Asteroides, cometas e afins. Daniele Benício

Transcrição

1 Asteroides, cometas e afins Daniele Benício

2 Os pequeninos do Sistema Solar Podem ser classificados em três grupos: Asteroides; Objetos TransNetunianos (TNOS); Cometas.

3 Asteroides

4 Asteroides Corpos rochosos. Muitos deles na órbita entre Marte e Júpiter (Cinturão de Asteroides).

5 Asteroides Em 1766, Johann Titius detectou uma regularidade nas distâncias médias dos planetas do Sol, popularizada mais tarde por Johann Elert Bode, a Lei de Titius-Bode (a é a distância média Sol n-ésimo planeta em AU): a = n Distância média entre o Sol e o n-ésimo planeta (AU) Número relacionado ao planeta calculado

6 Asteroides A lei prevê bem as distâncias de Vênus a Saturno e até de Urano, que ainda não tinha sido descoberto em Para Mercúrio tem que se usar: 2 n = 0, e não 2 n = 2-1 = 0.5 Essa lei prevê um planeta aqui! Planeta n a [AU] a real [AU] Mercúrio Vênus Terra Marte ? Júpiter Saturno (Urano) (Netuno) (Plutão)

7 Asteroides A Lei de Titius-Bode prevê um planeta a 2.8 AU do Sol, entre Marte e Júpíter. Em 1801, Giuseppe Piazza encontrou um objeto a 2.77 AU do Sol de diâmetro ~1000 km, e chamou-o Ceres, o primeiro asteroide descoberto. Desde então encontraram-se mais de asteroides na região entre 2 e 3.5 AU do Sol, chamada Cinturão de Asteroides. Apesar da previsão correta das distâncias de Urano e Ceres, hoje os astrônomos acreditam que a Lei de Titius-Bode é só um acaso.

8 Asteroides A maioria dos asteroides se encontra no Cinturão de Asteroides, mas alguns seguem outras órbitas: Os Troianos compartilham a órbita de Júpiter, 60º na frente ou atrás do planeta gigante.

9 Asteroides Os Amor, Apollos e Atenas orbitam no Sistema Solar interno, podendo cruzar as órbitas dos planetas internos. Alguns formam famílias, e acreditase que tais famílias, chamadas famílias Hirayama*, consistem de fragmentos de corpos maiores destruídos em colisões. *são agrupamentos de asteroides que estão se movimento em órbitas similares ao redor do Sol.

10 Asteroides Podem ser classificados segundo as suas composições, determinadas pelos seus espectros: Tipo S: De 2 a 3.5 AU do Sol, silicatos ricos em ferro e magnésio, poucos voláteis, avermelhados, albedos moderados: Ida, tipo S Albedo: Medida da refletividade da superfície de um corpo.

11 Asteroides Tipo M: 2 a 3.5 AU, ferro e níquel, avermelhados, albedos moderados: Tipo C: 2 a 4 AU, maioria perto de 3 AU, compostos carbonáceos, muitos contêm água, escuros, albedos baixos: Lutetia-Tipo M Mathilde Tipo C

12 Asteroides Tipo P: 3 a 5 AU, maioria ~4 AU, compostos orgânicos, avermelhados, albedos baixos: Tipo D: similar aos tipo P, mas mais vermelhos e um pouco mais longes do Sol, maioria dos Troianos são tipo D. Cybele Tipo P Asteroide tipo D Quanto mais longe do Sol, tanto mais água e outros voláteis, mesma tendência que nos planetas e luas.

13 Asteroides A respeito da origem de asteroides, acredita-se que possuem 2 origens diferentes: Destroços resultantes da nebulosa original que deu origem ao universo e que não se compactaram. Resquícios de um planeta fragmentado por problemas gravitacionais.

14 Asteroides Os maiores asteroides: Ceres: diâmetro de 952 km Pallas: diâmetro de 544 km Vesta: diâmetro de 525 km Hígia: diâmetro de 431 km Pallas Ceres Vesta

15 Asteroides - Ceres - Pallas - Vesta - Hígia Tamanho dos dez primeiros asteroides, em ordem de descoberta, comparado com a Lua.

16 433 Eros É um asteroide do tipo S, e é o segundo maior asteroide que passa próximo a Terra. Esse asteroide tem grande importância por ter sido usado no projeto Near que tinha como o objetivo um ampliação do conhecimento sobre asteroides.

17 Projeto Near Projeto Near foi um programa da NASA com o objetivo de aterrisar uma espaçonave em um asteroide, onde pousou em 433 Eros em 2000 com o objetivo de mapeamento fotográfico e medições químicas. O tempo de duração da espaçonave no asteroide foi de um ano e a energia obtida vinha de células solares.

18 Bombardeamento Um bombardeamento maciço de asteroides e cometas seria a explicação para formação da superfície esburacada e cheia de fraturas apresentada pela Lua.

19 Meteoroides, Meteoros e Meteoritos Asteróides em rota de colisão com a Terra são chamados Meteoroides. Se queimados na atmosfera: Meteoros. Se resta algo chegando no chão: Meteoritos. Meteoritos ajudaram muito no estudo da formação e evolução do Sistema Solar.

20 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.

21 Chuva de Meteoros Chuvas de meteoros são fenômenos periódicos anuais, e ganham o nome da constelação de onde elas parecem vir. As mais conhecidas e intensas são as Perseidas, em agosto, e as Leônidas, em novembro.

22 Meteorito de Bendegó O meteorito do Bendegó, também chamado Pedra do Bendegó foi encontrado em 1784 pelo menino Bernardino da Mota Botelho, filho do vaqueiro Joaquim da Mota Botelho, próximo ao riacho do Bendegó, então município de Monte Santo. É o maior meteorito já encontrado em solo brasileiro. No momento do seu achado, tratava-se do 2º maior meteorito do mundo, mas hoje ocupa o 16º lugar, em tamanho.

23 Alguns meteoritos conhecidos O evento de Tunguska na Sibéria (1908) foi uma explosão gigantesca (~mil vezes a da bomba de Hiroshima), que derrubou 80 milhões de árvores em uma área de 2150 mil km2. É o maior corpo celeste que já atingiu a Terra na história registrada.

24 Alguns meteoritos conhecidos A teoria mais aceita sobre as causas das mudanças climáticas responsáveis pela extinção Cretáceo-Paleogeno (K-Pg, antigamente K-T), uns 65 milhões de anos atrás (dinossauros não avianos entraram em extinção), é a do impacto de um meteorito de ~10 km de diâmetro, talvez em colaboração com erupções vulcânicas na Índia.

25 Alguns meteoritos conhecidos A provável cratera deste impacto é a de Chicxulub, no México, cratera de 18 km de diâmetro descoberta em Teorias sobre a extinção do Permiano-Triássico ou extinção Permo-Triássica (~251 mio. anos atrás, matou uns 90 % a 95 % dos espécies existentes na época) por causa de um meteorito são tidas como improváveis.

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27 Probabilidade de um meteoro devastador Sem perigo (branco) A probabilidade de colisão é 0, ou tão baixa que é assim considerada. Aplicada em objetos tão pequenos que se desintegram ao passar pela atmosfera. Normal (verde) Chance de colisão extremamente improvável.

28 Probabilidade de um meteoro devastador Merecedor de atenção (amarelo) - Objetos que passem perto da Terra. - Cálculos dão 1% de hipótese de colisão capazes de destruição. Público merece ser avisado se a colisão se encontra a menos de uma década de distância. - Cálculos dão 1% ou mais de hipóteses de colisão capazes de destruição. Público merece ser avisado se a colisão se encontra a menos de uma década de distância.

29 Probabilidade de um meteoro devastador Perigoso (laranja) - Um encontro que representa um verdadeiro perigo de destruição. A atenção dos astrónomos é crucial para determinar se e quando a colisão se vai dar. - Um encontro que representa um perigo sério de catástrofe global. A atenção dos astrónomos é crucial para determinar quando é que a colisão se vai dar. - Um encontro que representa um perigo sério de catástrofe global.

30 Probabilidade de um meteoro devastador Colisões certas (vermelho) - A colisão é certa, capaz de causar destruição localizada em terra ou um tsunami se ocorrer no mar. Um evento desta magnitude ocorre uma vez em 1000 anos. - A colisão é certa, capaz de causar devastação localizada em terra ou um tsunami gigante se ocorrer no mar. Um evento desta magnitude ocorre uma vez entre a anos. - A colisão é certa, capaz de causar uma catástrofe global que poderá por em risco o futuro da civilização tal como a conhecemos, quer a colisão se dê em terra ou no mar. Um evento desta magnitude ocorre uma vez em anos.

31 Apophis Um asteroide que está mais ou menos em rota de colisão com a Terra é Apophis, de ~350 m de diâmetro, que poderia colidir conosco em 2036, causando tsunamis e/ou mudanças climáticas e milhões de mortos. Quando descoberto, o asteroide era um no. 4 na escala de Torino (~1 % de risco de colisão), recorde até hoje. Felizmente, desde então, a órbita foi determinada com melhor precisão, e o risco de colisão baixou para menos que 1:1'000'000, tornando Apophis um no. 0.

32 Possível solução Identificando um corpo celeste com antecedência, basta uma mudança pequena na sua velocidade e direção para que não atinja a Terra. Não seria necessário destruir o asteroide. Bastaria levar pequenos foguetes à superfície do corpo. Uma vez ancorados os motores à superfície, pode-se fazer pequenas correções na órbita.

33 Objetos Transnetunianos

34 Objetos Transnetunianos Corpos gelosos com órbitas além de Netuno. Distribuídos em 2 regiões: A Cinturão de Kuiper, de 30 a 100 AU do Sol, onde se encontram os objetos da Cintura de Kuiper clássicos, e originam os cometas de curto período. A hipotética Nuvem de Oort, entre 300 e 100'000 AU do Sol, repositório de cometas de longo período.

35 Objetos Transnetunianos Dentre os maiores objetos transnetunianos os mais famosos são: Éris Sedna Plutão

36 Cinturão de Kuiper Sua existência foi sugerida por Gerald Kuiper, onde cometas de curto período coincidiam com as órbitas dos planetas em uma região plana, após a órbita de Netuno (distância entre 30 a 100 AU do Sol). Estima-se que este Cinturão tenha mais de 6 milhões de objetos transnetunianos. Os corpos ali encontrados são comumente chamados de KBO s (Kuiper belt object). 1 AU equivale a Km

37 Plutão Deus do Submundo. Descoberto em 1930 por Clyde Tombaugh na procura por um nono planeta. Localiza-se no cinturão de Kuiper e é o maior membro do grupo. Composto principalmente de rocha (60%) e gelo (40%). Possui 5 satélites naturais: Caronte, Hidra, P4 e P5 (nomes provisórios). Nix, Semi-maior eixo da órbita: 39.5 AU. Período orbital: 246 anos terrestres. Período rotacional: 6.4 dias terrestres.

38 Plutão Plutão tem muitas propriedades não muito típicas para um planeta: Órbita muito mais inclinada, 17 com a eclíptica, que a dos outros planetas e que cruza a órbita de Netuno, em ressonância 3:2 com o período orbital de Netuno. Raio e massa baixos de 0.18 R Terra e M Terra Composição química similar a TNOs e a Tritão, mas não aos planetas. Em 2005 foi descoberto um TNO maior que Plutão, Éris.

39 Plutão Em 2006, a União Astronômica Internacional (IAU) estabeleceu 3 critérios para planetas: 1. Orbitar uma estrela, i. e. o Sol. 2. Massa grande o suficiente para ter forma esférica pela gravitação própria. 3. Ter vazia a vizinhança da órbita. Plutão não satisfaz o critério 3. Reclassificado junto com Éris para planeta anão, ou plutóide ou objeto transnetuniano (ou do Cinturão de Kuiper). Plutinos são TNOs em ressonância 3:2 com Netuno. (a cada duas voltas em torno do Sol, Netuno faz 3)

40 Éris Planeta anão localizado nos confins do sistema solar, com período orbital de cerca de 560 anos. Acredita-se ser o maior planeta anão no sistema solar de acordo com alguns cientistas (cerca de 2320 km).

41 Sedna É o planeta anão mais distante conhecido no sistema solar (3 vezes mais longe que Netuno). Possui um dos maiores períodos orbitais conhecidos, aproxima-se de anos e um periélio de cerca de 76 AU que é o maior periélio conhecido no sistema solar. Existem evidências de uma pequena lua orbitando-o. Periélio: ponto mais próximo do Sol.

42 Sedna A órbita de Sedna comparada com as órbitas de Júpiter, Saturno, Urano, Netuno, e Plutão.

43 Cometas

44 Cometas Pequenos TNOs compostos por gelo (água, metano, amônia e dióxido de carbono), poeira, às vezes material orgânico e/ou um núcleo rochoso. Bolas de gelo sujo, que se aventuram no Sistema Solar interior. Apresentam caudas de até 1 AU de comprimento quando passam pelo Sistema Solar interior.

45 Cometas Quando o cometa se aproxima do Sol (< 5 AU), o gelo sublima, formando um coma de gás evaporado e poeira em torno do núcleo sólido. Ainda se forma um halo de hidrogênio em torno do coma. O gás é parcialmente ionizado pela radiação solar.

46 Cometas A pressão da radiação do vento solar empurra a poeira para longe do Sol, formando a cauda de poeira. O vento solar e o campo magnético do Sol empurram o gás ionizado para longe, formando a cauda de íons. A(s) cauda(s) está(o) sempre voltada(s) para o lado contrário do Sol. Quando o cometa sai da vizinhança do Sol, a cauda some (mas o cometa não, e pode voltar algum dia).

47 Cometas Há cometas periódicos: de curto período (< 200 anos) como Halley, que volta cada 76 anos, vindos do Cinturão de Kuiper. de longo período (> 200 anos, até mais de 1 milhão de anos), vindos da Nuvem de Oort. Há teorias, de que estes são defeletidos rumo Sol por estrelas passando perto do limite do Sistema Solar. E não-periódicos, indo para fora do Sistema Solar.

48 Cometas No passado, cometas colidiram frequentemente com planetas, luas e asteroides. Panspermia: A detecção de moléculas orgânicas nos cometas levou a especulações de que cometas ou meteoritos podem ter trazidos os elementos precursores da vida ou mesmo os primeiros elementos vivos para a Terra.

49 Cometas: mais conhecidos Hale-Bopp: 19 meses de visibilidade (recorde) a partir de 23/07/1995, muito brilhante por ser grande, só volta em 2400 anos. Swift-Tuttle: passou em 1862 e 1992, deixa uma trilha de detritos que causa a chuva de meteoros das Perseidas. Já foi suspeito de poder se chocar com a Terra algum dia. Ressonância de 1:11 de Júpiter. Hale-Bopp Swift-Tuttle

50 Cometas: mais conhecidos Hyakutake: passou perto da Terra em 1996 e tinha uma das caudas mais compridas já observadas. Não volta por pelo menos anos. Halley: Cometa periódico com período de 76 anos, seus detritos causam a chuva de meteoros das Orionidas. Volta em Hyakutake Shoemaker-Levy 9 é conhecido por ter se chocado com Júpiter, o que forneceu informações sobre a composição do planeta gigante. Shoemaker-Levy 9 Halley

51 Missão Stardust A NASA lançou uma espaçonave na Missão Stardust com o objetivo coletar pedaços do cometa utilizando um gel para grudar as partículas do cometa Wild-2 na nave, e depois as partículas eram enviadas de volta para a Terra.

52 Missão Rosetta +Philae Rosetta é uma sonda espacial construída e lançada pela Agência Espacial Europeia (ESA) com a missão de encontrar-se no espaço e fazer um estudo detalhado do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, que viaja entre as órbitas da Terra e de Júpiter. Philae é uma sonda robótica pousadora que integra a sonda espacial Rosetta, construída para fazer o primeiro pouso controlado no núcleo de um cometa do Sistema Solar, o 67P.

53 Missão Rosetta + Philae Nome: Menção à Pedra de Rosetta, fragmento do Egito Antigo com inscritos que ajudaram a compreender os hieróglifos. Peso: 3 mil kg (o módulo Philae pesa 100 kg). Custo da missão: R$ 4,45 bilhões.

54 Philae Transporta dez instrumentos científicos: APXS: Detecta partículas alfa e raio- X que produzem informação primária da superfície do cometa. CIVA: Grupo de sete câmeras idênticas construídas para fazer imagens panorâmicas da superfície acopladas a um microscópio e a um espectrômetro infravermelho. ROLIS: É uma câmera para obter imagens de alta resolução durante a descida da sonda e imagens panorâmicas das áreas de coleta dos outros equipamentos. CONSERT: Equipamento usado para propagação de ondas eletromagnéticas para determinar a estrutura interna do cometa.

55 Philae COSAC: analisar amostras de solo e determinar o conteúdo de componentes voláteis. MÓDULOS PTOLEMY: Mede a proporção de isótopos de elementos voláteis principais no núcleo do cometa. MUPUS: Mede a densidade e as propriedades mecânicas e termais da superfície do cometa. ROMAP: Magnetrômetro e sensor de plasma para estudar o núcleo magnético do cometa e suas interações com o vento solar. SD2: Subsistema para perfuração, coleta e distribuição de amostras. SESAME: Equipamento com três instrumentos para estudar as propriedades das camadas externas do cometa.

56 Origem e evolução do Sistema Solar Universidade Federal do ABC

57 Origem e evolução do Sistema Solar Hipótese Nebular Proposto já por René Descartes ( ), Immanuel Kant ( ) e o Marquês de Laplace ( ): O Sol e os planetas se formaram simultaneamente da mesma nuvem de material, a Nébula Solar. Este material continha 2 % de elementos mais pesados que H e He, formadas por estrelas que precediam o Sol.

58 Origem e evolução do Sistema Solar Colapso gravitacional da nébula solar (uns 4.6 bio. anos atrás) A nébula solar adquire um momento angular. Isso explica porque (quase) tudo no Sistema Solar gira no mesmo sentido. Calor gerado no interior forma um proto-sol, que corresponde a 99% da massa da nebulosa.

59 Origem e evolução do Sistema Solar Por forças de coesão, a poeira da nébula começa a formar planetesimais de até 1 km. Na parte interior do disco: Temperaturas altas, só material rochoso conseguiu condensar. Por isso, foram formados poucos planitesimais e estes eram telúricos. Não conseguiram atrair e acumular atmosferas (estas foram formadas depois, talvez por vulcanismo, ou trazidas por planetesimais/cometas/ asteroides). Planetas rochosos. Neste período também ocorreram as colisões que resultaram na Lua terrestre e nas inclinações dos eixos rotacionais dos planetas.

60 Origem e evolução do Sistema Solar Na parte exterior do disco: Temperaturas baixas, material rochoso e gelos podiam condensar. Devido a abundância de materiais, muitos planetesimais foram formados, compostos de materiais rochosos e gelosos. Conseguiram atrair e acumular atmosferas (gigantes gelosos) ou até atmosferas massivas (gigantes gasosos). Em torno dos planetas gigantes: formação de algumas das luas de maneira similar à forma que os planetas em torno do Sol se formaram, i. e. 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 + luas deve ter levado ~1 mio. anos.

61 Origem e evolução do Sistema Solar Os corpos menores se formaram em duas regiões: Região onde os planetesimais rochosos não conseguiram formar um planeta grande, só corpos menores (Cinturão de Asteroides). => Explica as posições dos vários tipos de asteroides. Mais para o exterior do que os planetas gigantes: densidade menor, plenetesimais gelosos também só conseguiram formar corpos menores (Cinturão de Kuiper).

62 Origem e evolução do Sistema Solar Por interações com o disco de acreção e com os planetesimais, Júpiter migrou mais para dentro, 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. Disco de acreção: estrutura formada por materiais difusos em movimento orbital ao redor de um corpo central.

63 Origem e evolução do Sistema Solar Os planetesimais capturados pelos planetas se tornaram luas menores. Os defletidos para dentro caíram em cima dos planetas e luas recém-formadas, causando crateras de impacto. Isso continua em escala menor até hoje e deve ter sido particularmente intenso há 700 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, quando Júpiter e Saturno passaram por uma ressonância de 1:2, contribuindo para a época do bombardeamento pesado.

64 Origem e evolução do Sistema Solar Os defletidos para fora formaram a Nuvem de Oort, ou foram expelidos do Sistema Solar. No caminho pra fora, Netuno ainda capturou alguns objetos da Cinturão de Kuiper em ressonâncias orbitais 3:2, os plutinos atuais.

65 Universidade Federal do ABC

66 Ceres - Vídeo de 9s da sonda Dawn da NASA mostrando a superfície de Ceres: - Imagem do polo norte de Ceres:

67 Cometa 67P - Detecção de nitrogênio molecular na cauda do cometa: - Não foi detectado magnetismo nele e que isso pode nos levar aos primórdios do Sistema Solar: - Pouso do robô no cometa: - Documentário NatGeo -

68 Mais notícias: - Pesquisadores brasileiros do observatório SONEAR encontraram um novo cometa o C/2015 F4 (JACQUES): - Plutão e Caronte a cores:

69 Próxima Aula 16/05: Sistema Solar - Sol Slides de apoio: Professor Pieter e Victória.