Sistema Solar - Asteroides e Cometas. Emerson Penedo 13/05/2017

Transcrição

1 Sistema Solar - Asteroides e Cometas Emerson Penedo emersonpenedo42@gmail.com 13/05/2017

2 Asteroides Os menores corpos do Sistema Solar são classificados como: Asteroides Objetos Transnetunianos Cometas

3 Asteroides Asteroides são corpos rochosos, muitos deles na órbita entre Marte e Júpiter (cintura de asteroides).

4 Asteroides Em 1776, o astrônomo alemão Johann Titius, observou uma regularidade nas distâncias médias dos planetas ao Sol. Embora seja controverso se foi ele quem realmente desenvolveu esse pensamento, a fórmula que ele apresentou previa bem as distâncias do Sol até os planetas em AU. an = 0,4 + 0,3 + 2n Distância média entre o Sol e o nésimo planeta (UA) Número relacionado ao planeta calculado Johann Titius

5 Asteroides Essa lei prevê bem, com pouco erro, as distâncias dos planetas de Mercúrio até Saturno, os planetas conhecidos até então, e se mostrou bastante correta para a órbita de Urano, descoberto mais tarde. O grande problema dessa lei, é que ela previa que deveria existir mais um planeta, entre as órbitas de Marte e Júpiter, que não havia sido observado ainda. Detalhe: para Mercúrio deve-se Usar: 2n = 0, e não 2n = 2-1 = 0,5. Planeta n a [AU] a real [AU] Mercúrio Vênus Terra Marte ? Júpiter Saturno (Urano) (Netuno)

6 Asteroides Essa fórmula matemática foi popularizada mais tarde por Johann Elert Bode, também astrônomo alemão, e ficou conhecida como a Lei de Titius-Bode. Hoje em dia, essa lei é considerada mais uma coincidência matemática do que uma lei física. Ela perdeu muito de sua força com a descoberta de Netuno e Plutão que não se respeitam a previsão. Johann Elert Bode

7 Asteroides O que existe entre as órbitas de Marte e Júpiter? O Cinturão de Asteroides.

8 Asteroides A Lei de Titius-Bode prevê um planeta a 2.8 AU do Sol, entre Marte e Júpiter. Em 1801, Giuseppe Piazza encontrou um objeto a 2,77 UA do Sol e de diâmetro ~1000km, e chamou-o de Ceres, o primeiro asteroide descoberto. Desde então encontraram-se mais de 100 mil asteroides na região entre 2 e 3,5 UA do Sol, chamada de Cintura de Asteroides. Giuseppe Piazzi

9 Asteroides A maioria dos asteroides se encontra na Cinturão de Asteroides, mas alguns seguem órbitas diferentes: Os Troianos (e Gregos), pintados de verde, compartilham a órbita de Júpiter, 60 na frente ou atrás do planeta gigante. Essa é uma região com órbitas estáveis, o que faz com que os asteroides se acumulem nesse ponto.

10 Asteroides Os Amors, Apollos e Atens orbitam no Sistema Solar interno, podendo cruzar as órbitas dos planetas internos. São possíveis asteroides que sofreram perturbações gravitacio-nais de Júpiter e foram expulsos do cinturão. Alguns formam famílias, que podem ter sido formadas de fragmentos de corpos maiores que foram destruídas em colisões, por exemplo as famílias Hirayama.

11 Asteroides Podemos classificar os asteroides de acordo com a suas composições, determinadas através de seus espectros. Eles apresentam cinco tipos básicos: - Tipo S - Tipo M - Tipo C - Tipo P - Tipo D

12 Tipo S Estão entre 2 e 3,5 UA do Sol, são compostos por silicatos ricos em ferro e magnésio, contêm poucos voláteis (água, monóxido de carbono, dióxido de carbono, metano, amônia etc.). Avermelhados. Ida

13 Tipo M Variam entre 2 a 3,5 UA. Compostos por ferro e níquel e também são avermelhados. Lutetia

14 Tipo C Com uma distância entre 2 e 4 UA, mas a maioria perto de 3 UA. São compostos carbonáceos, muitos contêm água. São escuros. Mathilde

15 Tipo P Entre 3 a 5 UA, com grande parte entre 4 UA. Possuem compostos orgânicos. São avermelhados. Cybele

16 Tipo D São similares aos tipo P, mas mais vermelhos e um pouco mais longes do Sol, a maioria dos Troianos são tipo D. Concepção artística

17 Maiores Asteroides Conhecidos Ceres Distância do Sol: 2,7 AU Tamanho: 974,6 Km Vesta Distância do Sol: 2,36 AU Tamanho: 529 Km Pallas Distância do Sol: 2,13 AU Tamanho: 544 Km Hygeia Distância do Sol: 2,76 AU Tamanho: 407 Km Imagem em cores naturais de Ceres. Essa imagem foi registrada em maio de 2015, pela sonda Dawn. Imagem de Vesta tirada pela sonda Dawn em 24 de julho de 2011, a uma distância de km. Uma imagem ultravioleta de 2 Palas mostrando a sua forma achatada, feita pelo Telescópio Espacial Hubble. Concepção artística de um modelo 3D.

18 433 Eros É um asteroide do tipo S, e é o segundo maior asteroide que passa próximo a Terra. Tem grande importância por ter sido usado no projeto Near que tinha como objetivo a ampliação do conhecimento sobre asteroides

19 Projeto Near Foi um programa da Nasa com o objetivo de aterrissar uma espaçonave em um asteroide. A espaçonave pousou em 433 Eros no ano 2000 com o objetivo de mapeamento fotográfico e medições químicas. O pouso durou um ano e a energia obtida vinha de células solares.

20 Bombardeamento Um bombardeamento maciço de asteroides e cometas seria uma explicação para a enorme quantidade de crateras na Lua, a qual teria sofrido impactos por bilhões de anos.

21 Meteoroides, Meteoros e Meteoritos Existe uma grande confusão sobre o que é um meteoro ou um asteroide. O nome varia conforme a localização do asteroide - Em rota de colisão com a Terra Meteoroides - Se são queimados na atmosfera Meteoros - Se caem no chão Meteoritos Meteoro Cratera de meteorito em Arizona, EUA.

22 Chuva de Meteoros Quando a Terra cruza a trilha de detritos deixada por um cometa ocorre um número elevado de estrelas cadentes, chamado de chuva de meteoros. Os meteoros parecem vir todos da mesma direção, a direção do movimento dos detritos relativo ao movimento da Terra, chamada radiante.

23 Chuva de Meteoros Esse fenômeno é periódico, acontecendo anualmente. As chuvas de meteoros ganham o nome da constelação de onde parecem vir. As mais conhecidas e intensas são as Perseidas, que ocorrem em agosto, e as Leônidas, em novembro.

24 Meteoritos São objetos muito antigos, com mais ou menos 4,5 bilhões de anos. São resquícios dos primórdios da formação do Sistema Solar, embora em muitos casos, tenham tido suas propriedades alteradas por processos térmicosmetamórficos ao longo do tempo. São de grande valia para o estudo da formação e da evolução do Sistema Solar, nos dando informações importantes. Podemos classificá-los em três grupos.

25 Meteoritos Rochosos São a grande maioria dos meteoritos, cerca de 94% dos conhecidos. Podem ser de dois tipos: Condritos: mais ou menos 86% dos meteoritos rochosos. Possuem esse nome por conterem côndrulos, que são pequenas esferas compostas, em sua maioria por silicatos. Alguns podem possuir material orgânico. Há indícios de que se formaram através de objetos que flutuavam livremente pelo espaço. Acondritos: Correspondem a 8% dos meteoritos desse tipo. Não contêm côndrulos, e foram formados pelo derretimento e recristalização. Vêm de crostas de planetesimais, asteroides, ou corpos maiores como a Lua e Marte, por exemplo. Condrito

26 Meteoritos Ferrosos Ferrosos (sideritos): São ~5% dos meteoritos, constituídos por ligas metálicas de Fe e Ni, com quantias secundárias de carbono, enxofre, e fósforo. A maioria deles pode ter sido formada nos núcleos de planetesimais que estavam derretidos algum dia. Ferrosos rochosos (siderólitos): Representam em torno de 1%, são constituídos por uma mistura de minerais silicáticos e liga metálica, também de Fe + Ni. Parcialmente formados nas zonas de fronteira entre os núcleos e crostas de planetesimais.

27 Meteoritos Esquema de Formação

28 Meteorito Brasileiro O meteorito de Bendegó, um siderito, foi encontrado em 1784 perto do riacho do mesmo nome, na Bahia. É o maior meteorito já encontrado no Brasil e o 16º maior do mundo. Hoje é exposto no Museu Nacional, no Rio de Janeiro.

29 Meteoro Russo No dia 15/02/2013, era esperado a passagem de um asteroide próximo à Terra, mas outro meteorito muito menor apareceu de surpresa e caiu no mesmo dia perto da cidade Челябинск (Chelyabinsk), na Rússia. Um meteorito entre 17 a 20 metros de diâmetro e 11 mil toneladas, que gerou uma onda de choque que feriu mais de 1200 pessoas e danificou centenas de residências. Acredita-se que pode haver uma ligação entre os dois, isto é, o pequeno ter sido defletido pelo grande, ou um pedaço separado desse.

30 Alguns eventos históricos Em 1908, uma gigantesca explosão, equivalente a mil vez a bomba atômica que caiu em Hiroshima, aconteceu em Tunguska na Sibéria. A explosão derrubou 80 milhões de árvores em uma área de 2150km². É o maior corpo celeste que já atingiu a Terra na história registrada.

31 A extinção dos dinossauros A teoria mais aceita sobre a extinção Cretáceo-Paleogeno, uns 65 milhões de anos atrás, é o impacto de um meteorito de aproximadamente 10Km de diâmetro. Esse evento levou a grandes mudanças climáticas, extinguindo os dinossauros. A provável cratera deste impacto fica em Chicxulub, no México. É um cratera de 180 km de diâmetro descoberta em 1978.

32 Quais as chances de um meteorito devastador? A NASA possui o programa Near Earth Objects (NEO, objetos próximos à Terra; às vezes chamadas NEA, Near Earth Asteroids). É o monitoramento de corpos celestes como cometas e asteroides, que possuem órbitas próximas do nosso planeta. Um objeto é classificado como NEO quando, possui periélio menor que 1.3AU. Dentre eles existem os Potentially Hazardous Asteroids, PHAs (asteroides potencialmente perigosos), são os que possuem maior risco de colidir com a Terra, devido às suas baixas distâncias de passagem pela órbita do planeta.

33 Quais as chances de um meteorito devastador? Existe uma escala de classificação de perigo para os NEO de acordo com o risco de impacto com a Terra, e pelos possíveis estragos que causariam. Essa escala é chamada de Escala de Torino.

34 Objetos Transnetuniano Como o nome sugere, são corpos gelosos além da órbita de Netuno. Estão distribuídos em duas regiões: O Cinturão de Kuiper, entre 30 a 100AU do Sol, onde se encontram os objetos do Cinturão de Kuiper clássicos, e de onde se originam os cometas de curto período. A hipotética Nuvem de Oort, entre 300 e AU do Sol, lugar de origem dos cometas de longo período.

35 Plutão Distância até o Sol: 40,7 AU Tamanho: 2370 km Atmosfera: Nitrogênio e metano Núcleo: Rochoso Número de Satélites Conhecidos: 5 Densidade: 2,03 g/cm³ Rotação: 6d 9h 17m 36s Translação: 248 anos Temperatura: -229 C Fotografia em cores de Plutão, obtida pela sonda New Horizons em 14 de julho de 2015, de uma distância de 450 mil quilômetros.

36 Plutão Talvez o mais famoso objeto transnetuniano, Plutão foi descoberto em 1930 por Clyde Tombaugh, astrônomo americano, na procura por um nono planeta. Possui 5 luas conhecidas, Caronte, Hydra, Nix, Kerberos (Cérebro) e Styx (Estige). Foi considerado o nono planeta, mas devido às suas propriedades muito diferentes dos outros, foi rebaixado para planeta anão. Clyde Tombaugh

37 Plutão Com uma órbita inclinada em 17 com relação à eclíptica e uma excentricidade de e = 0.25, além de cruzar a órbita de Netuno, em ressonância 3:2. Plutão é realmente muito diferente dos demais planetas. Possui composição química similar à dos objetos transnetunianos e a Tritão, lua de Netuno, mas não aos planetas. Em 2005 foi descoberto um objeto transnetuniano maior que Plutão, Éris, o que deixou sua classificação ainda mais confusa.

38

39 Cometas São pequenos objetos transnetunianos que entraram no Sistema Solar interior compostos por gelo (água, metano, amônia e dióxido de carbono), poeira e às vezes material orgânico e podendo ter um núcleo rochoso. São chamadas de Bolas de gelo sujo. Apresentam caudas de até 1AU de comprimento quando passam pelo Sistema Solar interior.

40 Cometas Ao se aproximar do Sol, a uma distância menor de 5AU, o gelo contido no cometa sublima, formando um coma de gás evaporado e poeira em torno do núcleo sólido. Também forma-se um halo de hidrogênio em torno do coma. Esse gás é parcialmente ionizado pela radiação solar. Cauda de gelo Núcleo Coma Cauda de poeira Cometa Halley, 8 de Março de 1986.

41 Cometas A pressão da radiação do vento solar empurra a poeira para longe do Sol, formando uma cauda de poeira. O vento solar e o campo magnético do Sol empurram o gás ionizado para longe, formando a cauda de íons. Essas caudas estão sempre voltadas para o lado contrário do Sol, como uma bandeira ao vento. Quando o cometa sai da vizinhança do Sol, sua cauda some, mas não o cometa podendo voltar algum dia.

42 Cometas Os cometas podem apresentar três comportamentos: Periódico de curto período: são vistos a cada 200 anos ou menos, como o cometa Halley, que volta a cada 76 anos, vindos do Cinturão de Kuiper. Periódico de longo período: vistos em períodos maiores de 200 anos, podendo chegar até mais de 1 milhão de anos. Vêm da Nuvem de Oort. Há teorias, de que estes são defletidos rumo Sol por estrelas passando perto do limite do Sistema Solar. Não-periódicos: Vistos apenas uma vez passando pelo Sistema Solar e indo para fora dele.

43 Cometas No passado, cometas colidiram frequentemente com planetas, luas e asteroides. Com a detecção de moléculas orgânicas nos cometas, teorizou-se de que cometas ou meteoritos podem ter trazidos os elementos precursores da vida ou mesmo os primeiros elementos vivos para a Terra. Essa teoria é chamada de Panspermia, a origem extraterrestre da vida. É possível que os cometas e asteroides também tenham trazido água para a Terra.

44 Origem e evolução do Sistema Solar Proposto já por René Descartes, filósofo, físico e matemático francês ( ), Immanuel Kant, filósofo prussiano ( ) e o Marquês de Laplace, matemático, astrônomo e físico francês ( ): O Sol e os planetas se formaram simultaneamente da mesma nuvem de material, a Nébula Solar. Este material já continha cerca de 2% de elementos mais pesados que H e He, formados por estrelas que precediam o Sol. René Descartes Immanuel Kant Marquês de Laplace

45 Origem e evolução do Sistema Solar Houve um colapso gravitacional da Nébula Solar, mais ou menos uns 4.6 bilhões de anos atrás. O disco de acreção, parecido com os anéis de Saturno, manteve seu momento angular. Isso explica, por que boa parte de todo o Sistema Solar se encontra no mesmo plano, a eclíptica, e gira no mesmo sentido. O calor do proto-sol, o Sol em nascimento, conferiu um gradiente de temperatura no disco protoplanetar, ou seja, uma variação de temperatura pelo disco; sendo maior na parte central, perto do proto-sol, e menor nas partes exteriores.

46 Origem e evolução do Sistema Solar Nesse período houve a formação de corpos de até 1km, os planetesimais, por forças de coesão, responsáveis por unir a poeira na nébula. Na interior do disco protoplanetar as temperaturas eram altas, só material rochoso conseguiu condensar. Os poucos planetesimais que existiam, eram rochosos. Na parte mais externa do disco as temperaturas eram baixas, o que permitiu a materiais rochosos e gelos condensarem. Isso formou muitos planetesimais, rochosos e gelosos. A fronteira entre as duas regiões, mais ou menos a 5AU do Sol, tem uma temperatura de 150K =-123,2 C e se chama linha de congelamento.

47

48 Origem e evolução do Sistema Solar Protoplanetas surgiram da atração gravitacional entre os planetesimais. No disco interior: Protoplanetas rochosos de massa não muito alta, uma vez que foram formados por poucos planetesimais. Não conseguiam atrair e acumular atmosferas, que foram formadas apenas mais tarde, provavelmente por vulcanismo, vento solar ou trazidas por planetesimais, cometas e/ou asteroides). Deram origem aos Planetas terrestres. Neste período também ocorreram as colisões que resultaram na Lua terrestre e nas inclinações dos eixos rotacionais dos planetas.

49 Origem e evolução do Sistema Solar Disco exterior: protoplanetas rochosos e gelosos de massa alta, formados por muitos planetesimais. Conseguiam atrair e acumular atmosferas, como os Gigantes gelosos, e atmosferas massivas como os Gigantes gasosos. Em torno dos planetas gigantes formaram-se algumas de suas luas, através de um processo similar ao dos planetas em torno do Sol, ou seja, em pequenos discos de acreção, como as Luas Galileanas de Júpiter. Como o disco era mais denso na região de Júpiter, foi este gigante que acabou acumulando a maior massa. A formação de Júpiter e suas luas deve ter levado em torno de 1 milhão de anos.

50

51 Origem e evolução do Sistema Solar Entre as duas regiões do disco protoplanetar, pouco dentro da região da formação de gelo, entre o que se tornariam Marte e Júpiter, os planetesimais rochosos não conseguiram formar um planeta grande, somente corpos menores. Essa região é o Cinturão de Asteroides. A soma de toda a massa do Cinturão de Asteroides corresponde a apenas 4% da massa da nossa Lua. Quanto mais para o exterior, menor o calor, logo, mais gelo podia ser integrado nos asteroides, o que explica as posições dos vários tipos deles. Para além dos protoplanetas gigantes, a densidade era menor e os planetesimais gelosos também só conseguiram formar corpos menores. Esse é o Cinturão de Kuiper.

52 Origem e evolução do Sistema Solar Por interações gravitacionais e de maré com o disco de acreção e com os planetesimais, Júpiter acabou migrando mais para dentro do proto-sistema Solar, enquanto Saturno, Urano e Netuno migraram mais pro exterior do disco. No caminho, os planetas gigantes capturaram alguns planetesimais, e defletiram outros, para dentro ou para fora do disco, ganhando algumas de suas luas no processo.

53 Origem e evolução do Sistema Solar Os planetesimais defletidos para dentro do disco do Sistema Solar caíram em cima dos planetas e das luas recém-formados, causando crateras de impacto. Isto continua em escala menor até hoje, e deve ter sido bastante intenso por volta de 700 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, quando Júpiter e Saturno passaram a colaborar gravitacionalmente, amplificando as deflexões.

54 Origem e evolução do Sistema Solar Os defletidos para fora do disco formaram a Nuvem de Oort, ou foram expelidos do Sistema Solar. No caminho pra fora, Netuno ainda capturou alguns objetos do Cinturão de Kuiper, os plutinos atuais.

55 Vale lembrar que acreditava-se que todos os sistemas planetários eram parecidos com o Sistema Solar, o que se mostrou falso com a descoberta de sistemas planetares com a presença de Júpiteres Quentes. O que antes considerávamos padrão o nosso Sistema Solar, agora é apenas uma possibilidade que pode evoluir de nuvens de gás e poeira. Concepção artística das etapas da formação do nosso Sistema Solar.

56 Obrigado! Próximo sábado não haverá aula! Próxima aula 27/05 Sistema Solar - Sol Baseei essa aula nas aulas dos anos anteriores do Yuri e da Daniele, cujo agradecimento deixo aqui registrado. Leitura complementar Planetas no Caos. Texto em português: Texto em inglês: