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EU VIVO SEMPRE NO MUNDO DA LUAAAAAAAA!! dezembro 10, 2008

Posted by rbrebello in Sem-categoria.
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Eu sei que um dos assuntos que mais disperta a atenção dos alunos é a astronomia, afinal quem não se admira com a enormidade de estrelas que estão sobre nossas cabeças.

Por incrível que pareça a Geografia tem uma área de contato com essa extraordinária ciência que é a astronomia, em assuntos como a climatologia e a  cartografia.  Por isso, vamos dar uma passeio pelo sistema solar e depois aproveitar esse conhecimento para expandir nossa compreensão do espaço geográfico e da nossa ciência.

Ah, lembrei de uma coisa………….não estranhe o fato de algumas palavras estarem com letras a mais ou acentos onde você não esperava ver……………………é que o texto abaixo está escrito no português de Portugal…………………..ora pois, gajo !!!!

Mercúrio

mercurya Dados de Mercúrio

transitm Trânsito de Mercúrio

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol, e tem uma órbita invulgarmente excêntrica (apenas Plutão tem uma excentricidade maior). É o planeta que orbita com maior velocidade (o ano mercuriano tem apenas 88 dias) e é o segundo mais quente (logo a seguir a Vénus). Pela sua proximidade à Terra, que permite a sua observação a olho nu, é um dos 6 planetas conhecidos da antiguidade. De facto, apesar de não emitir luz própria visível, reflecte a luz do Sol e é um dos objectos mais brilhantes do céu. No entanto, é um planeta difícil de observar. Visto da Terra, nunca se afasta muito do Sol e está a maior parte do tempo ofuscado por este. Sem telescópio, só o conseguimos ver durante o pôr ou o nascer do Sol. Por exemplo, quando Mercúrio se encontra perto da sua maior elongação de oeste, pode ser visto pouco antes do nascer do Sol como uma estrela da manhã que o precede. Além disso, o fato de Mercúrio ter uma órbita mais próxima do Sol do que a da Terra permite-nos observar um fenômeno astronômico interessante, chamado Trânsito Solar, quando Mercúrio visto da Terra passa à frente do Sol.

mersurf

A superfície de Mercúrio faz lembrar a Lua

Quando em 1973-1975, a nave espacial Mariner 10 fez 3 voos próximos a Mercúrio, as fotografias que tirou mostraram-nos um planeta estéril, sem atmosfera, com um grande número de crateras causadas pelo impacto de meteoritos dos tempos turbulentos dos primeiros 700 milhões de anos do sistema solar. As semelhanças com a Lua foram logo evidentes, e tal como nesta, não foram observadas evidências da existência de placas tectônicas. Alternadas com zonas de muitas crateras, as imagens mostram ainda zonas lisas, aparentemente o resultado de correntes de lava solidificada provenientes de grandes erupções vulcânicas dos primeiros tempos de vida do planeta. Tal como a Terra, Mercúrio tem também um núcleo de ferro, sendo inclusive o planeta mais rico em ferro do sistema solar; os magnetômetros da Mariner 10 mostraram que, também como a Terra, Mercúrio possui um campo magnético, o que é uma indicação da presença de metais líquidos no seu interior.

Admite-se que Mercúrio possa ter nos pólos gelo proveniente de cometas, no interior de crateras que não vêm a luz solar. Esta possibilidade é sugerida pela alta reflectividade às ondas rádio medida nos pólos a partir de radiotelescópios na Terra. É que apesar de Mercúrio ser um planeta muito quente, o seu eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 0.5º em relação ao plano da sua órbita, não tendo por esta razão estações do ano, ficando os seus pólos permanentemente sujeitos a uma fraca incidência de luz solar.

Vénus

venusmar2 Dados de Vénus

venuselongation

Ângulo entre Vênus, Terra e Sol, quando Vênus está exatamente iluminado pela metade.

Vênus é o segundo planeta mais próximo do Sol e o planeta mais próximo da Terra. As perguntas intrigantes que este planeta “gêmeo” da Terra nos coloca começam com o seu movimento de rotação própria. Uma rotação completa sobre si mesmo demora 243.01 dias, o que é um período invulgarmente longo. Além disso, enquanto que a maior parte dos planetas rodam sobre si próprios no mesmo sentido, Vênus é uma das excepções. Tal como Urano e Plutão, a sua rotação é retrógrada, o que significa que em Vênus o Sol nasce a este e põe-se a oeste. Durante muito tempo não se tinha a certeza porque é que existiam estas excepções, uma vez que a maior parte dos corpos no sistema solar, mesmo os satélites dos vários planetas, rodam no mesmo sentido, ‘herdado’ do movimento de rotação da nuvem primordial, no entanto, estudos dinâmicos recentes da obliquidade dos planetas podem explicar a rotação anômala de Vênus.

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Trânsito de Vênus ocorrido a 8 de Junho de 2004 pela primeira vez em mais de 100 anos.

No seu período de maior brilho, para um observador na Terra, Vênus é o objeto mais luminoso no céu, apenas ultrapassado pelo Sol e pela Lua. Apesar de, tal como Mercúrio, ser um planeta que orbita entre a Terra e o Sol, está suficientemente afastado deste para que o possamos observar sem que a luz Solar nos ofusque. Nos pontos da sua maior elongação difere do Sol por um ângulo de 47º o que permite ótimas condições para ser observado ao nascer e ao pôr do Sol. Por esta razão, desde a antiguidade que Vênus é também conhecido como a estrela matutina ou estrela vespertina. No ponto do seu maior brilho, Vênus é 16 vezes mais brilhante do que a estrela mais brilhante no céu, Sirius. Tal como Mercúrio, Vênus também pode entrar em conjunção interior, quando passa entre o Sol e a Terra, fato que permite que também com Vênus possamos observar um trânsito Solar, quando este visto da Terra passa à frente do Sol. No entanto, isso não acontece com frequência, uma vez que o plano da sua órbita tem uma inclinação de 3.39º com o plano da eclíptica. Os últimos 3 trânsitos de Vénus ocorreram em 1874, 1882 e em 2004.

Vênus é o planeta mais quente do sistema solar devido a um poderoso efeito de estufa

Vênus é por outro lado um planeta muito parecido com a Terra, em tamanho, densidade e força gravítica à superfície, tendo-se chegado a especular sobre se teria condições favoráveis à vida. Hoje sabemos que, apesar de ter tido origens muito semelhantes à Terra, a sua maior proximidade ao Sol levou a que o planeta desenvolvesse um clima extremamente hostil à vida. De facto, Vênus é o planeta mais quente do sistema solar, sendo mesmo mais quente do que Mercúrio, que está mais próximo do Sol. A sua temperatura média à superfície é de 460ºC devido ao forte efeito de estufa que acontece a grande escala em todo o planeta.

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Imagem artística da superfície rochosa de Vénus, a mais quente do sistema solar. CHRISTIAN DARKIN / SCIENCE PHOTO LIBRARY

Como a fotografia da Mariner 10 nos mostra, ao contrário de Mercúrio, Vênus tem, tal como a Terra, uma atmosfera com nuvens, na qual foi detectada, a partir da observação do espectro da luz refletida,  a presença de grandes quantidades de dióxido de carbono (CO2). Como se sabe, o CO2 é o principal gás responsável pelo efeito de estufa, e nasceu a ideia de que Vênus poderia ter temperaturas muito altas devido a um intenso efeito de estufa. No entanto, até a Mariner 2 fazer o primeiro voo próximo a Vênus e medir a temperatura à sua superfície, não se sabia exatamente qual o rigor dessas condições. Missões posteriores foram confirmando a pouco e pouco as condições agrestes do planeta: uma temperatura à superfície de 460ºC, uma pressão à superfície 90 vezes maior que a pressão na Terra; uma atmosfera composta por 96.5% de CO2 e cerca de 3.5% de azoto (N2), com nuvens de ácido sulfúrico (H2SO4) que se pensa serem provenientes de atividade vulcânica e que, devido às altas temperaturas, nunca condensam em chuva.

O registo de aparente atividade vulcânica em Vênus sugere que esta, tal como a Terra tem um interior líquido. No entanto não exibe campo magnético, o que pode estar relacionado com o seu movimento de rotação própria, demasiado lento para que o núcleo líquido suporte correntes elétricas a grande escala.

O mais surpreendente em Vênus é que o seu  passado é muito semelhante ao da Terra, pensando-se inclusive que em tempos terá tido oceanos, antes de ser dominado pelo efeito de estufa. Este fato leva-nos a perguntar qual terá sido o fator decisivo que levou às diferenças que hoje encontramos entre os dois planetas. É certo que Vénus está mais próximo do Sol, e que a intensidade de luz solar a que está sujeito é portanto maior, mas terá isso sido suficiente para fazer a diferença entre um planeta de clima ameno, com pouco CO2 na atmosfera, abundante em água, e um planeta dominado pelo efeito de estufa, principalmente composto de dióxido de carbono e onde a água desapareceu? A resposta a esta pergunta é essencial para entendermos o delicado equilíbrio que temos na Terra e os riscos que corremos ao perdê-lo.

Terra

terraa Dados da Terra

A Terra, o 3º planeta a contar do Sol, apesar de ser aquele que conhecemos melhor, continua a ser o que nos intriga mais. Única no nosso sistema solar, a complexidade física e química dos mecanismos que a fizeram um lugar tão propício à vida continua a surpreender-nos e a intrigar-nos. Terá sido a origem da vida na Terra um evento único num Universo estéril, ou terá sido apenas o passo seguinte, natural em todos os planetas pelo Universo fora que reúnam condições semelhantes? A física poderá ajudar a responder a esta pergunta. Com a física podemos descobrir os mecanismos que estão em jogo na estabilidade e equilíbrio essenciais à vida: o movimento da Terra no presente, no passado e no futuro, a importância da Lua na estabilidade do eixo da Terra e, portanto, na do seu clima, a natureza do Sol e o seu papel energético, a composição química na atmosfera e no interior da Terra, entre muitos mais segredos que nos ajudarão a definir o espectro de condições em que a vida é possível.

Movimento de translação

A Terra demora 365.256 dias a completar uma volta ao Sol. É este movimento, combinado com a inclinação do seu eixo que dá origem às estações do ano que tão bem conhecemos.

Movimento de rotação, o dia e a noite.

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Pêndulo de Foucault. A rotação da Terra leva a um movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo

A Terra leva 23.9345 horas a fazer uma rotação em torno do seu eixo que tem uma inclinação de 23.45º com o plano da eclíptica. É este o movimento responsável pela passagem dos dias e das noites. No entanto, na antiguidade pensava-se que eram o Sol e os outros planetas e estrelas que se deslocavam em torno da Terra. De fato, a passagem dos dias e das noites não é prova de que a Terra roda, uma vez que o movimento é relativo e seria igualmente plausível admitir que é o Sol e toda a esfera celeste que giram. Podemos no entanto provar que é a Terra que gira sobre si mesma fazendo a experiência do pêndulo de Foucault, (figura acima). Se é verdade que a Terra roda, então o plano de oscilação de um pêndulo, que seria sempre o mesmo para um observador fixo, será visto a rodar por um observador que se mova com a Terra. Esta experiência foi realizada pela primeira vez em 1851 pelo físico francês Jean Bernard Leon Foucault (1819-1868), usando um pêndulo pendurado do teto do Panthéon de Paris. Em lugares longe do pólo Norte ou do pólo Sul, o efeito da rotação da Terra no movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo não é tão fácil de calcular como no caso da figura. O período desse movimento aparente depende da latitude do lugar onde o pêndulo é posto a oscilar.

Em 2002, a experiência do pêndulo de Foucault foi escolhida pelos leitores da revista Physics World como uma das dez mais belas experiências de sempre. No átrio do edifício do Museu de Ciência, mesmo antes da recepção, pode apreciar-se uma montagem desta experiência. Se for ao Museu, observe à entrada a posição do plano de oscilação do pêndulo e repare à saída como esta mudou em relação à sala. No pólo Norte ou no pólo Sul, o movimento aparente do plano de oscilação de um pêndulo completaria uma rotação em torno da vertical  em 24h, seguindo o movimento da Terra. Em Lisboa, à latitude de 38º, este movimento aparente é mais lento e o plano de oscilação do pêndulo completa uma rotação em aproximadamente dia e meio.

Precessão do eixo de rotação da Terra

Juntamente com os dois movimentos periódicos de rotação própria e de translação, a Terra exibe também um sutil movimento de precessão do seu eixo de rotação, com uma periodicidade de 26.000 anos. Foi detectado pela primeira vez há mais de 2000 anos, no séc. II A.C., por Hiparco. Neste movimento, a orientação do eixo da Terra relativamente à esfera celeste muda, o que faz mudar também as referências para o Norte e Sul geográficos na esfera celeste, os pólos celestes norte e sul. Por exemplo, no tempo dos descobrimentos a estrela polar (Polaris) encontrava-se 3º desviada do verdadeiro pólo norte celeste. Esta discrepância tinha que ser levada em conta em quaisquer cálculos de navegação. Hoje em dia, Polaris tem uma discrepância de apenas 1º e por essa razão é que nos habituamos a confiar na referência “estrela polar” como indicadora do pólo norte. Daqui a uns milhares de anos a estrela polar deixará de ser a Polaris e passará a ser Vega ou Thuban. A figura abaixo seguinte mostra o círculo que desenha o eixo da Terra na esfera celeste ao longo do seu movimento de precessão.

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Círculo na esfera celeste desenhado pelo eixo da Terra ao longo do seu movimento de precessão.

Como mostra a figura, o movimento de precessão leva também a que o plano do equador da Terra mude de orientação, e é a intercepção deste plano  com o plano da eclíptica que marca a posição dos equinócios. Assim sendo, a precessão da Terra conduz também a uma lenta alteração dos equinócios no calendário, chamada precessão dos equinócios.

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Precessão da Terra.

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A precessão na Terra resulta da ação gravitacional conjunta do Sol e da Lua.

A precessão acontece porque a Terra roda sobre si mesma. Por um lado, isso levou a que, devido a efeitos centrífugos, o nosso planeta não seja perfeitamente esférico mas ligeiramente achatado nos pólos (o diâmetro equatorial é 43 Km maior que o diâmetro de pólo a pólo). Por outro, pela sua obliquidade, as forças gravitacionais que o Sol ou a Lua exercem sobre  a Terra, mais intensas sobre  a parte  mais próxima  do que sobre a mais afastada  da deformação equatorial,  tendem  a ‘endireitar’ o eixo  de rotação, como mostra a figura seguinte. O efeito destas forças, no entanto, não é o de endireitar o eixo de rotação mas sim o de o fazer precessar, o mesmo efeito que todos já observamos num pião. Tal como um pião sujeito ao peso não cai enquanto se mantêm a rodar,  também a rotação da Terra sob a ação quer do Sol quer da Lua mantém a sua obliquidade,  enquanto precessa em torno da direção perpendicular ao plano da sua órbita.

As forças responsáveis pela precessão do eixo de rotação da Terra são um exemplo de forças de maré, o nome genérico que se dá ao efeito de forças gravitacionais diferenciais sobre corpos extensos, e que resulta de a intensidade da força gravitacional diminuir com a distância.  Um outro exemplo destas forças é o mecanismo pelo qual a atração gravítica da Lua dá origem às marés.

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Forças de maré na Terra causadas pela Lua. Os vetores da figura representam a resultante não nula da ação gravítica da Lua sobre a Terra, forças diferenciais. A azul está assinalada (de uma forma exagerada) a deformação resultante na distribuição da água dos oceanos pela superfície da Terra. A rotação da Terra muda a orientação da sua superfície relativamente à Lua e é por esta razão que assistimos ao movimento periódico das marés.

Para além do movimento de precessão,  a influência gravitacional dos outros planetas do sistema solar leva a movimentos ainda mais sutis do eixo de rotação da Terra. Por exemplo, a obliquidade, que temos dito que é constante e igual a 23.5º, tem na verdade um movimento próprio chamado nutação, uma ligeira oscilação provocada principalmente pela mudança da posição relativa do Sol e da Lua entre si, que leva também a ligeiras variações da velocidade de precessão. A componente mais importante deste movimento tem um período aproximado de 19 anos.

Terra – O Planeta e a vida

A Terra é o maior dos planetas terrestres. Ao que tudo indica, a sua formação começou também pela agregação de pequenos planetesimais que, juntamente com cometas ricos em gelo que com eles terão colidido, criaram a matéria prima do mundo que hoje conhecemos. De forma a compreendermos a sua história química e geológica, que por sua vez permitiram uma história biológica, é útil olharmos para a abundância média de elementos no Universo e percebermos o papel que tiveram na evolução do nosso planeta.

  • Hidrogênio (H) – É o primeiro elemento da tabela periódica, e o mais leve. É de longe o elemento mais abundante do Universo, mas devido à sua massa reduzida facilmente se escapa do campo gravitacional de pequenos planetas como a Terra. É por esta razão que, ao contrário dos gigantes gasosos, a Terra não formou uma atmosfera predominantemente de hidrogênio. Contudo, o hidrogênio que restou permitiu formar moléculas mais pesadas de H2O.
  • Hélio (He) – Segundo elemento mais abundante do Universo e segundo elemento da tabela periódica. Tal como o hidrogênio, é leve demais para ter formado parte predominante da atmosfera terrestre. Além disso é um gás raro, o que significa que tem dificuldades em ligar-se quimicamente a outros elementos.
  • Oxigénio (O) – Terceiro elemento mais abundante do Universo, e o mais abundante para a combinação com o hidrogênio, dando origem à molécula de água H2O. Terá sido o vapor de água a molécula principal da atmosfera primordial da Terra. Como se sabe, a molécula de água também absorve infravermelhos, o que significa que também contribuí para o efeito de estufa; este fator terá ajudado a retardar o arrefecimento da Terra nos seus primeiros tempos de vida. Quando as temperaturas diminuíram suficientemente, o vapor de água condensou e formaram-se os oceanos. Nesta fase, a diminuição de vapor de água na atmosfera terá reduzido significativamente o efeito de estufa, provocando uma redução mais rápida da temperatura que terá levado ao congelamento dos oceanos.
  • Carbono (C) – O quarto elemento mais comum no Universo. Se não fosse o carbono a Terra ficaria um planeta gelado para sempre. O dióxido de carbono libertado na atmosfera pela atividade vulcânica permitiu compensar a diminuição de vapor de água e conservar parte do calor libertado pela Terra, o que elevou de novo a temperatura. Desta forma os oceanos descongelaram e regressaram ao estado líquido, cobrindo 71% da superfície terrestre. Provavelmente existiria então uma maior abundância de CO2 .

A vida na Terra.

Entretanto, com o aparecimento de vida no nosso planeta a composição da atmosfera mudou radicalmente. Com os primeiros organismos vivos a transformarem energia solar em energia química, através da fotossíntese, um processo que consome CO2 e água e liberta O2, as quantidades de dióxido de carbono na atmosfera diminuíram significativamente, aumentando as quantidades de oxigénio. De início, o oxigénio libertado terá reagido com outras substâncias e formado óxidos. No entanto, com a proliferação de vida, a quantidade de oxigénio continuou a aumentar, tendo começado, a partir de uma certa altura, a ser depositado livre na renovada atmosfera terrestre.

Com uma abundância tão grande de O2 desenvolveram-se formas de vida, tal como nós, que através da respiração conseguem energia transformando O2 em CO2.

O interior da Terra

Para além da energia do Sol e da de rotação da Terra, que vai sendo muito lentamente transferida para os oceanos devido às forças de maré da Lua, o nosso planeta dispõe ainda de uma terceira fonte de energia: O seu calor interno.

De fato, a Terra é um planeta geologicamente vivo, com atividade vulcânica, um campo magnético global (indicador de um interior líquido), e dividido em placas tectônicas, onde estão assentes os continentes e os oceanos, em permanente mudança. A atividade vulcânica e sísmica na Terra é de tal maneira importante que a maior parte da sua superfície tem menos de 100 milhões de anos (a Terra tem aproximadamente 5 bilhões de anos). A energia que alimenta esta atividade provém do interior fundido da Terra, composto principalmente por derivados de ferro. A melhor maneira de obter informação sobre o seu interior é através das ondas sísmicas. Sempre que ocorrem terremotos, os geólogos sabem que as ondas que estes produzem sofrem refração, tal como um raio de luz, que também é uma onda, muda de direção ao atravessar a superfície de separação entre dois meios conforme a natureza dos dois materiais. Através destas medições, conseguem obter dados importantes sobre a densidade dos materiais a diferentes profundidades e portanto, sobre a sua composição química. Normalmente divide-se a Terra em 4 camadas distintas caracterizadas pela sua densidade e temperatura. Como sabemos, cada material tem uma determinada temperatura de fusão que depende também da pressão. Quanto maior for a pressão a que um material está sujeito, mais difícil é derretê-lo. No interior da Terra passa-se uma espécie de competição entre temperatura e pressão: Por um lado as temperaturas aumentam à medida que a profundidade aumenta, por outro a pressão também aumenta, mas não aumentam da mesma maneira. É a relação entre as duas que nos permite saber a que profundidade é que os materiais estão no estado líquido e a que profundidade estão no estado sólido. A figura abaixo mostra a estrutura interna da Terra.

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A Terra tem uma estrutura interna em camadas.

O campo magnético da Terrestre

Como dissemos, a Terra possui também um campo magnético global causado pelo movimento de cargas no seu interior líquido induzido pela rotação da Terra e pela energia térmica. Ainda não é claro como o campo surge, mas simulações recentes indicam que aqueles são os principais fatores responsáveis pela sua gênese. A importância prática das bússolas na orientação fez com que o magnetismo, e o campo magnético da Terra, fossem usados desde muito antes de a física ter desvendado as propriedades destes fenômenos e a sua relação com o movimento de cargas elétricas. Um aspecto interessante e descoberto há pouco tempo, é que o campo magnético da Terra inverte o seu sentido periodicamente; por exemplo, há 30.000 anos o pólo norte magnético era no pólo Sul geográfico. A evidência deste fenômeno encontra-se na observação de rochas de diferentes idades: os pequenos magnetes permanentes de uma rocha, quando arrefece, na altura da sua formação, irão alinhar-se com o sentido do campo, e ficam ‘congelados’ nessa configuração quando a rocha arrefece. Passados milhares de anos, o sentido que esses magnetes possuírem indica o sentido do campo magnético na altura da sua formação.

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O campo magnético da Terra

Uma das razões pela qual o campo magnético da Terra é tão importante, para além de ter ajudado os navegadores portugueses a não perderem o norte, é porque serve de escudo ao vento solar que fustiga a Terra, e todo o sistema solar. Este vento é composto por elétrons e prótons, partículas com carga eléctrica com origem no Sol, que chegam à Terra com grande quantidade de energia. Se a Terra não possuísse campo magnético, seria constantemente bombardeada por estas partículas, o que poderia ter consequências nefastas para a vida. No entanto, uma partícula com carga eléctrica que encontre um campo magnético sofre uma força que a desvia da sua direcção inicial. Assim sendo, como mostra a figura seguinte à esquerda, o campo serve de proteção a estas rajadas. Por vezes, junto aos pólos, onde o campo magnético é mais fraco, algumas partículas conseguem penetrar na atmosfera terrestre; quando isso acontece, podem colidir com átomos excitando-os para níveis elevados de energia. Estes átomos por sua vez tendem a regressar aos níveis mais baixos, e quando o fazem, emitem a luz visível que dá origem às famosas auroras observadas junto aos pólos, figura da direita.

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O campo magnético serve de escudo ao vento solar.

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Aurora boreal.

Ainda sobre o magnetismo terrestre, veja o bom vídeo a seguir:

http://www.youtube.com/watch?v=9SyLGsBBdVE

A Lua

A Terra só tem uma lua, que terá ficado presa ao campo gravítico terrestre após uma colisão, nos primeiros tempos do sistema solar, entre um protoplaneta e a Terra.

A Lua é o único satélite da Terra e todos sabemos que nos mostra sempre a mesma face. Isto acontece porque o seu período de rotação é igual ao seu período de translação. Diz-se que tem uma rotação síncrona. Este fenômeno é muito geral no sistema solar e é provocado pelas forças de maré que a Terra exerce na Lua, favorecendo esta configuração. Demasiado pequena para reter uma atmosfera, sem campo magnético global, a Lua está geologicamente morta como indicam as grandes quantidades de crateras que observamos.

Segundo a teoria da colisão a Lua é o resultado da colisão de um objeto aproximadamente do tamanho de Marte com a Terra primitiva, o que permite explicar a maior parte das características que observamos hoje em dia. A interação gravitacional com a Terra afasta-a de nós 3.8 cm por ano. Por sua vez as marés que induz na Terra estão a diminuir a velocidade de rotação do nosso planeta e portanto a aumentar a duração do dia em 0.002 segundos por século. A Lua tem um papel fundamental na estabilização do eixo da Terra. Se não existisse, a Terra estaria sujeita a fortes oscilações na sua obliquidade que teriam decerto, impossibilitado o desenvolvimento de vida no nosso planeta.

Marte

martea Dados de Marte

Marte, depois da Terra, é o planeta mais fácil de estudar.

Visto da Terra parece um planeta vermelho, embora na verdade seja mais acastanhado. O seu eixo de rotação tem uma inclinação muito semelhante à do nosso planeta, 25.19º, o que significa que tem estações do ano. Ao contrário de Mercúrio, que está demasiado perto do Sol para que seja facilmente observado, e de Vénus, cujas densa atmosfera e cobertura de nuvens bloqueiam a observação da sua superfície, Marte está relativamente próximo da Terra sem estar muito próximo do Sol, e tem uma atmosfera muito rarefeita, o que nos permite observar a sua superfície com relativa facilidade. A melhor altura para observar Marte é quando este se encontra na sua oposição, isto é, quando a Terra está entre Marte e o Sol. Quando assim é Marte está próximo da Terra e bem alto no céu nocturno. Esta configuração acontece aproximadamente cada 780 dias.

rochamarte

Paisagem marciana

Além das características da sua órbita, com um período de 686.98 dias, os primeiros dados de Marte a serem obtidos através de observações feitas na Terra datam de 1659, quando Christiaan Huygens, observando com um telescópio o movimento de uma grande mancha negra no planeta chamada Syrtis Major concluiu que o seu período de rotação era aproximadamente 24h, muito parecido com o da Terra. Mais tarde, em 1666, o astrónomo italiano Gian Domenico Cassini não só refinou a medida do período de rotação de Marte como terá sido o primeiro a observar os seus pólos, caracterizados, tal como na Terra, por duas manchas brancas. Até ao séc. XX, subsequentes observações chegaram a criar grande especulação sobre a existência de vida inteligente no planeta, embora posteriormente se tenha reconhecido que as imagens obtidas com os telescópios de então tenham induzido em erro os astrónomos.

Posteriormente, na era moderna da exploração espacial, entre 1964 e 1969, as Mariner 4, Mariner 6 e Mariner 7 fizeram os primeiros voos próximos ao planeta e obtiveram as primeiras imagens da sua superfície. Estas mostraram um planeta nalguns aspectos semelhante à Lua, sem nenhuma evidência de vida, e com várias crateras, antigos vulcões e desfiladeiros, o que significa que pelo menos parte da sua superfície é bastante antiga, datando dos primeiros tempos do sistema solar, quando os planetas estavam sujeitos às colisões frequentes de meteoritos. Esta evidência indica também que as forças de erosão em Marte não são tão fortes como as que observamos na Terra, e que a actividade vulcânica no planeta está extinta. Além disso, medições efectuadas pela Mars Global Surveyor mostram que Marte não tem campo magnético,  o que significa que o seu interior já não é suficientemente quente para que fluxos de lava possam dar origem a um campo magnético global. No entanto, a missão espacial encontrou nas zonas mais antigas, no hemisfério Sul, rochas magnetizadas em diferentes direcções, o que mostra que Marte teve um campo magnético em tempos e que este, tal como o campo da Terra, invertia o seu sentido de tempos a tempos.

Terá havido água líquida em Marte?

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Canais em Marte, evidência de correntes de água que terão existido no planeta

Actualmente não há qualquer evidência de que exista água líquida à superfície de Marte. No entanto, missões recentes revelam que terá existido água no estado líquido: canais à superfície com padrões muito semelhantes aos rios na Terra, figura da direita, zonas aparentemente talhadas pela erosão provocada por fortes correntes e, até, pedras lisas com a textura típica de pedras encontradas no leito de rios na Terra. Hoje em dia, contudo, Marte não exibe condições que permitam água no estado líquido à sua superfície. Por um lado, a pressão da atmosfera actual do planeta à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra, e como já dissemos, quanto menor é a pressão, mais baixa é a temperatura necessária para a água passar do estado líquido para o gasoso. Por outro, a sua atmosfera muito rarefeita não fornece um mecanismo eficaz de efeito de estufa e a temperatura média em Marte é de -53ºC, oscilando entre máximos de 20ºC e mínimos de -140ºC. Feitas as contas, as combinações possíveis de temperatura e pressão à superfície de Marte não permitem água no estado líquido, apenas no estado sólido ou no gasoso.

Marte começou muito parecido com a Terra, mas evoluiu de maneira diferente.

Quando comparamos o passado de Vénus, Terra e Marte, constatamos que os três planetas apresentaram condições iniciais no tempo da sua formação muito semelhantes: todos eles se formaram a partir do mesmo material da nébula solar e a sua distância ao Sol é da mesma ordem de grandeza. No entanto, Vénus evoluíu para um planeta quente com um forte efeito de estufa, Terra para um planeta moderado onde surgiu vida, e Marte para um planeta frio e quase sem atmosfera. Quando tentamos perceber a razão pela qual  tiveram evoluções distintas, chegamos à conclusão que foram os pormenores que os distinguem que levaram a que os mecanismos geológicos e climáticos de cada um deles dessem origem a planetas tão diferentes. Vimos que Vénus tem praticamente o tamanho da Terra, mas a sua maior proximidade ao Sol terá levado a que se desencadeasse um efeito de estufa irreversível que actualmente domina o planeta. Na Terra, ligeiramente mais longe, emergiu um clima equilibrado, onde o efeito de estufa é travado pelos oceanos e pelos mecanismos da vida, que entretanto mudaram a atmosfera. Marte, pelo facto de estar mais longe do Sol, e por ser mais pequeno que a Terra e Vénus, não conseguiu suportar uma atmosfera densa que conseguisse equilibrar a temperatura no planeta.

A atmosfera actual de Marte é consequência do seu pequeno tamanho.

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Foto tirada pelo Opportunity, veículo de exploração de Marte. Credito: NASA/JPL/CalTech.

Temos visto a importância do efeito de estufa na evolução da atmosfera dos planetas terrestres. Dissemos que em Vénus este efeito se descontrolou, fazendo subir muito a temperatura do planeta. Dissemos também que na Terra o efeito de estufa atingiu um equilíbrio essencial à vida. É curioso observar que no caso de Marte este efeito quase desapareceu.

Desde o séc. XIX que os astrónomos observam nuvens em Marte. Na verdade estas nuvens, figura da direita, fazem parte de uma fina atmosfera composta por 95.3% de dióxido de carbono, 2.7% de azoto e pequenas quantidades de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. As nuvens são compostas por pequenos cristais de gelo de água e de dióxido de carbono. Porque é que Marte evoluiu de maneira tão diferente da Terra?

  • No início Marte teria oceanos e uma atmosfera mais densa, e seria mais quente devido à presença de CO2 na atmosfera. Tal como na Terra, o ciclo da água deveria existir: evaporação, condensação, nuvens e chuva. No entanto, o CO2 dissolve-se na chuva e deposita-se no fundo dos oceanos, ligando-se quimicamente a outros materiais e, desta maneira, é retirado da atmosfera. O mecanismo que a Terra tem, e Marte tinha, para devolver o CO2 necessário à atmosfera e manter o efeito de estufa estável envolve erupções vulcânicas.
  • Em Marte, no entanto, por ser mais pequeno, o interior arrefeceu mais rapidamente e a dada altura as erupções cessaram. Sem vulcões, a chuva continuou a remover CO2 da atmosfera sem reposição.
  • Cada vez com menos dióxido de carbono, o efeito de estufa diminuiu e as temperaturas baixaram, o que fez com que ainda mais vapor de água condensasse e chovesse, limpando ainda mais a atmosfera de CO2.
  • À medida que a atmosfera foi ficando mais fina, os raios ultra violeta provenientes do Sol, muito energéticos, começaram a penetrar na atmosfera, rompendo moléculas de N2, CO2 e H2O. Estas, reduzidas às suas partes mais leves escaparam do fraco campo gravítico de Marte. Alguns átomos de oxigénio que ficaram podem ter-se ligado a minerais de ferro à superfície. Estes compostos, que têm uma cor avermelhada, podem ser os responsáveis pela actual cor que vemos em Marte.
  • Ficou assim uma atmosfera fina, onde a pressão à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra.
  • Com a descida da temperatura, a água que restava acumulou-se gelada nos pólos que hoje conseguimos ver, juntamente com algum gelo de dióxido de carbono.

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Marte: Um planeta desértico

Desde 1976, com as duas Viking Vanders, as primeiras missões a aterrarem em Marte, que o nosso conhecimento do planeta vermelho tem evoluído muito. Robots equipados com tecnologia de ponta têm aberto as portas para que um dia um ser humano venha a pisar este planeta. Actualmente, a Spirit e a Opportunity são as duas missões da Nasa a trabalharem no planeta, onde além dos estudos prolongados que fazem ao solo captam imagens espectaculares como a da figura seguinte, obtida pela Spirit. Para mais informações sobre estes projectos clique aqui.

Marte tem duas luas

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Deimos e Phobos, as duas luas de Marte.

Marte tem ainda duas luas chamadas Deimos e Phobos, que no entanto têm formas irregulares. Têm um tamanho da ordem dos 10 km e assemelham-se mais a asteróides do que a pequenos planetas. Pensa-se que terão sido capturados da cintura de asteróides. Hoje sabemos que esta captura foi possível devido às órbitas irregulares provocadas pela influência gravitacional de Júpiter nalgumas regiões da cintura de asteróides. Este mecanismo aparece como um dos exemplos mais evidentes do caos no sistema solar.

Júpiter

jupitera Dados de Júpiter

A massa de Júpiter é duas vezes e meia a massa combinada de todos os outros corpos do sistema solar à excepção do Sol.

Júpiter é o maior planeta do sistema solar, e o primeiro dos gigantes gasosos. Tem um diâmetro 11 vezes maior que o diâmetro da Terra e uma massa 318 vezes superior. Tal como Marte, a melhor altura para o observar no céu é quando se encontra em oposição, quando a Terra fica entre Júpiter e o Sol. Demora quase 12 anos a completar uma órbita mas tem um período de rotação invulgarmente rápido: 9h 50m 28s sendo o planeta com a rotação mais rápida do sistema solar. No entanto, o astrónomo Gian Domenico Cassini descobriu em 1690 que as regiões do equador do planeta rodam ligeiramente mais devagar que as regiões polares. Junto aos pólos o período de rotação é aproximadamente 9h 55m 41s. Este facto sugere que Júpiter, ao contrário dos planetas terrestres que rodam como um corpo rígido, é maioritariamente líquido no seu interior. O que confirma também que a sua composição é muito diferente da composição dos planetas terrestres.

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Mancha vermelha de Júpiter: Uma forte tempestade permanente.

De facto, Júpiter formou-se nas regiões periféricas da nébula solar, onde as temperaturas eram mais baixas e onde havia grandes quantidades de hidrogénio e hélio disponíveis, assim como de gelos que persistiam nesta zona da nébula. Vários factos sugerem que Júpiter é principalmente constituído por aqueles elementos, como por exemplo a sua densidade média de 1326 kg/m3, cerca de 1/4 da densidade da Terra, indicando a presença dominante de átomos muito leves, como o hidrogénio e o hélio. No entanto,  foi só nos anos 60 e 70 do séc. XX, com a primeira missão espacial que passou próximo do planeta, que se mediram espectros comprovativos da existência abundante daqueles elementos. Hoje sabemos que Júpiter é composto por 86.2% de moléculas H2, 13.6% de átomos de hélio (He) e 0.2% de metano, amónia, vapor de água e outros gases.

Júpiter tem uma atmosfera complexa e dinâmica, com padrões climáticos estáveis a grande escala e uma aparente estrutura em camadas que exibem diferentes cores. O mais conhecido e notável fenómeno desta atmosfera é a famosa mancha vermelha, figura anterior à esquerda, uma forte tempestade provocada, tal como as tempestades na Terra, pelo conflito de padrões climáticos que produzem ventos fortes e grande turbulência. Com ventos que chegam aos 500 km/h, tem dimensões típicas duas e três vezes o tamanho da Terra. No entanto, ao contrário do que acontece no nosso planeta, em que as tempestades se dissipam no relevo da superfície, a mancha vermelha existe pelo menos há 3 séculos, confirmando que a natureza do interior de Júpiter é bastante diferente da dos planetas terrestres.

Júpiter é um planeta com um interior quente, consequência da sua própria acção gravítica.

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Na astronomia é importante sondar os céus nas diferentes regiões do espectro da luz, para além da luz visível. Nesta imagem vemos uma fotografia tirada a Júpiter na banda dos infravermelhos. As zonas mais luminosas são as zonas por onde sai mais calor, onde existem aberturas nas nuvens.

Júpiter será sempre um planeta difícil de estudar por causa das suas condições agrestes. Pensa-se que a sua atmosfera é composta por nuvens de gelo de amónia numa primeira camada, seguidas por nuvens de hidrosulfureto de amónio e finalmente por nuvens de água. As diferentes cores nas nuvens que observamos resultam da temperatura e portanto da profundidade a que se encontram: nuvens castanhas são as mais quentes, e portanto mais fundas, as nuvens brancas são as seguintes, e as vermelhas as mais altas, e mais frias. No entanto estas nuvens ocupam apenas os primeiros 100 km do interior do planeta. À medida que penetramos no seu interior a pressão aumenta assim como a temperatura. Júpiter, tal como os planetas terrestres, tem um núcleo sólido, denso, com oito vezes a massa da Terra embora devido à pressão de 70 milhões de atmosferas tenha um diâmetro de apenas 11000 km (mais pequeno que a Terra). A esta profundidade a temperatura é de 22000 K, ou  21726 ºC.

Um dos factos mais surpreendentes que se descobriu sobre Júpiter é que emite mais energia através de radiação infravermelha do que aquela que recebe da luz solar. Isto porque na altura da sua formação, há 4.6 milhões de anos, uma grande quantidade de energia gravitacional foi convertida em energia térmica, que ainda hoje mantém quente o seu interior. O calor libertado por este  núcleo quente e o rápido movimento de rotação são os principais responsáveis pela forte dinâmica climática do planeta.

Júpiter tem um gigantesco campo magnético criado por hidrogénio metálico no seu interior

Já falámos das zonas mais exteriores de Júpiter e do seu núcleo, o que há no meio? As medições efectuadas mostram que Júpiter tem um campo magnético bastante forte, 14 vezes mais forte que o da Terra na zona do equador. No entanto sabe-se que Júpiter não tem, como a Terra tem, um interior de ferro líquido onde circulem as correntes eléctricas que geram o campo magnético terrestre. O seu interior contem, em vez de ferro, hidrogénio líquido. Mas, às elevadíssimas pressões do interior do planeta, os electrões dos átomos de hidrogénio são partilhados, comportando-se o líquido como um metal. De facto, as pressões no interior de Júpiter são tão elevadas que permitem que cada um dos electrões de cada átomo de hidrogénio (o átomo de hidrogénio só tem um electrão) possa saltar para outros átomos, comportando-se o líquido como um metal. Assim sendo, a rotação do planeta e a energia constantemente libertada do núcleo induzem correntes no hidrogénio líquido que dão origem a um campo magnético que chega a estender-se por milhões de quilómetros no espaço. Debaixo dos primeiros 75 km de nuvens, Júpiter tem 7000 km de uma mistura de hidrogénio e hélio no seu estado gasoso; na camada seguinte tem 56000 km de hidrogénio metálico líquido. O núcleo rochoso tem 11000 km de raio envolto numa camada de 3000 km de “gelo” líquido proveniente de cometas, figura da direita.

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Estrutura do interior de Júpiter

As Voyager 1 e 2 mostraram que Júpiter também possui anéis, tal como os outros gigantes gasosos. No entanto, se para observarmos os anéis de Saturno basta um telescópio amador uma vez que estes são constituídos principalmente por pequenos detritos de gelo que reflectem muito a luz, os anéis de Júpiter parecem-nos quase invisíveis, uma vez que são compostos por partículas rochosas de pequenas dimensões que reflectem muito pouco a luz. Julga-se que estes detritos são o resultado de colisões de meteoritos com os 4 satélites mais próximos do planeta.

Os satélites

Júpiter tem pelo menos 63 satélites identificados. Os 4 maiores, e mais importantes, são conhecidos como as luas galileanas, assim chamadas por terem sido descobertas por Galileu Galilei (1564-1642) quando observou Júpiter com um telescópio que ele próprio construiu. São elas: Io, Europa, Ganymede e Callisto. Historicamente, a descoberta destas luas constituiu uma das primeiras provas irrefutáveis que a Terra não estava no centro do Universo.

Saturno

saturnoa Dados de Saturno

Saturno é dos planetas mais bonitos e populares do sistema solar. Apesar de todos os planetas jovianos possuírem anéis, nenhum os possuí como Saturno; tem uma órbita quase duas vezes maior que Júpiter embora pelo seu grande tamanho (é o segundo maior planeta do sistema solar) apareça no céu como uma estrela brilhante. De facto, é bem visível no céu, sendo o planeta mais longínquo conhecido na antiguidade. Demora quase 30 anos a completar uma volta ao Sol e, tal como Júpiter, o seu período de rotação interno é ligeiramente superior ao seu período equatorial. Quando olhamos para Saturno as primeiras perguntas que nos vêm à cabeça são: O que são aqueles anéis? De que são feitos? Porque é que Saturno os tem? As respostas a estas perguntas têm sido dadas ao longo dos últimos 3 séculos quer através das observações dos astrónomos, quer, mais recentemente, através das missões que visitaram o sistema saturniano e de simulações computacionais. No entanto, ainda não se sabe bem porque é que Saturno ganhou anéis compostos tão complexos. Para todos os efeitos, são sobretudo evidência da riqueza dinâmica que pode ter origem na interacção gravítica, neste caso entre Saturno, as suas luas e os pequenos corpos que constituem os anéis.

3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Saturno.

    aneisEstrutura dos anéis de Saturno

  • 1610 – Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta.
  • 1655 – Huygens, com um telescópio melhor, sugere pela primeira vez que Saturno é circundado por um disco achatado. Conforme a posição na sua órbita de 30 anos, uma vez que Saturno está inclinado 26.73º em relação  ao plano da sua órbita, vemos os seus anéis sob diferentes perspectivas. A hipótese avançada por Huygens permitiu explicar precisamente essas diferenças que os astrónomos vinham registando ao longo dos anos.
  • 1675 – Gian Domenico Cassini,  identifica uma divisão escura que separa dois anéis. Esta divisão chama-se agora divisão de Cassini e separa o anel A do anel B, ver figura da direita.
  • séc. XIX – É identificado um terceiro anel (C), muito ténue, na zona interior.
  • 1857 – James Clerk Maxwell, o físico escocês, prova teoricamente que os anéis não podem formar um corpo rígido ou as forças de maré de Saturno já os teriam partido. Assim sendo, sugeriu que os anéis eram compostos por um grande número de pequenas partículas.
  • 1895 – James Keeler é o primeiro a confirmar experimentalmente que os anéis não são rígidos. Observando o espectro do Sol na luz reflectida por diferentes zonas dos anéis e fazendo uso dos desvios Doppler que observou,  conseguiu determinar que as zonas interiores dos anéis orbitam com uma maior velocidade do que as zonas exteriores, estando inclusive de acordo com a 3ª lei de Kepler: o quadrado do período orbital em qualquer zona dos anéis é proporcional ao cubo da distância a que está do centro de Saturno. Este resultado só é  possível se os anéis forem compostos por pequenas partículas que individualmente orbitam em torno de Saturno, verificando a 3ª lei de Kepler para cada par partícula-Saturno.
  • Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz proveniente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e eventualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX  identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.
  • Medições entretanto efectuadas pelas Voyager indicam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além disso, estas missões  revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.
  • Saturno possuí ainda um grande número de luas, algumas delas orbitando na zona dos anéis. Ao que tudo indica, é devido às influências e perturbações gravitacionais destas luas, como Pandora, Prometeu, Atlas e Pan, entre outras, que os anéis têm a estrutura que observamos. Devido à  força gravitacional que exercem sobre os corpos dos anéis, perturbando a influência dominante de Saturno, estas luas podem  criar regiões vazias, onde as órbitas não têm estabilidade, e atrair para uma região particular os pedaços de gelo das vizinhanças. Por esta razão também lhes chamam luas pastoras. Por exemplo, o anel F, figura seguinte à direita, é resultado da influência combinada de Prometheus e Pandora.

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Imagem real dos anéis de Saturno obtida pela voyager 2 na qual um computador exagerou as diferenças de tonalidade da luz visível e ultravioleta captada. Variações de cor indicam composição química ligeiramente diferente.

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Anel F de Saturno

Apesar das semelhanças com Júpiter, Saturno tem características únicas: os ventos mais fortes do sistema solar e a densidade mais baixa.

À excepção dos anéis, Saturno é muito semelhante a Júpiter na sua composição química e na estrutura do seu interior. Os elementos principais são o hidrogénio e o hélio, e no topo da sua atmosfera apresenta também as 3 camadas de nuvens, compostas por moléculas ricas em hidrogénio, que encontramos em Júpiter: amónia (NH3), hidrosulfureto de amónio (NH4SH) e água (H2O). No entanto, quando observamos o planeta, este não parece exibir o tipo de padrões climáticos que encontramos em Júpiter, tais como as tempestades permanentes. A razão para que assim seja tem a ver com as diferentes massas dos dois planetas. Saturno tem apenas 30% da massa de Júpiter o que significa que a compressão gravitacional a que sujeita a sua atmosfera é muito menor. Em Júpiter as camadas de nuvens têm uma espessura de 75km, quando em Saturno chegam até aos 300 km. No entanto isto não quer dizer que Saturno não exiba padrões climáticos. De facto, observando detalhes nas nuvens de Saturno registaram-se velocidades no vento de 1800 km/s, as maiores do sistema solar.

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O interior de Júpiter e Saturno

Tal como Júpiter, Saturno tem um núcleo rochoso coberto de gelos de água, metano e amónia. Tem também uma camada de hidrogénio líquido metálico, responsável pelo seu campo magnético. Dissemos, quando falámos de Júpiter, que o hidrogénio neste estado é possível devido às grandes pressões no interior do planeta. Contudo, se em Júpiter a elevada pressão necessária a este estado existe na maior parte do seu interior, em Saturno, mais pequeno e de menor densidade, estas pressões só existem a profundidades maiores. Ver figura seguinte para uma ilustração comparativa do interior dos dois planetas. Um dos aspectos dinâmicos mais interessantes de Saturno resulta na sua baixa densidade ( a mais baixa do sistema solar, apenas de 687 kg/m3 contrastando com 1326 kg/m3 de Júpiter). O planeta gira em torno de si próprio muito rapidamente, apenas ligeiramente mais lento do que Júpiter. Uma vez que não é tão massivo, a atracção gravitacional sobre os seus constituintes não é tão forte, e por isso as zonas do seu equador tendem a afastar-se do centro por efeitos centrífugos, ficando os pólos mais achatados. De facto, Saturno é o planeta menos esférico do sistema solar: o seu diâmetro no equador é 9.8% maior do que o diâmetro pólo a pólo.

Urano

uranusa Dados de Urano

Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto na era moderna

Até ao séc. XVIII apenas se conheciam 6 planetas no sistema solar. Em 1781, William Herschel, identificou um objecto não catalogado que se movia relativamente às estrelas. Aquilo que ele inicialmente pensou ser um cometa acabou por ser identificado como o 7º planeta do sistema solar. Com esta descoberta o sistema solar duplicou de tamanho, porque a distância de Urano ao Sol é sensivelmente o dobro da de Saturno. Parecido com Neptuno, os dois planetas encontram-se nas regiões longínquas do sistema solar mas têm características que os distinguem dos outros gigantes jovianos.

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Órbita de Urano.

Pela distância a que está do Sol, Urano demora 84 anos terrestres a completar a sua órbita. Um dos aspectos mais curiosos da sua dinâmica é o seu eixo de rotação ter uma inclinação de 97.86º com o plano da sua órbita, por outras palavras, roda deitado. Na figura da direita podemos ver uma representação das estações do ano uraniano ao longo da sua órbita. Especula-se que tenha ganho esta inclinação depois da colisão com um protoplaneta de grandes proporções. Curiosamente, apesar de um dos lados de Urano não receber luz solar durante quase 22 anos, o registo de temperatura é o mesmo ao longo de toda a sua superfície visível, o que sugere mecanismos eficazes de condução do calor pela atmosfera, como as fortes tempestades causadas pelas diferenças de temperatura e detectadas pela Voyager 2.

A Voyager 2 confirmou que a sua atmosfera é maioritariamente composta por hidrogénio (82.5%) e hélio (15.2%), e também 2.3% de metano, 10 vezes mais do que a percentagem que se encontra em Júpiter e Saturno. Curiosamente, Urano tem ainda uma maior percentagem de elementos pesados. Conjectura-se que tanto Urano como Neptuno se tenham formado mais próximos do Sol do que estão hoje actualmente, entre 4 e 10 U.A., tendo migrado para as suas órbitas actuais devido às perturbações gravitacionais de Júpiter e Saturno. Isto porque, nas posições actuais de Urano e Neptuno, a nébula solar não teria ao que tudo indica matéria suficiente para dar origem a planetas tão massivos como estes num intervalo de tempo tão “curto”. Então, Urano terá ganho elementos pesados na sua posição inicial mas à medida que se foi afastando do Sol terá deixado de ter disponíveis as grandes quantidades de hidrogénio e hélio necessárias para chegar à composição média que hoje encontramos em Júpiter e Saturno (tanto Urano como Neptuno são muito mais leves do que aqueles planetas ). A sua superfície parece homogénea e está a uma temperatura de -218ºC, ou 55K. A temperaturas tão baixas, o planeta não tem nuvens de amónia nem de água, que congelaram e caíram há muito para o seu interior. Tem contudo nuvens de metano, dificilmente visíveis, uma vez que esta molécula precisa de estar a uma pressão suficientemente alta para condensar em gotículas.

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Estrutura interna de Urano

Urano, ao contrário dos outros gigantes gasosos, não parece ter uma fonte de calor interno relevante. Medições nos infravermelhos registam que Urano liberta para o espaço sensivelmente a mesma energia do que aquela que recebe do Sol. Sendo muito mais pequeno que Júpiter, ao contrário deste, já perdeu há muito a sua energia interna resultado da sua contracção gravitacional. Esta ausência de fonte de energia interna ajuda a explicar a atmosfera “pouco” agitada do planeta, comparativamente com a dos outros gigantes. O interior de Urano, apesar de semelhante a Júpiter e Saturno, difere no facto de não possuir pressão suficiente para o hidrogénio se encontrar num estado metálico. Em vez disso, muito do seu interior é composto por hélio e hidrogénio líquido, num estado não condutor, figura  da direita.

Ainda assim, o magnetómetro que a Voyager 2 levava consigo detectou um campo magnético global em Urano. O mais curioso é que o campo, ao contrário do que acontece com a maior parte dos planetas do sistema solar, está totalmente desalinhado com o seu eixo de rotação, fazendo os dois um ângulo de 59º, além de que o seu centro está desviado do centro do planeta. Ainda se conjectura sobre a origem deste campo magnético, uma vez que não existe hidrogénio metálico líquido no interior de Urano, mas sendo a água um bom condutor, o manto líquido de água pode ser o suporte das correntes que dão origem ao campo magnético.  As cargas dessas correntes podem ser moléculas de amónia ionizadas provenientes da atmosfera.

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Imagem de Urano obtida próximo do infravermelho.

Tal como Saturno, Urano também possui anéis. No entanto, estes têm uma composição química diferente, razão pela qual não é fácil observá-los já que reflectem muito pouco a luz do Sol, figura seguinte. De facto, durante muitos anos escaparam à detecção. Ao que se julga, estas regiões do sistema solar são tão frias que pode existir nos anéis gelo de metano, que ao ser sucessivamente bombardeado por electrões presos na magnetoesfera de Urano é transformado em compostos de carbono de cor escura. Além dos vários satélites de pequenas dimensões, Urano tem 5 satélites de tamanho médio (com diâmetros da ordem dos 1000 km): Titania, Oberon, Ariel, Umbriel e Miranda, todos constituídos por materiais rochosos e gelos.

Neptuno

neptunoa Dados de Neptuno

Neptuno representa um marco na história do nosso entendimento do Universo e em particular do sistema solar, porque antes de ter sido observado no céu a sua existência foi prevista no papel usando as leis de Newton. De facto, como vimos no relógio de Newton, desde que Urano foi descoberto, persistia um problema incómodo quando se observava a sua posição no céu: numa certa região da sua órbita parecia mover-se ora mais depressa ora mais devagar do que deveria, de acordo com o cálculo da órbita efectuado usando a lei de Newton da gravitação. Seria a física que estava errada? A única alternativa parecia ser a a influência de um planeta desconhecido com uma órbita para lá de Urano, mas esse planeta nunca tinha sido observado. Num tour de force técnico impressionante, 2 astrónomos, independentemente, John Couch Adams (1819-1892) e Urbain J.J. Leverrier (1811-1877) foram capazes de calcular a órbita que esse planeta desconhecido teria que ter de modo a que a sua influência na órbita de Urano desse conta dos desvios observados. Tendo uma órbita, os astrónomos apontaram os telescópios para a zona do céu onde esse planeta deveria estar, e encontraram-no. O 8º planeta do sistema solar, ‘deduzido’ das leis de Newton e descoberto depois em 1846,  foi baptizado como Neptuno.

A uma distância média de 30 U.A., Neptuno demora 165 anos terrestres a completar uma órbita. O movimento de rotação própria tem um período de 16 horas, e o eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 29.56º com o plano da órbita, ao contrário do que vimos em Urano.

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Grande mancha negra em Neptuno observada pela Voyager 2 em 1989. Em 1994, quando esta zona do planeta foi observada pelo telescópio Hubble, esta tempestade já tinha desaparecido. Outra tempestade (mancha) apareceu entretanto em 1995.

Apesar de aparentemente semelhante a Urano, Neptuno apresenta diferenças consideráveis. Ambos têm aproximadamente  o mesmo diâmetro e a mesma composição química (80% de hidrogénio, 19% de hélio e 2% de metano), mas  Neptuno tem 18% mais massa. E já sabemos como a massa de um planeta é determinante na sua evolução. De facto, ao contrário de Urano, onde se encontram poucos sinais de uma atmosfera dinâmica, a Voyager 2 mostrou-nos que Neptuno tem uma atmosfera activa, com padrões de nuvens visíveis e até tempestades de longa duração semelhantes às observadas em Júpiter, figura da direita – a grande mancha negra. Sabendo que Neptuno se encontra nas regiões frias e distantes do sistema solar e recebe bastante menos energia do Sol do que Urano, de onde vem então a energia que alimenta o clima activo do planeta? Tal como Júpiter, Neptuno emite muito mais energia do que aquela que recebe do Sol embora fosse de esperar, pelo facto de ser bem mais pequeno do que aquele, que já tivesse esgotado o seu calor interno. Por esta razão pensa-se que o planeta continua a gerar energia interna, resultado da contracção gravitacional, que transforma energia gravítica em energia térmica. Este mecanismo é dependente da massa do planeta, e é curioso observar como os 18% que Neptuno tem a mais do que Urano são suficientes para fazer enormes diferenças na história do planeta. Assim sendo, Neptuno, ao contrário do que se passa com Urano, ainda é um planeta com muita actividade associada ao transporte até à atmosfera da energia térmica disponível no núcleo.

Tal como observamos em Urano, é a presença de metano na atmosfera que confere a cor azulada ao planeta. As nuvens brancas que se conseguem ver formam-se quando metano trazido das regiões mais fundas da atmosfera condensa no topo, mais frio, e forma cristais de gelo. A estrutura interna dos dois planetas é também muito parecida, mas como os dois planetas têm tamanhos muito semelhantes e massas diferentes, o núcleo e a camada de gelos líquidos de Neptuno devem ser ligeiramente maiores em relação à camada de hidrogénio e hélio, comparativamente com as proporções que encontramos em Urano, ver figura seguinte.

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Estrutura interna de Neptuno

Ao que se julga, o campo magnético de Neptuno, detectado pela Voyager 2, tal como o de Urano, é gerado não por hidrogénio metálico  líquido como acontece em Júpiter e Saturno, que não existe no interior do planeta, mas por iões de amónia que formam correntes no manto constituído maioritariamente por água no estado líquido, um bom condutor. O campo detectado tem a particularidade de estar consideravelmente desalinhado do eixo de rotação do planeta além de o seu centro estar também desviado do centro do planeta.

Neptuno tem 13 luas conhecidas, das quais 6 foram descobertas pela Voyager 2. Conhece-se pouco sobre estas luas para além do facto de serem pequenas e provavelmente constituídas por gelo. A única excepção é Tritão, fotografada pela Voyager 2, figura seguinte.

Plutão

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Representação da órbita de Neptuno e Plutão

Plutão foi descoberto em 1930. É o planeta mais pequeno do sistema solar e o que tem a órbita de maior excentricidade, tão excêntrica que, periodicamente, se encontra mais próximo do Sol do que Neptuno, figura da direita. Demora 248.60 anos a completar uma volta ao Sol, e o plano da sua órbita faz um ângulo invulgarmente grande, de 17º, com o plano da eclíptica.

Pouco se sabe sobre Plutão uma vez que, para além de ser o planeta mais pequeno do sistema solar (é mesmo mais pequeno que a Lua) e o mais longínquo, é o único que não foi visitado por nenhuma missão espacial. No entanto sabemos que tem uma densidade média de 2000 kg/m3, semelhante à de Tritão, o que nos permite inferir que a sua composição é a que esperamos nos objectos destas regiões do sistema solar: uma mistura de rocha e gelos. O espectro do planeta revela a presença de metano, monóxido de carbono e azoto. Em 1978 foi descoberta uma lua de Plutão à qual se deu o nome de Caronte. Os dois formam um sistema único no sistema solar uma vez que são quase do mesmo tamanho (O diâmetro de Caronte é de 1200 km). Esta particularidade torna evidente o comportamento de dois corpos em interacção gravítica: em vez de ser Caronte que orbita em volta de Plutão, os dois corpos orbitam em torno de um centro de massa comum.

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Plutão e Charon, fotografia tirada pelo Hubble

Haverá mais planetas para lá de Plutão? Nos últimos anos os astrónomos têm identificado perto e para lá da órbita de Plutão outros corpos na órbita do Sol constituídos pelos mesmos materiais que encontramos em Plutão e Tritão: rochas e gelos. Estes corpos fazem parte daquilo a que agora chamamos Anel de Kuiper ou Cintura de Kuiper: uma zona que começa para lá de Neptuno e vai até às 50 U.A., povoada por estes pequenos corpos (restos da formação do sistema solar), e origem de alguns cometas. Em 2003 foi descoberto o UB313, um corpo do Anel de Kuiper 3 vezes mais longe do Sol do que Plutão, nas fronteiras do sistema solar perto da Nuvem do Oort. Ao que tudo indica, é maior do que Plutão, o que tornou mais acesa uma discussão que se vinha fazendo há alguns anos: Devemos considerar todos os objectos que se descobrem no Anel de Kuiper como planetas? Ou esse estatuto acaba em Plutão? Mas o que tem Plutão de especial além do estatuto histórico? Dada a polémica, o comité da união astronómica internacional vem tentando arranjar uma definição objectiva de planeta, o que se tem revelado difícil: Além do facto de que tem que orbitar o Sol podemos falar em tamanho mínimo para um planeta? Por exemplo 1000 km? Esta definição obrigar-nos-ia a incluir mais alguns corpos do Anel de Kuiper. E se impusermos que este seja suficientemente grande para ter uma forma esférica, resultado da sua acção gravitacional sobre si próprio? Nesse caso teríamos que incluir Ceres, o maior objecto da cintura de asteróides, na lista de planetas! Parece não haver volta a dar-lhe, ao que tudo indica, ou retiramos o estatuto de planeta a Plutão ou seremos obrigados a admitir novos sócios no clube dos planetas do sistema solar.

No Verão de 2006, a União Astronómica Internacional (IAU) decidiu pela primeira destas alternativas. Foi aprovada uma definição de planeta que assenta em três pontos:

Um planeta é um objecto celeste que:

  1. Orbita à volta do Sol.
  2. Tem uma massa suficientemente grande para que, devido à sua própria gravidade, tenha assumido uma forma aproximadamente esférica.
  3. Tenha limpado uma vizinhança da sua órbita de outros objectos.

Tanto Plutão como Ceres, ou ainda os outros objectos da cintura de Kuiper de forma esférica, falham a terceira condição. Foi então definida uma nova classe de objectos, denominados “planeta anões”, que satisfazem as duas primeiras condições mas não a terceira, e que não são satélites. Para além daqueles corpos, esta classe incluirá também outros objectos trans-neptunianos, quer já descobertos quer ainda por descobrir.

Em Fevereiro de 2006, a Nasa lançou a primeira missão, New horizons, que irá passar próximo de Plutão e estudar a cintura de Kuiper. Em 14 de Julho de 2015, a missão estará à sua distância mais curta de Plutão. Esperamos então que nos revele novos segredos sobre o planeta longínquo.

Se você quiser saber mais sobre dados técnicos dos planetas (massa, volume, diâmetro, etc.) ou sobre suas luas, dê uma olhada no site de onde eu tirei essa postagem.

http://cftc.cii.fc.ul.pt/PRISMA/capitulos/capitulo1/modulo6/

Até a próxima !

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