SATÉLITES PLANETÁRIOS

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1 SATÉLITES PLANETÁRIOS Othon Cabo Winter Grupo de Dinâmica Orbital e Planetologia DMA - UNESP - Campus de Guaratinguetá ocwinter@feg.unesp.br 1. Introdução Os satélites planetários são de um modo geral divididos em dois grandes grupos: Regulares e Irregulares. Regulares são os satélites que possuem órbitas aproximadamente circulares, no plano equatorial do planeta e que se movem na mesma direção da rotação do planeta. Por sua vez os irregulares possuem órbitas significativamente excêntricas, altamente inclinadas (muitas são retrogradas) e orbitam a uma grande distância do planeta (semi-eixo maior com mais de 100 raios do planeta). Os satélites regulares compartilham o mesmo plano e têm o momento angular com mesma direção. Como estas características são as mesmas observadas com relação aos planetas do sistema solar, aceita-se que a origem dos satélites regulares seja análoga à da formação dos planetas. Ou seja, eles teriam se formado a partir de um disco de gás e poeira de pequenas partículas orbitando o planeta em questão. Este modelo se encaixa bem com as modernas teorias de formação dos planetas gigantes. Por outro lado, os satélites irregulares não teriam se formado desta maneira. Em geral, as teorias de origem de satélites irregulares se voltam para a idéia de que estes corpos se formaram em outras regiões do sistema solar e que ao passarem próximos do planeta que orbitam atualmente teriam sido gravitacionalmente capturados. 2. Planetas Terrestres A razão da inexistência de satélites de Mercúrio e de Vênus pode ser entendida tendo em vista o fato de serem planetas relativamente pequenos e orbitarem muito próximos ao Sol Estes fatos 99

2 indicam a inviabilidade destes planetas terem formado seus próprios satélites, bem como, a impossibilidade de manterem satélites (originariamente seus ou capturados) devido a instabilidade gravitacional que seria gerada pelo Sol. A Lua, com massa de aproximadamente 1/80 da massa da Terra, é um corpo relativamente grande para ser considerado um satélite que tenha se formado a partir de um disco de matéria ao redor da Terra. Em função desta baixa razão entre a massa dos dois, este pode ser considerado um sistema binário. Assim sendo qual teria sido a origem da Lua? Ao longo do tempo surgiram quatro teorias para explicar a origem da Lua: - Captura. A Lua teria nascido numa região distante da Terra. Numa de suas viagens em direção ao Sol, passa próximo à Terra e é capturada por sua força gravitacional; - Fissão. Devido a alta velocidade de rotação da Terra logo após a sua formação, surgiria uma protuberância no equador. Esta matéria se despreenderia da Terra dando origem à Lua; - Duplo Planeta. A Lua teria nascido simultaneamente com a Terra a partir da nebulosa solar que formou os planetas; - Colisão. Um protoplaneta teria colidido com a Terra e lançado em órbita da Terra uma grande quantidade de matéria. Esta matéria se acretaria para então formar a Lua. Resultados recentes (Canup & Asphaug, 2001) mostram que a teoria da Colisão é a que melhor reproduz as condições físicas e dinâmicas conhecidas do sistema Terra-Lua. Marte possui dois pequenos satélites, Fobos e Deimos, que não são esféricos e possuem raio médio de 11 km e 6 km, respectivamente. Este satélites apresentam espectros parecidos com o de uma certa classe de asteróides, tipo C. Asteróides deste tipo são comumente encontrados nas regiões mais externas do cinturão principal de asteróides e também entre os asteróides Troianos de Júpiter. Acredita-se que o material destes objetos é similar aos meteoritos carbonáceos condritos. Isto sugere que Fobos e Deimos se originaram de uma localização mais distante do Sol, mas Júpiter teria alterado as suas órbitas permitindo que fossem capturados por Marte. 3. Planetas Gigantes No inicio do século XVII, Galileu Galilei descobriu quatro satélites de Júpiter. Estes são os satélites Io, Europa, Ganimede e Calisto, denominados satélites galileanos. Depois da Lua, estes foram os primeiros satélites a serem descobertos, e para tanto foi necessária a utilização de um instrumento ótico, uma luneta. Nos últimos anos, o avanço na construção de equipamentos e no desenvolvimento de técnicas observacionais proporcionou a descoberta de dezenas de novos satélites dos planetas gigantes. Estes satélites possuem pequenas dimensões (da ordem de alguns kilometros) e são todos irregulares. Além destes novos satélites irregulares, pode-se dividir os sistemas de satélites em outros agrupamentos. Um destes agrupamentos é o dos pequenos satélites próximos aos planetas. Em geral, estes satélites possuem um relacionamento dinâmico importante com os anéis planetários que estão próximos. Alguns, por exemplo, cumprem o papel de delimitar a borda de um anel. 100

3 O sistema de satélites de Júpiter apresenta quatro grupos que podem ser identificados por suas características orbitais e tamanhos. Isto já não é verificado nos sistemas de satélites dos outros planetas. Os satélites também são geralmente classificados como Gelados ou Rochosos. Uma característica física que auxilia muito nesta classificação é a densidade destes corpos. Corpos como os satélites galileanos, Titã (Saturno) e Tritão (Netuno) são classificados como rochosos, pois possuem uma densidade alta (>1,8 g/cm 3 ) e devido aos seus tamanhos apresentam bons indicadores de atividades geológicas. Por outro lado, a grande maioria dos satélites de Saturno, de Urano e de Netuno apresentam baixa densidade e são classificados como gelados. 4. Satélites Coorbitais O problema plano circular restrito de três-corpos apresenta cinco pontos de equilíbrio, chamados pontos Lagrangianos. Três destes são os pontos colineares (L 1, L 2 e L 3 ) e estão sobre a linha que une o corpo principal e secundário (µ 1 e µ 2 ), os outros dois pontos de equilíbrio (L 4 e L 5 ) são os pontos triangulares e estão sobre os vértices dos triângulos equiláteros formados juntamente com os dois corpos. Órbitas estáveis do tipo girino podem existir a partir de oscilações ao redor dos pontos L 4 ou L 5. Enquanto que órbitas estáveis do tipo ferradura podem existir a partir de oscilações ao redor dos pontos L 4, L 3 e L 5 (Brown & Shook, 1964). Em 1980 foram observados objetos orbitando ao redor dos pontos de equilíbrio triangulares de sistemas que envolvem o planeta Saturno e um de seus satélites. O sistema Saturno Tétis tem dois satélites, de massa muito menor do que Tétis, oscilando ao redor dos pontos triangulares. Um deles, chamado Telesto, oscila ao redor de L 4 e tem uma amplitude de libração de ±2 graus, o outro, denominado Calipso, oscila ao redor do ponto L 5 com uma amplitude de libração de ±4 graus. O sistema Saturno Dione apresenta um satélite de massa muito menor do que Dione, denominado Helene, orbitando ao redor do ponto L 4 com amplitude de libração de 13 a +17 graus. Também em 1980, foi descoberto um par de satélites coorbitais no sistema de Saturno, denominados Jano e Epimeteu, o qual apresenta uma evolução orbital peculiar em função de suas massas serem comparáveis (a massa de Jano é aproximadamente quatro vezes o valor da massa de Epimeteu). Yoder et. al. (1983) estudaram a dinâmica deste sistema de satélites coorbitais mostrando a existência de novos pontos de equilíbrio. 5. Ressonâncias A ressonância ocorre quando existe uma razão de números inteiros entre dois períodos (ou frequências) do movimento, o que leva à repetição de uma dada configuração. Por exemplo, no caso do sistema de satélites de Saturno tem-se que o período orbital de Titã é 4/3 do período orbital de Hipério, o que caracteriza uma ressonância 4:3 do tipo órbita-órbita. Este tipo de ressonância também pode envolver três corpos, como é o caso dos satélites galileanos de Júpiter. Tem-se que o período orbital de Ganimede é aproximadamente o dobro do período orbital de 101

4 Europa, que por sua vez é aproximadamente o dobro do período orbital de Io. A ressonância envolvendo estes três corpos é conhecida como ressonância laplaciana. Outro tipo de ressonância é a que envolve uma razão entre os períodos de rotação e de translação de um mesmo corpo, denominada ressonância do tipo spin-órbita. No caso da Lua o período de rotação (spin) coincide com o seu período orbital, tendo como consequência o fato da Lua manter sempre a mesma face voltada para a Terra. Esta ressonância 1:1 do tipo spin-órbita ocorre com quase todos os satélites planetários cujo período rotacional é conhecido. A captura em ressonância, tanto do tipo órbita-órbita quanto do tipo spin-órbita, é geralmente atribuida aos efeitos das forças de maré entre o planeta e o satélite (Goldreich (1965), Peale (1977)). Uma outra possibilidade apresentada por alguns autores é que as capturas teriam sido ocasionadas devido ao arrasto do meio gasoso da nebulosa que teria formado os satélites (Winter & Sessin (1993), Peale & Lee (2002)). Um caso singular envolvendo a ressonância do tipo spin-órbita é a do sistema Plutão-Caronte. Neste sistema, os dois corpos se encontram em ressonância spin-órbita 1:1. Ou seja, Plutão e Caronte mantém sempre a mesma face voltada um para o outro. Este sistema também tem a característica de um sistema binário, pois a massa de Plutão é apenas aproximadamente oito vezes a massa de Caronte. Segundo teorias envolvendo forças de maré, esta característica de sistema binário teria viabilizado o sincronismo entre o planeta e o satélite. 6. Algumas Peculiaridades - A proximidade do satélite Io com Júpiter faz com que ele sofra uma intensa força de maré que tende a circularizar a sua órbita. Todavia, devido a ressonância laplaciana, Io é forçado a manter uma certa excentricidade em sua órbita. Assim sendo, este jogo de forças produz uma intensa atividade vulcânica no satélite. Isto foi confirmado por imagens das sondas espaciais Voyager e Galileo. - Mimas é um satélite de Saturno com diâmetro de aproximadamente 400 km e apresenta uma imensa cratera. A cratera, denominada Herschel em homenagem ao descobridor deste satélite, tem diâmetro de aproximadamente 130 km. A densidade deste satélite é bastante baixa, 1,1 g/cm 3, sendo que ele é um corpo rico em gelo composto de água com poucas impurezas. - O satélite de Saturno Titã se destaca por duas características. Uma delas é o fato de ser o segundo maior satélite no sistema solar, raio de 2575 km, ficando atrás apenas do satélite galileano Ganimede, com raio de 2634 km. A outra característica, que é a mais importante, é o fato de possuir uma atmosfera que é similar à que se acredita ter sido a atmosfera da Terra em seus primórdios. Os principais constituintes da atmosfera de Titã são nitrogênio (82 a 99%) e metano (1 a 6%). - Miranda, um satélite gelado de Urano que possui um diâmetro de 472 km, apresenta uma superfície bastante estranha, a primeira opinião dos especialistas era a de que seria um satélite que teria se quebrado e depois reacretado. Todavia, estudos mais detalhados indicam que sua superfície seria o resultado de intensas atividades geológicas. 102

5 7. Referências e Sugestão de Leitura Beatty, J.K., C.C. Petersen, and A. Chakin (1999). The New Solar System. Cambridge University Press, Cambridge, Inglaterra. Brown, E.W. and C.A. Shook (1964). Planetary Theory. Dover Publications, Nova Iorque, EUA. Canup R.M. and E. Asphaug (2001). Origin of the Moon in a Giant Impact Near the End of the Earth s Formation. Nature 412 (6848), 708. Goldreich, P. (1965). An Explanation of the Frequent Occurence of Commensurable Mean Motions in the Solar System. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 130, 159. Peale, S.J. (1977). In Planetary Satellites (J.A. Burns, Ed.) University of Arizona Press, Tucson, EUA, 159. Peale, S.J. and M. H. Lee (2002). A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites. Science 298, 593. Winter, O.C. and W. Sessin (1993). Nebular Drag and Capture into Spin-Orbit Resonance. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 57, 329. Yoder, C.F., G. Colombo, S.P. Synnott, and K.A. Yoder (1983). Theory of Motion of Saturn s Coorbiting Satellites. Icarus 53,