pequenos corpos do sistema solar

8/4/2019 Pequenos Corpos do Sistema Solar

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Pequenos Corpos do Sistema Solar

O Sistema Solar, como j foi dito antes, no composto apenas de planetas. Alm desses, existe umagrande quantidade de corpos menores que ou esto em rbita em torno de planetas ou se localizam emregies particulares do Sistema Solar.

A maioria dos planetas tem um ou mais satlites que descrevem rbitas ao seu redor. Alguns, taiscomo os planetas gigantes, possuem verdadeiros sistema de satlites a sua volta.

De modo geral os satlites reproduzem, em escala menor, as propriedades orbitais dos planetas emtorno dos quais eles descrevem suas rbitas.

Todos os planetas gigantes tambm possuem sistemas de anis, compostos por milhes de partculascom tamanhos que variam de alguns mcrons a alguns metros.

Por outro lado, os asterides e cometas so pequenos corpos que, assim como os planetas, tambmesto em rbita em torno do Sol. No entanto, tanto os asterides como os cometas se caracterizam porficarem localizados em regies muito especficas. Alm disso, os asterides e cometas tm tamanhosmuito inferiores aos planetas.

A seguir vamos descrever algumas das principais propriedades de cada uma dessas classes de objetos.

Satlites

Os satlites existentes no Sistema Solar podem ser separados em funo de suas propriedades fsicas ou

dinmicas.A caracterstica fsica usada para classificar satlites o seu tamanho. Dividimos os satlites da seguintemaneira:

classificao exemplos

grandes

quando seu raio superior a 1500 km.

Europa

(satlite de Jpiter com 1569 km de raio)


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intermedirios

quando seu raio varia entre 400 e 1500 km.

Titnia

(satlite de Urano com 805 km de raio)

pequenos

todos aqueles cujos raios so inferiores a 400 km.

Deimos

(satlite de Marte com 6,5 km de raio)

No entanto, tambm podemos classificar os satlites levando-se em conta as caractersticas de suasrbitas, ou seja, o semi-eixo maior, a excentricidade e a inclinao, propriedades fsicas que j foramdefinidas na introduo.

Quando analisamos estes parmetros para todos os satlites notamos que existem vrios objetos queapresentam rbitas com o semi-eixo maior moderado, alm de excentricidades e inclinaes pequenas.Os satlites deste grupo so denominados regulares, por reproduzirem as caractersticas dinmicasbsicas do sistema planetrio.

Um segundo grupo de satlites tem o semi-eixo maior de sua rbita muito grande ou muito pequeno,alm de apresentarem excentricidades e/ou inclinaes grandes. Estes objetos so denominadossatlites irregulares.

A separao observada entre satlites regulares e irregulares nos permite obter algumas informaesimportantes sobre o processo fsico que levou sua formao. Os satlites regulares teriam sidoformados ao mesmo tempo que o planeta, da mesma maneira como o prprio sistema planetrio foiformado. J os satlites irregulares no foram formados juntos com os planetas. Ao contrrio, elesteriam sido capturados pelo campo gravitacional do planeta numa fase posterior formao desseltimo.


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De forma geral podemos dizer que os planetas terrestres tm poucos ou nenhum satlite enquanto queos planetas gigantes so rodeados por um grande nmero destes. Um exemplo disso o fato deMercrio e Vnus no terem satlites enquanto a Terra tem apenas um, a Lua. Marte, outro planetaterrestre, tem apenas dois pequenos satlites, Phobos e Deimos (imagem acima), ambos com dimetrosmenores do que 30 km, alm de possuirem formas bem irregulares. Por esses motivo os astrnomosacreditam que Phobos e Deimos so asterides que foram capturados pelo planeta Marte.

Jpiter, por outro lado, tem 4satlites regulares, Io, Europa,Ganymede e Callisto,descobertos por Galileo em1610 e denominadoscoletivamente de satlitesGalileanos em suahomenagem. Estes satlitestm dimetro entre 3100 a5200 km, forma esfrica erbitas bem regulares. Almdestes satlites, desde 1892at a passagem da sonda

espacial Voyager 1 em 1979,foram descobertos mais de 12pequenos satlites, todos comformas e rbitas bemirregulares e que se situamtanto a pequenas comograndes distncias de Jpiter.Hoje conhecemos mais de 60satlites que esto em rbitaem torno do planeta Jpiter.

Saturno, por sua vez, temapenas um satlite grande comum dimetro de cerca de 5000km, Tit, que descreve umarbita regular em torno desseplaneta. Outros trs satlitesde Saturno, Iapetus, Ria eDione, tm tamanho

intermedirio e rbitas regulares. No entanto, diferentemente de Ria e Dione, o satlite Iapetus temuma rbita altamente inclinada. Alm destes existem mais de quinze satlites pequenos, todos comformas e rbitas irregulares.

Urano tem 5 satlites regulares de tamanho intermedirio e rbita regular: Miranda, Ariel, Umbriel,Titnia e Oberon. Quando a sonda espacial Voyager 2 passou pelo planeta Urano foram descobertosmais 10 satlites pequenos em rbitas muito prximas a ele. Recentemente, foram descobertos outrospequenos satlites a grandes distncias do planeta Urano.

At a passagem da sonda espacial Voyager 2, conhecia-se apenas dois satlites de Netuno: Trito, comcerca de 4000 km de dimetro, e Nereida, com dimetro em torno de 300 km, ambos descrevendo

rbitas irregulares. A Voyager descobriu mais um pequeno satlite e outros vm sendo descobertos nosltimos anos, situados a grandes distncias de Netuno.

Nossa Terra se iguala ao glido Pluto em um aspecto: ambos tm apenas um satlite que, por sua vez,tem um tamanho comparvel com o do planeta em torno do qual ele descreve sua rbita. A Lua tem umdimetro de cerca de 3400 km, ou seja, um quarto do dimetro da Terra. Caronte, satlite de Pluto,tem cerca de 1200 km de dimetro, aproximadamente metade do dimetro do planeta em torno do qualele orbita.

Ambos os sistemas, Terra-Lua e Pluto-Caronte, podem ser considerados quase como sistemas binrios,cuja origem ainda um problema em aberto. No caso da Lua acredita-se que ela seja o resultado dacoliso de um grande corpo com a Terra, j nos estgios finais da formao do nosso planeta. Um fatoque sempre intrigou os pesquisadores foi por que razo a Lua tem uma composio ligeramentediferente da Terra. Na Lua, em comparao com a Terra, falta ferro e metais alm de gua e materiaisvolteis. Isso levou os cientistas a supor que uma coliso bem rasante teria arrancado apenas parte dacrosta e do manto da Terra, no atingindo o seu ncleo, que composto por metais. Este material

arrancado da Terra teria, em seguida, se re-acumulado em rbita em torno do nosso planeta, formandofinalmente a Lua. Por este mecanismo seria explicada a diferena em composio entre a Terra e o seusatlite.


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Outra caracterstica importante nos satlites so os efeitos das chamadas foras de mar. Estas forasso devidas ao fato dos planetas terem dimenses finitas. Devido a isso a atrao gravitacional exercidapelo satlite em diferentes pontos do planeta no exatamente igual. Os planetas, por outro lado, noso perfeitamente rgidos. Consequentemente, as foras de atrao exercida pelos satlites nos distintospontos dos planetas, chamadas de foras diferenciais, causam distores nas formas dos planetas.

No caso da Terra e da Lua este efeito produz as conhecidas mars altas. O Sol tambm produz mars na

Terra, embora com menor eficincia que a Lua. Isto se deve ao fato de que a fora de mar proporcional massa do corpo perturbador (ou seja, o corpo que a cria) e ao inverso do cubo dadistncia entre os dois corpos. Na realidade as mars que observamos na Terra so uma combinao deefeitos gerados pela Lua e pelo Sol.A figura abaixo nos mostra os efeitos das foras de mars exercidas pelo Sol e Lua sobre a Terra.Quando o Sol e a Lua puxam a Terra fazendo ngulos retos um com o outro, as mars na Terra somenores do que quando esses dois corpos puxam a Terra do mesmo lado ou ento em ladosdiametralmente opostos.

A frico das guas sobre a crosta da Terra envolve uma enorme quantidade de energia. Ao longo de grandes perodos de tempo africo das mars diminui a rotao da Terra. Como conseqncia disso nossos dias esto se tornando cada vez mais longos,aumentando cerca de 0,002 segundos a cada sculo. Entretanto, medida que a rotao da Terra diminui, o momento angular dosistema Terra-Lua deve permanecer constante.

O que momento angular?

A diminuio do movimento de rotao da Terra combinado com a exigncia fsica de que o momento angular seja conservado faz comque a Lua se afaste da Terra e que gire em torno desta cada vez mais lentamente. Deste modo, o ms est se tornando cada vez maislongo. Estes efeitos somados nos levaro uma situao tal que, daqui a bilhes de anos, tanto o dia terrestre quanto o perodo derotao da Lua sero iguais. Neste momento a Lua permanecer num ponto fixo do cu e no haver mais mars.

Assim como a Lua causa distores na Terra, nosso satlite tambm deveria ser distorcido devido ao gravitacional da Terra j quepelas leis de Newton a cada fora corresponde outra de igual intensidade e em sentido oposto. Entretanto, como a Lua menor do que a

Terra os efeitos de mar j levaram o sistema a se ajustar numa configurao de mnima dissipao de energia, ou seja, em umaconfigurao que chamamos de rotao sncrona. Isto significa que a Lua gira em torno de seu eixo exatamente no mesmo intervalode tempo em que completa uma volta em torno da Terra. Nesta configurao as mars que ocorrem na Lua, e que so devidas atraogravitacional exercida pela Terra, ocorrem sempre no mesmo ponto, no gerando atrito nem perda de energia. Assim, o fato de sempreobservamos a mesma face da Lua se deve exatamente a este ajuste do sistema Terra-Lua. importante notar que a maioria dossatlites planetrios se encontra em situaes de rotao sncrona com o planeta em torno do qual orbitam.

Asterides

Os asterides, por outro lado, so pequenos corpos rochosos ou metlicos que se espalham em uma regio localizada entre 2 e 5 UA doSol.
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Os asterides esto distribudos em trs regies principais.

Cinturo PrincipalO chamado Cinturo Principal formado pelos asteride que esto localizados na regio que fica entre os planetas Marte eJpiter.


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Objetos Prximos Terra (Near Earth Objects)Estes objetos esto localizados em rbitas que cruzam aquelas descritas pelos planetas interiores.

TroianosSo os asterides que descrevem a mesma rbita que o planeta Jpiter.

A distribuio dos asterides no Cinturo Principal no homognea como o nome de "cinturo" poderia nos levar a imaginar. Essadistribuio foi modelada, devido a ressonncias com Jpiter, em regies de maior concentraes e de lacunas.

O que uma ressonncia?

A distribuio dos asterides nessa regio, identificada pelo astrnomo DanielKirkwood em 1896 (imagem a esquerda) quando conheciamos apenas 78 asterides, confirmada at pelas mais recentes estatsticas. As lacunas, em regies deressonncia com Jpiter, so chamadas Lacunas de Kirkwood em homenagem aseu descobridor.Existem, entretanto, outras estruturas no Cinturo Principal de asterides. Almdaquelas citadas acima existem outras concentraes visveis apenas atravs deelementos que eliminam os efeitos das perturbaes causadas pelos campos

gravitacionais dos planetas. Estas concentraes, as quais seriam resultantes dafragmentao de algum corpo devido sua coliso catastrfica com outro corpo, sochamadas de famlias exatamente para diferenci-las dos agrupamentos formadospor outros processos dinmicos.

Atualmente mais de 44 mil asterides tm denominao definitiva.Isso indica que eles tm uma rbita bem determinada.

A populao dos asterides maiores e mais brilhantes pode serconsiderada completamente conhecida e os estudos sobre suasdistribuies por tamanhos so bem representativos destapopulao. Entretanto, os menores objetos so apenasparcialmente conhecidos e qualquer estatstica sobre esta

populao est ainda muito longe de ser representativa. Oconjunto de asterides conhecidos tem dimetros que variamentre 1000 km para Ceres, o maior deles, e algumas dezenas de
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metros para asterides em rbitas prximas Terra.

Ceres (imagem a direita) um objeto mais oumenos esfrico e pode representar um corpoprimordial ou seja, um corpo que se originou aomesmo tempo que os outros objetos do Sistema

Solar. A maioria dos pequenos asterides,entretanto, so muito provavelmentefragmentos resultantes de colises, tendoformas altamente irregulares. Isto vem sendoconfirmado por observaes, feitas com radar,de asterides que descrevem rbitas prximas da Terra. A imagem a esquerda mostra a formairregular dos asterides Mathilda, Gaspra e Ida.

Os asterides no possuem luz prpria mas podem ser observados uma vez que eles refletem a luz solarincidente sobre eles. As observaes do brilho dos asterides permite-nos obter informaes sobre suaforma, alm de nos fornecer algumas propriedades rotacionais desses corpos. Estas so obtidas a partirda anlise de suas curvas de luz.

O que uma curva de luz?

Atravs da anlise da curva de luz de um asteride possvel determinarmos a direo de seu eixo de rotao, seu perodo, sua forma eat obtermos informaes sobre sua composio superficial.

A partir dos estudos das curvas de luz desses objetos sabe-se que a maioria deles gira em torno de seus respectivos eixos com umperodo de 9 a 10 h.

A composio qumica e mineralgica da superfcie de um asteride, por outro lado, obtida atravs da anlise de seu espectro dereflexo nos diferentes comprimentos de onda e sua comparao com espectros de meteoritos e minerais obtidos em laboratrio.

O que espectro de reflexo?

A partir do estudo de como os componentes da superfcie de um asteride interagem com a luz solarincidente possvel identificar a presena (ou ausncia), assim como a abundncia, de muitos mineraiscomo piroxnios, olivinas, feldspatos, metais, filo silicatos e hidrocarbonetos, alm da gua.

Conhecendo um pouco de Geologia

piroxnios

um mineral petrograficamente muitoimportante, que apresenta uma cor variando

entre quase preta e verde escura e com brilhovtreo. Sua composio varivel, podendo ser

Si2O6(Ca, Mn, Na, K)(Mg, Fe, Al).Os termos entre parnteses mostram aspossveis composies dos piroxnios.

olivinas

tambm chamados de peridotos, as olivinas sominerais muito refratrios, com uma cor que

varia entre verde a verde-escura, castanha ouopaca. Seu brilho vtreo e sua composio (Mg, Fe)2SiO4. Os smbolos entre parntesessignificam que as propores de magnsio e

ferro so variveis.
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feldspatos

formam o grupo mais importante comoconstituintes das rochas, perfazendo ao redor de60% da totalidade dos minerais. Os feldspatospertencem ao grupo de minerais compostos porsilicato de alumnio e potssio e/ ou sdio e/ ou

clcio. So translcidos ou opacos e podemapresentar cristais mistos de trs componentes:

feldspato potssico, sdico e clcico.

metaisdesignao comum aos elementos qumicoseletropositivos, em geral slidos, brilhantes,

bons condutores de calor e eletricidade.

filosilicatos uma subclasse dos silicatos, que inclue o talco

e as micas.

hidrocarbonetoscompostos constituidos apenas por carbono ehidrognio. Entre eles conhecemos o petrleo

cru, os derivados de petrleo e a nafta.

A distribuio dos asterides com diferentes composies qumicas no Cinturo Principal ainda objetode estudo mas, de forma bem geral, sabe-se que aqueles que possuem superfcie de piroxnio, olivina efeldspatos se concentram na parte mais interna do Cinturo. Por outro lado, asterides cuja superfcie composta por filosilicatos, por hidrocarbonetos e por gua se situam na parte mais externa dessa regio.

Nosso conhecimento sobre estes corpos advm basicamente de observaes remotas de asterides,feitas a partir da Terra, e das anlises de meteoritos, feitas em laboratrio. Estas duas tcnicas tmabordagens diferentes e so complementares para a obteno de informaes importantes sobre aorigem do Sistema Solar.


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Nomes diferentes para objetos quase iguais

asteridesalguns dos menores corpos planetrios existentes. Eles se situam principalmente, mas no exclusivamente, na regio do

Sistema Solar entre as rbitas de Marte e Jpiter. Os asterides tambm so chamados de planetas menores ouplanetesimais.

meteoridesso objetos slidos, pedaos de rochas ou de metal, que se deslocam pelo espao interplanetrio, e que possuem

dimenses menores do que um asteride e maiores do que a poeira interplanetria, variando entre 1 micron e uma

dezena de metros. Eles podem dar origem, se entrarem na atmosfera terrestre, a um meteoro ou um blide.

meteoros

o fenmeno luminoso resultante da entrada na atmosfera terrestre de um corpo slido. Um meteoro um meteorideque entra na atmosfera da Terra e queima completamente, por causa do atrito de sua superfcie com essa atmosfera.Usualmente o meteoro faz um rpido rasto (ou trao) de luz que visto no cu noturno medida que ele atravessa aatmosfera. Vemos isto constantemente quando meteorides, na maioria das vezes apenas um pouco maiores do quepoeira interplanetria, queimam medida que cruzam a atmosfera superior da Terra. Os meteoros so conhecidos

popularmente como Estrelas Cadentes (em ingls "Shooting Stars") embora no tenham, absolutamente, qualquer tipode relao com as estrelas. A maioria dos meteoros so destrudos antes de atingirem a superfcie da Terra.

blido um meteoro particularmente brilhante que, em geral, explode no final de sua trajetria. A Unio Aastronmica

Internacional considera que um blido deva ter uma luminosidade ao menos de magnitude -3.

meteoritos

so rochas de origem extra-terrestre encontrada na superfcie da Terra. Um meteorito uma parte residual de ummeteoride. Vemos ento que um meteorito um fragmento de rocha, proveniente do espao, que sobreviveu sua

queda sobre a Terra. Um meteorito um meteoro que atingiu a superfcie da Terra. Os meteoritos so formados ou porrocha, ou ferro ou ferro-rochoso. Em geral eles recebem o nome do local onde cairam.

Entenda bem a seqncia:

meteoride: objetos que vagam pelo espao, podendo, ou no, entrar na atmosfera da Terra.meteoro: se entra na atmosfera da Terra e, por causa do atrito, entra em combusto provocando um fenmeno luminoso.

blide (ou blido): se entra na atmosfera da terra e explode de modo brilhante.meteorito: se sobrevive ao atrito com a atmosfera da Terra e colide com a sua superfcie, formando uma cratera e deixando

um resduo.

Abaixo vemos uma reproduo de uma antiga gravura em madeira que registra a queda de um meteorito perto de Ensisheim, na Frana,em 1492. O texto em alemo diz: "Da pedra-trovo (que) caiu no ano XCII nas imediaes de Ensisheim".

Infelizmente, estabelecer a relao entre um meteorito especfico e o asterides de onde ele veio ou seja, o asteride progenitor, muito dificil de ser realizada. Conseqentemente, muito incerta a determinao da origem e da evoluo dos meteoritos. Embora asobservaes dos asterides nos forneam informaes muito importantes sobre variaes de brilho, propriedades rotacionais, formasaproximadas e composio superficial, elas muito pouco nos dizem sobre a estrutura interna desses objetos.

Os asterides que descrevem rbitas prximas Terra representam um grupo muito especial de objetos j que acreditamos que afragmentao deles contribui de forma significativa para o fluxo de meteoritos que so recolhidos aqui na Terra. Com relao sinformaes que eles podem nos fornecer a principal desvantagem que, assim como os meteoritos, estes corpos devem ter perdido


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quase toda a memria das regies onde eles se encontravam antes de terem sido levados a descrever as rbitas que os fizeram ficarprximos Terra. A possibilidade de que parte destes corpos provenha de cometas e no de asterides traz ainda mais complicaesque precisam ser resolvidas.

Outro problema para os astrnomos o dos asterides cujas rbitas cruzam a rbita da Terra. Isto equivale a dizer que a Terra e algunsdesses objetos podem, num determinado instante, se encontrar no mesmo ponto do espao. Nesse caso poderia ocorrer uma colisoentre eles.

Na verdade isso no chega a ser to problemtico: todos os dias centenas de corpos atingem a Terra mas, devido aos seus pequenostamanhos, acabam sendo desintegrados em sua passagem pela atmosfera do nosso planeta. Entretanto, se o corpo for de tamanhomaior, digamos com alguns quilmetros, grande parte dele sobreviver ao atrito com a atmosfera. Dependendo do seu tamanho, suaqueda na Terra certamente causar danos de dimenses locais, continentais ou globais. A gravidade das conseqncias que ocorrerodevido a essa coliso, entretanto, no apenas funo do tamanho do objeto mas tambm de sua estrutura interna. Se o corpo foraltamente coeso, ele resistir quase intacto sua travessia pela atmosfera terreste. Se for apenas um agregado de pequenos pedaosento suas foras de coeso sero praticamente nulas e o corpo ser facilmente desintegrado durante a passagem pela atmosfera.Assim, para quantificar corretamente o perigo que este tipo de objeto pode causar Terra, necessrio conhecer bem a sua estruturainterna. Entretanto, no conhecemos ainda a populao total de objetos situados em rbitas potencialmente perigosas para a Terra. Este o motivo pelo qual vrias entidades governamentais dos EUA e da Europa tm se comprometido a providenciar a infra-estruturanecessria para que se descubra todos os objetos que possam vir algum dia ameaar, de alguma forma, a Terra.

Cometas

Os cometas so pequenos corpos escuros formados por uma mistura de partculas refratrias, gros de CHON (contendo carbono,hidrognio, oxignio e nitrognio), e gelos (predominantemente gua). Para que os cometas tenham crescido at o tamanho queapresentam, que consideramos como sendo planetesimais, o meio interplanetrio deve ter sido muito mais denso do que aqueleencontrado nas nuvens moleculares.

O que uma nuvem molecular?

Isto implica que os cometas devem ter se formado na regio do Sistema Solar prxima aos planetas mais externos. Alguns destesobjetos permaneceram nesta regio formando o que hoje conhecido como Cinturo Trans-Netuniano ou Cinturo de Kuiper. Amaioria deles, entretanto, devido a pertubaes gravitacionais exercidas pelos planetas exteriores, foi expelida para os limites maisafastados do Sistema Solar, formando a regio chamada Nuvem de Oort, em homenagem ao seu descobridor, o astronmo holands J.Oort. Perturbaes devidas passagem de estrelas ou de nuvens moleculares prximas Nuvem de Oort fazem com que algunscometas acabem saindo desta regio e se desloquem para as regies mais internas do Sistema Solar onde o aquecimento pelo Solprovoca o aparecimento da coma e da cauda to caractersticas nas imagens desses objetos. O valor da massa total da Nuvem de Oort bastante controvertido mas pode ser da ordem de 1011 cometas, com massas individuais maiores do que 1012 kg.

A existncia de uma nuvem esfrica de cometas envolvendo todo o Sistema Solar foi proposta em 1950 a partir da anlise dadistribuio dos semi-eixos maiores dos cometas conhecidos na poca. Um ano mais tarde foi proposto que tambm deveria existir umaregio achatada (cinturo) aps o planeta Pluto. Mas o primeiro objeto deste cinturo somente viria a ser descoberto mais de quarentaanos depois, em 1993. Hoje conhecemos mais de 800 objetos deste cinturo, alguns com dimetro superior quele do maior dosasteride, Ceres.
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Os cometas so mais notveis quando se aproximam do Sol e produzem uma coma de gs e poeira.Esta coma, entretanto, obscurece o ncleo do cometa impedindo que observemos essa regio.Conseqentemente, nosso conhecimento das propriedades dos cometas tem vindo apenas das espciesqumicas detectadas nas comas e das especulaes sobre os processo fsicos e qumicos plausveis. Estasobservaes, aliadas a dados das misses espaciais enviadas ao cometa Halley, tm permitido definir acomposio molecular bsica dos volteis presentes nos cometas, 80% destes sendo gelo de gua. Osrestantes 20% dos materiais congelados so constituidos por molculas tais como CO, CO2, CH4, e NH3,

comuns no Sistema Solar exterior, assim como de molculas mais complexas, como o H2CO, HCN, C2H2e, talvez at de longas cadeias de hidrocarbonetos, que revelam a complexidade qumica que exista nanebulosa solar primordial que deu origem a todo o Sistema Solar. Entretanto, o estudo das abundnciasde todos os gelos presentes nos cometas ainda bastante incipiente e o nosso conhecimento dasvariaes que existem entre as composies de cometas distintos permanece muito pequeno.

Estudos recentes, a partir de dados obtidos no infravermelho, tendem a indicar que os cometas podemconter mais poeira do que volteis. Isto implica que um novo paradigma de cometas considerados comobola-de-poeira congelada pode substituir o antigo modelo dos cometas como bola-de-neve suja,proposto por F. Whipple em 1950. Determinar precisamente a quantidade de poeira e de volteispresente nos cometas, assim como a abundncia de seus componentes moleculares, desafiofundamental para melhor entender os estgios iniciais da formao do nosso Sistema Solar.

Anis Planetrios

Quando Galileo Galilei, em 1610, observou pela primeira vez o planeta Saturno, com o seu recminventado telescpio, notou que ele tinha uma forma irregular. Para ele essa forma era devida presena de dois satlites colocados, simetricamente, nos lados opostos do planeta.

A explicao correta viria apenas em 1654 quando Huygens sugeriu que a forma observada de Saturnopoderia ser explicada pela presena de um disco rgido situado no plano do equador do planeta.

Alguns anos mais tarde, em 1675, Cassini descobriu que este "disco" no era uniforme: ele era formadopor dois anis separados por uma diviso a qual, desde ento, leva seu nome, diviso Cassini. Umterceiro anel, mais interno, foi descoberto em 1850.

Existia, entretanto, um problema grave: alguns anos antes o filsofo francs Pierre Laplace tinha

demonstrado que um disco rgido no poderia ser estvel tendo em vista as poderosas foras de marexercidas pelo planeta. Foi o fsico ingls James Clerk Maxwell que solucionou o problema sugerindo queos anis, na realidade, eram formados por gros individuais que estavam em rotao em torno do


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planeta. Esta teoria seria confirmada observacionalmente anos mais tarde e estudos detalhados dosanis se dariam a partir das imagens obtidas pelas sondas espaciais Voyager 1 e 2. O conjunto total dosanis de Saturno tem a altura de algumas centenas de metros e a largura de cerca de 200000 km ouseja, um sistema extremamente achatado!

Mais de 300 anos depois da descoberta do sistema de anis de Saturno, em 1977, foi descoberto umsistema similar de anis em torno do planeta Urano.

O sistema de anis de Urano foi descoberto atravs de uma tcnica chamada de tcnica de ocultaoestelar. Esse processo consiste em se registrar as variaes no brilho de uma estrela quando umdeterminado planeta cruza a linha de visada que une o observador terrestre e a estrela.

O que se observa normalmente que o brilho da estrela permanece constante at que o planeta entrana linha de visada. Primeiramente observada apenas uma pequena diminuio no brilho da estrela

devido passagem de sua luz atravs da atmosfera do planeta. Entretanto o brilho da estreladesaparece completamente quando o disco planetrio fica exatamente na linha de visada observador-estela. A medida que o planeta "passa" o brilho da estrela comea novamente a aparecer at se manterconstante novamente. A anlise do intervalo de tempo em que o brilho da estrela desapareceucompletamente, de como o brilho diminuiu e de como aumentou novamente permite obter dados muitoprecisos sobre a atmosfera do planeta e tambm sobre a forma que ele possui. Para surpresa dospesquisadores, quando esta tcnica foi aplicada a Urano, o brilho da estrela sofreu algumas pequenas,mas perceptveis, diminuies antes e depois da sua ocultao pelo planeta. Isto foi modelado comosendo produzido por um sistema de anis em rbita em torno de Urano.

Quando a sonda Voyager passou prxima a Urano as imagens obtidas por ela comprovaram que esta erade fato a explicao correta. Hoje sabemos que o sistema de anis de Urano formado por nove aniscom uma altura de dezenas de metros e uma largura de apenas 10 km.

A mesma tcnica de ocultao estelar tambm permitiu a deteco de anis em torno de Netuno, em1985.


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