluído a Lua, Vénus, Marte, o sistema Saturno/Titã e, no futuro, Mercúrio. A

participação em missões de estudo do Sol tem oferecido uma nova visão da nossa estrela.

Tendo em vista o panorama geral dos avanços da ciência espacial, pode-se concluir que

através da criatividade, organização e determinação, a Europa tem conseguido a liderança

num sem número de áreas de investigação, desde a fundação da ESA. A Agência Espacial



Europeia, obviamente com a preciosa colaboração de outras agências espaciais, tem

conseguido avançar com projectos difíceis e altamente originais, como, por exemplo, com a

missão Cassini-Huygens ao sistema Saturno/Titã, ou com a colocação em órbita dos

telescópios de raios-X mais sensíveis do mundo e raios gama, XMM – Newton e Integral.

Giotto

A missão Giotto foi a “cereja no topo do bolo”, tornando-se na referência de sucesso da ESA.

Na noite de 13 para 14 de Março de 1986, a sonda Giotto da ESA encontrou-se com o cometa

Halley. Esta missão consistiu na primeira missão da ESA no espaço profundo e resultou de

um grande esforço internacional, no sentido de desvendar os segredos destes misteriosos

objectos, que remontam aos primórdios do Sistema Solar. A sonda Giotto permitiu obter as

primeiras imagens do núcleo de um cometa e a primeiras evidências da presença de material

orgânico.

Figura 111: Cometa Halley visto pela Giotto

A sonda Giotto foi lançada pelo foguetão Ariane 1, a 2 de Julho de 1985. Após três órbitas à

volta da Terra, o motor de bordo foi accionado para a lançar numa órbita interplanetária. A 12

de Março de 1986, após uma viagem de oito meses e quase 150 milhões de quilómetros, os

instrumentos da sonda detectaram, pela primeira vez, os iões de hidrogénio do Halley, a uma

distância de 7,8 milhões de quilómetros do cometa.

Um dia depois, a Giotto aproximou-se do cometa Halley, entrou nas fronteiras da cabeleira e

encontrou o núcleo cometário.



As equipas do Centro Europeu de Operações Espaciais, em Darmstadt, na Alemanha, ficaram

entusiasmadíssimos à medida que os primeiros dados e imagens começavam a chegar. As dez

equipas experimentais apressaram-se a examinar as informações recolhidas pela sonda e de

imediato procuraram fazer uma primeira análise.

Em 1992, a sonda Giotto foi dirigida para o cometa Grigg-Skjellerup aproximando-se a uma

distância de 200 quilómetros do núcleo, do qual emitiu muitos dados e informações,

nomeadamente o estudo da interacção entre o vento solar, o campo magnético interplanetário

e o próprio cometa.

A missão Rosetta, lançada em 2004, irá lançar um módulo de aterragem no cometa 67 P-

Churyumov-Gerasimenko em 2014, reforçando a posição de liderança conseguida pela

Giotto.

Figura 112: Sonda Giotto

Os institutos científicos europeus, as companhias aeroespaciais e governamentais,

rapidamente se aperceberam que para criar e preservar equipas talentosas capazes de

desenvolver e pôr em prática projectos desta envergadura, assim como para manter parceiros

de confiança em colaborações internacionais, a ESA precisaria de planos a longo prazo.



Cassini-Huygens

A Cassini-Huygens a Saturno é, desde sempre, a mais ambiciosa missão na exploração

planetária.

Christiaan Huygens (1629-1695) foi um cientista holandês a quem se atribui a proeza da

descoberta da maior lua de Saturno, Titã, em 1655. Jean-Dominique Cassini (1625-1712),

descobriu os satélites Jápeto, Reia, Tétis e Dione de Saturno. Em 1675 descobriu o que é

conhecido hoje como a “Divisão de Cassini”, uma estreita abertura que separa dois anéis de

Saturno. O verdadeiro nome da missão, Cassini-Huygens, pretendeu homenagear estes

astrónomos europeus que exploraram Saturno, os seus anéis e luas, no século dezassete.

Um esforço conjunto da ESA, da NASA e da ASI, criou a Cassini-Huygens, uma nave

espacial sofisticada enviada a 15 de Outubro de 1997, para estudar o sistema saturniano por

um período de quatro anos. As tecnologias básicas – propulsão por roquetes, a aterragem por

pára-quedas e a comunicação via rádio - foram todas pioneiras na Europa. A nave espacial

chegou a Saturno em Julho de 2004 e o módulo Huygens foi o primeiro objecto a aterrar num

corpo do Sistema Solar exterior, nomeadamente na superfície de Titã, a maior lua de Saturno,

a 14 de Janeiro de 2005. Os dados de Cassini e de Huygens são uma mais valia na procura da

origem da vida.

Figura 113: A viagem da Cassini-Huygens

Para conceber e executar a missão Huygens levou mais de 20 anos. Em 1982, dois cientistas

espaciais europeus propuseram formalmente à ESA, uma sonda para Titã. Seis anos mais

tarde, a cooperação NASA/ESA/ASI aprovou a missão Cassini- Huygens. Depois de um

trabalho intensivo das equipas de cientistas espaciais e engenheiros, a sonda Huygens foi



concluída e unida à Cassini para ser lançada em 1997. A continuação da colaboração

transatlântica através de um longo voo para Saturno assegurou a entrega perfeita em Titã. A

grande antena de Cassini, contribuição da Agência Espacial Italiana, ASI, recebeu sinais de

Huygens e enviou-os para a Terra. O sucesso desta missão é, primeiro e acima de tudo,

atribuído à perseverança dos cientistas e às soluções engenhosas e altamente criativas

desenvolvidas pela indústria espacial na construção de um motor que tem empurrado a

exploração espacial para além das fronteiras humanas.

Figura 114: Visão artística da missão Cassini-Huygens

Equipas de cientistas, técnicos, indústria espacial e parceiros internacionais, todos se

empenharam na existência de um plano a longo prazo da ESA, para construir um projecto que

levou quase duas décadas a desenvolver, precedido de um longo esforço preparatório. Nada

disto teria sido possível se a ESA não tivesse tido um plano científico espacial de longo prazo.

2.2.1 Horizonte 2000 e Horizonte 2000 Plus

O plano Horizonte 2000, que projectou a missão Cassini-Huygens, foi preparado em 1984, e

os seus objectivos serão atingidos quando as missões astronómicas Herschel e Planck se

estabelecerem no espaço em 2007. Ao Horizonte 2000 seguiu-se o Horizonte 2000 Plus, em

1994-1995, o qual inclui missões altamente promissoras. O programa Cosmic Vision 2015-

2025 é a continuação lógica para as próximas décadas dos ciclos científicos da ESA.

O estudo da nossa magnetosfera, a “bola magnética” que viaja com a nossa Terra e a protege

do vento solar emitido pela nossa estrela e do fluxo de raios cósmicos, é outra área sobre a

qual a ESA se irá debruçar. A ideia é fazer voar quatro naves espaciais complementares,



permitindo pela primeira vez o estudo sincronizado em três dimensões de partículas e campos

da nossa magnetosfera.

Na investigação planetária, a missão europeia Mars Express, provavelmente a missão mais

barata alguma vez enviada para Marte, tem vindo a produzir valiosa informação científica.

Apesar da perda da Beagle-2, a missão vale pela emissão de imagens tridimensionais de alta

resolução e pela confirmação da descoberta de água e metano, tal como de pré-requisitos

químicos de possível actividade biótica.

O lançamento de uma missão semelhante para Vénus, a Vénus Express, que já se encontra em

órbita deste planeta, promete resultados igualmente valiosos, independentemente do facto

deste planeta já ter sido visitado por dezoito sondas soviéticas e três americanas, desde 1960.

Mais próximo do Sol está o planeta Mercúrio, o alvo para um dos principais projectos do

Horizonte 2000 Plus: BepiColombo. O nome da missão pretende reconhecer o trabalho do

cientista italiano Giuseppe Colombo ao calcular órbita a realizar pela Mariner 10, de maneira

que a sonda passasse três vezes nas proximidades de Mercúrio antes de deixar de funcionar. O

cientista também desenvolveu o método de gravidade assistida, isto é, aproveitando a posição

dos planetas Vénus e Mercúrio, foi possível beneficiar da gravidade de Vénus para acelerar a

sonda em direcção a Mercúrio.

O sucesso da ESA passa também pela relação de cooperação com a NASA. Por exemplo, o

Telescópio Espacial Hubble, ainda hoje operacional, já cumpriu 16 anos de descobertas

astronómicas e cosmológicas.

Imagem 115: Telescópio Espacial Hubble



O Sol e a sua heliosfera têm sido explorados pela missão Ulysses e pelo Observatório Solar e

Heliosférico (SOHO). A 6 de Outubro de 1990, a sonda Ulysses, uma missão conjunta entre a

Europa e a NASA, foi enviada com o objectivo de estudar as regiões polares do Sol e ainda se

encontra operacional. Mas talvez o melhor exemplo de sempre de uma missão cooperativa de

sucesso entre a ESA e a NASA seja dado pelo Observatório Solar e Heliosférico (SOHO),

lançado em 1995, destinado a estudar a corona e a actividade solar desde o espaço, ainda

operacional depois de uma década em órbita. Graças ao SOHO, um grande número de

mistérios e questões sobre as estruturas interna e externa do nosso Sol têm sido respondidas.

Figura 116: Poster da missão SOHO-CLUSTER (© ESA/NASA)

Graças aos programas Horizonte 2000 e Horizonte 2000 Plus, ou seja, programas a longo

prazo para a ciência, há agora em órbita 15 naves espaciais científicas da ESA, nove das quais

estão directamente operacionais pela ESA, e muitos satélites em órbita por outros programas

da ESA.

2.2.2. Cosmic Vision 2015-2025

Trinta anos passaram desde que a ESA foi criada e mantém-se a tradição de uma consciência

inovadora e perspectivas a longo prazo dão forma ao programa científico da ESA.

Os projectos do Horizonte 2000, elaborado há 20 anos atrás, estão quase concluídos, enquanto

que o seu sucessor, Horizonte 2000 Plus, aprovado há 10 anos, revela grandes resultados com

os seus satélites e telescópios em órbita. Agora a ESA prepara-se para o novo desafio, a Visão

Cósmica – Cosmic Vision. A elaboração do novo programa espacial, Cosmic Vision, implica



um grande trabalho de hoje para superar os desafios científicos, intelectuais e tecnológicos de

amanhã.

O processo de desenvolvimento do novo programa espacial da ESA a longo prazo começa

cerca de dez anos antes da sua implementação, de tal forma que em Abril de 2004 começaram

a ser aceites ideias a integrar o Cosmic Vision. A comunidade científica respondeu com mais

de 150 novas ideias que foram analisadas por grupos consultivos da ESA. As prioridades

científicas resultantes foram apresentadas e debatidas numa workshop em Paris, em Setembro

de 2004. As conclusões resultaram num novo programa apoiado pelo Comité Consultivo da

Ciência Espacial da ESA.

Figura 117: Cosmic Vision 2015-2025

O novo programa, Cosmic Vision 2015-2025, endereça quatro questões principais dando

prioridade na agenda de investigação europeia no que diz respeito ao Universo e ao nosso

local nele:

- Quais são as condições para a formação de um planeta e surgimento da vida?

- Como funciona o Sistema Solar?

- Quais são as leis físicas fundamentais do Universo?

- Como é que o Universo surgiu e de que é que é feito?

A primeira questão aborda o surgimento da vida não só no nosso Sistema Solar, como

também em exo-planetas a orbitar outras estrelas, enquanto que a segunda questão procura

compreender o Sistema Solar como um todo, desde o Sol até aos limites da sua influência, tal

como os mecanismos de formação dos gigantes gasosos e suas luas e o papel dos pequenos

corpos, tal como asteróides, no processo de formação planetária.



Este documento remete para a apresentação das missões projectadas para dar resposta às duas

primeiras questões, nomeadamente à exploração dentro do Sistema Solar.

Figura 118: “Como funciona o Sistema Solar?”

Daqui a dez ou vinte anos, uma sucessão de novas naves espaciais mais inteligentes terão de

estar prontas para voar no programa contínuo de ciência da ESA, agora chamado Cosmic

Vision. Estas serão fundamentais na procura de respostas às grandes questões que são

colocadas no programa. Um planeamento a longo prazo já foi provado que valia a pena com o

Horizonte 2000 (1984) e Horizonte 2000 Plus (1994-1995). Eles capacitam as equipas

industriais, tecnológicas e científicas da Europa a enfrentarem com confiança os muitos anos

de trabalho duro que leva a conceber e a executar projectos espaciais de qualidade mundial.

A exploração dos planetas do Sistema Solar, bem como das suas luas, tal como a procura de

vida e material orgânico, podem ser conseguidos com sondas enviadas a Júpiter e Europa, tal

como com o envio de veículos de reconhecimento e missões de recolha de amostras a Marte e

aos asteróides. Para compreendermos o nosso Sistema Solar são necessárias missões para

exploração do plasma no espaço, tal com uma Solar Polar Orbiter, ou então uma Heliopause

Probe, cujo objectivo seria estudar a influência solar no meio interestelar.

Como é que uma missão é escolhida?

A ESA abre periodicamente concurso para novas propostas de missões espaciais. Neste acto

define a dimensão, os custos e a quantidade de missões requeridas, bem como os objectivos

científicos a atingir. As missões podem ser do tipo “Cornerstones”, que correspondem às

grandes missões, e do tipo “Flexi”, que são as missões de menor envergadura.



Os vários comités de peritos científicos da ESA incluem o Grupo de Trabalho da Astronomia

(AWG), o Grupo de Trabalho do Sistema Solar (SSWG), o Grupo de Trabalho da Física

Fundamental (FFWG), o Comité Consultivo da Ciência Espacial (SSAC) e o Comité de

Programas da Ciência (SPC). Também, os membros da equipa de funcionários de ESTEC

fazem uma análise preliminar da praticabilidade das missões. Desta fase, só três ou quatro

candidatos para cada missão passam à fase de avaliação.

Um cientista de estudos da ESA e um gerente de estudos são nomeados para analisarem cada

projecto e fazerem um estudo de praticabilidade, no prazo de um ano. É nesta fase que é

identificada toda a nova tecnologia que será necessário desenvolver. As conclusões destes

estudos são apresentadas aos comités científicos e aos outros cientistas da ESA, normalmente

em duas reuniões realizadas em sedes da ESA, em Paris. Aqui os comités fazem a escolha das

missões que devem prosseguir para a “Fase A”.

A “Fase A” envolve parceiros industriais e a apresentação do “esboço” do projecto da nave

espacial aos vários comités científicos. Daqui sairá a decisão final relativamente à selecção do

projecto para cada uma das missões.

Figura 119: Como é que uma missão é escolhida?

Este longo processo pode, por vezes, ser encurtado, como no caso da missão Mars Express ou

Venus Express, uma vez que foi possível reutilizar equipamento de voo de missões anteriores.



Por outro lado, estes objectivos precisam de uma base financeira para serem atingidos e

muitas das fantásticas missões descritas acima foram decididas antes do Nível de Recursos do

Programa da Ciência começar a diminuir. Para além do custo das missões, há que considerar

as exigências técnicas e o recrutamento de parceiros internacionais para dividir a despesa, o

que levou ao cancelamento de algumas missões.

O primeiro cancelamento de uma missão científica da ESA aprovada foi o Eddington. Este

pretendia seguir o sucesso da SOHO no estudo do interior do Sol através das variações

rítmicas do brilho e usar os mesmos métodos sísmicos para outras estrelas. E, se não tivesse

sido cancelada, a Eddington teria verificado meio milhão de estrelas para determinar a

possível presença de planetas do tamanho da Terra através do seu trânsito em frente às

respectivas estrelas. Também foi eliminada a sonda Europe’s Mercury Lander que pretendia

voar na BepiColombo.

É ainda de referir que a data exacta de quando uma missão poderá ser lançada irá depender do

Nível de Financiamento do Programa Científico, mas também, em parte, das colaborações

internacionais que possam ser arranjadas.

Em qualquer caso, alguma flexibilidade deve ser mantida no programa da ciência espacial

para permitir oportunidades imprevistas, ou dificuldades, quer na ciência quer na tecnologia.

A prontidão da tecnologia será um factor na selecção e sequência de eventuais missões.

A Direcção Científica da ESA irá procurar a colaboração internacional com as agências

espaciais não europeias, incluindo a NASA, o que será fundamental na implementação do

programa Cosmic Vision. Dentro da Europa, interacções com programas espaciais nacionais,

também com Observatório Europeu do Sul (ESO) e a Organização Europeia para a

Investigação Nuclear (CERN) serão exploradas. Dentro da própria ESA, uma forte

coordenação com o Programa de Observação Terrestre, o Programa de Exploração Aurora e

outros programas, será uma mais valia para as actividades científicas e tecnológicas propostas

no Cosmic Vision.

Acima de tudo, o programa Cosmic Vision 2015-2025 trará muitos benefícios, educacionais,

industriais e culturais, pois consiste num ambicioso programa espacial, para o qual muitos

cientistas contribuíram com as suas melhores ideias e experiências.



Capítulo 3:


“devemos reconhecer que tais combinações de outros átomos, produzem-se noutro lugar do

Universo e formam mundos como este ... com raças humanas diferentes e animais distintos”

Poeta e filósofo romano Lucrécio, século I a.C.

Não há provas concludentes da existência de vida por estas bandas cósmicas. Ainda assim, as

sondas espaciais proporcionaram algumas descobertas sugestivas. As imagens enviadas pela

sonda da NASA, Mars Global Surveyor, em 2000, mostram sulcos na superfície de Marte,

formados por correntes de água, assim como, depósitos de areia e rochas transportadas por

elas. Crê-se que estes sulcos se devam a acumulações de águas subterrâneas. Se a vida chegou

a existir em Marte estas zonas húmidas representam os primeiros lugares onde deveríamos

procurá-la. Talvez exista um mundo aquoso similar debaixo da crosta de gelo que cobre o

satélite de Júpiter, Europa. (...)

Há ocasiões em que os indícios de vida extraterrestre se encontram mais à mão. Em 1996

procedeu-se ao estudo de um meteorito marciano que caiu na Antártida há 13 000 anos e

descobriu-se o que pareciam ser bactérias fossilizadas procedentes da antiga superfície do

planeta vermelho. No entanto nem todo o mundo ficou convencido. Análises posteriores

efectuadas por outras equipas de cientistas, sugerem que as estruturas tubulares podem dever-

se a restos de compostos orgânicos depositados na rocha enquanto esteve nas planícies

geladas da Antártida. O debate continua.

Texto retirado de Astronomia – O Guia Essencial



3.1. Quais as condições para a formação de um planeta e surgimento da

vida?

Como se formam as estrelas e as galáxias? Quais as condições para a origem da vida? São

estas questões que fascinam a Humanidade, mas de todas as interrogações que nos cativam

talvez as mais intrigantes sejam: “Será que a vida existe noutros mundos ou estaremos

sozinhos no Universo? E, se assim for, em que formas, em que tipo de planetas e a orbitarem

que tipo de estrelas?”

Para já resta-nos admitir que nunca tivemos qualquer sinal da existência de vida algures,

excepto na Terra.

As formas de vida noutros planetas não têm necessariamente de ser idênticas às nossas, mas

provavelmente serão feitas dos mesmos ingredientes – afinal não existe qualquer semelhança

entre a aparência do Homem, do golfinho ou de um insecto.

Em 1995, dois astrónomos suíços, Michel Mayor e Didier Queloz, detectaram um planeta a

orbitar a estrela 51 Pegasi, a 54 anos-luz de distância. A massa do planeta observado

corresponde a pouco mais de metade da massa de Júpiter, logo é claramente um gigante

gasoso. Verificou-se ainda que o planeta se encontra muito próximo da estrela e que o seu

período é de apenas 4,2 dias. Desde então muitos outros exo-planetas foram descobertos e

hoje o seu número já excede os 160.

Três planetas, todos gigantes gasosos, foram encontrados a orbitar a estrela Upsilon

Andromedae, duas vezes mais luminosa do que o Sol, a 44 anos-luz de distância, embora o

planeta mais interno, aproximadamente a 9 milhões de quilómetros da estrela, seja menos

massivo do que Júpiter. Desta forma comprovou-se a existência de sistemas de multi-planetas.

É agora claro que sistemas planetários são muito comuns na galáxia. Por outro lado, qualquer

planeta emite/reflecte uma muito pequena quantidade de energia quando comparado com uma

estrela normal, logo é muito difícil conseguir observar directamente um exo-planeta. No

entanto, existem outras formas de detectar estes planetas. Técnicas actuais, baseadas

principalmente na medição do movimento periódico que uma estrela apresenta se tiver um

planeta em órbita, permitem apenas descobrir planetas com bastante mais massa do que a que



compõe a Terra. Mundos parecidos com a Terra são demasiado pequenos e pouco massivos,

estando fora do alcance dos instrumentos ao dispor dos astrofísicos. Mas outras técnicas

podem ser usadas. Quando um planeta passa em frente de uma estrela poderá causar uma

pequena diminuição no brilho aparente da estrela.

Se a missão não tivesse sido cancelada, em 2008, a ESA lançaria o Eddington, um satélite que

revolucionaria o estudo e a procura de outros sistemas solares. Este satélite seria equipado

com um sensor que permitiria medir a variação no brilho de centenas de milhares de estrelas.

Os instrumentos do Eddington seriam de tal forma sensíveis que iriam permitir aos

astrofísicos detectar planetas do tamanho de Marte. Deste modo poderíamos descobrir

dezenas de “luas” em torno dos exo-planetas, supondo que, à semelhança do que acontece no

Sistema Solar, planetas gigantes, tais como os agora descobertos em torno de outras estrelas,

possuem também os seus próprios satélites.

Nós estamos agora num momento único da história da Humanidade. Pela primeira vez

procuramos uma resposta rigorosa e quantitativa a duas questões fundamentais:

-Haverá outras formas de vida no Sistema Solar e terão elas uma origem independente

daquelas que se desenvolveram na Terra?

-Haverá outros planetas, semelhantes à nossa Terra, a orbitar outras estrelas e poderão eles ter

vida?

Para podermos ser mais específicos enunciamos as seguintes questões:

-Quais são as condições para a formação de estrelas e onde é que elas se formam?

-Como é que elas se desenvolvem em função do seu ambiente interestelar?

-As estrelas que estes planetas orbitam têm características especiais?

-Quais são as condições para os planetas se formarem à volta das estrelas?

-Quais são os diferentes tipos de planetas a orbitar estrelas? Qual é a sua massa? Há planetas

parecidos com os do Sistema Solar?

-Que planetas são rodeados por atmosfera? Quais as características dessas atmosferas?

-Quais são as condições para a vida (de qualquer forma) surgir nesses planetas?

-Para a vida sobreviver e evoluir, quais são as condições ambientais - geológicas,

hidrológicas, atmosféricas e climatéricas, e o magnetismo estelar e radiação ambiente

necessários?



Para podermos compreender a sucessão de fenómenos que levaram ao surgimento e evolução

da vida na Terra é fundamental descobrirmos planetas semelhantes à nossa Terra. Desta forma

precisamos de conhecer como, onde e quando se formam as estrelas a partir das nuvens de

gases e poeiras e como, onde e quando os planetas emergem deste processo. Este é um dos

objectivos e desafios científicos mais importantes que a ESA propôs a si própria. No entanto,

relativamente a esta questão fico-me pela introdução. Ao longo deste capítulo limitar-me-ei a

“explorar” o Sistema Solar e a procurar nele as origens da vida.

3.1.1. A Vida e a Habitabilidade no Sistema Solar

A procura da origem da vida no Sistema Solar deve começar com a compreensão do que torna

um planeta habitável e como as condições de habitabilidade se alteram com o tempo, ou seja,

como mudam com o tempo. Por exemplo, actualmente as condições ambientais na Terra são

muito diferentes das existentes na altura em que a vida surgiu neste planeta. O início da Terra,

com a sua atmosfera livre de oxigénio, alta radiação ultravioleta, altas temperaturas e águas

ácidas não podiam suportar a evolução de formas de vida tão familiares para nós.

As condições básicas para o surgimento e evolução da vida, como a conhecemos agora,

passam pela existência de água líquida, uma fonte de carbono, uma fonte de energia e uma

fonte de nutrientes incluindo nitrogénio (N), fósforo (P), enxofre (S), magnésio (Mg), potássio

(K), cálcio (Ca), sódio (Na) e ferro (Fe).

Para a vida sobreviver, os nutrientes necessários têm de ser renovados e este processo pode

ser feito pelos processos geológicos activos, tais como reciclagem da crosta através de alguma

forma de actividade tectónica.

Para a vida evoluir, no entanto, as condições ambientais num planeta precisam de evoluir

também. Na Terra, o fenómeno da evolução do habitat está relacionado com processos de

evolução geológica e da interacção dos processos da vida com o planeta, liderando mais o

aparecimento de oxigénio livre e uma camada de ozono protectora na atmosfera.

Para compreendermos o aparecimento da vida no planeta Terra precisávamos de conhecer as

suas condições iniciais, no entanto, as placas tectónicas eliminaram completamente os



primeiros 500 milhões de anos de história e alteraram severamente os 500 milhões de anos

seguintes.

Figura 120: Terra, à esquerda, e Marte, à direita

Exploração de Marte

Esta falha no nosso conhecimento pode ser preenchida pelo estudo de outros planetas que não

desenvolveram placas tectónicas e ainda têm uma imagem das primeiras condições

ambientais. Marte é o objectivo ideal. Embora as condições actuais da superfície do planeta

não sejam conclusivas acerca da sobrevivência da vida, Marte tem uma história inicial

semelhante à do início da Terra, tal como condições que serviram para o surgimento da vida.

Uma questão também muito importante é:

- Como é que a continuidade da evolução do planeta afectou o meio ambiente habitável e o

que é que aconteceu ao planeta Marte para tornar a sua superfície aparentemente inabitável

actualmente?

Uma missão espacial a Marte pode ajudar a responder às seguintes questões básicas

respeitantes à habitabilidade do Sistema Solar:

- Durante o período inicial na história dos planetas terrestres, quais eram as condições quando

a vida apareceu, pelo menos na Terra?

- A evolução geológica em Marte afectou o ambiente habitável?

- O que é que aconteceu ao planeta para tornar a sua superfície inabitável actualmente?

E finalmente,

- Houve, ou ainda há, vida em Marte?



Tendo em conta estas questões (e outras que poderão eventualmente surgir), torna-se

importante o desenvolvimento de missões espaciais cujos objectivos passem por investigar a

estrutura, a geoquímica e a mineralogia das rochas em várias localizações geológicas em

Marte. Desta forma os nossos conhecimentos acerca das origens e história geológica do

planeta vermelho podem aumentar consideravelmente.

Mars Express

A Mars Express encontra-se a mapear a superfície marciana e a monitorizar o seu sistema

climático, com novos instrumentos que tem providenciado grandes descobertas, revelando

recente vulcanismo, glaciares, reservatórios de gelo de água e permitindo também a

identificação de minerais que se evaporam e que se formaram na presença de água líquida.

Além disso, foram detectados traços de metano na atmosfera.

Novas características de Marte estão a ser reveladas, através das imagens a 3D com elevada

resolução, providenciadas pela câmara High Resolution Stereo Camera (HRSC) e também a

determinação da composição mineral através do estudo da luz visível e infravermelha

reflectida na superfície do planeta, com o espectómetro OMEGA Visible and Infrared

Mineralogical Mapping Spectrometer.

Por outro lado, é fundamental a recolha de dados que nos permitam obter informação sobre os

mecanismos que controlaram a evolução do ambiente marciano e a história da água em Marte.

É essencial que perguntas como, por exemplo, se as rochas se terão formado num ambiente de

água líquida, possam ser respondidas. Para que estes objectivos sejam atingidos é

fundamental que a missão espacial se faça acompanhar de um mini-laboratório integrado que

levará a cabo ensaios in situ e também procurará encontrar evidências da extinção da vida

neste planeta.

Há ainda que considerar a necessidade de equipar a missão com um instrumento de

perfuração e recolha de amostras, para que investigações geofísicas da profundidade e da



estrutura da crosta do planeta sejam feitas. Estes dados são necessários para compreender o

seu estado presente e a sua actividade. Investigar em condições específicas, nomeadamente

em terreno duro e alto e à sub-superfície, será essencial para identificar muitos ambientes

geológicos diferentes.

Há também que efectuar medidas das condições climáticas para traçar a evolução e as

condições do habitat em tempos remotos.

Figura 121: Meteorito ALH84001

Conclui-se que os objectivos enunciados pedem uma missão equipada com módulos de

reconhecimento, o que implica o desenvolvimento de novas tecnologias para estes aparelhos.

A sonda orbital será usada para transmitir as informações para a Terra e permitir, à distância,

melhorar o nosso conhecimento acerca do planeta, da sua atmosfera, do clima e do seu

ambiente magnético-plasma. A monitorização do ambiente é necessária para compreender a

condição actual do sistema e também para preparar as missões futuras.

Finalmente, um objectivo de grande prioridade, que deverá ser conseguido entre 2015 e 2025,

é o projecto Mars Sample Return – missão de retorno de amostras de Marte - que consiste na

recolha de amostras de locais seleccionados em Marte, já estudados por outros módulos de

reconhecimento. Enquanto medidas in situ em localizações múltiplas vão providenciar

informação valorizável, há algumas investigações que exigem análises em laboratórios

terrestres, incluindo medidas isotópicas, identificação microfóssil e datação.




Mars Sample Return, incluída no Programa Aurora

O Programa Aurora

O Programa Aurora resulta da estratégia da

Europa para alargamento dos seus

horizontes no estudo do espaço. Este

ambicioso programa foi concebido pela

União Europeia e pela ESA, em 2001. Os

objectivos do Programa Aurora remetem

para a exploração do Sistema Solar, para o

desenvolvimento da indústria tecnológica

e, essencialmente, para uma maior

motivação da Europa na procura de

resposta às grandes questões da

Humanidade: “Quem somos?”; “De onde

vimos?”; “Para onde vamos?”.

Figura 122: Visão artística do Programa Aurora

O Programa Aurora é um desafio que visa criar e executar um programa espacial europeu, a

longo prazo, de exploração robótica e humana no Sistema Solar. Os alvos principais deste

programa serão Marte, a Lua e os asteróides. Por outro lado, o Programa Aurora também tem

por objectivo a procura de vida noutros planetas. As missões futuras estarão equipadas com

sofisticados instrumentos capazes de investigar a existência de vida em outros planetas do

Sistema Solar.

Figura 123: Programa de Exploração Aurora



A ambição da descoberta, da exploração de novos mundos favorece a criação de tecnologia

capaz de promover essa mesma exploração. É um ciclo virtuoso! Aquando da elaboração do

Programa Aurora, a ESA abriu concurso a novas propostas de projectos de exploração

espacial. Em 2001, as comunidades científica e industrial responderam com mais de 300

novas ideias. Em 2002, a necessidade de projectos tecnológicos de implementação dos

programas de exploração espacial, levou a ESA a abrir novo concurso. Todas as propostas

foram apresentadas com um estudo da praticabilidade da missão, do tempo necessário para o

desenvolvimento da tecnologia e dos custos envolvidos. Entre os projectos recebidos está uma

missão a Plutão, fazendo escala na Lua, onde a Terra construirá uma base de lançamento. Por

altura de 2025 também se prevê uma missão humana internacional a Marte. Também neste

caso a Lua será ponto de passagem antes da longa viagem para Marte.

Figura 124: Visão artística da base lunar Aurora

Nos 20 anos que se seguem, as missões não tripuladas serão fundamentais na preparação das

missões humanas, colectando tanta informação quanto possível de forma a percebermos quais

as condições necessárias, ou seja, novas tecnologias, para colocar cientistas in situ e voltar a

trazê-los ao planeta Terra, em segurança.

As novas tecnologias serão igualmente fundamentais na procura de vida em Marte, ou noutros

planetas, ou luas. Estas missões transportarão instrumentos, tipo mini-laboratórios de exo-

biológia, e através das análises feitas in situ, poderão ser capazes de responder às grandes

questões: “Existe, ou alguma vez existiu, vida em algum dos corpos do Sistema Solar, à

excepção da Terra?”. À semelhança do que já vem a ser feito por outras missões, destas

espera-se também o retorno de amostras, a fim de serem estudadas em laboratórios na Terra.



Por outro lado, uma missão tripulada a Marte envolve quer a adaptação da tecnologia

desenvolvida, quer a inovação tecnológica, pois numa missão deste género há que considerar

novas necessidades adaptadas à presença humana. Em primeira instância há que criar sistemas

capazes de suportar a vida e permitir aos astronautas viver em ambientes tão hostis como o

espaço. Por outro lado, também serão necessários sistemas de propulsão que permitam

encurtar o tempo de viagem, assim como sistemas de navegação de precisão e aterragem,

entre outros.

Embora o Aurora seja um programa da ESA e promova a indústria europeia, muitas missões

envolverão a cooperação internacional. Por exemplo, o Canadá, que tem um acordo de

cooperação com a ESA, já se encontra a participar no programa Aurora.

O Programa de Exploração Aurora é um programa multi-disciplinar, uma vez que envolve

uma grande variedade de campos da ciência, da tecnologia e do espaço, e também um dos

maiores desafios da Europa, onde se encontram a trabalhar grandes mentes da actualidade.

Porquê Marte?

A recente descoberta de água em Marte

levantou a polémica acerca da provável

existência de vida, talvez extinta, em

Marte. Por outro lado, apesar de Marte ser

o segundo planeta mais próximo da Terra,

ainda se encontra à distância de meia

unidade astronómica, o que implica uma

viagem de longa duração, com todas as

implicações que isso possa trazer. Nunca o

Homem se aventurou numa missão

espacial tripulada a tão grandes distâncias,

pois a Lua encontra-se a uns meros 400

000 quilómetros. Com a tecnologia actual,

uma viagem a Marte, de ida e volta, levaria

cerca de dois anos. Por outro lado, há que

ter em conta o stress e a pressão

psicológica da tripulação, ao viver, por

longos períodos de tempo, confinados a

poucos metros. A experiência conseguida

com as estadias de alguns astronautas nas

estações espaciais, ou até em treinos

levados a cabo na Terra, serão de extrema

importância no estudo da forma de superar

tais obstáculos.

Figura 125: Há água em Marte!



Embora o objectivo final seja uma missão humana a Marte, antes que tal seja posto em

prática, muito trabalho de exploração e recolha de dados terá de ser feito. Um veículo de

retorno também terá de ser testado e várias missões suficientemente sofisticadas terão de

mostrar provas de que estão capacitadas para sustentar vida humana e de que a sua tecnologia

está apta a apoiar o trabalho de exploração humana.

ExoMars

A ExoMars será a primeira missão do Programa Aurora, cujo objectivo é caracterizar o

ambiente biológico de Marte. Os dados recolhidos fornecerão uma base mais alargada de

conhecimentos de exo-biologia, os quais nos permitirão avançar na procura de vida noutros

planetas. Esta missão tem também em vista a preparação para missões robóticas e humanas

futuras.

Figura 126: Visão artística da sonda orbital ExoMars

No que respeita à tecnologia, a ExoMars irá envolver uma sonda orbital em torno de Marte,

um módulo de descida e um veículo de reconhecimento de Marte. Este será incorporado no

módulo de descida, o qual será transportado pela sonda orbital até Marte. Na aterragem será

usado um sistema de travagem insuflável e um sistema de pára-quedas. Ambos os sistemas

são suficientemente robustos para sobreviver à entrada na atmosfera e permitir a exactidão no

processo de aterragem. Depois o módulo de descida abandonará o veículo de reconhecimento

à superfície do planeta vermelho. As informações serão então transmitidas para a sonda

orbital, que se manterá em órbita do planeta, e deste para a Terra.



Figura 127: Visão artística do módulo de descida da ExoMars

A vida do veículo de reconhecimento em Marte será alimentada pela energia solar captada

através de painéis solares. Este aparelho viajará pela superfície de Marte transportando

consigo um mini-laboratório de exo-biologia, de aproximadamente 40 quilogramas, um

sistema relativamente leve de perfuração da superfície e um conjunto de instrumentos

científicos capazes de detectar sinais de vida.

Figura 128: Visão artística do ExoMars rover a perfurar a superfície de Marte

Os objectivos da missão ExoMars trarão consigo um grande desenvolvimento tecnológico

empreendido pela indústria espacial europeia, mas também pela indústria dos países membros

da parceria, nomeadamente o Canadá. A fim de ser bem sucedida, a ExoMars requererá um

grande desenvolvimento dos sistemas de aterragem e de travagem insuflável, navegação,

autonomia, de fonte de energia e dos veículos de reconhecimento.



Mars Sample Return – Missão de retorno de amostras de Marte

A missão Mars Sample Return consiste num projecto cujo principal objectivo recai sobre a

recolha de amostras da superfície marciana, fazendo-as depois chegar à Terra para poderem

ser analisadas em laboratórios especializados e devidamente equipados com instrumentos de

análise criteriosa. As amostras serão transportadas em condições de isolamento extremo a fim

de se evitar a contaminação.

A Mars Sample Return é uma missão muito ambiciosa, pois implica o desenvolvimento de

muita e alta tecnologia. Para esta missão são necessários uma nave de transferência

Terra/Marte, uma sonda orbital de Marte, um módulo de descida, um módulo de ascensão e

um veículo de reentrada na atmosfera terrestre.

Quando a sonda orbital se encontrar em órbita de Marte e a “baixa” altitude, o módulo de

descida à superfície do planeta atracará e a plataforma de aterragem servirá como colector de

amostras e também como veículo de ascensão, o qual permitirá o regresso à Terra. Depois das

amostras recolhidas e guardadas no veículo de ascensão, este abandonará o planeta e partirá

ao encontro da nave de reentrada na atmosfera terrestre.

Figura 129: Visão artística do Mars Sample Return Orbiter

À semelhança da ExoMars, para esta missão também deverá ser desenvolvido um dispositivo

de travagem insuflável para ser usado na descida à superfície de Marte. Para a reentrada na

atmosfera da Terra serão necessários um sistema de pára-quedas e um sistema insuflável.



Figura 130: Visão artística da entrada, descida e aterragem na superfície de Marte da missão Mars Sample Return

O desenvolvimento e o projecto final da missão estão dependentes de alguns factores muito

importantes. Em primeira instância é necessário um conhecimento mais aprofundado das

características geológicas e ambientais de Marte para que se possa decidir acerca do melhor

sítio para a aterragem da nave. Em segundo lugar, será necessário desenvolver uma broca para

perfurar o solo marciano a fim de se recolherem amostras a alguma profundidade. Ao

contrário da atmosfera da Terra, a atmosfera de Marte não filtra a radiação, pois é muito

pouco densa. Assim a camada superficial de Marte deverá ser completamente estéril e daí a

necessidade de recolhermos as amostras a alguma profundidade.

Por outro lado, relativamente à protecção das amostras há que considerar que não só devemos

pensar em evitar a contaminação das amostras de Marte por organismos da Terra, mas

também é necessário evitar a contaminação da Terra por possíveis organismos de Marte.



Objectivos do Programa Aurora

Figura 131: Os primeiros passos à Lua, a Marte e além deles

As missões que acabei de descrever, ExoMars e Mars Sample Return, constituem os pilares

do Programa Aurora, na medida que através delas se irão procurar atingir os objectivos do

Aurora. Com estas missões terá também início o desenvolvimento tecnológico específico

inerente a este programa, tal como a preparação científica.

O Programa Aurora desenvolver-se-á, a longo prazo, em duas fases principais. A primeira

fase decorrerá entre 2005 e 2015 e consistirá no desenvolvimento de conhecimentos e

tecnologia para a implementação de uma missão humana à Lua e a Marte, ou seja, esta

primeira fase determinará a viabilidade de se prosseguir com tais missões.

A primeira fase será seguida por uma segunda fase a ocorrer entre 2015 e 2030, onde a

verificação e implementação dos esforços europeus, tal como a colaboração internacional,

serão desejados.

Os objectivos principais do Programa Aurora são duas missões com retorno de amostras a

Marte, a realizar entre 2011 e 2017, a decisão de avançar com uma missão humana a Marte, a

tomar em 2015, uma missão robótica a Marte e uma missão humana à Lua, a implementar

entre 2020 e 2025, e, por último, uma missão humana a Marte, entre 2025 e 2030.

Estas missões foram seleccionadas pelo Comité Consultivo do Programa de Exploração

(EPAC) entre um elevado número de propostas recebidas de toda a Europa e Canadá, em

2001. O EPAC é constituído por conselheiros científicos e técnicos independentes do

Director-Geral da ESA.



Exploração do Satélite Europa

A procura das origens da vida no Sistema Solar não se resume apenas ao planeta Marte. Por

outro lado, a lua de Júpiter, Europa, revelou, devido às suas características, a probabilidade da

existência de vida num possível oceano de água líquida existente por baixo de uma grande

camada de gelo.

Aquando da visita da missão Galileu, os resultados conseguidos foram de tal forma

surpreendentes, que levaram a NASA a decidir pelo prolongamento da missão Galileu por um

período de mais dois anos com vista a um melhor e maior mapeamento da superfície de

Europa.

As imagens de Europa revelam-se muito semelhantes a superfícies geladas do nosso planeta e

mostraram uma superfície lisa que não apresenta desníveis para além de algumas centenas de

metros, coberta de gelo de água. As crateras são quase inexistentes e apenas três têm mais de

5 quilómetros de diâmetro. As fotografias mostram objectos que parecem enormes icebergs.

Para além disto também se podem ver fracturas na superfície do gelo muito semelhantes às

que se observam no degelo da Antártida com a chegada da Primavera. Pelos motivos

apresentados, Europa é uma grande prioridade na procura de vida no Sistema Solar.

Figura 132: Ampliação da imagem de Europa onde se observam as fracturas na superfície de gelo

É importante determinar a estrutura interna de Europa e especialmente as suas fontes internas

de calor, embora se pense que a fonte de calor que mantém o oceano no estado líquido está

associada à interacção gravitacional com Júpiter, Io e Ganimedes.



As análises da composição do oceano e da crosta gelada são de uma grande importância para

podermos determinar o tipo de nutrientes presentes.

O plasma e a radiação à volta de Júpiter, tal como a sua interacção com Europa irão também

providenciar informação importante acerca da sobrevivência de qualquer forma de vida ao

longo da história desta lua.

Estes objectivos da ciência poderão ser conseguidos por um Europa orbiter and/or lander.

Apesar de muito desejado, uma nave europeia poderá não ser tecnologicamente possível entre

2015-2025.

Figura 133: Visão artística da missão Europa orbiter and/or lander


Europa orbiter and/or lander , incluída no Programa de Exploração de Júpiter

O Sistema Joviano é frequentemente comparado a um mini-sistema solar. Júpiter é o maior

planeta do Sistema Solar, um gigante gasoso que “aspirou” a estrela. Na realidade, Júpiter é

mais parecido com o Sol do que com a Terra, pois é essencialmente formado por hidrogénio,

constituindo cerca de 75% da sua massa, e hélio, na proporção de cerca de 25%, podendo

ainda encontrar-se metano, água, amónia e outros compostos de elementos mais pesados. Se

Júpiter tivesse algumas vezes mais massa do que a que tem seria eventualmente uma estrela.

A título de comparação, a massa deste planeta é 318 vezes maior do que a da Terra e constitui

1/1050 da massa do Sol. Em torno de Júpiter orbitam 63 satélites conhecidos, sendo quatro



deles conhecidos por galileanos, pois foram pela primeira vez observados por Galileu Galilei,

em 1610. Io, Europa, Ganimedes e Calisto são os satélites galileanos e também os maiores de

Júpiter.

Figura 134: Sistema Joviano

O Sistema Joviano é um dos alvos principais do programa espacial “Cosmic Vision 2015-

2025” e a sua lua Europa, pelos motivos já apresentados, que se prendem com probabilidade

da existência de vida num possível oceano de água líquida existente por baixo de uma grande

camada de gelo que cobre a superfície desta lua.

Figura 135: Visão global de Europa



Figura 136: Esquema da NASA, Agosto de 2000

Uma missão a este satélite teria o objectivo primordial de perfurar a camada superficial de

gelo, e “mergulhar” no gelado oceano de Europa. Um robot exploraria este oceano tanto

quanto possível na expectativa de encontrar indícios de vida. O robot consistiria num sistema

móvel que pode ser utilizado no contexto da exploração planetária. Estes robots movimentar-

se-iam dentro de água. Na Terra encontram-se vários exemplos da utilização destes veículos,

nomeadamente em trabalhos aquáticos de engenharia, na exploração e fins militares. Na

exploração do Sistema Solar, o uso de um robot deste tipo só foi, até hoje, solicitado para uma

missão a Europa. Neste caso, o ideal, seria um aparelho que fosse capaz de perfurar a camada



de gelo que cobre a superfície de Europa, que se pensa ter alguns quilómetros de espessura, e

ao mesmo tempo ser capaz de se deslocar nas águas do oceano submerso.

Figura 137: Visão artística do Europa Lander

Figura 138: Visão artística do Submarine Rover

O Grupo de Automatização e Robótica da ESA é responsável pela criação e manutenção da

base da indústria tecnológica para a automatização e controlo remoto das operações espaciais.

No entanto, no que concerne ao robot necessário à missão Europa Orbiter and/or Landers, o

Grupo de Automatização e Robótica da ESA ainda não revelou qualquer esforço no

desenvolvimento deste tipo de robots. Por outro lado, a forte radiação a que Europa está

sujeita, implica o desenvolvimento de tecnologia de modo a que a nave seja suficientemente

robusta. Desta forma, é provável que uma nave europeia possa não estar tecnologicamente

pronta a tempo de voar entre 2015-2025.

A missão Europa Orbiter and/or Landers é uma missão muito ambiciosa e, por esse motivo,

é importante referir o impacto científico que poderá advir desta investigação. Muitos são os

objectivos que se prendem com a missão Europa Orbiter and/or Landers, entre eles:



• Estudo das características da água líquida em Europa e da potencial actividade

biológica;

• Caracterização de Europa como objecto planetário, tal como Calisto e Ganimedes, em

termos da sua estrutura e evolução interna, fontes de energia, oceano interior e estado

da superfície.

A missão Europa Orbiter and/or Landers, quando for empreendida, seguirá o sucesso

conseguido pela Cassini-Huygens. A exploração de Europa e a possibilidade da existência de

vida num astro tão afastado do Sol é um estudo interessante.

No tema 3.2., “Como funciona o Sistema Solar?”, voltarei a referir esta missão no âmbito do

Programa de Exploração de Júpiter, onde abordarei novos objectivos previstos para a missão a

Europa.

Exploração das zonas polares do Sol

Por outro lado, o facto do satélite natural Europa estar continuamente sujeito a uma forte

radiação torna a vida praticamente impossível à sua superfície. Mas daqui também resulta um

importante aspecto a ser estudado: a interacção entre o Sol e o seu sistema planetário.

No que concerne à relação entre o Sol e a Terra, pode-se dizer que a habitabilidade neste

planeta é mantida pelo Sol que ilumina o planeta constantemente. Também o vento solar, que

se expande desde a corona solar através da heliosfera, arrastando consigo turbulentos campos

magnéticos, protege a Terra reduzindo o fluxo de raios cósmicos.

Assim, para caracterizar completamente as condições necessárias para a sobrevivência e

evolução da vida, nós devemos compreender o sistema magnético solar, a sua variabilidade,

as erupções solares e as interacções entre a heliosfera, as magnetosferas e atmosferas dos

planetas.

O nosso conhecimento acerca da estrutura do campo magnético do Sol poderá ser conseguido

com a missão Solar Polar Orbiter, especialmente se for efectuada a observação por cima dos

pólos, pois são zonas dificilmente observadas a partir da Terra.



Figura 139: Solar Polar Orbiter

3.2. Como funciona o Sistema Solar?

A procura das origens da vida deve começar no nosso próprio Sistema Solar. Compreender o

comportamento do Sol, como é que os planetas se conseguem proteger do campo magnético e

plasma solares, porque é que os planetas do Sistema Solar são tão diferentes uns dos outros e

como é que os pequenos corpos, tais como cometas e asteróides, nos irão revelar as nossas

origens, são alguns dos pontos sobre os quais assentam as questões propostas nestes tema.

As circunstâncias que tornam um planeta habitável são desconhecidas, mas devem depender

da actividade magnética da estrela vizinha, do comportamento do ambiente espacial em torno

dos planetas, do material que os planetas inicialmente agregaram, e mais ainda.

A exploração do Sistema Solar também acompanha muitas outras questões científicas de

fundamental importância, para além das origens da vida:

• Porque é que o Sol e as outras estrelas geram campos magnéticos?

• Porque é que estes campos resultam de uma corona a elevada temperatura e do vento

solar (ou estelar)?

• Como é que as atmosferas planetárias e magnetosferas respondem à interacção com o

vento solar?

• Porque é que os planetas e as luas têm tanta variedade de atmosferas e superfícies?

• O que determina a presença de água nos planetas, agora ou no passado?



• De que é que são feitos os cometas e asteróides e o que a sua constituição nos diz

sobre as origens do Sistema Solar?

Os cientistas europeus e a ESA têm tido um papel determinante na exploração do nosso

Sistema Solar nos últimos 40 anos, considerando estas e outras questões.

3.2.1. Do Sol ao Limite do Sistema Solar

Exploração do Sol e da Heliosfera

O Sol é “dono e senhor” do Sistema Solar. O nosso astro, através da sua radiação providencia

meios para sustentar a vida, pelo menos no nosso planeta, mas as manifestações da actividade

solar, que se devem ao campo magnético solar, contínuas e ocasionalmente violentas

oferecem meios para destruir essa mesma vida. São, por isso, importantes áreas a estudar, o

campo magnético do Sol e a interacção do vento solar com os ambientes planetários.

Figura 140: Actividade Solar - os filamentos escuros são proeminências

O campo magnético variável do Sol é directamente responsável pela alteração na emissão de

radiação solar ultravioleta e raios-X e está também relacionado com os ciclos solares e

possível influência nas variações climáticas. É responsável pela actividade solar, que ejecta o

plasma no espaço e que é depois transportado pelo vento solar, levando-o a interagir com os

ambientes planetários. O campo magnético solar está continuamente a ser gerado e a destruir-

se em intervalos de tempo que vão desde as fracções de segundo até décadas e os seus efeitos



preenchem a heliosfera, um espaço cujo volume se estende até pelo menos 10 mil milhões de

quilómetros do Sol.

Figura 141: Diagrama da Heliosfera no Sistema Solar

O campo magnético solar foi descoberto em 1952, no entanto ainda não existe um modelo

satisfatório que explique a estrutura global do campo magnético na superfície visível do Sol e

a sua determinação irá exigir observações de ambos os pólos.

Pensa-se que a origem do campo magnético solar está relacionada com um processo de

dínamo que ocorre na região de convecção. Para compreender a sua origem, há modelos que

permitem mapear o campo magnético tridimensional do Sol a partir das observações da

fotosfera, especialmente nos pólos, e imaginar a estrutura da subsuperfície através da

heliosismologia local e global. Desta forma, podemos obter uma imagem de como o campo é

transportado imediatamente abaixo da superfície. É assim fundamental o desenvolvimento de

uma missão Solar Polar Orbiter.

O campo magnético da corona solar provoca a emissões de raios-X e ultravioletas a partir da

corona. No entanto, técnicas importantes para medir aquele campo só agora estão a ser

desenvolvidas. No presente, algumas dessas técnicas estão a ser pioneiras usando

instrumentação colocada no solo. No entanto, a realização de tais observações a partir do

espaço é provável que venha a ser fundamental devido aos comprimentos de onda que não

atravessam a atmosfera terrestre, principalmente no domínio do ultravioleta.



Figura 142: Raios-X do Sol

O Sol e a heliosfera têm sido explorados pelas missões Ulysses e Observatório Heliosférico e

Solar (SOHO).

Ulysses

Ulysses produziu a primeira caracterização

tridimensional do Sol através do seu voo

pioneiro aos pólos solares, demonstrando

diferenças muito significativas entre o

mínimo e o máximo do ciclo de actividade,

assim como revelando grandes lacunas na

nossa compreensão de como ao campos

magnéticos e as partículas preenchem a

heliosfera.

Figura 143: Sonda Ulysses

SOHO

A SOHO tem usado técnicas pioneiras no estudo da superfície solar, através da

heliosismologia, revelando uma complexa série de movimentações que transportam energia e

campo magnético através da zona de convecção solar.



Os instrumentos de observação da corona a bordo da SOHO têm revelado uma nova corona

solar, dinâmica e multitermal que tem forçado os cientistas a repensar as suas ideias de como

a corona é aquecida.

Finalmente, a SOHO tem demonstrado que a ligação entre as erupções solares massivas e as

perturbações no ambiente espacial da Terra, são dominadas pelas ejecções de massa a partir

da corona.

Figura 144: Módulo Payload da SOHO, constituído por 12 instrumentos

No futuro, a missão Polar Solar Orbiter da ESA irá examinar o Sol de pontos únicos no que

concerne a dois aspectos: a cerca de 1/5 de distância Sol-Terra, e muito próximo dos pólos

solares, como já foi referido.


Solar Polar Orbiter

O Sol e a sua heliosfera têm sido explorados pelas missões Ulysses e pelo Observatório Solar

e Heliosférico (SOHO). A 6 de Outubro de 1990, a sonda Ulysses, uma missão conjunta entre

a Europa e os Estado Unidos, foi enviada com o objectivo de estudar as regiões polares do

Sol. Ulysses sobrevoa os pólos do Sol a cada cinco anos para observar a nossa estrela sobre

direcções inacessíveis a partir da Terra. O Observatório Solar e Heliosférico (SOHO), lançado



em 1995, também um projecto europeu e norte-americano, foi destinado a estudar a corona e a

actividade solar desde o espaço. Estas missões já fizeram muitas descobertas surpreendentes

sobre o Sol e de como as suas erupções afectam a vida na Terra.

Em 1998, dum encontro de cientistas europeus, ocorrido em Tenerife, saiu um relatório que

traçaria o caminho da astronomia solar europeia para os próximos anos. Uma das ideias

contidas neste relatório previa a realização de uma missão capaz de revelar imagens do Sol

em todo o espectro electromagnético. A tecnologia necessária seria parecida à usada na

missão SOHO, mas a trajectória a efectuar pelo aparelho seria semelhante à prevista para a

sonda Ulysses, ou seja, fora do plano da eclíptica. Uma segunda ideia passava por aproximar a

sonda a uma distância de cerca de metade da distância de Mercúrio ao Sol, ou seja,

aproximadamente 0,15 unidades astronómicas, e obter imagens de elevada resolução.

Em 1999, o resultado de um estudo combinava estas duas ideias numa só missão, a qual se

aproximaria do Sol a uma distância mínima de 45 raios solares, uma vez que a esta distância

os painéis solares atingiriam o limite máximo de calor que seriam capazes de suportar. A

orbitar a 45 raios solares, a sonda não conseguiria uma órbita co-rotatória, mas muito perto

disso. Por outro lado, foi definido que a missão iria usar a propulsão por energia solar, a vela

solar.

Figura 145: Tecnologia requerida para o desenvolvimento do Solar Polar Orbiter baseado no sistema de

propulsão da vela solar



A missão Solar Polar Orbiter será controlada e financiada pela ESA, mas com uma forte

colaboração internacional, nomeadamente da NASA.

A missão Solar Polar Orbiter será a primeira sonda a revelar as características das regiões

polares do Sol, a uma distância de apenas 45 raios solares, ou 0,21 unidades astronómicas.

Os objectivos científicos da Solar Polar Orbiter são:

• Observar a extensão global e a dinâmica dos efeitos das ejecções de massa a partir da

corona solar;

• Identificar as fontes, a estrutura longitudinal, a curva rotacional e a variabilidade no

tempo das características coronais;

• Estabelecer relação entre as observações das partículas e do campo magnético e as

imagens do Sol, da corona solar e da heliosfera, ao longo de todas as latitudes;

• Determinar as estruturas magnéticas e os padrões de convecção nas regiões polares;

• Seguir a evolução das estruturas solares durante uma rotação solar completa.

A Solar Polar Orbiter consiste numa única nave espacial,

lançada a partir de um Soyuz Fregat 2B, em Kourou.

Figura 146: Foguetão Soyuz na plataforma de lançamento

A nave espacial utilizará uma vela solar para aproximar a sua órbita em torno do Sol a menos

de 0,5 unidades astronómicas deste, antes de aumentar a sua inclinação. A nave aproveitará a

gravidade de Vénus para se impulsionar para uma órbita mais inclinada, o que lhe permitirá

visualizar claramente as zonas polares do Sol, o que constitui um dos objectivos principais da

missão. Após quatro anos aproximadamente, os instrumentos do Solar Polar Orbiter poderão

efectuar observações do Sol de um ângulo de 83 graus relativamente à eclíptica. Nesse



momento ocorrerá a separação da vela solar a fim de se poderem executar as medições

científicas para que foi destinada.

Figura 147: Trajectória do Solar Polar Orbiter

A sonda orbital solar irá enfrentar a radiação solar a um quinto da distância Terra-Sol, onde a

luz solar é 25 vezes mais intensa do que na Terra. A nave espacial terá também de resistir às

enormes erupções solares e consequente elevação da quantidade de partículas carregadas

projectadas a partir da atmosfera solar. A tecnologia a desenvolver para a Solar Polar Orbiter

terá como ponto de referência a missão BepiColombo a Mercúrio. Mercúrio é o planeta mais

próximo do Sol e, como tal, a sonda foi projectada com vista a suportar as elevadas

temperaturas que se fazem sentir na vizinhança de Mercúrio. Assim, todo o equipamento e

instrumentos serão construídos para resistir ao calor. Será implementado o sistema de

propulsão usando a energia solar, a vela solar.

Superados os desafios tecnológicos inerentes a esta missão, os resultados obtidos poderão ser

surpreendentes. Esperam-se imagens com quase dez vezes maior resolução do que a melhor

imagem conseguida até hoje.

A sonda orbital solar terá uma massa total de 1600 quilogramas na altura do lançamento. Dois

conjuntos de instrumentos constituirão, de grosso modo, a nossa nave. Um conjunto será

formado por detectores para estudar partículas e acontecimentos nas vizinhanças da sonda. O

seu objectivo consiste essencialmente em detectar partículas electricamente carregadas e

campos magnéticos associados ao vento solar, entre outros. O segundo conjunto de

instrumentos observará a superfície do Sol do ponto de vista da sonda solar. O gás

atmosférico é facilmente observado devido à forte emissão de radiação ultravioleta de baixo



comprimento de onda. A atmosfera superior do Sol será revelada pelos coronografos de

ultravioleta e luz visível. A observação no visível da superfície e a medição de campos

magnéticos locais será feita usando um telescópio e um magnetómetro de alta resolução. Um

radiómetro medirá a variação energética emitida pelo Sol.

Como já referi, o conceito de Solar Polar Orbiter emprega uma vela solar quadrada com uma

área total de aproximadamente 25 000 m2.

A vela solar constitui um processo de propulsão da nave espacial usando grandes espelhos de

membrana e funciona devido à pressão da radiação e não precisa de combustível. A pressão

da radiação exercida na vela solar é pequena e diminui com o quadrado da distância, mas,

enquanto a vela estiver desdobrada, é constante.

Figura 148: Vela Solar

Figura 149: Vela Solar

Como funciona uma vela solar?

A nave espacial desdobra um grande espelho de membrana que reflecte a luz solar. A pressão

exercida pela radiação no espelho, ou seja, na vela, permite alterar a sua inclinação e a sua

distância. A vela orbita, logo não precisa de pairar, de se aproximar ou afastar do Sol. O seu

sistema de membrana permite-lhe alterar a sua órbita. Quase todas as missões poderiam

utilizar uma vela solar para alterar as suas órbitas, em vez de se aproximarem ou afastarem do



astro em questão. A máxima eficiência da vela solar é conseguida quando ela é projectada

para orbitar próxima do Sol, onde a elevada intensidade da radiação solar aumenta a pressão

exercida no aparelho. Por esta razão, a maioria das velas são projectadas para suportarem altas

temperaturas. Uma aproximação ao Sol pode ter diferentes objectivos, entre eles a exploração

dos pólos solares a curta distância, o qual constitui o objectivo da missão Solar Polar Orbiter.

Tabela 14: Características da vela solar

Características do Sail

Aceleração mm/s2 0,42

Lado da frente da vela solar (m) ~150

Carregamento do conjunto da vela solar (g/m2) 8

Espessura da vela solar 2 mícrons

O material da vela tem de ser leve e desenvolvido com as propriedades ópticas que o sistema

requer. Estas propriedades deverão ser preservadas ao longo da fase de vela, ou seja, enquanto

esta se mantiver desdobrada.

Figura 150: Movimento orbital em torno do Sol induzido pela acção do fluxo solar na vela

Exploração da Magnetosfera Terrestre

A expansão da atmosfera solar preenche a heliosfera com o plasma e o campo magnético que

são colectivamente conhecidos como vento solar. Alguns planetas (Mercúrio, Terra e os

gigantes gasosos) têm campos magnéticos que providenciam campos protectores parciais.



Marte tem uma fina atmosfera e um campo magnético muito fraco, enquanto Vénus tem uma

atmosfera densa e não tem campo magnético. Com tantos planetas diferentes, o Sistema Solar

providencia uma grande variedade de laboratórios para estudar as possíveis interacções dos

exo-planetas com as suas respectivas estrelas.

Figura 151: A interacção do vento solar com a magnetosfera terrestre dá forma ao ambiente de plasma no espaço

próximo da Terra

Enquanto que as magnetosferas planetárias ocupam vastas regiões do espaço (acima de 10

milhões de quilómetros no caso de Júpiter), a interacção entre os campos magnéticos do

planeta e do Sol ocorre numa escala entre poucos quilómetros e alguns raios planetários.

Assim sendo, as medidas não têm sido feitas nas pequenas escalas exigidas, mesmo na

magnetosfera da Terra. Para compreender os processos genéricos da física do plasma, é

necessário mudar da Cluster, que tem quatro satélites a operar em conjunto a distâncias

relativamente grandes, para um número muito maior de observações simultâneas. A

possibilidade de usar uma frota de satélites na missão Earth Magnetospheric Swarm seria

uma mais valia e também um projecto muito interessante a desenvolver na escala de tempo do

Cosmic Vision 2015-2025.

O ambiente espacial da Terra foi explorado pela HEOS-1 e HEOS-2 em tempos da

Organização da Investigação Espacial Europeia, anterior à ESA, e mais recentemente pelas

pioneiras e inovadoras quatro nave espaciais da missão Cluster.

Pela primeira vez, na magnetosfera da Terra, tem sido possível obter medidas precisas do

movimento dos plasmas lá encontrados, assim como da forma das fronteiras que se estendem

entre os campos magnéticos terrestre e solar. É agora claro que o Sol e o vento solar exercem



uma enorme influência sobre a magnetosfera terrestre. Cluster, juntamente com a missão

Double Star, levada a cabo em colaboração com a Agência Espacial Chinesa, têm também

revelado pela primeira vez novos dados sobre esta interacção.

Cluster

A missão Cluster consiste num conjunto de quatro naves espaciais postas a orbitar em torno

da Terra. Cada nave espacial carrega um conjunto de 11 instrumentos para investigar as

partículas eléctricas do vento solar e os campos magnéticos. Este programa tem

providenciado valiosa informação, a três dimensões, acerca do vento solar e da forma como

este afecta o nosso planeta. As quatro naves Cluster passaram vários anos a sair e entrar no

campo magnético terrestre, de forma de estudarem, a pormenor, a interacção entre campos

magnéticos terrestres e solares.

Figura 152: Visão artística das quatro naves da missão Cluster

O Sol emite continuamente um gás de partículas ionizadas que arrasta consigo o campo

magnético solar através do espaço. A magnetosfera é camada da atmosfera terrestre,

controlada pelo campo magnético da Terra, que protege o nosso planeta do vento solar. No

entanto, nas zonas polares, o vento solar consegue penetrar nas camadas superiores da

atmosfera. As partículas energéticas do vento solar chocam com os átomos e moléculas que

encontram na atmosfera superior e originam belos espectáculos de luzes denominados auroras

polares. Cada colisão fornece energia aos átomos, excitando-os. Á medida que estes átomos

regressam ao estado fundamental, emitem a energia anteriormente recebida sob a forma de

fotões, denominando-se este fenómeno de fluorescência. De um modo geral, o efeito

luminoso das auroras deve-se à emissão de fotões pelos átomos de oxigénio presentes nas



mais altas camadas da atmosfera terrestre, essencialmente na zona do espectro associada ao

verde. No entanto, o vento solar também pode atingir camadas mais baixas da atmosfera onde

a excitação dos átomos de azoto (predominantes nestas zonas) e de oxigénio origina a emissão

de fotões na zona do espectro associada ao vermelho.

Os objectivos da Cluster passam por determinar os processos físicos envolvidos na interacção

entre o vento solar e a magnetosfera, que se pensa conseguir com a visita e estudo destas

regiões. O mapeamento, a três dimensões, das estruturas do plasma contido nestas regiões e as

medidas da quantidade de plasma no tempo e no espaço são também objectos de estudo.

A importância da compreensão da interacção entre o vento solar e a magnetosfera e como os

níveis de plasma na magnetosfera são afectados é fundamental para que nos possamos

preparar para os efeitos repentinos e turbulentos da radiação solar na Terra.

O tempo de vida previsto inicialmente para esta missão seria de Fevereiro de 2001 a

Dezembro de 2005. Entretanto, em Fevereiro de 2005, a ESA aprovou a extensão da missão

até Dezembro de 2009.

Double Star

Figura 153: Double Star

A missão Double Star seguiu os passos da Cluster, estudando os efeitos do Sol no ambiente

terrestre, nomeadamente explorando a magnetosfera da Terra. Como o seu nome sugere, a

missão Double Star envolve dois satélites. Cada um destes objectos foi projectado,

desenvolvido, lançado e operado pela Agência Espacial Chinesa. Os dois satélites mantêm-se

em órbitas complementares em torno da Terra, uma nave voa numa órbita polar, enquanto que

a outra nave órbita em torno do equador terrestre. Esta configuração orbital permite aos



cientistas obter dados simultâneos da variação campo magnético e das partículas eléctricas,

em diferentes regiões da magnetosfera.

Os dois satélites da missão Double Star foram lançados a partir de locais diferentes na China

e em datas diferentes, Dezembro de 2003 e Julho de 2004.

Um importante facto que determinou a participação da ESA no projecto Double Star foi a

inclusão de sete instrumentos semelhantes aqueles que integram actualmente a Cluster. Um

instrumento europeu adicional consiste num tonalizador que monitoriza átomos energéticos

neutros na magnetosfera da Terra.

Uma vantagem adicional deste programa consiste na possibilidade de sincronizar as duas

órbitas dos satélites da missão Double Star com as órbitas dos quatro satélites da missão

Cluster, de forma que as seis naves espaciais se encontrem a explorar a mesma região do

espaço, simultaneamente.


Earth Magnetospheric Swarm

A zona do espaço próxima da Terra, onde a magnetosfera da Terra interage com o vento solar,

é um laboratório natural e acessível para estudar os processos dinâmicos e complexos do

plasma do espaço.

A missão Earth Magnetospheric Swarm foi seleccionada em 2004 e compreende uma frota

de satélites em órbitas a baixa altitude e com passagens perto dos pólos. O seu lançamento

está previsto para 2010. A missão Earth Magnetospheric Swarm visa fornecer a melhor

exploração de sempre do campo geomagnético e da sua evolução temporal, com vista a

melhorar a nossa compreensão do interior da Terra, do clima e do seu efeito no espaço

circundante, isto é, na vasta região em torno da Terra, onde os processos electrodinâmicos são

influenciados pelo campo magnético terrestre.



O conceito da missão Earth Magnetospheric Swarm consiste numa frota de 12 satélites

distribuídos por três órbitas polares distintas entre os 400 e os 550 quilómetros de altitude.

Cada satélite fornecerá medidas de alta precisão e elevada resolução da intensidade e do

sentido do campo magnético terrestre. A combinação dos dados obtidos por cada um dos

satélites da frota permitirão desenvolver modelos das várias fontes possíveis do campo

magnético terrestre.

Por outro lado, os receptores do GPS, que consistem num acelerómetro e num instrumento do

campo eléctrico, fornecerão informação suplementar ao estudarem a interacção do campo

magnético com outras características físicas terrestres, como, por exemplo, o Swarm poderá

informar acerca dos movimentos dos oceanos.

Nos diferentes satélites que compõem a frota da missão Earth Magnetospheric Swarm existe

uma nova geração de magnetómetros que permitirão fazer mediações simultaneamente a

partir de diferentes regiões da Terra. A monitorização da variação das características do campo magnético no tempo será feita pelo

Swarm, o que revela um grande progresso relativamente ao método actual, o qual é baseado

em estudos estatísticos e observações da Terra.

Os modelos do campo magnético terrestre que resultarão da missão Earth Magnetospheric

Swarm promoverão a nossa compreensão dos processos atmosféricos relacionados com o

clima e ensinar-nos-ão a lidar com os perigos da radiação. O campo magnético protege-nos

das partículas altamente energéticas do Sol e do espaço exterior. A monitorização contínua do

campo magnético em órbitas de baixa altitude, tal como os modelos que daí vêm, têm um

importante papel na previsão de eventuais perigos relacionados com a radiação que nos chega

do espaço.

Os campos magnéticos desempenham um importante papel em muitos processos físicos em

todo o Universo. No caso particular do planeta Terra, o seu forte, grande e complicado campo

magnético é produzido por um efeito de dínamo auto-sustentável no núcleo metálico fundido.

No entanto, os dados disponíveis são de medidas feitas à superfície ou muito perto dela e,

como tal, reflectem a sobreposição do campo magnético originado no núcleo metálico

fundido com os campos gerados por rochas magnetizadas na crosta de terra, correntes



eléctricas que fluem na ionosfera, magnetosfera e oceanos, e pelas correntes induzidas na terra

por campos externos variáveis no tempo.

É agora compreensível a necessidade de uma separação e compreensão detalhada dos

processos internos e externos que contribuem para a formação de campos magnéticos da

Terra. A missão Earth Magnetospheric Swarm visa estes objectivos para além de um novo

estudo detalhado do campo litosférico.

A compreensão do campo magnético é também importante no conhecimento do ambiente

externo da Terra. Resultados recentes da missão alemã CHAMP indicaram que a densidade do

ar está afectada localmente pela actividade geomagnética.

A missão Earth Magnetospheric Swarm é referida no Cosmic Vision 2015-2025 como um

projecto candidato para o estudo dos processos do plasma, em diferentes escalas de medida,

como parte de uma estratégia possível para responder à pergunta “Como funciona o Sistema

Solar?”

Os três domínios fundamentais e universais dos processos do plasma espacial são os choques,

a reconexão e a turbulência. Estes três fenómenos envolvem variações temporais, não-lineares

e interacções multi-escalares que geram as estruturas complexas do plasma.

Figura 154: Bow shock junto a uma estrela jovem - NASA e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

As três escalas de comprimento, que correspondem às distâncias típicas no espaço próximo da

Terra, dividem-se em: escala cinética do electrão (~10 quilómetros), escala cinética do ião

(~100 - 1000 quilómetros) e líquido magneto-hidrodinâmico ou macro-escala (~5000 - 10 000

quilómetros).



O projecto para a missão Earth Magnetospheric Swarm consistirá então numa frota de naves

espaciais equipadas com instrumentos desenvolvidos para o estudo do plasma, colocadas

numa órbita altamente elíptica em torno da Terra. Uma órbita com passagens perto do

equador é ideal para a investigação e estudo detalhado das seguintes regiões: bow shock,

magnetosheath e magnetotail.

Figura 155: Órbita com passagens perto do equador e altamente elíptica da missão Earth Magnetospheric Swarm

O número de naves espaciais, o número de instrumentos desenvolvidos para o estudo do

plasma, tal como a configuração da constelação de naves ainda estão em estudo. No entanto e

até à altura, pensa-se que a melhor configuração científica passa por um conjunto de três

tetraedros concêntricos. Cada tetraedro será destinado a uma escala e portará quatro naves

espaciais.

Figura 156: Proposta da configuração científica da missão Earth Magnetospheric Swarm



Exploração da Magnetosfera de Júpiter e Processos Associados

A magnetosfera de Júpiter é outro excelente laboratório para estudar a forma como os plasmas

se comportam no espaço.

Por um lado, podemos comparar o Sol e Júpiter a um sistema estelar binário, pois Júpiter

possui uma rápida rotação, um forte campo magnético e fontes internas de calor. Este gigante

gasoso torna-se assim o ambiente mais acessível para estudar processos fundamentais, tais

como as interacções do plasma com gás neutro e com os satélites naturais do planeta, a

estabilidade dos magnetodiscos, a relaxação da energia rotacional e processos energéticos

associados e a perda de momento angular resultante das interacções magneto-plasma. Os

últimos dois processos referidos são importantes na compreensão de mecanismos de

agregação que levam à formação de sistemas planetários.

Um grupo de pelo menos três naves espaciais a operar conjuntamente com sofisticados

instrumentos de análise de plasma, como parte do Programa de Exploração de Júpiter -

Jupiter Exploration Programme - irá permitir os primeiros avanços fundamentais na

compreensão da estrutura e da dinâmica deste ambiente de plasma.

O Sistema Joviano é frequentemente comparado a um mini-sistema solar e é um dos

principais alvos do programa espacial Cosmic Vision 2015-2025.

Os objectivos científicos do Programa de Exploração de Júpiter passam pelo estudo da

origem, da formação e da evolução do Sistema Joviano, estudo da composição e dinâmica da

atmosfera de Júpiter e estudo dos fenómenos magnetosféricos e da magnetosfera comparativa.

No tema que se segue “Os Planetas Gigantes e os Seus Ambientes”, uma atenção especial será

dada a Júpiter, pois juntamente com o seu sistema de anéis, os seus 63 satélites conhecidos, os

seus complexos ambientes de poeiras, gás e plasma, constitui uma boa analogia de um mini-

sistema solar, como já foi referido. Estudá-lo pode ajudar a construir uma compreensão firme

da formação em larga escala dos sistemas planetários. Assim, o Programa de Exploração de

Júpiter será abordado e explorado no tema que se segue.



Exploração das Magnetosferas de Outros Planetas

BepiColombo

A comunidade espacial de plasma está ansiosa pela exploração da enigmática magnetosfera

do planeta Mercúrio como parte da ESA-JAXA Missão BepiColombo.

A missão BepiColombo consiste em duas sondas orbitais individuais: a sonda Planetária de

Mercúrio (MPO), a qual fará o mapeamento da superfície de Mercúrio, e a sonda

Magnetosférica de Mercúrio (MMO), que investigará a magnetosfera do planeta. Esta sonda

constitui um projecto ambicioso e dispendioso.

Figura 157: Visão artística da missão BepiColombo

A missão BepiColombo constitui um verdadeiro desafio, porque a órbita de Mercúrio é muito

próxima do Sol, o que torna muito difícil colocar uma nave espacial numa órbita estável em

torno de Mercúrio, devido à força da gravidade exercida pela nossa estrela. Deve-se também a

esta distância, a dificuldade em observar o planeta a partir da Terra, pois o brilho do Sol

obscurece o pequeno planeta.

Exploração do Meio Interestelar

A fronteira da heliosfera, que traça a separação do meio interestelar, é a heliopausa. Aqui

termina a influência do campo magnético solar. Uma missão a esta região permitir-nos-ia

investigar in situ, pela primeira vez, o ambiente interestelar, certamente muito diferente do

Sistema Solar. Uma Interstellar Heliopause Mission iria poder atravessar os limites do meio



interestelar e providenciar as primeiras verdadeiras medidas deste meio, observando

directamente a interacção entre os vários componentes do meio interestelar – plasma, poeiras,

campos magnéticos e átomos neutros – com Sistema Solar.


Interstellar Heliopause Probe

O limite da interacção entre o vento solar e o plasma interestelar constitui a denominada

heliopausa. Esta zona delimita a heliosfera, definindo os limites do reino do Sol.

O vento solar protege os astros incluídos na heliosfera das partículas energéticas e dos campos

magnéticos do meio interestelar. A observação destes dois últimos fenómenos tem de ser

obrigatoriamente feita para além dos limites da heliosfera.

Figura 158: Zona fronteiriça entre a Heliosfera e o Meio Interestelar (ESA & Lotfi Ben Jaffel, Martin

Kornmesser e Lars Lindberg Christensen)

Uma missão aos limites da heliosfera, nomeadamente à heliopausa e para além desta, consiste

num grande desafio tecnológico, pois estamos a falar de distâncias na ordem das 200 unidades

astronómicas do Sol. Desta forma, o desenvolvimento de tecnologias indispensáveis a esta

missão seriam aproveitadas para futuras missões planetárias exteriores.



Os verdadeiros objectivos duma Interstellar Heliopause Mission prendem-se com a

possibilidade de poder atravessar os limites do meio interestelar e providenciar as primeiras

verdadeiras medidas deste meio, observando directamente a interacção entre os vários

componentes do meio interestelar com o Sistema Solar. Desta forma poderiam surgir as

respostas ás seguintes questões:

- Qual a natureza do meio interestelar?

- Como é que o meio interestelar afecta o Sistema Solar?

- Quais as características da zona fronteiriça entre o Sistema Solar e o meio interestelar?

A tecnologia necessária à missão Interstellar Heliopause Mission passa por desenvolver

instrumentação que transporte a nave aos confins do Sistema Solar, isto é, a uma distância de

200 unidades astronómicas, não ultrapassando os 25 anos terrestres de viagem. Para alcançar

o meio interestelar no menor intervalo de tempo, a Interstellar Heliopause Mission terá de

ser lançada na direcção das seguintes coordenadas: 7,5º de latitude e 254,5º de longitude,

relativamente ao plano da elíptica.

Figura 159: Representação da Interstellar Heliopause Mission

O sistema de propulsão da nave consistirá numa vela solar capaz de atingir uma aceleração de

1,1 mm/s2. Para obter a velocidade de escape do Sistema Solar, a Interstellar Heliopause

Mission fará duas aproximações ao Sol.

Da nave espacial farão parte diferentes instrumentos que consistem em:

• Um analisador do plasma;

• Uma experiência cujo objectivo é detectar a emissão de ondas rádio a partir do

plasma;

• Um magnetómetro;



• Um detector de átomos electricamente neutros ou carregados;

• Um detector energético de partículas;

• Um analisador de poeiras;

• Um fotómetro de ultravioleta.

A composição elementar e isotópica do plasma, tal como os níveis de energia associados à

variação temporal são determinados pelo analisador do plasma; as medidas de campo

magnético serão efectuadas pelo magnetómetro; a distribuição dos níveis de energia, da

composição, da massa e da energia de átomos neutros é determinada pelo detector de átomos

electricamente neutros ou carregados; a detecção dos níveis energéticos de raios cósmicos

será feita pelo detector energético de partículas; os níveis energéticos, a massa e a composição

das partículas de poeira serão medidas pelo analisador de poeira; por último, a densidade do

hidrogénio será medida pelo fotómetro de ultravioleta.

A Interstellar Heliopause Mission envolve o desenvolvimento de alta tecnologia a outros

níveis. A vela solar consiste um processo de propulsão da nave espacial usando grandes

espelhos de membrana. A vela solar funciona devido à pressão da radiação e não precisa de

combustível. Desta forma, as velas solares requerem estruturas de grandes dimensões. No

caso particular da vela para a Interstellar Heliopause Mission, a sua área rondará os 50 000

m2 e o seu desdobramento constituirá um enorme desafio. Para este fim terá de ser

desenvolvido um mecanismo de distribuição suficientemente estável e seguro, para que o

desdobramento da vela ocorra sem quaisquer danos ou rupturas da estrutura. Este mecanismo

de distribuição da vela tem de ser construído num material muito leve, cuja massa ronda os

100 gramas por metro e um comprimento aproximado de 120 metros. Por outro lado, o

material da vela terá de suportar um fluxo 16 vezes superior ao fluxo solar recebido na Terra.

Assim, é fundamental que o material da vela seja desenvolvido com propriedades ópticas que

o sistema requer. Estas propriedades deverão ser preservadas ao longo da existência da vela.

Um factor muito importante a ter em conta, consiste nas fontes de energia alternativas a que o

aparelho terá de recorrer uma vez que para além da órbita de Júpiter, o fluxo da radiação solar

baixa significativamente e se torna ineficiente. A única alternativa passa pelo uso de energia

nuclear.



3.2.2. Os Planetas Gigantes e os Seus Ambientes

Juntamente com o Sol e o meio interplanetário, o Sistema Solar é constituído por oito planetas

principais e respectivas luas, planetas anões, asteróides, meteoróides, cometas e poeira

interplanetária.

Como é que surgiu este ambiente único?

Como é que o Sistema Solar evoluiu desde a sua formação?

Estas são questões científicas de grande importância e encontrar uma resposta envolve o

estudo detalhado de todos os objectos que compõem o Sistema Solar.

A ESA tem estudado a grande parte dos astros do Sistema Solar. O sistema Saturno/Titã tem

vindo a ser estudado com a missão Cassini-Huygens, a Lua recebeu a SMART – 1, Mars

Express e Vénus Express já foram lançadas rumo aos respectivos planetas e a missão

BepiColombo está a ser preparada para Mercúrio.

Um objectivo principal do programa espacial Cosmic Vision 2015-2025 é agora uma

exploração aprofundada do mais próximo planeta gigante no Sistema Solar exterior.

O planeta Júpiter, juntamente com o seu sistema de anéis, os seus 63 satélites conhecidos, os

seus complexos ambientes de poeiras, gás e plasma, constitui uma boa analogia de um mini-

sistema solar. Estudá-lo pode ajudar a construir uma compreensão firme da formação em

larga escala dos sistemas planetários.

Actualmente, a exploração in situ do Sistema Solar é a única forma de examinarmos os

planetas gigantes em detalhe e elaborar teorias fundamentadas acerca da sua formação.

Na exploração dos sistemas planetários gigantes surgem questões importantes, das quais se

podem salientar as seguintes:

- Como se formaram os planetas e respectivas luas a partir da nebulosa solar?

Os diferentes cenários de formação precisam de ser analisados e testados.



- Qual é a estrutura interna dos planetas gigantes? Os planetas gigantes terão um núcleo

sólido? E de que tamanho?

Estas questões podem ser respondidas levando a cabo investigações in situ, bem como

efectuando medidas precisas da gravidade planetária e campos magnéticos.

- Quais são os processos envolvidos na formação e evolução das atmosferas desses planetas e

suas luas?

Uma exploração à semelhança da que foi feita pela missão de Cassini-Huygens na lua de

Saturno, Titã, será necessária para obtermos resposta a esta pergunta.

- Qual é a estrutura interna e da sub-superfície dos satélites dos planetas gigantes,

especialmente os mais gelados? Qual é a sua história geológica? Como é que isso reflecte a

sua formação?

Para respondermos a estas perguntas é necessário estudar a gravidade, os campos magnéticos,

assim como a morfologia, a topografia, a mineralogia e a composição.

- Como é que o plasma e o ambiente de gases e poeiras se juntam no planeta central gigante,

nos seus satélites e anéis e no meio interplanetário?

As medidas in situ precisam de ser relacionadas com o plasma que provém do vento solar, das

luas, tais como Io, e do próprio planeta. Também a rotação planetária e a consequências de

qualquer actividade magnetosférica, tais como auroras, precisam de ser consideradas.

O grande número e a variedade de questões que se põem sugerem uma série de missões a um

gigante gasoso como Júpiter. Espera-se assim obter um conhecimento mais alargado acerca

da composição e da dinâmica atmosférica, dos campos magnéticos e gravitacionais, dos

plasmas, das superfícies planetárias e das superfícies dos satélites.




Programa de Exploração de Júpiter - Jupiter Exploration Programme;

Sondas a Júpiter - Jupiter Probes;

Módulo de Reconhecimento a Europa - Europa Lander

Programa de Exploração de Júpiter

O Programa de Exploração de Júpiter aponta para diferentes objectivos que determinam a

necessidade do desenvolvimento de uma série de novas tecnologias divididas em três tópicos

principais:

• Jovian Minisat Explorer (JME)

• Jupiter Entry Probe (JEP)

• Jovian System Explorer (JSE)

O Jovian Minisat Explorer (JME) será usado na exploração do Sistema Joviano, em particular

da lua Europa, o Jupiter Entry Probe (JEP) consiste na sonda que será usada na exploração in

situ da atmosfera de Júpiter até à pressão máxima de 100 bar e, por último, Jovian System

Explorer (JSE) cujo objectivo será o estudo da magnetosfera de Júpiter e do Sistema Joviano.

Jovian Minisat Explorer (JME)

Figura 160: Jovian Minisat Explorer (JME)

A praticabilidade de uma missão ao Sistema Joviano, nomeadamente à lua Europa, está a ser

estudada. No entanto, pelos motivos já apresentados no tema 3.1.1., uma nave europeia

poderá não estar tecnologicamente pronta a tempo de voar entre 2015-2025.



Europa é um dos poucos lugares no Sistema Solar onde se acredita que exista água no estado

líquido, tornando este astro um potencial candidato a ter vida extraterrestre.

Os objectivos de estudo de Europa passam por confirmar a presença de um oceano de água

líquida encoberto por uma camada de gelo, traçar a espessura dessa mesma camada de gelo,

fazer um levantamento topográfico da superfície de Europa, caracterizar a composição global

da geologia do satélite e da sua superfície em geral, observar o seu campo magnético e

efectuar medidas de radiação emitida.

No que concerne à tecnologia a ser utilizada na missão, o cenário actual prevê a utilização de

duas naves espaciais relativamente pequenas (~ 400 a 600 quilogramas cada), a Jovian Relay

Spacecraft (JRS1/2) e a Jovian Europa Orbiter (JEO).

A Jovian Relay Spacecraft (JRS) orbitará em torno de Júpiter, numa órbita altamente elíptica

e fora das zonas de maior radiação. Os instrumentos que não forem directamente necessários

no processo de observação de Europa serão integrados neste módulo. Assim, o sistema de

comunicação que permitirá estabelecer a ligação entre a Terra e o JEO, tal como o conjunto

de instrumentos para o estudo do Sistema Joviano, encontrar-se-ão na Jovian Relay

Spacecraf.

Figura 161: Jovian Relay Spacecraf (JRS)

O Jovian Europa Orbiter (JEO) orbitará em torno de Europa e carregará consigo um sistema

de detecção remota e outro de comunicação para estabelecer ligação com o Jovian Relay

Spacecraf e com a Terra.



Figura 162: Jovian Europa Orbiter (JEO)

A praticabilidade de uma micro-sonda encontra-se a ser avaliada. Este aparelho, com menos

de 1 quilograma, teria a missão de determinar in situ a espessura camada de gelo que envolve

o oceano submerso. Caso venha a ser integrada na missão, a micro-sonda fará parte da

instrumentação do JEO.

A JEO e a JRS formarão uma única composição durante o lançamento, a viagem de seis

longos anos e durante a fase de inserção na órbita de Júpiter. No lançamento será usado o

foguetão Soyuz Fregat 2B, de Kourou. Depois de se encontrarem a orbitar em torno de

Júpiter, as duas naves separar-se-ão, desfazendo a composição, e cada uma delas efectuará a

trajectória que lhe está programada. A Jovian Europa Orbiter irá traçar uma trajectória polar

em torno de Europa, enquanto que a viagem da Jovian Relay Spacecraft terá como destino

uma órbita altamente elíptica em torno de Júpiter. A órbita sobre Europa será fortemente

afectada pela presença de Júpiter. Este facto limitará o desempenho da JEO numa órbita a 200

quilómetros do satélite e por um período de 60 dias. Depois disto a nave colidirá

inevitavelmente com a superfície de Europa. O tempo de vida previsto para a JEO é

demasiado curto para que esta efectue a transmissão de todos os dados para a Terra. Assim, a

JEO transmitirá as informações para a JRS, a qual, por estar fora da zona de radiação intensa,

terá uma vida significativamente mais longa, cerca de 2 anos. A distância da JRS a Júpiter

reduz significativamente a dose de radiação que receberá e a sua esperança média de vida

aumenta, durante a qual pode emitir todos os dados da JEO para a Terra, juntamente com os

próprios dados recolhidos.

No seu curto período de actividade, a JEO fará a análise e o mapeamento da superfície de

Europa usando os seguintes instrumentos: uma câmara estereográfica, uma câmara de

ultravioleta, um espectrómetro de mapeamento para o visível e infra-vermelho próximo, um



altímetro de laser, um radar de monitorização da sub-superfície, um radiómetro e um

magnetómetro.

Figura 163: Composição JRS - JEO

Jupiter Entry Probe (JEP)

Figura 164: Esquema da Jupiter Entry Probe

A missão Jupiter Entry Probe prevê a entrada de uma sonda na atmosfera de Júpiter até à

pressão máxima de 100 bar. Esta missão ainda se encontra em estudo, tal como a Jovian

System Explorer, cujo objectivo é estudar a magnetosfera de Júpiter. Por outro lado, está a ser

avaliada a possibilidade de combinar uma sonda atmosférica com uma missão à

magnetosfera.



Jovian System Explorer (JSE)

A missão Jovian System Explorer prevê a exploração da magnetosfera de Júpiter.

O estudo e planificação desta missão terá por base a bem sucedida missão Cluster à

magnetosfera terrestre, a qual consiste numa constelação de quatro naves espaciais cujo

objectivo consiste em determinar os processos físicos envolvidos na interacção entre o vento

solar e a magnetosfera, que se pensa conseguir com a visita e estudo destas regiões. A missão

Cluster também realizou o mapeamento, a três dimensões, das estruturas do plasma contido

nestas regiões e as medidas da quantidade de plasma no tempo e no espaço.

Assim, numa primeira fase da missão Jovian System Explorer, as duas naves espaciais Jovian

Relay Spacecraf 1/2 transportarão consigo o conjunto de instrumentos destinado ao estudo da

magnetosfera de Júpiter. Estas duas naves espaciais efectuarão duas trajectórias diferentes,

uma JRS terá uma órbita muito excêntrica, porque se destina a estudar a magnetotail,

enquanto que a outra orbitará numa órbita mais circular, pois irá observar a zona da

magnetopausa. A Jupiter Polar Orbiter será associada a esta constelação para estudar a

interacção entre o plasma e a magnetosfera de Júpiter nas zonas polares.

Figura 165: Constelação de três naves espaciais, incluindo as duas Jovian Relay Spacecraf e a Jupiter Polar

Orbiter cujo objectivo é o estudo da magnetosfera de Júpiter



3.2.3. Asteróides e Outros Pequenos Corpos

Exploração de Cometas

A Europa é líder na exploração de cometas a partir do momento que, em 1986, a nave espacial

Giotto se encontrou com o cometa Halley. Esta missão mostrou pela primeira vez a forma

dum núcleo cometário e os processos complexos de sublimação do material a partir do núcleo

até à forma particular da cauda. Revelou ainda a interacção do material libertado pelo cometa

com o vento solar, formando a cauda que se estende por milhões de quilómetros a partir do

núcleo.

Figura 166: Visão artística do encontro da Giotto com o cometa Halley

A Comunidade Europeia Cometária está ansiosa pela chegada da nave espacial Rosetta e

respectiva aterragem no cometa Churyumov-Gerasimenko, em 2014.

Rosetta

A nave espacial Rosetta da ESA será a primeira a explorar um cometa, a longo prazo, e foi

lançada a 2 de Março de 2004, pelo foguetão Ariane-5G, a partir de Kourou. Esta missão é

constituída por uma sonda orbital, que foi projectada para operar durante dez anos a grande

distância do Sol, e por um pequeno módulo de reconhecimento. Cada um destes aparelhos

transporta um conjunto de instrumentos capazes de realizar um estudo, tão detalhado quanto

possível, de um cometa.



Após interceptar e colocar-se em órbita em torno do cometa Churyumov-Gerasimenko, em

2014, a nave espacial lançará um módulo de reconhecimento na direcção do gelado núcleo

cometário. Durante os dois anos seguintes, a nave orbitará em torno do cometa na sua

aproximação ao Sol. Ao longo da sua viagem até ao cometa Churyumov-Gerasimenko,

Rosetta receberá a assistência gravitacional da Terra, de Marte e passará pela Cintura de

Asteróides. A viagem de Rosetta transportá-la-á até 5,25 UA do Sol. A duração prevista da

viagem é de 10 anos e a missão deverá ter terminado em Dezembro de 2015.

Figura 167: Encontro da missão Rosetta com o cometa Churyumov-Gerasimenko

O cometa Churyumov-Gerasimenko tem um núcleo com cerca de 4 quilómetros de diâmetro e

órbita em torno do Sol cada 6,6 anos. Durante este tempo, comuta entre as órbitas de Júpiter e

da Terra. No entanto pouco se sabe sobre ele, apesar das suas visitas regulares ao Sistema

Solar interior.

Figura 168: A missão Rosetta fará aterrar um módulo de reconhecimento, pela primeira vez, num núcleo

cometário

O cometa Churyumov-Gerasimenko foi descoberto, em 1969, por K. Churyumov, da

Universidade de Kiev, na Ucrânia, e por S. Gerasimenko, do Instituto de Astrofísica

Dushanbe, em Tajikistan.



Os cometas são os mais primitivos corpos do Sistema Solar. O seu material remota aos

primórdios da formação do nosso sistema planetário. Assim, o estudo destes astros

possibilitar-nos-á o acesso à mistura química a partir da qual todos os outros astros se

formaram e permitir-nos-á compreender os processos pelos quais o material interestelar se

torna em novos sistemas planetários com a possibilidade de alojar vida.

Os cometas estão dinamicamente ligados à família de asteróides, pelo que o estudo de um

asteróide pode providenciar respostas a muitas questões:

- Quais eram as composições e as propriedades físicas dos blocos de construção dos planetas

terrestres?

- Quais foram os processos que se desencadearam na nébula solar à medida que ocorria a

formação planetária?

- Qual é a natureza e a origem dos materiais orgânicos, nos asteróides primitivos?

- Será que podemos tirar conclusões acerca da origem da vida no Sistema Solar, a partir do

estudo destes objectos?

- Será que a classe mais primitiva de asteróides contém material pré-solar ainda não

detectado em amostras de meteoritos?

- Como é que as propriedades elementares, mineralógicas e isotópicas de amostras de

asteróides variam no contexto geológico da sua superfície?

- Como é que o clima espacial e os impactos afectam a composição da superfície de um

asteróide?

- Qual é o tempo de duração dos principais acontecimentos, tais como aglomeração,

libertação de calor e desaparecimento de gás?

- Como é que as várias classes de asteróides e meteoritos se formam e adquirem as suas

propriedades actuais?

- Como se relacionam as diferentes classes de meteoritos e asteróides?

A resposta a estas questões passa pelo envio de uma Near-Earth Object Sample Return, a

qual consistirá na recolha de amostras que serão trazidas para a Terra. Em laboratórios

especializados, no planeta Terra, serão depois feitas análises criteriosas e exaustivas às

amostras recolhidas. Em seguida poder-se-á proceder à combinação detalhada entre os

resultados obtidos da análise em laboratório às amostras de asteróides e as investigações

espectroscópicas e de observação deste corpos. Uma melhor compreensão da natureza dos

meteoritos e asteróides poderá assim ser esperada.



Uma compreensão completa das populações, histórias e relação de asteróides e meteoritos irá

eventualmente exigir missões de recolha de material a asteróides pertencentes a cada uma das

classes espectrais.

A primeira missão de

recolha de material de um

asteróide, a nave espacial

japonesa Hayabusa,

chegou em 2005, ao near-

Earth 25143 Itokawa. Um

regresso destas amostras

irá revelar a natureza

diferenciada do material

que constitui os asteróides

tipo S.

Figura 169: Visão artística da nave espacial japonesa Hayabusa a descer

sobre o asteróide Itokawa

No entanto, apenas uma missão de recolha de material a um dos mais primitivos objectos do

Sistema Solar, ricos em carbono tipo C, irá apresentar resposta às principais questões acerca

das origens do Sistema Solar.




Near-Earth Object Sample Return

Uma missão de recolha de material a um asteróide próximo da Terra foi incluída no programa

científico Cosmic Vision e visa responder a uma série de questões relacionadas com a origem

do Sistema Solar, com parte integrante do tema “Como funciona o Sistema Solar?”.

Os conhecimentos de que dispomos sobre estes corpos celestes devem-se essencialmente à

observação directa com telescópios terrestres e, mais recentemente, aos dados recolhidos e

transmitidos para a Terra pela sonda NEAR. A composição química também foi estudada a

partir da análise de meteoritos.

Os asteróides são formados pelo material mais antigo do Sistema Solar. Estudá-los permitir-

nos-ia conhecer os ingredientes da nuvem primordial e, assim, a história do Sistema Solar.

Um conhecimento mais alargado acerca do processo de formação dos planetas rochosos, da

possível relação entre os diferentes tipos de meteoritos e a classificação dos asteróides, tal

como sobre a origem das moléculas pré-bióticas necessárias ao desenvolvimento da vida,

seria possível de obter.

No Sistema Solar podemos encontrar muitas diferenças entre os asteróides. Destas diferenças

podemos destacar se as suas órbitas passam perto ou longe da Terra, se a interceptam ou não,

se o asteróide pertence à Cintura de Asteróides, localizada entre Marte e Júpiter, ou então aos

Troianos, ou até a outro grupo de asteróides. Relativamente às suas características físicas,

podemos distinguir os asteróides quanto à massa, ao volume, à densidade, à forma, etc. No

que respeita à sua composição, podemos estudar a sua mineralogia e constituição química. No

que concerne à antiguidade, os asteróides carbonáceos serão os mais antigos e primitivos

asteróides do Sistema Solar. Serão estes o objecto de estudo do Cosmic Vision 2015-2025.

Mas porquê escolher um asteróide próximo da Terra (NEA) como objectivo da missão?

O facto da órbita destes objectos passar próximo da Terra, facilita a missão em termos

mecânicos e tecnológicos, pois torna-os muito mais facilmente acessíveis. Por outro lado, os

NEAs representam uma população semelhante aos asteróides da Cintura que orbita entre



Marte e Júpiter. Estes, por sua vez, reflectem as características do material que deu origem

aos planetas.

Na vizinhança da órbita da Terra já foram descobertos mais de 4200 asteróides, no entanto,

para objecto da missão foi seleccionado o asteróide tipo-C, 1999 JU3. Dentro deste tipo, este

asteróide será facilmente alcançável. No entanto, existem outros asteróides mais acessíveis do

que o JU3, mas dadas as dificuldades de observação a partir da Terra, ainda não foi possível

determinar o seu tipo.

Figura 170: Há mais de 365 000 asteróides no Sistema Solar. A verde encontra-se representada a cintura de

asteróides, enquanto que a vermelho estão representados os NEAs

Todas as missões que permitam transportar para a Terra as amostras de outros astros são de

enorme importância científica. Depois de analisadas em laboratórios científicos terrestres, as

amostras extraterrestres são uma enorme fonte de conhecimentos. Salvaguarde-se o facto das

amostras lunares transportadas para a Terra pelos cientistas das missões Apollo ainda hoje são

objecto de estudo. E isto já foi há 40 anos!

Por outro lado, as sample return missions representam o passo seguinte relativamente às

missões in situ anteriores, tais como Giotto, Mars Express, Cassini-Huygens, Vénus Express,

entre outras, no que concerne às investigações científicas e ao desenvolvimento tecnológico.

A praticabilidade da missão Near-Earth Object Sample Return já foi analisada. O lançamento

da missão será feito em Kourou, na Guiana Francesa, em 2016. No lançamento será usado o



foguetão Soyuz 2-1B. A nave orbitará cerca de 8 meses em torno do asteróide. A reentrada na

atmosfera terrestre está prevista para 2019.

Figura 171: A selecção do local de aterragem é uma fase crucial durante as operações de detecção remota, para

evitar locais que possam danificar a nave.

O conjunto de instrumentos da missão a ser

utilizado in situ estará dividido em duas

partes principais: detecção remota e

superfície.

No que concerne à detecção remota, este

será constituído, entre outros, por

equipamento científico e de experiências

rádio, câmara de ângulo largo e estreito,

espectrómetro de ultravioleta-visível-

infravermelho, radiómetro térmico,

espectrómetro de radiação gama, etc. Em

relação à superfície, será incorporado um

pacote de geo-química, um espectrómetro

de infravermelho, um tonalizador sub-

superficial, etc.

É de referir que esta missão ainda se

encontra em estudo, de maneira que a

selecção, quer do asteróide-alvo da missão,

quer dos instrumentos a serem utilizados,

ainda irão sofrer alterações.

Figura 172: Configuração possível de dois módulos

para a nave espacial da missão Near-Earth Object

Sample Return (HAYABUSA/JAXA)

Concluindo:



A ESA mantém um projecto de estudo muito abrangente, com a exploração dos planetas

Mercúrio, Vénus e Marte, através das missões BepiColombo, Venus Express e Mars Express.

Irá continuar a olhar para o Sol com a ESA-NASA SOHO e com a nave espacial JAXA- ESA

Solar-B, e eventualmente com a Solar Orbiter, assim como contribuir para a missão

internacional STEREO. A extensão da missão Cluster irá possibilitar à Europa que continue

qualificar e quantificar, a nível internacional, a magnetosfera terrestre, complementado este

trabalho com as investigações das magnetosferas de Mercúrio e Saturno.

E o futuro? O que virá depois?

O futuro da Ciência Europeia do Sistema Solar é brilhante para as próximas décadas. Uma

Mars Sample Return, prevista no Programa Aurora, consiste na recolha de amostras de

locais seleccionados em Marte.

Um Europa orbiter and/or lander explorará a lua de Júpiter, Europa, o único corpo do

Sistema Solar, para além da Terra, que se pensa possuir um oceano subterrâneo de água

líquida.

O nosso conhecimento acerca da estrutura do campo magnético do Sol poderá ser conseguido

com a missão Solar Polar Orbiter.

A exploração da magnetosfera terrestre passa por uma missão Earth Magnetospheric Swarm.

O Programa de Exploração de Júpiter estudará o Sistema Joviano, como um todo, e

permitirá construir uma compreensão firme da formação em larga escala dos sistemas

planetários.

A Interstellar Heliopause Mission será projectada para passar para além dos limites da

heliopausa e entrar no meio interestelar e, consequentemente, para observar directamente a

interacção entre o meio interestelar e o Sistema Solar.

O estudo do material primordial a partir do qual se formaram os planetas será conseguido com

uma missão Near-Earth Object Sample Return.

Actividades


Capítulo 4:

Propostas de Actividades a Realizar com os Alunos do Ensino Básico e Secundário no

Âmbito do Futuro da Exploração Espacial Europeia do Sistema Solar

O presente capítulo visa a contextualização dos três primeiros capítulos no processo de

ensino-aprendizagem do 3º ciclo e secundário. Assim, para cada assunto abordado, tentei

elaborar, pelo menos, uma actividade prática. Estas actividades não são mais do que

propostas, pelo que devem ser adaptadas ao nível e número de alunos que as irão realizar.

Por outro lado, qualquer uma das actividades aqui descritas visa proporcionar aos alunos

conhecimentos sobre a ciência e tecnologia, que lhes permitam a expressão de opiniões e a

tomada de decisões sobre questões do domínio público. Nesta linha de raciocínio, este

capítulo pretende:

- Promover a interdisciplinaridade;

- Desenvolver o trabalho de grupo e de cooperação;

- Incentivar o espírito crítico, método de trabalho e de pesquisa;

- Desenvolver a autoconfiança e a autonomia, o espírito de equipa e de cooperação;

- Promover a criatividade e a imaginação;

- Promover os diferentes domínios da Língua materna;

- Desenvolver a capacidade de comunicar e de ouvir os outros, de argumentar, de chegar a

um consenso e de tomar decisões.

Em particular, a área curricular não disciplinar de “Área de Projecto” visa envolver os alunos

na «concepção, realização e avaliação de projectos, através da articulação de saberes de

diversas áreas curriculares/disciplinares ou disciplinas em torno de problemas ou temas de

pesquisa ou de intervenção, de acordo com a necessidade e os interesses dos alunos». A

actividade nº8 integra-se perfeitamente no tipo de temas a desenvolver neste espaço. Por outro

lado, revela-se ambiciosa, quer no que respeita à pesquisa, reflexão, método de trabalho

individual e em grupo, quer em tempo dispensado. Por estes motivos, a actividade Oficina da

Heliosfera será um projecto candidato a desenvolver em Área de Projecto, no 12º ano.

Actividades


Actividade proposta nº1

Concurso

Contextualização:

O público em geral pensa que os assuntos da exploração espacial, por mais aliciantes que

sejam, irão sempre depender das estratégias delineadas por um pequeno grupo de cientistas.

Na realidade, o sucesso da ESA é um esforço conjunto da indústria tecnológica, da

cooperação internacional, da vontade política e, em última instância, do reconhecimento de

toda a sociedade.

A 21 de Novembro de 2006, a ESA lançou um desafio à população, em geral, e aos amantes

da exploração espacial, em particular. O concurso “Ajude-nos a definir o futuro da Europa no

Espaço” da Agência Espacial Europeia (ESA), em cooperação com o Centro Nacional do

Espaço Britânico (BNSC), convidou os europeus a dar sugestões e ideias para as próximas

actividades de exploração espacial. As respostas a este concurso serviram para seleccionar

cinco membros do público em geral que assistiram a uma conferência sobre a Exploração

Europeia que teve lugar em Edimburgo, no Reino Unido, de 8 a 9 de Janeiro de 2007.

Figura 173: Programa espacial Cosmic Vision 2015/2025

À semelhança do que fez a ESA, uma actividade deste género poderá ser implementada na

nossa escola.

Com esta actividade pretende-se dar a palavra aos alunos do ensino básico e secundário, para

que eles possam sugerir e apresentar ideias acerca do futuro da exploração espacial.

Actividades


Concurso:

Para participar neste concurso responda a cada uma das questões que se seguem.

1. Na sua opinião, é a exploração espacial importante para a Europa? Fundamente a sua

resposta. Que benefícios para os cidadãos europeus podem derivar da exploração do

espaço?

2. Para que destinos do espaço deveria dirigir-se a ESA nos próximos 30 anos?

Fundamente a sua resposta.

Todas as respostas válidas serão avaliadas pelo Professores dinamizadores do Clube de

Astronomia, que seleccionarão as duas melhores participações de cada nível de ensino.

Os vencedores do concurso ganharão um prémio a definir pelo Clube de Astronomia.

Regulamento:

1. O concurso destina-se aos alunos do 3º ciclo de escolaridade e secundário.

2. As respostas deve ser apresentadas em folha A4 e não devem ultrapassar as duas

páginas.

3. O júri seleccionará duas respostas entre os participantes do 3º ciclo e outras duas entre

os participantes do ensino secundário.

Actividades



Como ser astronauta?

Não é difícil encontrarmos uma criança que diga: - Quando for grande quero ser astronauta!

Mas é diferente quando este sonho nos acompanha ao longo de cerca de 18 anos. Há três anos

atrás tive um aluno de 12º ano, determinado a seguir este caminho. Foi a pensar nele e na sua

determinação que surgiu a ideia desta actividade.

Figura 174: O astronauta Bruce McCandless numa EVA

Está seriamente interessado em ser astronauta? Da última vez que surgiu uma oportunidade de

integrar o Corpo Europeu de Astronautas, houve cerca de 22 000 candidatos. Cerca de 5000

deles tinham boas qualificações. Mas apenas 16 pessoas são actualmente membros do Corpo

Europeu de Astronautas. O que é que os torna tão especiais?

Descrição da actividade:

Faça uma pesquisa na Internet acerca deste assunto, depois elabore uma apresentação em

Power Point, para apresentar na aula de Ciências Físico-Químicas, cujo objectivo será

elucidar os colegas acerca do percurso e trabalho dos astronautas.

Destinatários:

Alunos do 3º ciclo de escolaridade

Actividades



Trabalho no Espaço

Um astronauta, após uma missão de reparação no espaço, explicou em tom de brincadeira,

durante uma entrevista, que trabalhar em condições de imponderabilidade é como trocar um

pequeno fusível da bateria de um carro usando luvas de esqui e equilibrando-se sobre patins.

Os objectivos do jogo:

O objectivo imediato é simular, de maneira divertida, a sensação das dificuldades encontradas

ao se trabalhar num ambiente diferente daquele a que se está acostumado e, para o qual se está

naturalmente equipado. Para reforçar esta ideia, o jogo contará com duas equipas: uma a

trabalhar em condições de «imponderabilidade» (máscara, luvas grossas, patins), e outra, em

condições terrestres normais, alternadamente.

Finalmente, o jogo deve conduzir a uma discussão sobre a importância do trabalho em equipa,

as dificuldades de comunicação (tanto no espaço como no dia-a-dia), primeiro com a opinião

do grupo de «astronautas», durante e depois do trabalho no espaço, e o conceito de como, por

exemplo, o corpo humano se adapta à vida na Terra. Pode ser feito um trabalho escrito sobre

o modo como o corpo humano poderia ter evoluído se a gravidade terrestre fosse muito

menor.

Descrição do jogo:

A competição será entre duas equipas de quatro jogadores. Na primeira fase, a equipa A

trabalhará em condições de «imponderabilidade», enquanto que a equipa B fará a reparação

em condições terrestres normais. Na segunda fase, a equipa B ocupará o lugar da equipa A e

vice-versa.

A equipa vencedora será a primeira a ter apertado quatro parafusos numa superfície colocada

acima dos jogadores, mas ainda assim ao seu alcance, ou seja, a que conseguir o melhor

tempo total no final do jogo.

Actividades


Em cada equipa, haverá quatro jogadores:

Jogador 1: representa o “centro de controlo”, que fornece aos Jogadores 3 e 4 instruções

sobre o que devem fazer (exemplo: Jogador 4, passa parafuso ao Jogador 3! – Jogador 3,

coloca o parafuso...). Define o idioma a utilizar, pois os astronautas provavelmente não serão

da mesma nacionalidade!

Jogador 2: cronometra o tempo de realização da tarefa.

Jogador 3: representa um dos dois astronautas e executa a operação (apertar os parafusos).

Jogador 4: representa um dos dois astronautas e ajuda e assiste o Jogador 3 (os astronautas

nunca estão sozinhos durante os passeios espaciais). No início do jogo, o Jogador 4 deve

dispor de todo o equipamento de trabalho e, depois, entregá-lo ao Jogador 3, consoante as

indicações do Jogador 1.

Um Mestre de Jogo (o professor, por exemplo) informa aos Jogadores 1 e 2 quais são as suas

missões. Os Jogadores 3 e 4 não devem saber exactamente o que têm de fazer – é o Jogador 1

que lhes dirá. Quando todos os jogadores estiverem prontos para começar, o Mestre de Jogo

dará início à prova.

Equipamento necessário

Material comum às equipas A e B

• um cronómetro

• 4 parafusos pequenos

• uma chave de fendas pequena

• uma superfície (ex.: um pedaço de madeira) onde os parafusos possam ser apertados,

marcando os pontos designados. A superfície deve ser posicionada de tal maneira que

os jogadores tenham de se esticar para a alcançar.

Actividades


Material para a Equipa A:

Equipamento para os fatos espaciais necessários aos Jogadores 3 e 4:

• um par de patins, patins em linha

ou skate

• capacetes

• um par de luvas grossas de esqui

Figura 175: Equipamento para os fatos espaciais

Outros equipamentos podem ser utilizados para dificultar ainda mais a tarefa, como um cinto

para transportar as ferramentas ou um cabo para atar os Jogadores 3 e 4 um ao outro, etc...

Destinatários:


Nota:

Consulte: http://esamultimedia.esa.int/docs/issedukit/pt/html/subj4t.html

Actividades



Colaboração Internacional

Os parceiros internacionais

Figura 176: Os parceiros internacionais

Descrição da actividade

1. Realiza uma composição escrita sobre um ou vários dos seguintes tópicos:

• Corrida à Lua

• Estação Espacial

• Colaboração Internacional

2. Escreve uma história de ficção científica sobre uma estação espacial do futuro.

3. Descreve os teus próprios sonhos e planos para o futuro – em que gostarias de

trabalhar e porquê? De que tipo de formação e experiência necessitarias para realizar

os teus sonhos?

Destinatários:


Nota:


Actividades



Viagem turística de uma semana a Marte

Desde o início da era espacial, Marte

fascina cientistas e engenheiros. As

primeiras sondas lançadas para Marte, já

nos anos 60 e 70, representaram uma

grande conquista, mas trouxeram más

notícias a todos aqueles que esperavam que

houvesse vida no nosso planeta vizinho. O

lugar é muito frio: a temperatura nunca

ultrapassa 15°C, até mesmo em pleno

Verão sobre o equador, e a temperatura

invernal, à noite, desce a -130°C. Cerca de

95% da sua atmosfera é composta de

dióxido de carbono, além de ser muito fina,

o que a torna incapaz de proteger a

superfície da radiação ultravioleta

proveniente do Sol. Assim, como podes

imaginar, uma missão humana a Marte tem

de ser muito bem planeada.

Mas, imagina que ganhaste o Euromilhões

e agora vais ter a oportunidade de fazer a

viagem turística a Marte, com que sempre

sonhaste!

Figura 177: Turismo Espacial

Começa já a preparar esta fantástica viagem ……..

Elabora um relatório onde deverás procurar responder à seguintes questões:

1. Porque é que escolhi Marte?

2. Quais são as características de Marte que mais me impressionam?

Actividades


3. Como é que me penso preparar para a viagem?

3.1. Como irei lidar com a ausência de gravidade?

3.2. Como me sentirei a viver em poucos metros quadrados?

3.3. Como farei as minhas refeições? E o que comer?

3.4. Também levitarei enquanto durmo?

4. Como seria a nave espacial? Que tecnologias seria necessário desenvolver para

efectuar esta viagem tripulada?

4. Na realidade, com a tecnologia actual, uma viagem a Marte, de ida e volta, levaria

cerca de dois anos. Na tua opinião, como é que os astronautas conseguiriam lidar com

o stress e a pressão psicológica, ao viver, por longos períodos de tempo, confinados a

poucos metros?

Destinatários:

Alunos do 3º ciclo de escolaridade e secundário

Sugestão:


Actividades



Construção de um calendário 3D

A prioridade das missões espaciais previstas no “Cosmic Vision 2015/2025” dependem da

tecnologia requerida e do seu desenvolvimento, tal como do orçamento disponível para as pôr

em prática. Por outro lado, algumas missões, como, por exemplo, uma missão humana a

Marte, requerem que outras missões a antecedam como forma de preparação. O Programa

Aurora é um bom exercício prático. Este desenvolver-se-á, a longo prazo, em duas fases

principais. A primeira fase do Programa Aurora decorrerá entre 2005 e 2015 e consistirá no

desenvolvimento de conhecimentos e tecnologia para a implementação de uma missão

humana à Lua e a Marte, ou seja, esta primeira fase determinará a viabilidade de se prosseguir

com tal missão.


Nesta actividade pede-se os alunos que construam de um calendário a três dimensões sobre as

missões previstas no Programa Aurora.

Destinatários:

Alunos do 3º ciclo de escolaridade e secundário.

Actividades



A Vida e a Habitabilidade no Sistema Solar

A procura das origens da vida no Sistema Solar passa pela exploração da lua de Júpiter,

Europa, a qual revelou, devido às suas características, a probabilidade da existência de vida

num possível oceano de água líquida existente por baixo de uma grande camada de gelo.

Figura 178: Europa Orbiter


O objectivo desta actividade é planificar, projectar e desenvolver uma missão a Europa com

vista à procura de eventuais sinais de vida.

Numa primeira fase, os alunos deverão definir:

• os objectos científicos da missão;

• o tipo de nave a utilizar na missão;

• o sistema de propulsão da nave;

• os instrumentos que deverão integrar a nave;

• a necessidade, ou não, de sondas de superfície;

• a duração da missão;

• a trajectória a efectuar.

Actividades


Uma missão espacial a Europa terá de contar com a colaboração internacional, pois será

demasiado dispendiosa para ser suportada por uma entidade só. No entanto, sabe-se que tanto

os EUA como a Europa ambicionam poder explorar este satélite de Júpiter.

Assim, a segunda fase deste trabalho consistirá numa reunião/debate entre as duas agências

espaciais, numa tentativa de chegarem a um acordo no que toca à realização de uma missão

conjunta a Europa, que satisfaça ambas as partes. Para isso, um grupo de alunos representará a

ESA e o outro grupo representará a NASA. Que ganhe o melhor argumento!

Sugestão:


Destinatários

Esta actividade destina-se aos alunos do ensino secundário.

Actividades



Oficina da Heliosfera

Contextualização

Quase todo o Sistema Solar parece reduzir-se, em volume, a um vazio completo. Longe de ser

um nada absoluto, este vácuo compreende o meio interplanetário. Ele inclui várias formas de

energia e pelo menos dois componentes: a poeira interplanetária e o gás interplanetário. A

poeira interplanetária consiste em partículas sólidas microscópicas e o gás interplanetário

corresponde ao fluxo de gás e partículas carregadas, principalmente protões e electrões, que

afluem do Sol, ao qual se dá o nome de plasma. O plasma é transportado através do espaço

interplanetário pelo vento solar.

Figura 179: Os limites da Heliosfera

A velocidade do vento solar, em regiões próximas da Terra varia entre os 400 e os 800 km/s e

a sua densidade ronda as 10 partículas por centímetro cúbico. O mecanismo exacto de

formação do vento solar ainda não é conhecido, no entanto, o vento solar manifesta-se, por

exemplo, na orientação das caudas dos cometas, as quais apontam sempre na direcção oposta

ao Sol. As variações na corona solar, devido à rotação diferencial do Sol e às suas actividades

magnéticas, fazem com que o vento solar se torne instável e variável. Assim quando ocorrem

explosões na “superfície” do Sol, verifica-se um aumento da radiação emitida, a densidade do

vento solar aumenta, e gera-se uma tempestade magnética que deforma a magnetosfera e

produz fenómenos como as auroras polares.

Actividades


O ponto onde o vento solar encontra o meio interestelar é chamada de heliopausa. Esta é a

fronteira teórica do limite do reino do Sol, a cerca de 200 UA de distância dele. O espaço

contido pelas fronteiras da heliopausa, contendo o Sol e o resto do Sistema Solar, é chamado

de heliosfera.

Por outro lado, o campo magnético solar estende-se para além no espaço interplanetário e

corresponde ao campo magnético dominante em todas as regiões interplanetárias do sistema

solar, excepto nas imediações dos planetas, que possuem seus próprios campos magnéticos.


Nesta actividade propõe-se a organização e elaboração da Oficina da Heliosfera. Esta oficina

será um género de Oficina da Astronomia, mas unicamente orientada para a apresentação à

comunidade escolar da heliosfera, do que se sabe acerca dela e do que pensa vir a descobrir

no próximos anos com o programa espacial “Cosmic Vision 2015/2025”.

A Oficina da Heliosfera comportará uma grande variedade de actividades, como, por

exemplo, trabalhos escritos e práticos feitos pelos alunos, curiosidades, maquetas, recortes de

jornais, revistas, estudos, entrevistas, exploração da informação de sítios da Internet,

propostas de missões espaciais às magnetosferas da Terra e de Júpiter, das regiões polares do

Sol e dos limites da heliosfera, a heliopausa, no âmbito do programa espacial “Cosmic Vision

2015/2025”, etc…

Destinatários

O maior desafio desta Oficina da Heliosfera será proposta aos alunos do ensino secundário.

Pede-se a estes discentes que, entre o leque de missões propostas, criem e desenvolvam o seu

próprio projecto. Este trabalho, moroso e ao mesmo tempo ambicioso, deverá ser feito em

grupo.

Actividades


Cria desenvolve o projecto da tua própria missão espacial

Entre as seguintes missões, escolhe uma:

• Solar Polar Orbiter

• Interstellar Heliopause Probe

• Earth magnetospheric Swarm

Faz uma pesquisa tendo em conta:

• os fundamentos teóricos que se encontram por trás desta missão;

• os objectos científicos da missão;

• o tipo de nave a utilizar na missão;

• a necessidade, ou não, de uma constelação de naves;

• o sistema de propulsão da nave;

• os instrumentos que deverão integrar o conjunto de instrumentos;

• a duração da missão;

• a trajectória a efectuar.

Para terminar, desenha o teu logótipo para esta missão.

Para cada missão espacial há um logótipo. O logótipo geralmente inclui diversos elementos,

por exemplo, o nome da missão, as cores da bandeira do país, um elemento representando o

trabalho realizado durante a missão (ex.: investigação) ou um elemento que indica a natureza

da missão (ex.: uma órbita).

Cria o teu próprio logótipo e descreve o que representam os seus diferentes elementos.

Depois, até poderás enviar o logótipo à ESA e, quem sabe, um dia ele poderá voar!

Desafio final: Serás capaz de criar uma maqueta da tua nave espacial?

Cria a maqueta da tua nave, ou constelação de naves, com materiais à tua escolha. Poderás

usar os métodos aprendidos em Educação Tecnológica e em Educação Visual.

Actividades



Estudo da praticabilidade de uma Missão de Retorno de Amostras de um Objecto

Próximo da Terra - Near-Earth Object Sample Return

Contextualização

A Europa é líder na exploração de cometas a partir do momento que, em 1986, a nave espacial

Giotto se encontrou com o cometa Halley. Agora , a ESA quer alcançar a mesma proeza com

a exploração dos asteróides, também os mais primitivos corpos do Sistema Solar. O seu

material remota aos primórdios da formação do nosso sistema planetário. Assim, o estudo

destes astros possibilitar-nos-á o acesso à composição química a partir da qual todos os outros

astros se formaram e talvez nos permita compreender os processos que levaram à formação

dos planetas e da origem da vida, pelo menos na Terra.

O objectivo de uma Missão de Retorno de Amostras de um Objecto Próximo da Terra será a

recuperação de amostras do asteróide tipo-C, 1999 JU3, que depois serão trazidas para a Terra

a fim de serem analisadas nos laboratórios terrestres.


Todas as missões que permitam transportar para a Terra as amostras de outros astros são de

enorme importância científica, mas também se deparam com obstáculos e desafios acrescidos

em relação aos módulos de reconhecimento. Nesta actividade, pede-se aos alunos que façam

um levantamento de todos os obstáculos e dificuldades que uma missão que aterre num

asteróide pode encontrar e que tipo de tecnologia deverá ser desenvolvida de modo que os

obstáculos sejam ultrapassados.

Destinatários

Esta actividade destina-se aos alunos do 3º ciclo e ensino secundário.

Actividades


Conclusão


Capítulo 5: Conclusão

O programa espacial “Cosmic Vision 2015-2025” foi elaborado a partir de 151 ideias

propostas pela Estrutura Consultiva da Ciência da ESA, do qual fazem parte o Grupo de

Trabalho de Astronomia (AWG), o Grupo de Trabalho do Sistema Solar (SSWG), o grupo

Consultivo da Física Fundamental (FPAG) e o Comité Consultivo da Ciência Espacial

(SSAC), assistido pela Direcção Científica da ESA.

O tempo de preparação de uma missão pode ser da ordem dos 10 anos, por isso as missões

espaciais a lançar a partir de 2015 devem começar a ser preparadas atempadamente – daí a

importância dos planos a longo prazo. Concorrem aos programas da ESA consórcios

internacionais que propõem diferentes tipos de missões. Cada consórcio é composto por

várias equipas especializadas, sendo cada uma destas equipas responsável por uma parte da

missão: os corpos celestes a estudar (planetas, estrelas, galáxias, etc.), os instrumentos

científicos da missão, a estrutura da nave espacial, os foguetões para o lançamento, a

electrónica e sistemas de controlo, o envio e recepção de dados na Terra e a análise dos dados

resultantes da missão.

O programa espacial “Cosmic Vision 2015-2025” está dividido em quatro questões

fundamentais, no entanto, neste trabalho apenas foram exploradas as duas primeiras, as quais

remetem para a exploração espacial entre 2015 e 2025, dentro do Sistema Solar.

Quais as condições para a formação de um planeta e surgimento da vida? Esta é a primeira

do conjunto de questões que a ESA se propôs a resolver com o programa da ciência espacial

“Cosmic Vision 2015-2025”.

Nós estamos num momento único da história da Humanidade, pois podemos agora construir

os instrumentos necessários que nos permitem investigar as origens da vida e se estamos ou

não sozinhos no Universo, ou seja, a indústria tecnológica alcançou um estádio de

desenvolvimento tal, que a resposta às questões fundamentais sobre a nossas origens poderá

estar para breve:

Conclusão


-Haverá outras formas de vida no Sistema Solar e terão elas uma origem independente

daquelas que se desenvolveram na Terra?

A procura da origem da vida no Sistema Solar deve começar com a compreensão do que torna

um planeta habitável e como as condições de habitabilidade se alteram com o tempo, ou seja,

como mudam, melhoraram ou se destoem com o tempo. Por exemplo, actualmente as

condições ambientais na Terra são muito diferentes das existentes na altura em que a vida

surgiu neste planeta.

O estudo dos pré-requisitos básicos para o surgimento e evolução da vida no Sistema Solar,

tal como das condições da habitabilidade, são objecto de estudo no programa “Cosmic Vision

2015-2025”. As missões espaciais estão a ser pensadas com o propósito de explorar in situ a

superfície e a sub-superfície de diferentes astros do Sistema Solar, como fortes candidatos a

revelarem a presença de vida, talvez extinta.

Marte está na mira dos cientistas como o planeta ideal para dar resposta às questões acerca da

habitabilidade do Sistema Solar. As condições actuais da superfície do planeta Marte não são

conclusivas acerca da sobrevivência da vida, mas, por outro lado, este planeta tem uma

história inicial semelhante à do início da Terra, tal como condições que serviram para o

surgimento da vida. Para compreendermos o aparecimento da vida no planeta Terra

precisávamos de conhecer as suas condições iniciais, no entanto, as placas tectónicas

eliminaram completamente os primeiros 500 milhões de anos de história e alteraram

severamente os seguintes 500 milhões de anos. O fenómeno da tectónica de placas são se

verifica, pelo menos aparentemente, em Marte, pelo que ainda mantém o cenário que nos

interessa estudar. O projecto que visa colmatar algumas das nossas lacunas relativamente a

este astro dá pelo nome de Missão de Retorno de Amostras de Marte - Mars Sample Return,

incluído no Programa Aurora, e consiste na recolha de amostras de locais seleccionados em

Marte, fazendo-as depois chegar à Terra para poderem ser analisadas em laboratórios

terrestres.

Os objectivos principais do Programa Aurora são duas missões tipo Retorno de Amostras

de Marte, a realizar entre 2011 e 2017, uma missão humana à Lua, a implementar entre 2020

e 2025, e, por último, uma missão humana a Marte, entre 2025 e 2030.

Conclusão


Por outro lado, Europa, o satélite de Júpiter, poderá ser o único corpo, para além da Terra,

com água no estado líquido. Pensa-se que por baixo de uma grande camada de gelo exista um

oceano de água líquida, onde talvez se possam encontrar evidências de vida. Assim, um

estudo exaustivo da composição do oceano, da crosta de gelo e da estrutura interna de Europa

são exigidos. Estes objectivos da ciência poderão ser conseguidos por uma Sonda Orbital e/ou

Módulo de Reconhecimento a Europa - Europa orbiter and/or lander.

As condições necessárias para o despertar e evolução da vida passam também pela interacção

entre o Sol e o seu sistema planetário. Assim, para caracterizar completamente as condições

necessárias para a sobrevivência e evolução da vida, devemos compreender o sistema

magnético solar, a sua variabilidade, as erupções solares e as interacções entre a heliosfera, as

magnetosferas e atmosferas dos planetas. O nosso conhecimento acerca da estrutura do campo

magnético do Sol poderá ser conseguido com a missão Solar Polar Orbiter.

Como funciona o Sistema Solar? – é a segunda das quatro questões que integram o programa

espacial “Cosmic Vision 2015-2025”.

É no nosso cantinho do Universo, no Sistema Solar, que a procura das origens da vida deve

começar. O conhecimento dos processos solares, da forma como os planetas se protegem do

campo magnético e plasma solares, do porquê dos planetas do Sistema Solar serem tão

diferentes uns dos outros, da informação que cometas e asteróides nos podem dar acerca das

nossas origens, traçam a trajectória para chegarmos à resposta da questão de abertura deste

tema.

As circunstâncias que tornam um planeta habitável são desconhecidas, mas devem depender

do campo magnético do Sol, da interacção entre o vento solar e as magnetosferas dos

planetas, do material que os planetas inicialmente agregaram, entre outros.

Para respondermos a esta segunda questão temos, em primeira instância, de a dividir em três

momentos de estudo. Entre o estudo das magnetosfera da Terra e de Júpiter, vamos ter dois

extremos: o estudo das regiões polares do Sol, com a Solar Polar Orbiter, e o alcance da

heliopausa, a 200 unidades astronómicas, com a Interstellar Heliopause Probe.

Conclusão


A missão Solar Polar Orbiter será a primeira sonda a revelar as características das regiões

polares do Sol, a uma distância de apenas 45 raios solares, ou 0,21 unidades astronómicas.

A Interstellar Heliopause Mission será projectada para passar para além dos limites da

heliosfera e entrar no meio interestelar e, consequentemente, para observar directamente a

interacção entre o meio interestelar e o Sistema Solar.

A exploração da magnetosfera terrestre passa por uma missão Earth Magnetospheric Swarm,

que visa fornecer a melhor exploração de sempre do campo geomagnético e da sua evolução

temporal, com vista a melhorar a nossa compreensão na vasta região em torno da Terra, onde

os processos electrodinâmicos são influenciados pelo campo magnético terrestre.

Por outro lado, Júpiter constitui um excelente laboratório de estudo para o programa “Cosmic

Vision 2015-2025”, pois o Sistema Joviano é frequentemente visto como uma espécie de

mini-sistema solar. A exploração deste sistema passa pela criação de uma constelação de pelo

menos três naves espaciais a operacionar conjuntamente com sofisticados instrumentos de

análise do plasma, no âmbito do Programa de Exploração de Júpiter, o que irá permitir os

primeiros avanços fundamentais na compreensão da estrutura e da dinâmica deste ambiente

de plasma. Mas, os objectivos científicos do Programa de Exploração de Júpiter não se

resumem ao estudo da magnetosfera, pois o estudo do Sistema Joviano, como um todo,

permitirá construir uma compreensão firme da formação em larga escala dos sistemas

planetários. Daí que o Programa de Exploração de Júpiter também vise o estudo da

origem, da formação e da evolução do Sistema Joviano, tal como da composição e dinâmica

da atmosfera de Júpiter, para além dos já referidos fenómenos magnetosféricos.

Na exploração do Sistema Joviano será necessário o desenvolvimento de uma complexa série

de novas tecnologias, que serão divididas em três tópicos principais: o Jovian Minisat

Explorer (JME), que será usado na exploração do Sistema Joviano, em particular na lua

Europa; o Jupiter Entry Probe (JEP), a sonda que será usada na exploração in situ da

atmosfera de Júpiter até à pressão máxima de 100 bar; e, por último, o Jovian System

Explorer (JSE), cujo objectivo será o estudo da magnetosfera de Júpiter e do Sistema Joviano.

Os asteróides e os cometas, isto é, os pequenos corpos do Sistema Solar, são também os mais

primitivos corpos. O seu material remota aos primórdios da formação do nosso sistema

Conclusão


planetário. Assim, o estudo destes astros possibilitar-nos-á o acesso à mistura química a partir

da qual todos os outros astros se formaram e talvez nos permita compreender os processos

que levaram à formação dos planetas e da origem da vida, pelo menos na Terra.

O objectivo de uma Missão de Retorno de Amostras de um Objecto Próximo da Terra - Near-

Earth Object Sample Return - será a recuperação de amostras do asteróide tipo-C, 1999 JU3,

que depois serão trazidas para a Terra a fim de serem analisadas nos laboratórios terrestres.

Esta missão foi incluída no programa científico “Cosmic Vision” e visa responder a uma série

de questões relacionadas com a origem do Sistema Solar, como parte integrante do tema

“Como funciona o Sistema Solar?”.

Por outro lado, a prioridade das missões espaciais previstas no “Cosmic Vision 2015/2025”

difere consideravelmente e depende da tecnologia requerida e do seu desenvolvimento, tal

como do orçamento disponível para pôr as missões em prática. Por outro lado, algumas

missões, como, por exemplo, uma missão humana a Marte, requerem que outras missões a

antecedam como forma de preparação.

O planeta Marte constitui um excelente laboratório para estudar questões acerca da

habitabilidade do Sistema Solar. Uma Missão de Retorno de Amostras de Marte – Mars

Sample Return - incluída no Programa Aurora, constitui uma prioridade no “Cosmic

Vision”.

No que concerne ao estudo do plasma e dos campos magnéticos do Sol, da Terra e do Sistema

Joviano e da região do espaço para além da heliopausa, onde o vento solar intercepta o meio

interestelar, as prioridades das missões diferem. Numa primeira instância será levada a cabo a

Earth Magnetospheric Swarm, seguida da Solar Polar Orbiter e, finalmente, uma

Interstellar Heliopause Mission para alcançar a heliopausa e o meio interestelar. Uma missão

aos limites de heliosfera é muito desejada, mas também muito ambiciosa, o que a remete para

datas mais longínquas.

Em relação à exploração dos gigantes gasosos, com os seus anéis, grande diversidade de

satélites e complexos ambientes, estes constituem sistemas fundamentais no estudo dos

sistemas planetários. No caso do estudo in situ de Júpiter, da sua atmosfera e estrutura interna,

no âmbito do Programa de Exploração de Júpiter, será usada uma constelação de naves

Conclusão


espaciais cuja prioridade se sobrepõe à exploração da superfície e sub-superfície do seu

satélite Europa com um módulo de reconhecimento de Europa - Europa Lander, que será

uma missão para mais tarde. O motivo prende-se com o facto da necessidade de tecnologia

inovadora para explorar um possível oceano de água líquida por baixo de uma camada de

gelo.

O objectivo de uma Missão de Retorno de Amostras de um Objecto Próximo da Terra -

Near-Earth Object Sample Return - será a recuperação de amostras de um asteróide

primitivo, que depois serão trazidas para a Terra a fim de serem analisadas nos laboratórios

terrestres. O estudo do material primordial a partir do qual se formaram os planetas é uma

prioridade no programa espacial “Cosmic Vision 2015/2025”.

Para concluir, o objectivo geral deste trabalho passa por focar a localização do planeta Terra

no Universo e, em particular, no Sistema Solar e a sua inter-relação com este sistema. A

questão de abertura “Será que a vida existe noutros mundos ou estaremos sozinhos no

Universo?” é agora mais pertinente do que nunca. Os alunos devem ser sensibilizados para o

carácter dinâmico da Ciência, tão evidente em episódios que fazem parte da própria história

da Ciência. Este documento permite reflectir sobre a ideia de exploração espacial do Sistema

Solar, prevista para os próximos anos, nomeadamente entre 2015 e 2025, no âmbito do

programa Cosmic Vision, e permitirá aos alunos identificar a Ciência como uma actividade

humana.

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o futuro da exploraÇÃo espacial europeia do … · resumo 6 o futuro da exploração espacial...

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