O Sistema Solar

O "novo" sistema solar, após a implementação da classe dos "planetas anões" pela União Astronômica Internacional, em 2006. Figura:Wikipedia

Plutâo foi descoberto em 1930 por Clyde William Tombaugh (1906-1997), e classificado até agosto de 2006 como o nono planeta do sistema solar. Desde entâo a Uniáo Astronômica Internacional reclaficou Plutâo como planeta anão, constituindo uma nova categoria de corpos do sistema solar, na qual tambêm foram encaixados Ceres, o maior objeto do cinturão de asteroides entre as órbitas de Marte e úpiter, e Éris (2003UB₃₁₃) o maior objeto do cinturão de Kuiper. Mais informações sobre asteroides serão dadas na aula sobre corpos menores do sistema solar.

Os nomes dos planetas são associados a deuses romanos: Júpiter, deus dos deuses; Marte, deus da guerra; Mercúrio, mensageiro dos deuses; Vênus, deusa do amor e da beleza; Saturno, pai de Júpiter, deus da agricultura; Urano, deus do céu e das estrelas, Netuno, deus do Mar e Plutão, deus do inferno.

Uma frase para lembrar a ordem é:

Meu E R C Ú R I O	Velho Ê N U S	Tio E R R A	Me A R T E	Jurou U P I T E R	Ser A T U R N O	Um R A N O	Netuniano E T U N O

Ou:

O corpo dominante é o Sol, que tem 99,85% da massa do sistema. Em comparação com a Terra, o Sol é 34000 vezes mais massivo e 1 milhão de vezes maior em volume. A tabela abaixo apresenta uma animação dos tamanhos relativos dos planetas e do Sol (coluna da esquerda) e as massas relativas dos diversos componentes do sistema solar.

Tamanhos e Massas no Sistema Solar

	Componente	Massa
	Sol	99,85%
	Júpiter	0,10%
	Saturno	0,03%
	Urano	0,004%
	Netuno	0,005%
	Terra	0,0003%
	Vênus	0,0002%
	Marte e Mercúrio	0,00005%
	Cometas	0,01% (?)
	Satélites e anéis	0,000 05%
	Asteróides	0,000 000 2%
	Meteoróides e poeira	0,000 000 1% (?)

Nesta figura os tamanhos relativos das órbitas dos planetas estão em escala entre si, mas não estão na mesma escala dos tamanhos dos planetas. Nota-se que a única órbita acentuadamente não coplanar com as demais é a de Plutão. Todos os planetas orbitam o Sol no mesmo sentido.

Inclinação do eixo de rotação dos planetas em relação ao eixo das respectivas órbitas. A maioria dos planetas gira no sentido anti-horário na perspectiva de quem olha para seus polos norte.


Órbitas dos planetas externos em torno do Sol e do cometa Halley (elipse bastante excêntrica). A órbita de Plutão é inclinada 17° em relação ao plano médio dos outros planetas

Formação do sistema solar

As observações modernas indicam que muitas nuvens de gás interestelar estão no processo de colapsar em estrelas, e os argumentos físicos que predizem o achatamento e o aumento da taxa de spin estão corretos. A contribuição moderna à hipótese nebular diz respeito principalmente a como os planetas se formaram a partir do gás no disco, e foi desenvolvida nos anos 1940 pelo físico alemão Carl Friedrich Freiherr von Weizäcker (1912-2007). Após o colapso da nuvem, ela começou a esfriar; apenas o Protossol, no centro, manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida do material, o que deu origem aos planetesimais, agregados de material com tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro, cuja composição dependia da distância ao Sol: regiões mais externas tinham temperaturas mais baixa, e mesmo os materiais voláteis tinham condições de se condensar, ao passo que nas regiões mais internas e quentes, as substâncias voláteis foram perdidas. Os planetesimais a seguir cresceram por acreção de material para dar origem a objetos maiores, os núcleos planetários. Na parte externa do sistema solar, onde o material condensado da nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingiram massas da ordem de 10 vezes a massa da Terra, ficando tão grandes a ponto de poderem atrair o gás a seu redor, e então cresceram mais ainda por acreção de grande quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar. Deram origem assim aos planetas jovianos. Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetários não puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres.

Etapas de formação do sistema solar. Da esquerda para a direita:(a) Uma nuvem de gás interesterlar em rotação - a nebulosa solar - colapsa pela autogravidade, com a maior parte da massa caindo para o centro; (b) Á medida que contrai, por conservação do momentum angular, a nuvem gira cada vez mais rápido, adquirindo a forma de um disco com um bojo central - o protossol. (c) Ao final do colapso, o Sol já é capaz de manter sua temperatura mesmo não dispondo mais da energia gravitacional proporcionada pela contração, mas o disco começa a esfriar; partículas sólidas colidem e grudam formando os planetesimais ; (d) Os planetesimais crescem adicionando a materia ao redor deles, formando os planetas terrestres nas partes internas do disco e os jovianos na parte externa.

Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres, que são do tipo da Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.

Os quatro planetas terrestres. Os tamanhos estão em escala. Fonte Wikipedia

Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.

Os quatro planetas jovianos e o Sol. Os tamanhos estão em escala. Fonte Wikipedia

Como se determinam essas características:

Massa: determinada a partir da terceira lei de Kepler, se o planeta tem satélites. Se não tem, é determinada a partir de perturbações causadas nas órbitas de outros planetas ou de satélites artificiais que são enviados até estes planetas.

Distância ao Sol: determinada a partir da paralaxe geocêntrica do planeta, ou, mais modernamente, por medidas de radar.

Raio: Determinado a partir do raio angular, uma vez conhecida a distância.

Composição química: pode ser estimada a partir da densidade média (massa/volume) do planeta, e pelo espectro da luz refletida pelo planeta.

Gráfico da densidade média dos planetas em função de sua distância ao Sol. O planeta mais denso do sistema solar é a Terra. O menos denso é Saturno, cuja densidade média é menor do que a da água.

Outras propriedades importantes dos planetas são:

Rotação: detectada a partir da observação de aspectos da superfície do planeta, por medidas de efeito Doppler (quando o planeta gira, as duas bordas apresentam velocidades em relação à Terra com sentidos opostos, de maneira que a a radiação que vem de uma borda apresenta desvio para comprimentos de onda menores enquanto a radiação que vem da outra borda apresenta desvios para comprimentos de onda maiores), ou por medidas da taxa de rotaçã do campo magnético.

Temperatura: como os planetas obtém a maior parte de sua energia da luz solar, suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol. Existe uma relação simples entre a temperatura característica, ou temperatura efetiva (T_ef) de um planeta e sua distância ao Sol (a):

Reflectividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte é absorvida. A fração da energia solar total incidente que é refletida chama-se albedo (A).

A = energia espalhada em todas as direções energia solar incidente

O resto da energia (1-A), é absorvida e re-emitida em forma da radiação infra-vermelha.

A estrutura interna de um planeta pode ser bem conhecida se for possível medir a transmissão de ondas sísmicas nele. Essas ondas podem ser produzidas por terremotos naturais ou por impactos artificiais. Até o momento, somente a estrutura da Terra e da Lua foram investigadas usando esta técnica, o que mostrou claramente a existência de um núcleo metálico na Terra e a ausência de núcleo metálico na Lua.

Ano caso de planetas jovianos, a estrutura interna pode ser conhecida por mapeamento do campo gravitacional estudando a órbita de uma sonda espacial quando passa pelo planeta, ou aplicando o formalismo hidrostático, que parte do princípio que, se o planeta não está nem se expandindo nem se contraindo, ele tem que obedecer à equação de equilíbrio hidrostático, isto é, em cada ponto, o peso as camadas superiores é balanceado pela força de pressão das camadas inferiores:

nde ρ é a densidade, r é a distância ao centro e M é a massa interna a um raio r. O sinal (-) indica que a pressão aumenta à medida que o raio diminui. Considerando que a pressão na superfície é muito menor que a pressão no centro, podemos integrar a equação de equilíbrio hidrostático do centro (r=0, P=P_c) até a superfície (r=R, P=P_s<<P_c) a pressão central é dada por:

A pressão a uma distância r do centro do planeta fica:

O formalismo hidrostático é mais aplicável aos planetas jovianos, que são gasosos. No caso dos planetas terrestres, que têm crosta sólida, ele só se aplica às camadas mais profundas. De um modo geral, os planetas terrestres têm uma atmosfera gasosa, uma superfície sólida bem definida e um interior na maior parte sólido (embora a Terra tenha um núcleo externo líquido). Os planetas jovianos têm uma atmosfera gasosa, nenhuma superfície sólida, e um interior líquido na maior parte. As estruturas internas dos planetas jovianos e terrestres podem ser esquematizadas nas figuras abaixo.

As observações da espaçonave Galileo impuseram limites às massas dos núcleos de Júpiter, entre 0 e 10 massas terrestres, e de Saturno, entre 6 e 17 massas terrestres (Günther Wuchterl, Tristan Guillot, & Jack J. Lissauer. 2000, Protostars and Planets IV, 1081).

As superfícies planetárias podem ser conhecidas de forma preliminar a partir do albedo, se o planeta não tem atmosfera espessa. Em planetas com atmosfera espessa, como os planetas jovianos e Vênus, o albedo não se refere à superfície. Júpiter, Saturno e Netuno emitem quantidade significativa de energia própria, às custas de seus calores residuais de contração. A convecção necessária para o transporte desta energia é que causa as grandes manchas (tornados) nestes planetas.

As superfícies da Lua e de Mercúrio são parecidas, com grande número de crateras e grandes regiões baixas e planas.

Marte apresenta uma superfície com montanhas, vales e canais.

A superfície de Vênus não é visível devido às densas nuvens de ácido sulfúrico que cobrem o planeta, mas estudos em rádio (radar) revelam que essa superfície é composta principalmente de terrenos baixos e relativamente planos, mas também apresenta planaltos e montanhas.

Os principais processos que determinam alterações na crosta posteriormente à sua formação, e portanto determinam o rejuvenescimento da crosta, são: atividade geológica, erosão e cratereamento.

Atividade geológica

A atividade geológica, compreendendo vulcanismo e atividade tectônica, depende da quantidade de calor interno no planeta. A atividade geológica é decrescente para Terra, Vênus e Marte.

A Terra, com cerca de 4,5 bilhões de anos, é um pouco mais jovem do que o Sol, com cerca de 5 bilhões de anos. Na Terra, tanto a presença de vulcões ativos quanto o movimento das placas tectônicas contribuem para o renovamento da crosta. Em Marte existem grandes vulcões, e alguns deles podem ser ativos, mas não há evidência de tectonismo de placas.

Na Lua atualmente acontecem poucos sismos por anos (milhares, comparados com milhões na Terra), mas na época em que a Lua era jovem, há cerca de 4 ou 3 bilhões de anos atrás, houve um grande vazamento de lava à superfície, que posteriormente se solidificou formando os mares (marias) lunares (regiões escuras, aparentemente baixa e planas, e que contêm muitas crateras). A Lua tem crosta assimétrica, sendo mais delgada (60 Km) no lado voltado para a Terra, e mais espessa (150 Km) no lado oposto. O número de mares é maior no lado em que a crosta é delgada.

Vênus aparentemente é menos ativo do que a Terra, mas parece ter mais atividade geológica persistente do que Marte. Isso indica que Vênus teria retido mais do seu calor residual do que Marte, o que está de acordo com o fato de Vênus ser maior do que Marte. Também acontece atividade geológica em Io, o satélite de Júpiter mais próximo do planeta. Io apresenta um alto nível de atividade vulcânica.
Ariel e Titânia, satélites de Urano, também apresentam sinais de atividade catastrófica recente.

Erosão

A erosão pode ser resultado da ação da atmosfera ou da hidrosfera. Não existe erosão nem em Mercúrio e nem na Lua. Na Terra existe erosão, como é evidenciado pela existência de rochas sedimentares. Mas o planeta em que a erosão é mais importante é Marte, devido às frequentes tempestades de poeira que assolam sua superfície.

Crateramento

As crateras aparecem em todos os planetas terrestres e em quase todos os satélites do Sistema Solar. Elas podem ter origem vulcânica ou de impacto. As crateras vulcânicas são em geral menores e mais fundas do que as de impacto. Na Terra, a maioria das crateras existentes são de origem vulcânica, uma vez que a atividade interna da Terra, assim como a erosão, apagaram grande parte dos efeitos de impactos ocorridos na época em que muitos corpos residuais do processo de formação povoavam o Sistema Solar. Mas na Lua, Mercúrio e Marte, as crateras de impacto são dominantes. As recentes observações com radar da superfície de Vênus mostraram que esse planeta também tem crateras, mas ainda não se sabe ao certo sua principal origem.

O número de crateras de impacto numa superfície nos permite estimar a sua idade, pois o número de crateras é proporcional ao tempo decorrido desde que a superfície foi exposta. Portanto, em um dado planeta, o terreno mais cratereado será sempre o mais antigo.

Cálculo da energia de um impacto

No impacto, a energia cinética

Para ter uma idéia do que isso representa, a energia associada a uma bomba atômica é de 20 Kton TNT, logo no impacto mencionado acima a energia liberada seria equivalente à de 30 milhões de bombas atômicas!

O tamanho da cratera gerada é proporcional à potência 1/3 da energia do impacto. Assim, sabendo que um impacto com energia de 1 Mton TNT abre uma cratera de 1 km de diâmetro, num impacto como o acima descrito a cratera aberta teria um diâmetro de 80 km.

A cratera de Chicxulub, no México, supostamente gerada no impacto que causou a extinção dos dinossauros, há 65 milhões de anos, tem diâmetro de 200 km, e acredita-se que o asteróide que a provocou tinha um diâmetro de no mínimo 10 km. A energia liberada nessa explosão foi equivalente a 5 bilhões de bombas nucleares do tamanho da bomba de Hiroshima. Cálculos atuais mostram que impactos grandes como esse, na Terra, ocorrem numa taxa de 1 a cada 30 milhões de anos. Possivelmente o continente primordial, Pangea, foi rompido a 225 milhões de anos pela colisão de um grande asteróide.

Os gases presentes na atmosfera de um planeta depende dos constituintes químicos de que o planeta se formou, e da massa do planeta. Os planetas terrestres se formaram sem atmosferas extensas, e sua atmosfera atual não é primitiva, mas sim foi formada ao longo do tempo geológico a partir de gases escapados de seu interior. O impacto com cometas também contribui com alguns componentes dessa atmosfera secundária.

Já os planetas massivos têm um tipo de atmosfera totalmente diferente, dominada pelos gases mais leves e mais comuns, especialmente hidrogênio e hélio. Evidentemente esses planetas foram capazes de reter o gás presente no sistema solar na época de sua formação.

Retenção de atmosferas

A retenção de atmosferas é um compromisso entre a energia cinética (ou temperatura) das moléculas do gás e a velocidade de escape do planeta (ou de sua massa): de maneira simplificada, um gás permanece preso a um planeta se a velocidade de suas moléculas é menor do que a velocidade de escape do planeta.

Sabe-se que para um gás ideal, a energia cinética média de suas moléculas é

Portanto a velocidade média é é dada por expressão:

Essa expressão nos mostra que a velocidade média depende da temperatura do gás e da massa molecular do gás. A uma mesma temperatura, quanto mais pesado o gás, menor a velocidade média de suas moléculas.

Como as moléculas do gás têm uma distribuição Maxwelliana de velocidades, a probabilidade P(v) de que uma partícula tenha velocidade (v) é dada por:

Para calcular quantas partículas escapam, integramos a distribuição de velocidades de Maxwell desde a velocidade de escape até velocidade infinita.

Estes cálculos mostram que, para um planeta reter um certo gás por bilhões de anos, a velocidade média de suas moléculas deve ser menor do que 1/6 da velocidade de escape do planeta, pois isso garante que praticamente todas as partículas do gás tenham velocidade menor do que a velocidade de escape, já que:

Exemplo
A velocidade média das moléculas do oxigênio (O2), a uma temperatura de 200 K (temperatura típica na atmosfera da da Terra), é de 0,5 km/s, e a velocidade média das moléculas do hidrogênio (H2), na mesma temperatura é de 2 km/s (Você pode verificar isso, sabendo que: k = 1,38 x 10^-23 J/K; m_H2 = 2 m_p; m_p = 1,66 x 10^-27 kg e m_O2 = 36 m_p) Como a velocidade de escape da Terra é Terra é 11 km/s, que é mais do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas de oxigênio, mas é menos do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas do hidrogênio, a atmosfera da Terra retém o oxigênio, mas não o hidrogênio.

Velocidade de Escape dos Planetas

Planeta	Velocidade
	(km/s)
Mercúrio	4,2
Vênus	10,3
Terra	11,2
Lua	2,4
Marte	5,0
Júpiter	61
Saturno	37
Urano	22
Netuno	25

O diagrama mostra velocidade de escape em função da temperatura superficial dos planetas e de alguns satélites (círculos pretos), juntamente com a variação da velocidade dos gases H (linha vermelha), hélio (linha verde), vapor d´água(linha rosa), dióxido de oxigênio e de nitrogênio (linha azul) e gás carbônico (linha preta), em função da temperatura.

Efeito estufa

A maioria dos planetas que têm atmosferas experimenta alguma elevação da temperatura de sua superfície devido ao efeito de acobertamento pela atmosfera, o chamado efeito estufa. O efeito estufa é maior para Vênus, que na realidade, tem uma temperatura superficial mais alta do que a de Mercúrio, embora esteja muito mais distante do Sol do que este.

Isso acontece por causa da grande quantidade de na atmosfera de Vênus. Como este gás é opaco à radiação infra-vermelha, quando a superfície do planeta absorve a luz solar e re-irradia parte dele como calor (radiação infra-vermelha), o dióxido de carbono na atmosfera impede que essa radiação escape para fora. Em consequência, a superfície aquece.

Na Terra, a quantidade de dióxido de carbono foi reduzida como consequência da existência de vida. Na ausência de vida provavelmente teríamos uma atmosfera mais massiva e dominada por .

Os organismos vivos contribuem para a diminuição desse gás na atmosfera de duas maneiras: uma é que as criaturas marinhas usam os carbonatos como principal constituinte de suas conchas e carapaças protetoras. Quando elas morrem, essas cascas afundam e se petrificam, até que eventualmente são ejetadas para a superfície nas explosões vulcânicas. Mas os organismos vivos rapidamente os reciclam novamente. A outra maneira como a vida remove o é pela produção de depósitos de combustíveis fósseis, predominantemente o carvão. O petróleo não é mais considerado, necessariamente, um combustível fóssil (biogênico), pois pode ser um hidrocarboneto primordial (abiogênico), ao qual produtos biológicos foram adicionados.

Apesar de existir em pequena quantidade, o presente na atmosfera da Terra ainda é o principal fator da produção do efeito estufa na Terra, embora o vapor d'água e os CFCs também contribuem.

Estima-se que a temperatura média da Terra está atualmente C mais alta do que estava há um século. O nível do mar aumentou cerca de 15 a 20 cm neste século.

A figura da esquerda apresenta medidas da variação da temperatura global em relação à temperatura de 1950, mostrando um aumento de 0,8° até o ano 2000. O gráfico da direita mostra um modelo de variação da temperatura no topo da troposfera até o ano 2100, baseado na tendência atual. É previsto um aumento de 0,6° em 100 anos.

Características marcantes dos planetas