Os asteróides e cometas são chamados de corpos menores do Sistema Solar. Este termo reflete o fato de serem estes objetos de dimensões e massa muito inferiores aos dos planetas, mesmo os do tipo Terra. A semelhança com que cometas e asteróides refletem a luz solar indica que estes objetos são compartilham de muitas propriedades e de origem comum.
                           Em 1º de janeiro de 1801, Piazzi descobriu Ceres, um planeta menor entre Marte e Júpiter. Nesta época, um objeto era ardorosamente procurado nesta região, porque a lei geométrica de Titius e Bode previa que teria que existir um outro planeta entre Marte e Júpiter.

A lei de Titius e Bode estabelece que as distâncias dos planetas ao Sol seguem a expressão matemática dada abaixo.
 
 
d= 0,4 + 0,3 x 2n
  

n Planeta
-1, Mercúrio
0, Vênus
1, Terra
2, Marte
3, não havia nenhuma planeta detetado até 1801
4, Júpiter
...,etc.  


                        Na fórmula dada, d é a distância ao Sol expressa em Unidades Astronômicas e n é um número inteiro, tal como indicado na tabela acima.
                       Os asteróides são bem abundantes: o número de asteróides conhecidos em 1986 era de 3.000 e este número cresce a uma taxa de dúzias a cada ano. Estima-se que existam mais de meio milhão de asteróides com mais de 500 metros de diâmetro e mesmo assim, a massa total destes corpos não deve superar 1/1000 da massa da Terra.
                       Ao se acumular o número de asteróides entre Marte e Júpiter, ficou evidente que o planeta previsto pela lei de Titius e Bode estava fragmentado. Pensou-se que os asteróides tinham se formado após a explosão deste planeta. Hoje, o mais aceito é que estes pedaços de matéria são restos da formação planetária que nunca chegaram a formar um planeta.
 

Os asteróides não estão uniformemente distribuídos entre Marte e Júpiter: eles estão em faixas que apresentam zonas vazias, chamadas zonas de Kirkpatrick. Alguns asteróides estão agrupados e parecem ter uma relação física, e por isso são chamados de famílias.
                       Os asteróides Troianos giram na órbita de Júpiter. Os asteróides da família Apollo-Amor estão ligados à Terra e a Marte. 



                      Esta figura mostra a distribuição de asteróides com mais de 200 km de tamanho. O disco de Marte é fornecido como escala de dimensões. Ceres, Vesta e Palas são os maiores asteróides; os tamanhos dos desenhos e as formas de cada um são realistas, pois são baseados em observações. A família Flore, perto de Marte, está constituída por corpos de mais de 15km de diâmetro. Os objetos situados nos extremos superior ou inferior deste diagrama possuem órbitas mais excêntricas. Na figura seguinte vemos os corpos discriminados pelo seu brilho. Asteróides, assim como os planetas, apenas refletem a luz visível emitida pelo Sol, sendo que seu albedo, capacidade de refletir esta luz, varia enormemente. O albedo depende da composição química na superfície e está correlacionado com outras características, como a órbita. São 3 os grupos básicos: C, S e M. Os do tipo C são os carbonáceos, ou seja, compostos por material rochoso, à base de compostos de carbono e silício. Eles refletem muito pouca luz (albedo de 0.06 ou 6%) e são, portanto, escuros como o carvão da Terra. Este grupo contém em torno de 60% do total dos asteróides. Os asteróides do tipo S têm um albedo maior e misturam rochas e metais. Constituem uns 30% do total. A família Apollo-Amor é muito rica neste tipo de asteróide. Os do tipo M parecem ser inteiramente metálicos (Fe e Ni), mas são pouco abundantes (10% do total). Os de tipo S e M tendem a se situar nas órbitas mais internas do cinturão, enquanto que os mais escuros (tipo C) estão mais próximos de Júpiter.
 
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 Na figura seguinte apresentamos o asteróide Vesta, como observado com o telescópio espacial Hubble. Devem-se observar a variação do albedo nas diferentes partes do objeto. A variação do albedo indica basicamente a variação da composição na superfície do corpo, mas também pode indicar irregularidades da superfície.
 
 
Yukon
 
Os cometas

Shoemaker-Levy9

                           Os cometas, assim como os asteróides, são corpos menores do sistema solar. Eles, do mesmo modo que os planetas e os asteróides, estão ligados gravitacionalmente ao Sol, orbitando em torno deste último.
                           Estes corpos celestes são aglomerados de alguns tipos de gelo e poeira, podendo conter rochas e metais. Seu diâmetro pode ser de até 50 km. Um cometa não é visível quando está longe do Sol. Quando se aproximam a 5 UA, começam a evaporar-se, formando uma bola de vapor ao seu redor, chamada de coma ou cabeleira. Mais perto do Sol, a uns 2 UA, a pressão da radiação e o vento solar empurram os gases e a poeira da cabeleira, produzindo longas caudas. A cauda sempre aponta na direção contrária ao Sol, a de gás é mais reta, enquanto a de poeira é mais curva.

  O brilho da camada de poeira deve-se à luz do Sol refletida. O brilho da cauda gasosa deve-se à emissão pela própria cauda, cujos gases aquecidos contêm átomos e moléculas excitados, de diversos elementos e compostos, tais como H2O, HO+, CO, CO2 , CH4, etc
                           O campo gravitacional próprio de um cometa é muito baixo; assim, quando aquecido pelo Sol, a pressão interna dos gases vence a gravidade, fazendo com que o material escape do cometa. Assim, os cometas perdem muita massa e, portanto, são corpos efêmeros. Isto levou o astrônomo holandês Ian Oort a propôr a existência de uma grande nuvem de cometas em torno do Sol, posteriormente batizada como "Nuvem de Oort". Esta nuvem se estende até 10.000 UA. A parte mais interna da Nuvem de Oort teria forma de disco coplanar com o das órbitas planetárias. Este disco é chamado de "Cinturão de Kuiper". Ocasionalmente, perturbações deslocam um cometa do Cinturão de Kuiper, fazendo com que ele "caia" em direção ao Sol, produzindo um cometa de longo período. Posteriormente, as perturbações dos planetas podem alterara sua órbita, diminuindo o período.
                           O primeiro cometa observado com sondas espaciais foi o famoso cometa "Halley". Na sua última passagem em 1986, conseguiu-se determinar que ele tem a forma de um amendoim de 13 x 8 x 7 km. A análise espectroscópica da luz dos cometas mostra que os elementos mais abundantes são os compostos de Hidrogênio (H), Carbono (C), Nitrogênio (N) e o Oxigênio (O).
 
 

Modelo do núcleo

O núcleo do cometa é um corpo relativamente irregular e a sua superfície é escura. Gás e partículas podem estar fluindo de partes do núcleo. Pedaços grandes podem também esporadicamente se desprender do núcleo. Bolsões de gás sob pressão debaixo da superfície podem produzir explosões também esporádicas. Grãos grandes de poeira podem acumular-se na superfície formando uma crosta sólida que será ejetada na próxima passagem pelo periélio pela presão dos gases. Poderíamos definir este corpo como um bloco de gelo sujo (segundo a visão da figura seguinte).

  

                                                    

Na figura seguinte podemos ver as fases da evaporação de um cometa à medida que se aproxima do Sol.

  

 Partindo do afélio (ponto no qual o cometa está mais longe do Sol), ele começa a se evaporar a uma distância comparável à das órbitas de Saturno e Jupiter. A primeira estrutura a se formar é a coma, já mencionada anteriormente. Á medida que o cometa se aproxima do Sol a e vaporação aumenta e começam a formar-se as caudas. Uma das caudas é fina, de cor azul e se perfila na direção oposta ao Sol. Esta é chamada de cauda de ions, porque está constituída por material gasoso e ionizado, que o vento solar empurra para fora. A outra cauda é de poeira; como não age sobre ela nenhuma força além da pressão que a desprendeu da coma, ela é curva e um pouco deslocada em relação à cauda ionizada. Antes de passar pelo periélio as caudas estão atrasadas com relação ao cometa; após esta passagem, elas vão na frente do cometa em sua órbita. Não existe cauda alguma que aponte no sentido do movimento do (ou seja, que vá exatamente atrás do corpo principal).

A figura seguinte mostra as diversas camadas formadas a partir do núcleo e os elementos que se evaporam, bem como a sua posição relativa ao núcleo do cometa. 

  

 

A seguinte foto mostra as órbitas dos cometas e as perturbações que ele pode sofrer ao incursionar no sistema solar interno. 

 À esquerda vê-se uma nuvem de cometas fósseis, acumuladas além da órbita de Saturno. Nas figuras seguintes, vemos o drama em três atos de como essa captura acontece. As perturbações que levam a este tipo de captura são exclusivamente devidas à atração gravitacional newtoniana dos grandes planetas.

Apresentamos uma série de imagens de cometas com o intuito de identificar os dois tipos de caudas. O primeiro é o cometa West (o nome do descobridor, cientista de muita atuação na área de cometas).
 
Cometa West: visto em duas épocas diferentes; claramente na segunda fotografia ele está perto do periélio (por quê?)
 
Cometa Hiakutake: visto em duas épocas diferentes. A Segunda é uma fotografia do telescópio espacial.