Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO
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CCiências iências PPlanetárias: lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório
Daniela Lazzaro
Julho 2007
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Aula 1: O Sistema Solar e sua formação
Aula 2: Interiores e Superfícies
Aula 3: Atmosferas e Magnetosferas
Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar
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SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Poeira
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SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Poeira
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SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Satélites/Binários
Anéis
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Poeira
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0.0000001Poeira cósmica
0.0000020Asteróides
0.0000500Satélites e anéis
0.0400000Outros planetas
0.0500000Cometas
0.1000000Júpiter
99.8000000Sol
% Massa Total
Distribuição de massa
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Sol Evolução dinâmica
Lei de gravitação universal1 22
GmmF
R=
2(1 )
1 cos
a er
e q-
=+
Leis de Kepler do movimento planetário (1609)
elipse com o Sol num dos focos
áreas iguais em tempos iguais 21
2 2
dA d hr
dt dt
q= =
semi-eixo x velocidade orbital
3
2.
aconst
P=
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a -semi-eixo maiore - excentricidadei - inclinação
- longitude do nodo ascendente
- argumento do periélioT - instante da passagem pelo periélio
Plano orbitalda Terraeclíptica
Nodo ascendente
Plano orbitaldo planeta
Afélio
PontoVernal
Linhados nodos
Nodo descendente
Periélio
Movimento em torno do primário
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Perturbação
13 3( )
n j i jiji i jj ii ji j
r r rrr G M m Gm
r r=ᄍ
↓ -= - + + -■�D○
¥r r rrr
&&
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Sistemas binários
órbita do corpo com mais massa
órbita do corpocom menos massa
dois ou mais corpos de massa comparável
Sist. Solar: baricentro dentro do SolTerra-Lua: baricentro dentro da TerraPlutão-Caronte: baricentro fora de ambos os corpos
movimento em tornodo centro de massa do sistema
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Vên
us
Mer
cúri
o
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As órbitas no Sistema Solar
Planetas
Asteróides
Cometas
circulares e elípticas
muito elípticas
circulares
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Eris
O SistemaSolar emtamanhos
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Mercúrio ~500KPlutão ~50K
As temperaturas no Sistema Solar
1eT
rᄉ
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17
15
95
318
0,11
1,00
0,82
0,06
Massa(MT)
1,63,9Netuno
1,24,1Urano
0,79,5Saturno
1,311,2Júpiter
3,90,53Marte
5,51,00Terra
5,30,95Venus
5,40,38Mercúrio
Dens.(g/cm3)
Raio(RT)
RT=6378 kmMT=5.98 x 1024kg
Terrestres
Gigantes
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Planetas Terrestres ou Rochosos
Mercúrio Vênus Terra Marte
Planetas Gigantes ou Gasosos
SaturnoJúpiter Urano Netuno
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TNOs
“frost-line”linha do gelo
gelossilicatos metais
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Formação do Sistema Solar
• órbitas dos planetas são aproximadamente circulares (<0.206);• órbitas dos planetas e da maioria dos pequenos corpos são quase
co-planares; • a direção do eixo de rotação dos planetas é próximo daquele do Sol;• 3 dos 4 planetas terrestres e 3 entre os 4 planetas gigantes tem
obliqüidades (ângulo entre o eixo orbital e de spin) < 30º;• espaço interplanetário é virtualmente vazio, com exceção do
cinturão de asteróides e o cinturão de Kuiper.
Propriedades
• superfícies dos planetas e satélites são muito craterizadas; • a taxa de craterização deve ter sido muito maior nos primeiros 109 anos (“late heavy bombardment”)• idade do Sistema Solar é 4.56 0.02 109 anos;• planetas terrestres compostos de material rochoso e refratário;• planetas gigantes (Júpiter, Saturno) compostos basicamente de H e He mas são enriquecidos em metais e parecem terem núcleos de rocha-gelos ~ 10-20 massas da Terra• planetas “intermediários” ou “gelados” (Urano e Netuno) também tem núcleos de rocha-gelo mas apenas ~ 5-20% de H e He;
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• Nuvem de Oort • ~1012 cometas com 1 km ou maiores• raio >104 AU• aproximadamente esférica • fonte dos cometas de longo-período (P > 200 anos) e curto-período (200 > P > 20 anos)
• Cinturão Transnetuniano (ou de Kuiper)• ~109 cometas • raio > 35 AU• disco achatado• fonte dos cometas da família de Júpiter (P < 20 anos)
• Planetas • maioria dos planetas tem satélites • não tem encontros próximos e são espaçados ~ regularmente• responsáveis por < 0.2% de toda a massa do Sistema Solar • responsáveis por > 98% de todo o momento angular
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Dados Observacionais
órbitas coplanares
direção de movimento e rotação
tamanhos
composição:H + He + ... = composição solar
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Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos
Vínculos Observacionais
Composição solar nebulosa
Direção de rotação nebulosa em rotação
Órbitas co-planares disco
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A hipótese nebular
O Sol e os planetas se formaram de uma nuvem de gás em rotação (a nebulosa solar)
instabilidades gravitacionais no disco de gás condensam em planetas (Kant 1755) proto-sol esfria e contrai expelindo anéis de gás que condensam em planetas (Laplace 1796)
Nebulosa de Orion Proplyds em Orion
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A hipótese nebular (cont.)
Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:
Condensação + accreção (Safronov, 1969) Planetesimais Planetas
Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:
Instabilidades gravitacionais (Cameron, 1969) Proto-planetas gigantes gasosos
Modelagens modernas
1. Adicione elementos voláteis a cada planeta até atingir a composição solar2. Espalhe cada planeta num anel que chega até metade da distância ao próximo planeta3. Ajuste uma reta à densidade superficial resultante
Wiedenschilling 1977Hayashi 1981
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-Pictoris
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A hipótese dos planetesimais
Sol em formação é envolto por um disco de gás
Os planetas se formam num processo de múltiplas fases:
1. a medida que o disco esfria, grãos de rocha e gelo condensam caindo para o plano médio do disco;2. pequenos corpos sólidos crescem da fina camada de poeira formando corpos de alguns km de tamanho (planetesimais) - processos dominantes: dissipação pelo gás, radiação e gravidade do Sol;3. planetesimais colidem e crescem até se tornar planetas ou núcleos de planetas - processos dominantes: espalhamento gravitacional e gravidade do Sol,
evolução descrita pela mecânica estatística;4. poucos planetesimais crescem suficientemente para dominar a evolução, as órbitas se tornam regulares ou pouco caóticas e passam a ser descritas pela mecânica celeste ao invés da mecânica estatística (embriões planetários);5. em escalas de tempo menores os embriões planetários colidem e crescem até núcleos planetários6. núcleos dos planetas gigantes capturam envoltórias de gás
Implica no crescimento de 45 ordens de grandeza em massa através de 6 diferentes processos físicos!
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![Page 28: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/28.jpg)
Penso que você deveria ser um
pouco mais explicito neste
ponto
então ocorre um milagre
![Page 29: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/29.jpg)
na antiguidade: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno 6
7
8
9
1781 - W. Herschel descobre Urano
1846 – J.G. Galle descobre Netuno
1930 – C.W. Tombaugh descobre Plutão
(1801, G. Piazzi descobre Ceres, considerado planeta até ~1845)
Mas...quantos Planetas?
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mas ... a massa de Plutão = 0.002 massas da Terra
Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?
13 3( )
n j i jiji i jj ii ji j
r r rrr G M m Gm
r r=ᄍ
↓ -= - + + -■�D○
¥r r rrr
&&
![Page 31: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/31.jpg)
porque o disco deveria terminar abruptamente em Plutão ?
Edgeworth (1948) e Kuiper (1951)propõem a existência de um cinturão de objetos além de Plutão
1992 é descoberto 1992QB1(D. Jewitt), primeiro objeto doCinturão Trans-Netuniano(Cinturão de Kuiper ou Cinturão de Edgeworth-Kuiper)
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Cinturão Trans-Netuniano (CTN)Julho 2007 = 1258 objetos
![Page 33: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/33.jpg)
14 Nov. 2003 descoberto 90377 Sedna
![Page 34: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/34.jpg)
Março 2003: descoberto 2003 EL61 D = 1200km
Dezembro 2003: descoberto 2003 UB313 D = 2400km
Março 2005: descoberto 2005 FY9 D = 1250km
1250?2005 FY9
2400 ± 1002003 UB313
12002003 EL61
< 1500Sedna
2320Plutão
Diâmetro (km)Objeto
porque apenas Plutão seria um planeta? 2003 UB313 seria o décimo planeta?
porque Plutão e 2003 UB313 seriam planetas e 2005 FY9 não o seria? Qual a real diferença?
O que é um planeta?
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Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas
Se suficientemente grande, um corpo será comprimido numa forma esférica por sua própria auto-gravidade
O que determina sua forma O que determina sua luminosidade
Calor da formaçãoFusão termonuclear
Contração gravitacional Diferenciação interna
A fonte da luminosidade de um corpo muda de acordo com sua massa
![Page 36: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/36.jpg)
Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas
Características dinâmicas
qual a forma e a inclinação da órbita
em torno de que objeto gira
se está sozinho neste tipo de órbita
![Page 37: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/37.jpg)
Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas
Características dinâmicas
Características cosmogônicas
se formado por “colapso gravitacional”se formado num disco
se formado por acréscimo de planetesimais
![Page 38: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/38.jpg)
Agosto 2007 – Proposta da “comissão dos sábios” da IAU
![Page 39: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/39.jpg)
2kM PL =M-massaP-períodok- ~const.
Quantifica a capacidade de umcorpo espalhar pequenos corposde sua zona orbital
Stern & Levinson 2002
L=1
Soter, 2006
UB313
Agosto 2007 – propostados “dissidentes
![Page 40: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/40.jpg)
![Page 41: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/41.jpg)
1) Um planeta do Sistema Solar é um corpo celeste que: (a) está em órbita em torno do Sol, (b) tem massa suficiente para atingir uma forma de equilíbrio hidrostático (c) tem esvaziado a região vizinha à sua órbita;(2) Um planeta-anão é um corpo celeste que: (a) está em órbita em torno do Sol, (b) tem massa suficiente para atingir uma forma de equilíbrio hidrostático (c) não tem esvaziado a região vizinha à sua órbita (d) não é um satélite;(3) Todos os demais corpos, com exceção dos satélites, em órbita em torno do Sol devem ser referidos coletivamente como “Pequenos Corpos do Sistema Solar”.
![Page 42: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/42.jpg)
136199 Eris134340 Plutão
13 setembro 2006
![Page 43: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/43.jpg)
SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Satélites/Binários
Anéis
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Poeira
![Page 44: Geografia Aula 1 O Sistema Solar E Sua FormaçãO](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042614/559f85281a28ab57318b4838/html5/thumbnails/44.jpg)
Aula 1: O Sistema Solar e sua formação
Aula 2: Interiores e Superfícies
Aula 3: Atmosferas e Magnetosferas
Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar