UNIDADE V ASTROFÍSICA DO SISTEMA SOLAR

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1 UNIDADE V ASTROFÍSICA DO SISTEMA SOLAR AULA 20 ORIGEM E PROPRIEDADES DO SISTEMA SOLAR OBJETIVOS: Ao final desta aula, o aluno deverá: conhecer a constituição, a estrutura e as propriedades básicas do sistema solar; ter noções sobre a origem e o mecanismo de formação do sistema solar. 1 INTRODUÇÃO O sistema solar é o conjunto de corpos celestes ligados gravitacionalmente ao Sol. Ele é constituído pelo próprio Sol e por uma gama de objetos que orbitam em seu entorno: grandes corpos celestes chamados planetas, corpos celestes de tamanho intermediário chamados planetas anões, uma grande quantidade de corpos rochosos de menor tamanho chamados asteroides, corpos de gelo e rochas chamados cometas. Os planetas, por sua vez, apresentam, em geral, corpos rochosos de massas diversas que orbitam em seu entorno, chamados satélites. As órbitas de todos esses corpos possuem excentricidades diversas. Permeando o espaço entre esses corpos no sistema solar, há uma espécie de poeira dispersa, chamada poeira zodiacal. As características de cada um desses tipos de corpos, a frequência com que ocorrem e os movimentos que produzem, contam a história da formação do sistema solar e nos ajudam a entender o processo de formação e de morte das estrelas, e da formação de elementos pesados na natureza. Esta aula aborda as características gerais do sistema solar, como constituição, estrutura e composição química. 2 ESTRUTURA FUNDAMENTAL DO SISTEMA SOLAR O sistema solar tem uma massa total de aproximadamente 2 10 kg. De toda essa massa, cerca de 99,8% encontra-se concentrada em um único corpo celeste: o Sol. Quase toda a massa do Sol, por sua vez, se encontra na forma de hidrogênio e hélio. O restante da massa do sistema solar está distribuída, de forma bastante irregular, entre os demais corpos.

2 Da massa restante do sistema solar, cerca de 0,13% está na forma de planetas, que se encontram a diferentes distâncias do Sol, em órbitas aproximadamente circulares (elipses cujos focos estão próximos do seu centro). Podemos dividir os planetas em duas grandes famílias: os planetas terrestres, cuja constituição é semelhante à da Terra, rochas e metais; e os planetas gasosos, enormes esferas compostas por gases e gelo. O planeta Netuno, cuja órbita tem o maior diâmetro entre todos os demais, está a uma distância média de 30 unidades astronômicas do Sol. A partir dessa distância não existem mais planetas ligados ao Sol, mas isso não significa que essa distância corresponda ao limite do sistema solar. De fato, ele se estende bastante além disso. Espalhados pelo interior do sistema solar, estão objetos de massa inferior à dos planetas. Embora possamos encontrá-los em qualquer ponto, existem duas regiões no qual a densidade desses objetos aumenta consideravelmente: o cinturão de asteróides, localizado na interface entre os planetas terrestres e gasosos, e o cinturão de Kuiper, localizado além da órbita de Netuno e estendendo-se até 50 unidades astronômicas de distância do Sol. Essas duas regiões são populadas por asteroides e por planetas anões. A diferença entre essas duas classes de objetos de baixa massa é que os asteroides são tão leves que sua gravidade não é suficiente para lhes dar a forma esférica característica dos planetas, enquanto os planetas anões são esféricos, mas não têm massa suficiente para serem chamados planetas propriamente ditos. Ainda no cinturão de Kuiper, e em uma segunda região chamada nuvem de Oort, está localizada a vasta maioria dos cometas. A nuvem de Oort se estende desde a periferia do cinturão de Kuiper até cerca de 50 mil unidades astronômicas, aproximadamente um ano-luz de distância do Sol, e marca os limites do sistema solar. Os planetas giram em torno do Sol em órbitas cujos planos são relativamente semelhantes. Assim, quando vistos da Terra, os planetas descrevem movimentos na esfera celeste semelhantes ao do Sol, o que significa que, quase sempre, encontraremos planetas próximo da eclíptica. O mesmo vale, com menos precisão, para planetas anões e asteroides. Já os cometas apresentam órbitas muito mais diversificadas. Entre os corpos que formam o sistema solar, existe uma poeira dispersa, remanescente da época em que o sistema solar se formou. Essa poeira está distribuída na forma de um disco espesso orientado de forma semelhante às órbitas dos planetas. Devido à reflexão da luz solar, esse disco de poeira, que também se localiza na eclíptica da esfera celeste quando visto da Terra, se mostra na forma de

3 uma luz tênue que acompanha as constelações do zodíaco; por isso, é chamada de poeira zodiacal. A figura 20.1 mostra um esquema do sistema solar, mostrando o Sol, os planetas, os cinturões de asteróides e de Kuiper, e a nuvem de Oort. Cada um dos seus componentes será analisado com mais detalhes nas aulas 21 e 24. Figura 20.1: Estrutura do sistema solar. Os tamanhos do sol, dos planetas e dos asteróides não estão em escala. 3 MODELOS DE FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR A estrutura e a composição do sistema solar atuais são resultado do seu processo de formação. Qualquer cenário de formação do sistema solar deve ser capaz de explicar suas propriedades tais como são observadas atualmente. Em particular, um modelo de formação adequado deve ser capaz de explicar, por exemplo, por que a massa do Sol é tão grande comparada com o restante do sistema solar; se a massa do sistema solar que não faz parte do Sol é tão pequena, por que toda essa massa não colapsou em direção ao Sol; por que os planetas terrestres são mais próximos do Sol, e os planetas gasosos, mais

4 distantes; por que existem regiões mais densas em asteroides, como o cinturão de asteróides; por que os cometas não se distribuem em todo o sistema solar, povoando preferencialmente as regiões além de Netuno, etc. Felizmente, o mesmo cenário de formação de estrelas, visto na aula 17, é capaz de explicar quase todas as características atuais do sistema solar. O Sol é o resultado do colapso gravitacional de uma nuvem de gás, que deve ter dado origem, também, a outras estrelas. Com o colapso da nuvem, uma fração dessa nuvem se destacou do restante e deu origem a uma subnuvem, da qual viria a se formar o sistema solar, 4,6 bilhões de anos atrás. Durante o colapso de uma nuvem extensa, seu momentum angular se conservou. Para isso, quanto mais uma nuvem se contrai, mais rapidamente ela deve girar para que seu momentum angular seja conservado. Por outro lado, quanto mais rápida a rotação do material da nuvem, mais material consegue se distribuir em uma órbita estável em torno do centro da nuvem. Esse material continuou colapsando em direção ao centro perdendo energia por fricção, embora a uma taxa mais lenta que a original. Conforme o colapso evoluiu no tempo, a região central da nuvem se tornou mais e mais densa, em detrimento das regiões periféricas. No centro do sistema solar, formou-se uma protoestrela, que viria a se tornar o Sol. Quando a pressão interna do Sol se tornou alta o suficiente, teve início a fusão do hidrogênio e o Sol se tornou uma estrela. O material periférico, por conservação de momentum angular, assumiu a forma aproximada de um disco em rápida rotação, o disco protoplanetário. Esse disco, formado por grãos de rochas e metais oriundos da nuvem original e por gás enriquecido, é mais quente e denso nas regiões mais centrais. Sendo assim, somente materiais com pontos de fusão altos (rochas e fragmentos metálicos) serão sólidos na parte central; na parte periférica, materiais com pontos de fusão mais baixos também podem se tornar sólidos (como água, amônia e metano). No interior do disco que circunda o Sol recém-formado, regiões com mais densidade de matéria no estado sólido sofreram seu colapso individual, formando protoplanetas, que mais tarde dariam origem aos planetas. Em cada região do disco planetário, os protoplanetas se formam do material sólido disponível, de forma que as regiões mais centrais, por serem mais quentes, têm menos matéria sólida à disposição. Os protoplanetas, eventualmente colidindo e se destruindo mutuamente, produziram grandes quantidades de detritos irregulares; absorvendo detritos do seu entorno e protoplanetas de menor massa, cresceram e se tornaram os planetas anões e planetas propriamente ditos. Entre 3 e 30 anos-luz de distância do Sol, os proto-planetas, sendo mais massivos do que os protoplanetas da região

5 mais central, possuem um raio de influência gravitacional maior e conseguem absorver mais material da periferia, gerando planetas muito mais massivos. O disco protoplanetário passa a sofrer os efeitos da radiação produzida pelo Sol quando da ignição da fusão nuclear. O resultado disso é que as regiões mais próximas do Sol são varridas de seu conteúdo gasoso, que se acumula em regiões mais distantes do Sol. Esse processo varre a zona de formação planetária do gás disponível. O crescimento dos planetas, a partir desse momento, se dá exclusivamente por absorção de fragmentos sólidos e por outros protoplanetas. Na parte central do sistema solar, os planetas formados são pequenos e rochosos, como a Terra; na parte periférica, formaram-se planetas muito massivos e constituídos principalmente de gás. O cinturão de asteroides e o cinturão de Kuiper se situam em regiões em que os fragmentos da formação de planetas não deram origem a planetas, seja porque nessas regiões o processo é muito lento, seja pela influência gravitacional dos planetas próximos. Nos limites do sistema solar, formaram-se corpos pequenos, ricos em gelo e poeira, uma vez que não participaram do colapso da nuvem principal. A figura 20.2 mostra uma concepção artística do disco protoplanetário que deu origem ao sistema solar. Figura 20.2: A formação do sistema solar. O disco proto-planetário é mais aquecido na parte central. Alguns proto-planetas são visíveis. Fonte:

6 RESUMO Nesta aula, você viu: A constituição, a estrutura e as propriedades do sistema solar. O mecanismo de formação dos planetas e demais corpos do sistema solar. REFERÊNCIAS RIDPATH, Ian. Guia ilustrado Zahar Astronomia. 2.ed. Rio de Janeiro: Jorge Zahar, VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr. São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.

7 AULA 21 O SOL OBJETIVOS: Ao final desta aula, o aluno deverá: Conhecer as principais características do Sol. Ter noções sobre a estrutura interna do Sol e sobre sua atmosfera. Estar familiarizado com os principais ciclos solares. 1 INTRODUÇÃO O Sol é o astro dominante do sistema solar. Com sua enorme massa, determina o movimento dos planetas, e a energia por ele emitida, na forma de radiação, afeta enormemente as propriedades superficiais dos planetas mais próximos. Por ser a estrela mais próxima da Terra, e por estarmos tão próximos dele que podemos observar seu enorme disco no céu coisa que não ocorre com nenhuma outra estrela, é a estrela mais detalhadamente estudada e aquela sobre a qual dispomos do maior número de, e de mais precisas, informações. Nesta aula, vamos ver as propriedades básicas do Sol, sua estrutura interna e seus ciclos de emissão radiativa. 2 PROPRIEDADES BÁSICAS DO SOL O Sol é uma estrela da sequência principal, do tipo espectral G2. Isso significa que a fonte de energia de sua emissão luminosa provém da fusão de hidrogênio em hélio no seu núcleo, e que sua temperatura superficial é da ordem de 5800 K. A cada segundo, o Sol emite 3,9 10 J de energia na forma de radiação, ou seja, sua luminosidade bolométrica é de 3,9 10 W. De toda essa energia, somente uma fração muito pequena atinge a Terra. Ainda assim, cada metro quadrado da superfície terrestre, com o Sol no zênite, recebe um fluxo de radiação de, em média, 1370 W; esse fluxo recebido na Terra pelo Sol é chamado constante solar. A forma do Sol é quase perfeitamente esférica diferentemente da Terra, cujo diâmetro equatorial é sensivelmente maior do que o diâmetro polar, com um raio de quilômetros, mais de cem vezes o raio da Terra. Em uma esfera oca do tamanho do Sol, caberiam cerca de um milhão e trezentos mil planetas Terra. A massa do Sol é de aproximadamente 2 10 kg, ou quase trezentas mil vezes a

8 massa da Terra, sendo 73% dessa massa composta de hidrogênio, 25% de hélio e os restantes 2% de oxigênio, carbono, ferro e outros elementos. Embora o Sol não seja um corpo rígido como a Terra, e sim uma enorme esfera fluida, ele gira em torno de um eixo, completando uma rotação a cada 25 dias terrestres, aproximadamente. Seu eixo de rotação está inclinado de 7,2º em relação ao plano da eclíptica. O fato de o Sol não ser um corpo rígido faz com que diferentes pontos de sua superfície girem com diferentes velocidades angulares: próximo dos polos, sua velocidade angular cai bastante, de forma que, lá, os dias são mais longos, durando cerca de 34 dias terrestres. O Sol apresenta um campo magnético bastante intenso, que tem, além de uma estrutura em grande escala semelhante a um ímã com polos norte e sul, um conjunto de subestruturas variáveis partindo das camadas abaixo da superfície e se estendendo por enormes distâncias acima dela. Essas subestruturas afetam as propriedades tanto da superfície como nas regiões acima dela. O Sol apresenta uma estrutura interna, além de uma atmosfera complexa. Cada região do Sol apresenta suas próprias especificidades e abriga fenômenos diversos, como veremos a seguir. 3 A ESTRUTURA INTERNA E A ATMOSFERA SOLAR Podemos dividir, grosseiramente, as estruturas das estrelas, em geral, em duas grandes regiões: os interiores estelares, onde ocorrem os processos de fusão e onde se concentra a quase totalidade da massa das estrelas e as atmosferas estelares, regiões circundantes e superficiais que modelam a aparência da estrela. As propriedades dos interiores estelares variam fortemente de estrela para estrela. A seguir, vamos analisar individualmente cada uma dessas grandes estruturas que compõem o Sol. 3.1 O interior solar A região interna do Sol pode ser dividida, grosseiramente, em três zonas: o núcleo, zona que ocupa seu centro, a camada radiativa, zona que envolve o núcleo, e a camada convectiva, camada mais externa do interior solar e que envolve a camada radiativa. A figura 20.1 mostra a estrutura do interior solar.

9 Figura 21.1: A estrutura interna do Sol. O núcleo possui um raio de aproximadamente km, pouco menos de um terço do raio total do Sol. No núcleo do Sol, ocorre a fusão de hidrogênio, quase que exclusivamente pelo processo próton-próton. É a única região do Sol realmente ativa do ponto de vista das fusões nucleares; as demais regiões são aquecidas a partir da energia liberada pelas reações no núcleo. Como o Sol é relativamente estável, então a energia total produzida pelo Sol deve ser aproximadamente igual à sua luminosidade bolométrica. Como, no processo próton-próton, parte da massa original dos prótons se converte em energia, o Sol perde massa continuamente, às custas de sua emissão luminosa: cerca de 4,7 10 kg de massa a cada segundo. Isso pode parecer muito, mas não é: somente a atmosfera terrestre tem um bilhão de vezes essa massa, o que significa que o Sol leva aproximadamente trinta anos para perder uma massa equivalente à massa total da atmosfera terrestre. No núcleo do Sol, a densidade chega a 150 gramas por centímetro cúbico, cerca de quinze vezes a densidade do chumbo; porém, devido às altíssimas temperaturas, da ordem de K, o núcleo não é sólido.

10 Acima do núcleo, a temperatura e a densidade do Sol caem sensivelmente, impossibilitando a ocorrência do ciclo próton-próton e a fusão do hidrogênio. Essa camada é estática, no sentido de que cada porção de matéria se move apenas aleatoriamente. Assim, a radiação proveniente do núcleo, chegando à camada radiativa, é absorvida e re-emitida um grande número de vezes, até que, finalmente, consegue escapar para a camada mais externa, a camada convectiva. Assim, o fluxo de energia ocorre quase exclusivamente por transporte radiativo. A camada radiativa compreende quase metade do raio do Sol, sendo a mais extensa das três. Entre os dois extremos da camada radiativa, a densidade cai bruscamente, de cerca de duas vezes a densidade do chumbo na região inferior até apenas um quinto da densidade da água na região superior. Tanto no núcleo quanto na camada radiativa, a temperatura é tão alta que átomos estáveis não conseguem se formar. Nessas regiões, temos um plasma, uma espécie de sopa de prótons, nêutrons e elétrons. A camada interna mais periférica dentre as três, a camada convectiva, está constantemente submetida a um forte gradiente de temperatura: enquanto seu extremo inferior forma a interface com a camada radiativa e recebe, portanto, a radiação proveniente do núcleo, a camada externa está limitada apenas pela atmosfera do Sol, sendo capaz de resfriar rapidamente emitindo radiação. As baixas temperaturas favorecem a formação de átomos de hidrogênio, e os elétrons ligados ao hidrogênio são capazes de absorver parte da radiação. Por isso, formamse, nessa camada, enormes bolhas de fluido, algumas quentes, provenientes da base da camada; e algumas, frias, provenientes da superfície. As bolhas quentes, por serem menos densas que o meio circundante, sobem à superfície e dissipam sua energia, enquanto as bolhas frias que se formam na superfície são mais densas que o meio, e descem, absorvendo energia das camadas mais internas. O resultado disso é um movimento convectivo que engloba toda a camada, intensificando a liberação de energia da estrela. Na camada convectiva, a densidade do Sol é extremamente baixa, apenas alguns décimos de milésimo da densidade do ar atmosférico que respiramos. Sua temperatura é de aproximadamente 5700 K quase três mil vezes mais baixa do que no núcleo. 3.2 A atmosfera solar Assim como o interior solar se mostra estruturado em camadas com diferentes características, sua atmosfera também pode ser dividida em três zonas principais: a fotosfera, camada que dá a aparência do Sol como o vemos; a

11 cromosfera, uma fina camada superior à fotosfera e que só pode ser observada em condições especiais; e a coroa, uma vasta extensão de plasma a altíssimas temperaturas que envolve o Sol. A figura 20.2 mostra essas camadas da atmosfera solar. Figura 21.2: A estrutura da atmosfera solar. A espessura das camadas não está em escala. A luz solar que banha a Terra é oriunda diretamente da fotosfera do sol. A fotosfera é a camada inferior da atmosfera solar, recobrindo a borda externa da camada convectiva. É a mais delgada de todas as camadas internas e atmosféricas do Sol: são apenas 400 km de espessura, uma fração minúscula do raio do Sol. A base da fotosfera corresponde ao início da atmosfera solar e, portanto, pode ser considerada como a superfície do Sol. Quando o observamos através de nuvens pesadas ou o fotografamos, seu círculo aparente é o círculo da fotosfera. Entre a base da fotosfera e seu topo, a temperatura do Sol cai em mais de mil Kelvins. Abaixo da fotosfera, a camada convectiva do Sol produz bolhas de plasma quente e frio, que constantemente sobem e descem nessa camada. Como é a

12 camada convectiva que traz a radiação das camadas internas e aquece a fotosfera, a cada instante podemos observar regiões na fotosfera mais quentes, e outras, mais frias, acompanhando o movimento convectivo, formando granulações na fotosfera. Essas granulações se alteram constantemente, cada uma sobrevivendo por aproximadamente cinco minutos e com diâmetro de centenas a milhares de quilômetros. A figura 21.3 mostra uma imagem ampliada de parte da superfície do Sol, onde se pode observar a granulação da fotosfera. Além das granulações, a fotosfera solar apresenta o fenômeno das manchas solares. As manchas solares são regiões da fotosfera associadas a picos de atividade magnética. Um conjunto de linhas de campo magnético brota da camada convectiva, dificultando o movimento convectivo e mantendo, sob a cromosfera, duas bolhas de matéria mais frias que sua periferia, correspondendo às regiões onde as linhas de campo entram e saem da superfície. Assim, os pontos da fotosfera imediatamente acima dessas regiões são mais escuros do que o restante da superfície solar. As manchas solares surgem como pequenos pontos escuros e vão aumentando sua área ao longo de alguns meses, até que se fragmentam e eventualmente desaparecem. Figura 21.3: Granulações e mancha solar. Fonte: apod.nasa.gov.

13 Acima da fotosfera, encontramos a cromosfera. A cromosfera, assim como a fotosfera, é uma camada de baixa espessura, cerca de 2000 km. Na base da cromosfera, as temperaturas são de pouco mais de 4000 K. Com uma notável distinção entre todas as outras camadas do interior e da atmosfera do Sol, a temperatura da cromosfera, em vez de diminuir, aumenta com a distância ao centro do Sol: no topo da cromosfera, a temperatura atinge impressionantes K, mais de seis vezes maior do que em sua base. A densidade da cromosfera é tão baixa que sua enorme temperatura no topo não pode ser devida apenas ao aquecimento pela absorção de radiação proveniente da fotosfera; a principal fonte desse aquecimento é a interação das linhas de campo magnético solar com as partículas da cromosfera. O movimento das sub-estruturas do campo magnético do Sol, e sua variação ao longo do tempo, transfere energia à cromosfera pela interação das partículas carregadas eletricamente com as linhas do campo magnético. Figura 21.4: A coroa, observada durante um eclipse solar. Fonte: apod.nasa.gov. Na base da cromosfera, a temperatura é tão baixa que não apenas átomos simples como hidrogênio e hélio, mas também átomos mais complexos como os de cálcio, e até mesmo moléculas simples, como a da água e o monóxido de carbono, podem ser encontrados. Esses átomos e moléculas são capazes de absorver radiação em comprimentos de onda equivalentes à energia de suas transições

14 eletrônicas, diminuindo a luminosidade do Sol nesses comprimentos de onda e imprimindo linhas de absorção no espectro do Sol, semelhantes às linhas mostradas na aula 17, figura É graças a essas linhas de absorção que conhecemos a composição química do Sol. Figura 21.5: Uma proeminência solar. Fonte: sdo.gsfc.nasa.gov/. Acima da cromosfera, encontramos a coroa solar. A coroa é talvez a mais misteriosa das camadas atmosféricas do Sol, porque ainda não existe uma explicação totalmente satisfatória para suas altíssimas temperaturas, acima de um milhão de Kelvins. Por ser muito quente, não permite a sobrevivência de moléculas e mesmo de diversos átomos, sendo constituído por um plasma fortemente interagente com as linhas de campo magnético do Sol. A coroa solar não é homogênea, como mostra a figura 21.4, uma vez que interage fortemente com o campo magnético solar: regiões mais densas na coroa estão associadas a picos de intensidade do campo magnético. A atividade magnética do Sol pode produzir arcos de matéria que se estendem desde a fotosfera até a coroa, na forma de protuberâncias ou proeminências solares. Esses arcos podem, eventualmente, se romper, estendendo-se por uma área quase do tamanho do próprio Sol e dando

15 origem à liberação repentina de enormes quantidades de matéria no espaço. A figura 21.5 mostra uma enorme proeminência solar; a figura 21.6 mostra uma imagem do Sol no ultravioleta, mostrando diversas proeminências e liberação de matéria para a coroa. Figura 21.6: O Sol em raios ultravioleta. Fonte: sdo.gsfc.nasa.gov/. A coroa solar é muito maior que o próprio Sol: seu diâmetro é de alguns raios solares. Não existe uma fronteira bem definida para a coroa, uma vez que as partículas que a compõem estão constantemente sendo expulsas pela alta temperatura da coroa e pela pressão de radiação do Sol. O fluxo de partículas da coroa solar é chamado vento solar; ele pode atingir velocidades superiores a 500 quilômetros por segundo. O vento solar é bastante irregular, uma vez que os mecanismos de ejeção de partículas dependem da sua interação com o campo magnético solar. Grosso modo, quanto menor a intensidade dos campos magnéticos na base da coroa solar, maior a intensidade do vento solar. Conforme se desloca pelo sistema solar, o vento solar é freado pelo material disperso no meio interplanetário, até parar, em torno de 50 UA de distância do Sol. Esse ponto é chamado heliopausa. Podemos considerar que o vento solar é uma extensão da coroa solar; o sistema coroa-vento solar é também chamado de heliosfera.

16 O vento solar interage com o campo magnético da Terra, produzindo as auroras polares. As linhas de campo magnético da Terra convergem próximo dos polos norte e sul e, nessa região, as partículas do vento solar são capazes de penetrar a atmosfera. As auroras polares se dão pela luminescência da atmosfera quando atingida por essas partículas altamente energéticas. Além disso, variações na intensidade da atividade magnética do Sol, ao produzirem variações na intensidade do vento solar, perturbam o campo magnético terrestre, gerando as chamadas tempestades magnéticas. Essas tempestades são capazes de induzir correntes elétricas em circuitos na Terra, podendo até mesmo causar danos às redes de produção e distribuição de energia elétrica. ATIVIDADES Para que possamos nos precaver de um eventual pico de atividade magnética no Sol, é essencial fazer o monitoramento do Sol em busca de flutuações do vento solar. O instrumento LASCO (Large Angle and Spectrometric COronagraph) a bordo do satélite SOHO realiza o monitoramento da coroa solar e disponibiliza os dados das últimas 48 horas na forma de animações. Vá ao site e, na seção Movies, clique em qualquer dos links do item S2. Você vai poder observar as regiões onde o vento solar é mais intenso e, dependendo do dia, vai poder observar, também, flutuações locais nessa intensidade. RESUMO Nesta aula, você viu: As propriedades fundamentais do Sol. A estrutura interior do Sol e de sua atmosfera. Fenômenos associados à atividade magnética do Sol. REFERÊNCIAS COLLINS, George W. II. The foundations of stellar astrophysics. Tucson: Pachart Publishing House, VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr. São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.

17 AULA 22 DETERMINANDO O PERÍODO DE ROTAÇÃO DO SOL OBJETIVOS: Ao final desta aula, o aluno deverá: ser capaz de analisar o movimento aparente das manchas solares; saber interpretar o comportamento das manchas solares via rotação solar. 1 INTRODUÇÃO Na aula 21, vimos que o Sol leva aproximadamente 25 dias para dar uma volta completa em torno de seu eixo de rotação. Vimos, também, que diferentes pontos da superfície do Sol giram com diferentes velocidades angulares: quanto mais próximo dos polos, menor a velocidade angular de rotação do Sol e, consequentemente, maior seu período de rotação. Para sermos capazes de medir o período de rotação do Sol, precisamos de pontos de referência sobre sua superfície. O movimento aparente desses pontos, conforme o Sol gira, analisado trigonometricamente, pode nos indicar o movimento de sua superfície e, com isso, nos permitir inferir sua velocidade angular e seu período de rotação. Felizmente, o Sol apresenta alguns pontos de referência bastante convenientes para realizarmos essa análise: as manchas solares. Já vimos, na aula 21, que as manchas solares são fenômenos transientes que ocorrem na fotosfera. Cada mancha solar individual dura algum tempo na fotosfera e eventualmente se dissipa. Com isso, somente podemos usar o movimento aparente de uma mancha solar para estudar a rotação do Sol durante um tempo finito, antes que a mancha se dissipe. Nesta aula, vamos determinar o período de rotação do Sol utilizando a posição das manchas solares como referência. 2 METODOLOGIA Em nossa análise, vamos utilizar imagens obtidas pelo telescópio orbital SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), um telescópio exclusivo para observação solar. A figura 22.1 mostra 10 imagens do Sol obtidas pelo SOHO entre os dias 29 de março e 4 de abril de 2011, em diferentes horários. Acima de cada imagem, está a data e o horário de observação. As imagens foram obtidas de tal forma que os polos norte e sul do Sol estejam apontando para cima e para baixo,

18 Dia 29/03/2011, às 1h30min Dia 29/03/2011, às 19h30min Dia 30/03/2011, às 13h30min Dia 31/03/2011, às 4h30min Dia 31/03/2011, às 19h30min Dia 01/04/2011, às 13h30min

19 Dia 02/04/2011, às 4h30min Dia 02/04/2011, às 22h30min Dia 03/04/2011, às 13h30min Dia 04/04/2011, às 4h30min Figura 22.1: imagens do Sol produzidas pelo telescópio SOHO, entre os dias 29 de março e 4 de abril de 2011, em diferentes horários. Fonte: sohowww.nascom.nasa.gov. respectivamente. Uma olhada rápida nessas imagens já nos permite observar as manchas solares em sua superfície. Também podemos ver que as manchas mudam de posição e de formato com o passar do tempo. Em algumas imagens podemos ver, inclusive, formação e dissipação de manchas. Para determinarmos o período de rotação do Sol através das manchas observadas nessas imagens, precisamos de um pouco de análise trigonométrica. A figura 22.2 mostra um círculo que representa o disco observado do Sol pelo SOHO. Sobre o disco, um ponto, representando uma mancha solar, é mostrado em duas posições diferentes, e, simulando o comportamento das manchas solares

20 devido à rotação do Sol. Vamos considerar que o tempo que o ponto marcado na figura 22.2 levou um intervalo de tempo Δ para se mover entre essas duas posições. As duas posições da mancha solar desse círculo estão a distâncias e da extremidade esquerda do disco solar, respectivamente. Além disso, a mancha gira em torno do eixo de rotação do Sol produzindo um círculo de raio, também mostrado na figura. Figura 22.2: duas posições aparentes, e, de uma mancha sobre o disco solar em dois instantes de tempo diferentes, conforme observadas na Terra (e pelo satélite SOHO). é o raio do círculo descrito pela mancha conforme gira em torno do eixo de rotação do Sol; e são as distâncias da mancha à borda esquerda do disco solar nas duas posições. A figura 22.3 mostra a mesma situação da figura 22.2, porém com o Sol visto de cima, ou seja, do seu polo norte. Nessa figura, vemos que e descrevem ângulos e, respectivamente, em relação ao eixo indicado na figura. Analisando essa figura, é fácil perceber que os ângulos e estão relacionados às distâncias e pelas relações: =cos =cos Assim, durante o intervalo de tempo Δ necessário para que a mancha mude da posição para a posição, o ângulo Δ descrito pela mancha vale:

21 Δ = =cos cos 22.3 Figura 22.3: as duas posições aparentes, e, de uma mancha sobre o disco solar em dois instantes de tempo diferentes, como vistos do polo norte do Sol. Os ângulos e são os ângulos descritos entre as manchas e o eixo. O período de rotação do Sol é o tempo necessário para que ele realize uma volta completa em torno de seu eixo de rotação. Se pudéssemos acompanhar o movimento de uma mancha solar durante um período de rotação completo, veríamos essa mancha se deslocar por um ângulo Δ =2 radianos em torno do eixo de rotação do Sol. Se observarmos a mancha se deslocar por somente radianos em torno do eixo de rotação, vamos acompanhar seu movimento por somente metade de um período de rotação; se observarmos essa mesma mancha se deslocar por /2 radianos em torno do eixo de rotação, esse movimento leva um quarto do período de rotação para se realizar, e assim por diante. Portanto, o período de rotação do Sol pode ser obtido do movimento de uma mancha solar durante um intervalo de tempo Δ conforme esse ponto descreve um ângulo Δ em torno do eixo de rotação do Sol via: = 2 Δ Δ 22.4 Como Δ é dado pela equação 22.3, somos capazes de determinar o período de rotação do Sol acompanhando o movimento de uma mancha solar durante um intervalo de tempo Δ qualquer, bastando para isso medir, e.

22 Para realizar o experimento, você deve seguir os seguintes passos: 1) Escolha quatro manchas solares, quaisquer, que você vai utilizar para determinar o período de rotação do Sol, entre todas as manchas que aparecem nas imagens. 2) Para cada uma das manchas solares que você escolheu, meça, com o auxílio de uma régua, o raio do círculo que essa mancha irá descrever enquanto gira em torno do eixo de rotação do Sol, usando uma imagem qualquer; 3) Para cada uma das quatro manchas, que você escolheu, selecione cinco imagens nas quais as referidas manchas aparecem. Em cada uma dessas imagens, meça a distância da mancha à borda esquerda do Sol. 4) Calcule o intervalo de tempo Δ transcorrido entre cada par das cinco imagens que você escolheu para uma dada mancha. Determine, também, o ângulo Δ descrito pela mancha entre essas duas imagens, através da equação 22.3 e usando as medidas de e que você obteve. Para cada mancha, você vai obter quatro valores de Δ e de Δ. 5) Calcule o período de rotação do Sol para cada uma das manchas, para as quatro determinações de Δ e Δ obtidas no item (4) para cada mancha. Você vai obter 16 valores distintos. 6) Calcule o valor médio de para cada mancha. 3 ANÁLISE DOS RESULTADOS A partir dos quatro valores de que você obteve, para as quatro manchas distintas que você escolheu, analise os pontos a seguir: 1) Os valores de que você determinou são compatíveis com o valor apresentado na aula 21? Caso negativo, a que você atribui essa diferença? 2) Os valores de são semelhantes entre si para todas as quatro manchas? Caso negativo, quais são as diferenças? A que você atribui essas diferenças? 3) Uma vez que as manchas solares são fenômenos fotosféricos, o que o experimento que você realizou permite inferir a respeito da fotosfera do Sol? E o que você pode inferir sobre o movimento das camadas inferiores à fotosfera do Sol a partir desse experimento?

23 RESUMO Nesta aula, você viu: O movimento aparente das manchas solares. A interpretação do movimento das manchas solares em termos da rotação do Sol. Como determinar o período de rotação do Sol através da observação das manchas solares.

24 AULA 23 VARIABILIDADE DAS MANCHAS SOLARES OBJETIVOS: Ao final desta aula, o aluno deverá: conhecer o ciclo de atividade solar; ser capaz de extrair informações sobre o ciclo de atividade solar a partir da freqüência das manchas solares. 1 INTRODUÇÃO Na aula 21, abordamos brevemente o fenômeno das manchas solares como um fenômeno transiente que ocorre na fotosfera solar e que está associado a variações locais nas propriedades magnéticas do Sol. A presença de manchas é, por sua própria natureza, um indicador de atividade magnética do Sol. Observa-se que a freqüência e a localização das manchas solares obedecem a ciclos, que revelam oscilações bem definidas na intensidade da atividade do Sol. Os ciclos revelados pelas manchas solares estão diretamente ligados à intensidade de radiação emitida pelo Sol e à intensidade do vento solar, e são chamados ciclos solares. Nesta aula, vamos analisar a variação no número de manchas solares ao longo do tempo para identificarmos o principal ciclo solar. 2 METODOLOGIA E ANÁLISE A tabela 23.1 fornece o número médio mensal de manchas solares observadas desde o ano de 1700 até Esses números são obtidos por contagem direta do número de manchas solares ao longo de um mês, para todos os meses de cada ano, dividido por 12, o número total de meses contidos em um ano. Como não há nada de muito sofisticado em contar o número de manchas solares, não sendo necessários equipamentos complicados, a tabela 23.1 contém dados relativamente antigos, desde Ano Número de manchas Ano Número de manchas Ano Número de manchas , , , , , ,

25 , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,7

26 , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,9

27 2009 3, ,5 Tabela 23.1: imagens do Sol produzidas pelo telescópio SOHO, entre os dias 29 de março e 4 de abril de 2011, em diferentes horários. Fonte: sidc.oma.be/sunspot-data/. Analisando brevemente essa tabela, podemos observar que o número de manchas solares varia bastante, desde algumas poucas manchas até mais de uma centena. Essa variação está associada às variações da intensidade da radiação emitida pelo Sol. Parte dessa variação é devida às alterações na intensidade e na orientação do campo magnético solar, o que ocorre uma periodicidade aproximada de 11 anos. A partir dos dados fornecidos pela tabela 23.1, faça a seguinte análise: 1) Identifique os anos que correspondem a picos de atividade solar. Para isso, você pode fazer um gráfico contendo o ano no eixo e o número de manchas solares no eixo e analisar os picos no gráfico, ou então retirar essa informação diretamente da análise da tabela. 2) Compare as diferentes intensidades de pico de atividade solar (o número de manchas solares que ocorrem num pico). Perceba que esse valor varia bastante, evidenciando flutuações não periódicas na atividade do Sol. 3) Determine o intervalo de tempo, em anos, decorrido entre todos os picos de atividade solar adjacentes. Compare esses intervalos entre si e perceba que esse valor também varia, evidenciando novamente flutuações não periódicas na atividade solar. 4) Calcule um valor médio do intervalo de tempo que separa dois picos de atividade solar. Compare esse intervalo com o valor de 11 anos, apresentado acima. 5) Com base nos seus dados, faça uma estimativa de quando deverá ocorrer os próximos três pico de atividade solar. Lembrando que a intensidade do vento solar afeta a magnetosfera terrestre e a discussão apresentada no final da seção 3.2, analise em que períodos, no futuro, há maior probabilidade de ocorrer incidentes com as redes de distribuição de energia elétrica. RESUMO Nesta aula, você viu: O ciclo de atividade solar.

28 A determinação da periodicidade do ciclo solar via contagem de manchas solares.

29 AULA 24 OS PLANETAS, COMETAS E ASTERÓIDES OBJETIVOS: Ao final desta aula, o aluno deverá: conhecer as características gerais dos planetas do sistema solar; ter noções sobre as propriedades dos cometas e dos asteróides. 1 INTRODUÇÃO Na aula 20, vimos as características fundamentais do sistema solar. Na aula 21, estudamos em detalhes o principal corpo do sistema solar, o Sol. Nesta aula, veremos as propriedades dos demais corpos que compõem o sistema solar. 2 OS PLANETAS TERRESTRES Dentre os dois grupos de planetas contidos no sistema solar, o grupo dos planetas terrestres é o que menos contribui em massa: se juntássemos os quatro planetas que formam esse grupo Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, obteríamos menos de um oitavo da massa do mais leve dos planetas gasosos, Urano. O planeta Terra, sozinho, responde por cerca de 50% dessa massa. Os planetas terrestres são os quatro planetas mais próximos do Sol. O fato de que os planetas terrestres estão todos aproximadamente na mesma região não é coincidência, sendo resultado dos processos de formação do sistema solar já vistos na aula 20. Como resultado desses processos, os planetas terrestres são constituídos principalmente de metais e de silicatos. A estrutura interna dos planetas terrestres é, em linhas gerais, a mesma. Todos os quatro planetas terrestres apresentam segregação por densidade em seu interior, de forma que a parte central é dominada por elementos pesados e, em torno dela, depositam-se camadas consecutivas de diferentes constituições químicas. A parte central, chamada núcleo, é composta principalmente de ferro e níquel. Em torno do núcleo, há um manto sólido externo rico em silicatos. Na região superficial, menos densa, temos a crosta. Em três dos planetas terrestres, temos ainda atmosferas de baixa densidade a exceção é Mercúrio, cuja baixa massa o impede de manter uma atmosfera estável. As atmosferas dos planetas terrestres são todas secundárias, ou seja, não são devidas à captura de gases durante a fase de formação dos planetas, como é o caso dos planetas gasosos, e sim aos processos de vulcanismo pelos quais todos passaram.

30 Vamos ver, a seguir, detalhes sobre cada um dos quatro planetas terrestres. 2.1 Mercúrio O planeta Mercúrio, mostrado na figura 24.1, é o menos massivo de todos os planetas, com apenas 3,3 10 kg menos de um décimo da massa da Terra. Desprovido de satélites, ocupa a órbita mais interna do sistema solar, cujo raio corresponde a aproximadamente um terço da distância da Terra ao Sol. Por isso, cada metro quadrado da superfície de Mercúrio recebe quase dez vezes mais radiação solar do que um metro quadrado da superfície da Terra. A baixa massa de Mercúrio é insuficiente para lhe conferir uma atmosfera estável. No entanto, uma tênue camada atmosférica está presente em Mercúrio, produzida pelas colisões do vento solar com sua superfície; essa camada está constantemente sendo ejetada do planeta e renovada. A ausência de uma atmosfera significativa deixa a superfície de Mercúrio totalmente exposta, de forma que tanto o vento solar como asteróides e outros fragmentos dispersos no sistema solar a atinjam diretamente; Mercúrio é, por isso, coberto de crateras de impacto, possuindo uma aparência semelhante à da Lua, como mostra a figura A temperatura na superfície de Mercúrio varia enormemente de acordo com sua orientação em relação ao Sol. Quando uma face está voltada para o Sol, sua temperatura pode subir até quase 450ºC, e quando está voltada na direção oposta, cai a -150ºC, uma vez que a quase ausência de atmosfera permite que o solo de Mercúrio irradie rapidamente sua energia. Um dia em Mercúrio dura 59 dias terrestres, enquanto que seu período orbital é de 88 dias terrestres. A órbita de Mercúrio é a mais excêntrica dentre todos os planetas: sua excentricidade orbital é de 0,2, o que significa que, no seu afélio, assume uma distância mais de 50% maior do que em seu periélio. Mercúrio apresenta um campo magnético tão intenso quanto o da Terra apesar de sua baixa massa, sendo o único planeta terrestre a apresentar campo magnético detectável além da Terra; em parte devido a isso, acredita-se que seu núcleo ocupe uma fração maior do volume de Mercúrio do que o ocupado pelo núcleo da Terra. A observação de Mercúrio no céu é difícil porque, tendo um raio orbital muito pequeno, está sempre próximo do Sol no céu. A separação angular máxima entre Marte e o Sol na esfera celeste é de menos de 30º, o que significa que ele só pode ser visto imediatamente após o anoitecer, ou imediatamente antes do amanhecer. Devido à sua proximidade ao Sol, que dificulta as observações, relativamente pouco se sabe sobre Mercúrio.

31 Figura 24.1: o planeta Mercúrio. Fonte: Figura 24.2: primeira fotografia da superfície de Mercúrio obtida por uma sonda espacial colocada em sua órbita, a Messenger, em 29/03/2011. Perceba as inúmeras crateras de impacto. Fonte:

32 2.2 Vênus Do ponto de vista estrutural e de composição química, Vênus é o planeta do sistema solar que mais se assemelha à Terra, diferindo em diâmetro por meros 300 km e possuindo cerca de 80% da massa da Terra. Orbita o Sol a uma distância aproximada de 0,7 UA, levando 225 dias terrestres para completar sua órbita; seu período de rotação é de 243 dias terrestres, o que significa que os dias em Vênus são mais longos do que seus anos! Vênus, embora se encontre, em média, ao dobro da distância ao Sol do que o planeta Mercúrio, possui uma temperatura superficial média muito mais alta. Isso acontece porque, diferentemente de Mercúrio, Vênus possui uma atmosfera densa muito mais densa e mais espessa do que a terrestre. A massa total da atmosfera de Vênus é cerca de 90 vezes maior que a da Terra, produzindo uma pressão proporcionalmente maior. Cerca de 96% da atmosfera de Vênus é formada por dióxido de carbono, o que produz um enorme efeito estufa: a radiação infravermelha emitida pelo solo hiperaquecido de Vênus é refletida de volta à superfície pelo dióxido de carbono. Assim, a temperatura superficial de Vênus é bastante estável em qualquer latitude (inclusive nos polos), podendo exceder os 450ºC. Acredita-se que, cerca de 4 bilhões de anos atrás, a atmosfera de Vênus tenha sido semelhante à da Terra, com menor proporção de gases de efeito estufa, e que sua superfície tenha contido água líquida. A atmosfera de Vênus é envolta em enormes nuvens de ácido sulfúrico. Como essas nuvens tem refletividade muito alta, não é possível observar diretamente a superfície de Vênus, como podemos ver na figura O mapeamento de sua superfície só ocorreu nos anos 1990, mediante o uso de radares a bordo de sondas espaciais; a figura 24.4 mostra o mapa da superfície de Vênus produzido por dados de radar. Cerca de 80% da superfície de Vênus é coberta por lava vulcânica. Na verdade, Vênus é o planeta do sistema solar com o maior número de vulcões, embora poucos deles ainda sejam ativos; a figura 24.5 mostra o vulcão ativo Maat Mons. O número de crateras de impacto na superfície de Vênus é pequeno, e as crateras em geral não apresentam sinais intensos de degradação, mostrando que grande parte de sua superfície é relativamente jovem e produzida por erupções vulcânicas recentes. O ponto culminante de Vênus é o Maxwell Montes, com cerca de 11 km de altura, mais alto do que o monte Everest na Terra veja a figura 24.6.

33 Figura 24.3: o planeta Vênus. Sua atmosfera está envolta em nuvens de ácido sulfúrico. Fonte: solarsystem.nasa.gov. Figura 24.4: mapa superficial do planeta Vênus obtido via dados de radar. Fonte: nasaimages.org.

34 Figura 24.5: o vulcão ativo Maat Mons, em Vênus. Fonte: solarsystem.nasa.gov. Figura 24.6: o ponto culminante de Vênus, Maxwell Montes. Fonte: nasaimages.org. Por se encontrar mais distante do Sol do que Mercúrio, Vênus pode ser visto a maiores distâncias ao Sol no céu. O ângulo máximo entre Vênus e o Sol é de 47º, permitindo que o visualizemos até mais tempo após o anoitecer e antes do amanhecer. Vênus, assim como Mercúrio, é desprovido de satélites.

35 2.3 Terra A Terra é o planeta que habitamos, e evidentemente aquele que melhor conhecemos. É o maior dos planetas terrestres, compreendendo quase metade da massa total desses quatro planetas. Situado a uma distância ao Sol na qual pode haver água no estado líquido, possui uma superfície na qual 70% da área é recoberta por enormes massas de água, os oceanos. A crosta terrestre, de espessura variável, é fragmentada em placas tectônicas, cujo movimento por sobre o manto terrestre produz, nas interfaces entre as placas, uma gama de fenômenos geológicos, desde terremotos e maremotos até vulcões. Figura 24.7: a magnetosfera da Terra (em azul). Fonte: O núcleo da Terra, composto de ferro e níquel, é dividido em um caroço sólido central e uma camada líquida externa. O movimento da camada externa, rico em elétrons livres, gera o intenso campo magnético terrestre, um campo tão intenso que é capaz de blindar parcialmente a superfície da Terra do vento solar, além de ser perceptível por diversas espécies animais, que usam as linhas de campo magnético terrestre para se orientar. A região delimitada pelos pontos de deflexão do vento solar devido ao campo magnético terrestre corresponde ao limite da magnetosfera terrestre, uma região dominada pelo seu campo magnético (figura 24.7). As auroras ocorrem nas regiões da magnetosfera terrestre em que as linhas de campo magnético são perpendiculares à superfície permitindo a entrada de

36 partículas carregadas com o vento solar; essas partículas, atingindo a atmosfera a altas velocidades, produzem uma luminescência que pode ser vista no céu (figura 24.8). Figura 24.8: aurora polar no hemisfério norte. Fonte: geology.com/nasa. A atmosfera terrestre é composta principalmente por nitrogênio e oxigênio, nas proporções de 78% e 20%, respectivamente. Essa atmosfera é parcialmente transparente à radiação solar; alguns comprimentos de onda da radiação solar são refletidos, incluindo grande parte dos raios ultravioleta. Vista do espaço, a Terra revela tanto formações atmosféricas quanto parte da crosta e dos oceanos ver figura Devido à baixa quantidade de gases de efeito estufa, a Terra é capaz de liberar grande parte da energia absorvida pelo Sol. Assim, a Terra é sujeita a variações de temperatura, tanto entre o dia e a noite como entre as regiões polares, que recebem menos fluxo de energia solar, e a zona equatorial. O eixo de rotação da Terra, por ser inclinado em cerca de 23º, produz variações no fluxo de radiação solar em cada ponto da superfície ao longo do ano, gerando assim as estações do ano, como vimos na aula 9. A água presente na superfície terrestre atua como regulador de temperatura: elevações de temperatura aceleram o processo de evaporação, e o processo de evaporação absorve energia; quedas de temperatura aceleram a precipitação, o que libera energia na atmosfera. Assim, a temperatura da Terra, embora irregular, mantém um valor médio de aproximadamente 15ºC.

37 Figura 24.8: a Terra vista do espaço. Fonte: A atmosfera terrestre também atua como uma camada protetora contra pequenos corpos do sistema solar que cruzam a órbita da Terra: ao entrar na atmosfera terrestre a altas velocidades, pequenos asteróides podem ser totalmente desfeitos pelo aquecimento produzido pelo arraste do ar. Durante sua queda, esses fragmentos produzem rastros luminosos de curta duração, chamados meteoros. Eventuais sobras desses fragmentos que conseguem sobreviver à entrada na atmosfera e atingem o solo são chamados meteoritos; o impacto de meteoritos no solo é capaz de produzir crateras na superfície da Terra. Porém, os fenômenos meteorológicos que ocorrem na atmosfera terrestre, como os ventos e a precipitação de água, produzem rápido desgaste dessas estruturas, de forma que quase não se observam crateras de impacto na superfície terrestre. Uma enorme cratera de impacto pode ser vista na figura Figura 24.9: cratera de impacto no Arizona, Estados Unidos. Fonte:

38 A Terra possui um satélite, a Lua ver figura Dentre todos os planetas providos de satélites no sistema solar, a Terra é o que possui o maior satélite proporcionalmente ao seu tamanho: o diâmetro da Lua é de um quarto do diâmetro da Terra, sendo o quinto maior dentre todos os satélites do sistema solar. Porém, a Lua é muito menos densa do que a Terra, possuindo uma massa de aproximadamente 1/80 da massa da Terra. É o corpo celeste mais próximo da Terra, de forma que possui uma forte influência sobre nosso planeta, especialmente sobre a atmosfera e os oceanos. A translação da Lua em torno da Terra ocorre de forma sincronizada com sua rotação, de forma que a Lua está sempre com a mesma face voltada para a Terra. Essa face está mostrada na figura 24.10; a figura mostra uma fotografia da face oculta da Lua. Os efeitos de maré produzidos pela Lua geram atrito entre os oceanos e a crosta terrestre, diminuindo lentamente a duração dos dias na Terra. A Lua, assim como o planeta Mercúrio, não possui massa suficiente para manter uma atmosfera e está, portanto, também sujeito à influência direta do vento solar. As temperaturas na superfície da Lua variam de -150ºC a 120ºC, aproximadamente. Assim como todos os planetas terrestres, a Lua apresenta uma estrutura interna na forma de camadas; porém, seu núcleo, de ferro e níquel, é bastante modesto, proporcionalmente, em comparação com o núcleo dos planetas, devido à baixa abundância de elementos pesados, como o ferro, na Lua. Essa peculiaridade da Lua está diretamente vinculada com a hipótese mais provável de formação da Lua e da Terra de que dispomos atualmente. Segundo essa hipótese, a Terra, ainda durante sua formação, teria sofrido uma colisão com um segundo proto-planeta, com a massa aproximada do planeta Marte. Nessa colisão, a maior parte do material dos núcleos dos astros que colidiram se fundiu no núcleo da Terra; somente uma fração pequena desse material, juntamente com a maior parte da massa do proto-planeta que colidiu com a Terra e demais detritos da colisão, colapsaram e formaram a Lua. A superfície da Lua é intensamente marcada por crateras de impacto; a maior parte dessas crateras é muito antiga, o que pode ser inferido a partir da intensidade de sua deterioração, datando de cerca de 4 bilhões de anos atrás, quando o sistema solar ainda estava se formando. Durante e após esse período, parte do manto da Lua, ainda líquido, extravasou para a superfície a partir de fendas produzidas pelos impactos de asteróides, cobrindo de lava basáltica mais de 15% da superfície da Lua. Essas regiões são chamadas de mares. O processo de ejeção de lava foi mais eficiente nas regiões onde o manto era mais fluido; como a distribuição de elementos que produzem calor elementos radioativos não é

39 regular no manto da Lua, sendo muito mais concentrada na fase da Lua voltada para a Terra, é nessa face que está a quase totalidade dos mares. Os mares da Lua apresentam uma coloração diferente do restante da superfície lunar, sendo mais escuras que estas. Assim, a paisagem lunar é dividida entre as regiões mais jovens formadas pela lava proveniente do manto lunar, os mares, e as mais antigas regiões da superfície, quase totalmente recobertas por crateras de impacto. Nas figuras e 24.11, podemos ver esses dois tipos de região na Lua e a diferença entre a extensão dos mares na face oculta e na face da Lua voltada para a Terra. Na face oculta da Lua, está aquela que é talvez a maior cratera de impacto conhecida em todo o sistema solar, a bacia Polo Sul Aitken. A imagem mostra um mapa topográfico da região em torno dessa cratera, mostrando claramente a profundidade da cratera cerca de 15 km. Figura 24.10: a face da Lua voltada para a Terra; alguns de seus mares e crateras. Fonte:

40 Figura 24.10: a face oculta da Lua. Fonte: apod.nasa.gov. Figura 24.11: mapa topográfico em torno da cratera da bacia de Polo Sul Aitken, na face oculta da Lua. Cores mais azuis indicam maiores profundidades. Fonte:

41 2.4 Marte Marte, mostrado na figura 24.11, é o planeta terrestre mais distante do Sol. Sua distância média ao Sol é de aproximadamente 1,5 UA. Apesar de ter somente metade do diâmetro da Terra e pouco menos de 10% de sua massa, Marte é bastante semelhante à Terra em diversos aspectos. Seu eixo de rotação é inclinado em 25º com relação ao plano de sua órbita, semelhante aos 23º de inclinação do eixo de rotação da Terra, o que também lhe confere estações ao longo do seu ano. Marte leva um pouco mais de 24 horas para completar uma volta em torno do seu eixo de rotação; assim, um dia em Marte é quase idêntico a um dia terrestre. Seu ano, porém, é de cerca de dois anos terrestres. Figura 24.11: o planeta Marte. Na parte inferior da fotografia está seu polo sul. Fonte: Marte possui uma atmosfera muito rarefeita, que oferece menos de 1% da pressão atmosférica terrestre. Cerca de 95% de sua atmosfera é composta por dióxido de carbono. Desprovido de um campo magnético, sua atmosfera está exposta aos efeitos do vento solar. Sua atmosfera tênue e sua maior distância ao Sol conferem ao planeta temperaturas entre -150ºC e +30ºC. Essas temperaturas dependem não somente da latitude e da hora do dia, mas também do ponto em que Marte se encontra em sua órbita, uma vez que seu afélio ocorre a uma

42 distância 20% maior em relação ao Sol do que seu periélio, produzindo uma grande variação na energia recebida a partir do Sol. A superfície de Marte é recoberta por óxido de ferro, o que lhe confere uma cor avermelhada (figura 24.12). Assim como a Lua, Marte apresenta dois tipos diferentes de superfícies: uma região muito velha, formada nos primórdios do sistema solar e com grande densidade de crateras de impacto, e uma região mais plana e jovem, produzida por extravasamento de lava. Esses dois tipos de região estão divididos de forma curiosa em Marte: o hemisfério Sul é crivado de crateras de impacto, enquanto o hemisfério norte é um vasto plano basáltico. Uma das explicações para essa divisão tão única entre regiões de afloramento de lava e regiões mais antigas da superfície é a de que um proto-planeta de tamanho um pouco menor que o da Lua tenha colidido no hemisfério norte de Marte; assim, a quase totalidade da superfície do hemisfério norte, cerca de 40% da superfície total de Marte, seria uma grande cratera de impacto. Atualmente, a atividade vulcânica em Marte está encerrada. Além de regiões basálticas planas e de crateras de impacto, a superfície de Marte mostra, ainda, montanhas, vulcões extintos e fendas profundas. A maior montanha em todo o sistema solar na verdade, um vulcão é o Olympus Mons, em Marte, com mais de 25 km de altura, ou quatro vezes a altura do monte Everest (figura 24.13). O maior cânion do sistema solar, Valles Marineris, também se encontra em Marte, se estendendo por quatro quilômetros de sua superfície e com uma profundidade de 7 quilômetros (figura 24.14). Figura 24.12: imagem da superfície do planeta Marte, obtida pela sonda Opportunity. Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov/.

43 A baixa pressão atmosférica em Marte favorece que o vapor d água se disperse para fora da atmosfera, de forma que Marte não pode ter água na forma líquida. No entanto, nas regiões polares, Marte apresenta uma grande quantidade de água na forma sólida, assim como a Terra. Estrias na superfície de Marte, semelhantes a leitos secos de rios, sugerem que água na forma líquida pode ter existido nesse planeta em algum período. Figura 24.13: Mons Olympus, o maior vulcão do sistema solar, no planeta Marte. Fonte: Figura 24.14: Valles Marineris, o maior cânion do sistema solar, no planeta Marte. Fonte:

44 Marte possui dois satélites, Fobos e Deimos (figura 24.15). Ambos possuem órbitas próximas ao planeta, possuem massa muito pequena e formatos irregulares. Acredita-se que Fobos e Deimos sejam asteróides capturados pelo campo gravitacional de Marte. Figura 24.15: Phobos (esquerda) e Deimos (direita), os dois satélites de Marte. Fonte: 3 OS PLANETAS GASOSOS Os quatro planetas gasosos do sistema solar são também conhecidos como gigantes gasosos, uma vez que a massa de todos eles é muito maior do que a massa dos planetas terrestres. Os planetas gasosos ocupam distâncias entre 5 e 30 UA do Sol, todos mais distantes do que os quatro planetas terrestres, devido aos processos de formação do sistema solar abordados na aula 20. Os planetas gasosos podem ser divididos em dois grupos a partir de seus tamanhos e constituições químicas. Os planetas gasosos propriamente ditos Júpiter e Saturno apresentam uma constituição semelhante à do Sol: quase 90% de hidrogênio, e o restante dominado por hélio. Nesses dois planetas há, ainda, traços de metano e amônia. A enorme massa desses dois planetas produz pressões tão intensas que os gases que os compõem se tornam cada vez mais densos a altas profundidades, assumindo os estados líquido e sólido a profundidades suficientemente altas. Assim, Júpiter e Saturno não possuem superfícies sólidas bem definidas. No centro de ambos, existe um pequeno núcleo de rochas e metais pesados, remanescentes do seu período proto-planetário; a massa desse núcleo é várias vezes maior que a massa da Terra.

45 Os também chamados gigantes de gelo, Urano e Netuno, embora apresentem vastas atmosferas de hidrogênio, hélio e outros gases, apresentam a maior parte do seu volume ocupado por água, metano e amônia em estado sólido, ou seja, por gelos. Ambos apresentam um núcleo de rochas e metais. Todos os planetas gasosos possuem satélites diversos deles e um número enorme de fragmentos de poeira e gelo os circundando em uma espécie de disco, formando seus anéis. Vamos ver, a seguir, detalhes sobre cada um dos quatro planetas gasosos. 3.1 Júpiter Júpiter é o maior planeta do sistema solar. Seu diâmetro é apenas 20% maior que o do segundo maior planeta do sistema solar, Saturno, mas sua massa é duas vezes e meia maior do que a massa de todos os outros planetas do sistema solar reunidos. O período de rotação de Júpiter em torno do seu eixo é de apenas 10 horas. Uma enorme esfera de gases girando a tal velocidade sofre uma forte dilatação em torno do equador, muito mais intensa do que a que ocorre na Terra, conferindo a Júpiter um formato oblato (ver figura 24.16). Além disso, Júpiter não apresenta rotação igual em todos os pontos de sua superfície: a região equatorial completa um dia 5 minutos mais rapidamente que as regiões polares. Figura 24.16: o planeta Júpiter. Note seu formato achatado. Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov/.

46 A atmosfera de Júpiter é coberta por nuvens de amônia e água. A enorme massa de Júpiter produz uma enorme pressão no seu núcleo, cuja temperatura deve exceder os 35000ºC; do núcleo para a base da atmosfera, a temperatura cai a menos de -100ºC. A energia proveniente das regiões mais abaixo da atmosfera e o padrão de rotação não usual de Júpiter produzem padrões de circulação atmosférica e correntes de convecção intensos, produzindo as zonas e cinturões que caracterizam a superfície de Júpiter; tais padrões geram ventos turbulentos de altíssima velocidade, superior aos 600 km/h, e gigantescas tempestades. Algumas dessas tempestades podem ser maiores do que a própria Terra. A maior e mais duradoura tempestade em todo o sistema solar está acontecendo neste momento em Júpiter, e vem sendo observada a mais de 300 anos, tendo recebido o nome sugestivo de Grande Mancha Vermelha (figura 24.17). Figura 24.17: a Grande Mancha Vermelha, no planeta Júpiter. Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov/. Júpiter possui o mais intenso campo magnético entre todos os planetas do sistema solar, cuja intensidade é mais de dez vezes superior ao da Terra. A magnetosfera de Júpiter é a maior das estruturas do sistema solar: em seu interior, caberia o Sol inteiro. Nas regiões em torno dos seus polos, ocorrem as auroras, de forma semelhante à que ocorre na Terra (figura 24.18).

47 Figura 24.18: aurora polar no planeta Júpiter, vista do espaço. Fonte: Júpiter leva quase 12 anos terrestres para percorrer sua órbita em torno do Sol, de forma que sua posição aparente no céu terrestre muda muito pouco ao longo dos meses. Júpiter é o planeta com o maior número de satélites do sistema solar: são pelo menos 63. A maior parte deles é bastante pequena e irregular, podendo ter sido asteróides capturados, assim como Fobos e Deimos em Marte. Porém, quatro desses satélites são relativamente grandes e massivos, tendo sido observados pela primeira vez em 1610 por Galileu Galilei. São eles Io: é o satélite mais próximo de Júpiter, e o quarto maior satélite do sistema solar, com um diâmetro de 3600 km, pouco maior do que o da Lua. Sua proximidade com Júpiter e a excentricidade de sua órbita em torno dele geram intensas forças de maré no seu interior, o que produz um enorme aquecimento. Como resultado, Io apresenta o mais intenso vulcanismo em todo o sistema solar. Seus inúmeros vulcões ativos alteram constantemente sua superfície, derramando sobre ela enormes quantidades de lava. Europa: é um pouco menor que a Lua, com um diâmetro de 3120 km. É constituído principalmente por rochas, com um núcleo de metais pesados, e sua superfície é recoberta por uma mistura de gelo e minerais, o que a torna muito mais lisa e homogênea do que a maioria dos corpos do sistema solar. A camada inferior da sua cobertura de gelo pode estar na forma líquida devido às forças de maré produzidas por Júpiter. Ganimedes: é o maior satélite em todo o sistema solar, com um diâmetro de 5260 km 40% do diâmetro da Terra, e maior do que o

48 planeta Mercúrio. É dotado de um núcleo de rochoso, enquanto que seu manto é rico em gelo, o que torna sua densidade muito baixa; parte do manto está na forma líquida, tornando Ganimedes o único satélite do sistema solar dotado de campo magnético. Calixto: com 4820 km de diâmetro, é o terceiro maior satélite do sistema solar e o segundo maior de Júpiter. É, também, o mais distante dos quatro satélites principais de Júpiter. Calixto é composto por rochas e gelo, o que o torna pouco denso. Calixto é, também, um dos corpos do sistema solar mais coberto de crateras, desprovido de sinais de vulcanismo. Figura 24.19: os quatro maiores satélites de Júpiter. Da esquerda para a direita, de cima para baixo: Io, Europa, Ganimedes de Calixto. Fonte: apod.nasa.gov. 3.2 Saturno Saturno (figura 24.20) compartilha com Júpiter suas enormes dimensões e sua composição química. A principal diferença entre ambos está em sua massa: Saturno tem uma densidade média inferior à da água e, portanto, uma massa muito baixa quando comparado com Júpiter (apenas 30% de sua massa). Assim

49 como Júpiter, Saturno também é oblato, devido à sua alta velocidade rotacional, completando um dia em cerca de 11 horas. Saturno apresenta campo magnético, porém menos tênue que o da Terra e de muito mais baixa intensidade do que o de Júpiter. Figura 24.20: o planeta Saturno. Fonte: nssdc.gsfc.nasa.gov. A atmosfera é recoberta, em sua camada superior, por cristais de amônia, que dão uma aparência amarelada a Saturno, mais homogênea do que a de Júpiter. Nessa região da atmosfera, a temperatura é de aproximadamente -100ºC. Embora os fenômenos atmosféricos de Saturno não pareçam tão marcantes quanto os de Júpiter, uma vez que Saturno apresenta zonas e cinturões pouco pronunciados, a intensidade dos ventos e tempestades em Saturno é muito superior à de Júpiter: seus ventos podem chegar a impressionantes 1800 km/h! O período orbital de Saturno é de mais de vinte e nove anos terrestres, situando-se a uma distância média de 9 UA do Sol. A característica mais marcante do planeta Saturno é o seu sistema de anéis planetários. Anéis desse tipo ocorrem em todos os quatro planetas gasosos, mas são muito mais densos e visíveis em Saturno. Os anéis são compostos por 93% de fragmentos de gelo, orbitando entre 6600 km e km de altitude em relação à superfície de Saturno, com órbitas paralelas ao equador do planeta. Embora muito extensos, os anéis são extremamente finos, com uma espessura aproximada de apenas 20 m. A origem desses anéis ainda é desconhecida, podendo ter surgido

50 do desmembramento de um antigo satélite de Saturno até resíduos capturados por Saturno que datam dos primórdios do sistema Solar. Saturno é dotado de, pelo menos, sessenta satélites. Diferentemente de Júpiter, que possui um grupo de satélites principais de tamanhos e massas comparáveis, Saturno possui um satélite cuja massa é tão desproporcionalmente alta que contém 90% de toda a massa que orbita Saturno, incluindo seus anéis. Este satélite se chama Titã, e possui um diâmetro de 1,5 vezes o da Lua, sendo o segundo maior satélite do sistema solar. Titã apresenta a mais densa atmosfera já encontrada em um satélite; sua atmosfera é tão densa que, assim como ocorre com Vênus, impede a observação direta de sua superfície. Composta por mais de 90% de nitrogênio, sua atmosfera possui uma temperatura média de -180ºC e apresenta fenômenos de formação de nuvens de etano e ventos intensos. Sua superfície é relativamente jovem, com amplas regiões recobertas por lava vulcânica, além de lagos e rios formados por etano e metano em estado líquido. Figura 24.21: Titã, o maior satélite de Saturno; em primeiro plano, detalhe dos anéis de Saturno. Fonte: apod.nasa.gov. 3.3 Urano Urano (figura 24.22) é o menos massivo dentre todos os planetas gasosos. Isso acontece porque, além de possuir pouco mais de um terço do diâmetro de Júpiter, possui uma densidade média muito baixa, maior apenas que a de Saturno. Urano se encontra a uma distância média de 19 UA do Sol e leva 84 anos terrestres

51 para completar sua órbita, deslocando-se muito lentamente na esfera celeste. Por isso, embora seja visível no céu, a olho nu, em boas condições atmosféricas, só veio a ser descoberto como um planeta quando observado através de um telecópio, em Figura 24.21: Urano. Fonte: apod.nasa.gov. O planeta Urano possui uma atmosfera rica em metano, o que lhe confere uma coloração azul-esverdeada. Sua atmosfera é relativamente estável e homogênea, de forma que Urano é visto como um disco sem características superficiais importantes. Com uma temperatura aproximada de -220ºC, é a atmosfera mais fria em todo o sistema solar. Abaixo da atmosfera, há uma camada de gelo de água e metano e, abaixo dela, o núcleo rochoso. Urano apresenta uma característica de movimento bizarra: seu eixo de rotação é quase perpendicular ao seu eixo de translação em torno do Sol. Assim, ao longo do seu ano, Urano aponta diretamente seus polos norte e sul para o Sol. Urano apresenta um conjunto de anéis planetários muito menos evidente do que Saturno, além de, pelo menos, 27 satélites. Destes últimos, os cinco maiores são, em ordem de distância ao planeta, Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon; estes cinco satélites possuem entre 470 km e 1580 km de diâmetro. A figura mostra uma combinação de fotografias de Urano em diferentes comprimentos de onda, revelando sua estrutura de anéis e alguns de seus satélites.

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