Sistema Solar: continuação Introdução

• Como o Sol acumula 99,866% da massa do Sistema Solar, é fácil compreender porque ele exerce influência gravitacional tão grande sobre os planetas, asteróides e cometas;

• O tamanho aparente do Sistema Solar é dado pela órbita de plutão, o qual dista 5,5 horas-luz (40UA);

• A distância média de separação entre as estrelas na nossa região da Via-Láctea é de 5 anos-luz. Logo, se há um sistema de planetas em torno destas estrelas, ele dista em média 5 anos luz. Comparando, seria como um vilarejo de 1km de raio, na Terra do Fogo (Chile), e outro, também de 1km de raio, no Alaska (EUA).

• A massa de todos os planetas corresponde a 0,134% da massa do sistema solar.

Propriedades físicas mais relevantes dos planetas:

Onde M é a massa, R o raio, ρ é a densidade média, A é o Albedo Visual, Ps o período sideral de rotação e K é o fator de momento de inércia (vide estrutura interna). Albedo Visual é a razão da luz solar refletida em todas as direções e a luz solar incidente.

Estrutura interna: Densidade média:

• A massa da Terra é calculada a partir do raio, que é conhecido, e da aceleração gravitacional na superfície, que também o é. Assim, dividindo a massa pelo volume temos a densidade média da Terra.

• Já para os outros planetas, usa-se a 3a Lei de Kepler para seus satélites. • No caso de Vênus e Mercúrio (sem satélites), usa-se a perturbação que

estes causam no movimento de asteróides e cometas. • Os planetas de baixa densidade (Jovianos: Júpiter, Saturno, Urano e

Netuno) são constituídos basicamente de substâncias leves (H2, He, NH3, CO2).

• Planetas de maior densidade (Telúricos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) são constituídos principalmente de rochas e metais.

• Não há dados suficientes sobre Plutão. Momento de Inércia:

• Indica, de modo geral, a resistência (inércia) de um corpo para entrar em rotação, ou para parar de girar (análogo da massa, no caso da translação).

• É medido a partir da velocidade de rotação dos planetas e do achatamento dos pólos de cada um.

• Para uma esfera uniforme, K=0,4. Se a parte central for mais densa, K<0,4. Todos os planetas possuem K<0,4.

• Planetas Jovianos possuem menor momento de Inércia que planetas telúricos. O que indica uma maior concentração de matéria no centro dos planetas Jovianos.

Equilíbrio Hidrostático:

• Num planeta, existe a força gravitacional que puxa toda a matéria para o centro. Esta é contrabalançada pela pressão que a matéria faz sobre si mesma (devida a estrutura atômica, por exemplo). Este equilíbrio de forças é o Equilíbrio Hidrostático.

• Diferentemente das estrelas, em que a matéria se encontra na forma de um plasma, nos planetas a matéria está ou na forma de gás, ou de

líquido ou de sólido, o que complica severamente a formulação de um modelo para a pressão.

• A matéria sólida somente escoa sob pressão de 1000atm. Assim, somente corpos celestes de centenas de quilômetros de raio possuem a forma esférica.

• Júpiter, por ser gasoso predominantemente, permite uma boa modelização.

a) Planeta Joviano. b) Planeta Telúrico.

• Já a Terra é modelada a partir de estudos sismológicos. Superfície

• A medição do Albedo permite o estudo da superfície de um Planeta. • Planetas com Albedo superior a 0,73 possuem densas atmosferas, de

modo que suas superfícies não podem ser vistas. • Durante a formação de um planeta, toda a matéria se encontra fluida, de

modo que as partes mais densas fluem para o interior e as menos fluem para a superfície. Assim, quando houve o esfriamento e a solidificação, a matéria menos densa (feldspato, por exemplo) ficou na superfície. Assim, compostos mais pesados somente foram para a superfície do planeta após erupções vulcânicas ou choque com outros corpos celestes.

Lua: as partes mais claras correspondem a superfície mais antiga, pois é composta por feldspato. Os mares (escuros) são a parte mais recente, formados por atividade geológica ou impacto de asteróides.

Atividade Geológica:

• Ocorrem devido ao processo convectivo que se mantém no interior dos planetas.

• Possui assimetrias, as quais podem depender da energia luminosa recebida, como é o caso da Lua, em que a face voltada para a Terra possui crosta de 60km e a face oposta mais de 100km de crosta. Ou dependem da existência de água, como é o caso da Terra.

• O tempo de resfriamento é proporcional a razão entre o volume e a superfície. Assim, quanto maior o raio, maior o tempo de resfriamento. Assim, a Lua possui uma litosfera (camada rígida mais externa) com uma extensão bem maior que a da Terra, o que favorece os eventos sísmicos na Terra, e não na Lua.

• Em ordem decrescente de atividade geológica, temos: Terra, Vênus e Marte.

• Porém, ao contrário do que foi dito até aqui, algumas luas de Júpiter, Saturno e Urano possuem uma intensa atividade geológica, principal Io, lua de Júpiter. Isto se deve a um outro fenômeno, chamado de Força de maré, que atua sobre estes satélites. Trata-se de uma força diferencial, a qual tende a deformar o corpo celeste, e provocar movimentos em toda a sua estrutura, causando, inclusive, o aquecimento de seu interior.

Lua Io, de Júpiter. Temos a amostra de dois grandes vulcões, que jorram larva a 500km de altura.

Erosão:

• É um processo da alteração do relevo que pode resultar da ação da atmosfera ou hidrosfera, ou da sublimação.

• Não ocorre em Mercúrio ou na Lua. E em Vênus ela é mínima, devida a densa atmosfera, a qual é estável à convecção.

• Marte, assim como a Terra, possui os mais variados tipos de erosão. Apresentando grandes tempestades de areia e, inclusive, a formação de canais.

Crateras:

• A energia de impacto entre um planeta e um asteróide é imensa. A velocidade relativa é da ordem de 16km/s. Nesta velocidade, um grama tem 31 vezes maior energia que um grama de TNT.

• É possível, a partir da geometria da cratera, estimar o momentum e o ângulo de incidência do objeto que ali colidiu. Exames geológicos indicam a idade da cratera.

• A presença ou a ausência de crateras permite estimar a forma com a qual se dá a atividade geológica do terreno. Se não há crateras, é porque existe uma atividade geológica intensa.

Cratera no Arizona (EUA), com 1,2km de diametro, 200m de profundidade (atual) e 2700 anos. Atmosfera Retenção e Perda:

• Vênus, Marte e Terra são os planetas telúricos que possuem atmosfera. Neles, a uma nítida delimitação do que é superfície, do que atmosfera.

• Os planetas Jovianos não possuem superfície que separe a atmosfera do interior destes planetas.

• A existência de uma atmosfera depende da intensidade da força gravitacional gerada pelo planeta. Se ela for pequena, simplesmente não há atmosfera, ou ela é muito pequena.

• Sir James Jeans propôs em 1916 o modelo de formação de uma atmosfera. Visualizando que, para uma mesma temperatura, átomos menores adquirem mais velocidade que átomos mais pesados (o que é chamado de velocidade térmica), e que a velocidade de escape depende da massa do planeta, vemos que para um átomo escapar (e, por conseguinte, para se diluir uma atmosfera), é necessário que a velocidade térmica seja maior que a velocidade de escape. Logo, planetas menores somente preservam em sua atmosfera moléculas e átomos mais pesados.

Composição química:

• Os planetas telúricos possuem maior abundância de elementos pesados, além de possuírem alto teor de oxigênio combinado ou livre na atmosfera.

• A falta de H20 na atmosfera de Vênus se deve a fotodissociação da molécula. Já em Marte, acredita-se que isto se deve a atividade vulcânica, a concentração, na forma de gelo, nas camadas polares e no subsolo e também devida à perda atmosférica.

• Titã (maior satélite de Saturno) é um único satélite com atmosfera significativa. Nela encontramos N2, Ar, CH4 e H2. É possível que ele possua oceanos de metano, inclusive havendo precipitação do mesmo, como ocorre com a H2O da Terra. É o objetivo da missão CASSINI, que deixará cair uma sonda em sua atmosfera para averiguar os fenômenos que nela ocorre.

Atmosfera primitiva e secundária:

• Primitiva: é resultante da época de formação do planeta, isto é, provém da nebulosa primordial do sistema solar.

• Secundária: provém de alterações químicas ao longo do tempo. Este é o caso da Terra, na qual até hoje vulcões expelem grande quantidade de gases para a atmosfera.

• A vida também é responsável por grandes alterações na atmosfera.

Estrutura da Atmosfera:

• A diferença de temperatura entre as camadas cria movimento convectivos. No caso da troposfera, a base é mais quente que o topo, então o calor é levado para cima via convecção e difusão de fótons infravermelhos. É nela que ocorrem os fenômenos meteorológicos.

• As atmosferas dos outros planetas possuem estrutura similar a da atmosfera terrestre. A diferença decorre principalmente das variações de composição química e do processo de aquecimento e resfriamento.

• Na termosfera, e acima, a atmosfera tende a se estratificar conforme o peso molecular dos componentes.

Circulação Atmosférica:

• Atmosferas possuem em diferentes graus os fenômeno de circulação: massas gasosas circulam como resultado do aquecimento diferencial (latitudinal, diurno e sazonal), de modo a uniformizar a temperatura.

• A atmosfera venusiana gira com cerca de 360km/h, no sentido retrógrado. Acompanhando o movimento de nuvens sulfúricas, percebe-se que a atmosfera se move 60 vezes mais rápido que o planeta. No caso da Terra, a atmosfera gira um pouco mais lento que o resto do planeta.

• Em Júpiter, não há diferença significativa de temperatura entre o equador e os pólos. Como na figura abaixo, pode-se ver que é bem estratificada, sendo as camadas mais avermelhadas formadas por flocos de fósforo e algumas moléculas orgânicas. A diferença de velocidade entre as faixas cria turbilhões, como é o caso da grande mancha vermelha.

Magnetosfera planetárias:

• Mercúrio, Terra, Júpiter e Saturno possuem campo magnético. Assim, partículas cósmicas, ou do vento solar, são defletidas por este campo, e se precipitam na atmosfera na forma de auroras polares.

• No caso da Terra, o campo se deve ao dínamo decorrente do movimento do magma, ferro derretido, no seu interior. O eixo magnético não coincide com o eixo de rotação, e inclusive, varia sua posição e orientação com o tempo.

• Júpiter possui um campo 20000 vezes maior que o da Terra. Também ocorre devi ao dínamo que existe em seu interior.

• Já o campo de mercúrio é um mistério. • A Lua, segundo análise das rochas lunares, teve um campo magnético

duas vezes mais intenso que o da Terra.

Planetas Mercúrio: •Distância média do Sol: 57,9 milhões de km

rio

• Diâmetro equatorial: 4.880 km • Massa: 0,0558 massa terrestre • Gravidade: 3,78 m/s² • Densidade: 5600 kg/m³ • Rotação: 58,7 dias • Translação: 87,97 dias • Satélites conhecidos: nenhum • Temperatura: -170 / +350 (°C) • Globo sem atmosfera, apresentando pequenas quantidades de hidrogênio e hélio

• Planeta repleto de crateras de miágua deixaram as marcas intactas

• Aparência semelhante à da Lua planícies.

• Superfície constituída de uma com uma grande quantidade de f

• Certas regiões do planeta encosempre estão na sombra. Essas áou gás carbônico no estado de getipo de forma de vida.

• Mercúrio é o planeta de mais difpode ser visto num céu totalmenum dia para outro.

• O planeta passa entre o Sol e a de 14 vezes a cada 100 anos.

• É o planeta mais próximo do Sol• O Sol parece duas vezes e meia

entanto, o céu é sempre negro patmosfera que seja suficiente par

Crateras raiadas em mercú

lhões de anos pois a falta de vento e de . também pelos penhascos, rachaduras e

camada delgada de silicatos rochosos erro e níquel. ntram-se em desníveis enormes que

reas poderiam concentrar vapor de água lo, surgindo a hipótese de existir algum

ícil identificação a olho nu, pois nunca te escuro e sua posição varia muito de

Terra somente em raras ocasiões, cerca

e o segundo menor do sistema solar maior em Mercúrio do que na Terra; no orque Mercúrio praticamente não tem

a causar a dispersão da luz.

Missões para Mercúrio 3/Nov/1973 - 24/Mar/1975

• Mariner 10 foi a primeira missão enviada a dois planetas (Mercúrio/Vênus). Ela sobrevoou Vênus em 5/Fev/1974, sofrendo um impulso gravitacional para Mercúrio, sendo a primeira a usar tal recurso.

• A Mariner 10 foi a primeira sonda a ter um sistema de imagem. Um campo magnético fraco foi detectado, mas a missão não verificou a presença de atmosfera.

• Esta nave foi também a primeira a usar o vento solar como um meio de locomoção; quando o combustível dos aceleradores da sonda se esgotou, os cientistas usaram os painéis solares como velas para fazer correções do percurso.

• A sonda está agora em órbita solar.

Vênus: •Distância média do Sol: 108 milhões de km • Diâmetro equatorial: 12.100 km • Massa: 0,815 massa terrestre • Gravidade: 8,60 m/s² • Densidade: 5200 kg/m³ • Rotação: -243 dias • Translação: 225 dias • Satélites conhecidos: nenhum • Temperatura: -33 / +480 (°C) • Principal componente da atmosfera: gás carbônico Missões para Vênus

• Mariner 2 (27/Ago/1962 - 3/Jan/1963) - bem sucedida, agora em órbita solar

• Mariner 5 (14/Jun/1967 - Nov/1967) - bem sucedida, agora em órbita solar

• Mariner 10 (3/Nov/1973 - 24/Mar/1975) - bem sucedida, agora em órbita solar

• Zond 1 (2/Abr/1964) - mal sucedida, perda de comunicação, agora em órbita solar

• Pioneer Venus 1 (20/Mai/1978 - 1992) - bem sucedida, perda de contato • Pioneer Venus 2 (8/Ago/1978) - bem sucedida, queimou na atmosfera

antes do tempo previsto • Vega 1 (15/Dez/1984) - bem sucedida, agora em órbita solar • Vega 2 (21/Dez/1984) - bem sucedida, agora em órbita solar • Galileo (18/Out/1989) - utilizou Vênus como impulso gravitacional

para Júpiter • Magalhães (4/Mai/1989 - 1994) - bem sucedida, mapeou 99% da

superfície através de radar • A missão Venera foi composta de 16 sondas, sendo a primeira lançada

em 12/Fev/1961 e a última em 7/Jun/1983. Das sondas enviadas, as que não chegaram a Vênus agora orbitam em torno do sol e a maioria das que atingiram Vênus, foram destruídas pela pressão atmosférica poucos minutos depois da chegada. Apenas a Venera 9 se encontra agora em órbita de Vênus.

• A Venera 4 foi a primeira sonda a ser colocada diretamente dentro da atmosfera e que retornou dados atmosféricos.

• A Venera 7 foi a primeira sonda a aterrissar com sucesso na superfície de outro planeta.

Atmosfera de Vênus

• Constituída por nuvens de CO2 com traços de N, O e S. • Vênus é brilhante devido a sua densa atmosfera que reflete 76% da luz

solar (o maior índice do Sistema Solar). • Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do

mar.• A sua cor amarelada se deve a gotículas de ácido sulfúrico que ficam nas camadas mais altas, o que ocasiona chuva ácida.

• A temperatura na superfície de Vênus é de aproximadamente 482° C. • Esta elevada temperatura, suficiente para derreter o chumbo, deve-se

principalmente a um rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono.

• A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. • O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não

permite a sua fuga para o espaço – Efeito Estufa • Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio. • Na troposfera de Vênus (< 100km), diferenças de temperatura entre os

hemisférios iluminado e escuro nem chegam a se estabelecer; e entre o equador e os pólos são eliminadas pela circulação.

• Variações sazonais são mínimas, já que a órbita é sensivelmente circular e o eixo de rotação é quase perpendicular ao plano orbital.

Superfície Dada a lenta rotação, Vênus é um planeta bastante esférico, com uma superfície formada por:

• 65% de vastas planícies onduladas; • 30% de regiões baixas e escuras preenchidas com lavas sem marcas de

crateras; • 5% de terras elevadas, muito ásperas. • Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros são praticamente

inexistentes graças à pesada atmosfera venusiana, que protege o planeta

do bombardeamento de meteoros menores, preservando crateras e fragmentos formados no passado.

• Especula-se que a menor atividade geológica de Vênus em relação à Terra, apesar dos tamanhos similares, deve-se à menor rotação, ausência de satélite e de água na crosta.

Imagem da superfície de Vênus obtida por radar a bordo da sonda Magalhães.