Sistema Solar: Medidas 1
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A FORMAÇÃO DO SISTEMA
SOLAR
Daniela LazzaroObservatório Nacional Rio de Janeiro
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Teorias de formação
±50 em 300 anos
Descartes 1644 “turbilhões”
Buffon 1755 colisão com cometa
Kant 1765 nebulosa “primordial”
Laplace 1796 anéis concêntricos
Jeans-Jeffreys 1916 colisão com estrela
Safronov 1969 planetesimais
Cameron 1969 instabilidades
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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O método científico
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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O método científico
Formulação do problema
Obtenção de dados observacionais
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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O método científico
Formulação do problema
Obtenção de dados observacionais
Elaboração do modelo
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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O método científico
Formulação do problema
Obtenção de dados observacionais
Elaboração do modelo
Comprovação do modelo
novos dados previsões do modelo
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Como criar 9 corpos ?
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Como criar 9 corpos ?
quebrar algo grande juntar algo pequeno
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Como criar 9 corpos ?
quebrar algo grande juntar algo pequeno
Com que tipo de matéria ?
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Como criar 9 corpos ?
quebrar algo grande juntar algo pequeno
Com que tipo de matéria ?
estelar fria
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Como criar 9 corpos ?
quebrar algo grande juntar algo pequeno
Com que tipo de matéria ?
estelar fria
Em que momento ?
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Como criar 9 corpos ?
quebrar algo grande juntar algo pequeno
Com que tipo de matéria ?
estelar fria
Em que momento ?
congênitos capturados
Formulação do problema
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Dados: órbitas co-planares e circulares
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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17.170.24639.44Plutão
1.780.00930.06Netuno
0.770.04619.18Urano
2.500.0569.54Saturno
1.320.0485.20Júpiter
1.850.0931.52Marte
0.00.0171.00Terra
3.4 0.0070.72Vénus
7.00.2060.39Mercúrio
i (o)ea (UA)
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Dados: direção do movimento e rotação
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Dados: dimensões
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6,40,002Plutão
0,6617,2Netuno
-0,614,5Urano
0,4395,2Saturno
0,41317,9Júpiter
1,030,11Marte
11,00Terra
-2440,82Venus
550,06Mercúrio
27343.000Sol
Rotação(dias)
Massa(MT =
5,98 x 1024kg)
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0.0000001Poeira cósmica
0.0000020Asteróides
0.0000500Satélites e anéis
0.0400000Outros planetas
0.0500000Cometas
0.1000000Júpiter
99.8000000Sol
% Massa Total
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2NiNíquel
34FeFerro
2CaCálcio
4ArArgônio
19SEnxofre
38SiSilício
3AlAlumínio
40MgMagnésio
2NaSódio
98NeNeônio
690OOxigênio
87NNitrogênio
420CCarbono
68.000HeHélio
1.000.000HHidrogênio
No de átomos por milhão de átomos de H
Dados: composição química
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Composição solar
Direção de rotação
Órbitas co-planares
Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos
Vínculos Observacionais
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Composição solar nebulosa
Direção de rotação nebulosa em rotação
Órbitas co-planares
Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos
Vínculos Observacionais
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Composição solar nebulosa
Direção de rotação nebulosa em rotação
Órbitas co-planares disco
Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos
Vínculos Observacionais
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Colapso da nebulosa solar
Nebulosa contrae aumenta rotação (conservação momento angular)
Material dos polos cai rapidamente no centro formação de um disco
No centro corpo massivo e quente materiais sólidos volatilizados
Restante da nebulosa esfria planetesimais
No centro processos nucleares estrelaNo exterior processos de accreção planetas
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Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:(Cameron)
Instabilidades gravitacionais Proto-planetas gigantes gasosos
Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:(Safronov)
Condensação + accreção Planetesimais Planetas
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol:(Cameron)
Instabilidades gravitacionais Proto-planetas gigantes gasosos
Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol:(Safronov)
Condensação + accreção Planetesimais Planetas
Modelo padrão
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Nebulosa de Orion1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Proplyds em Orion 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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β-Pictoris1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
![Page 31: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/31.jpg)
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
![Page 32: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/32.jpg)
Previsões do modelo
Processo de formação estelar comum no universo
Existem muitos outros sistemas planetários
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Planetas Extra-solares
Estatística: ~130 “planetas” detectados 2 sistemas planetários em torno de pulsar 3 discos proto-planetários
Métodos de detecção: Perturbações gravitacionais
• Velocidades radiais, variação de posição, variação na distância
Imagem direta Ocultações (transitos) Lentes gravitacionais
Primeiro descoberto 1995
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Perturbação gravitacional
R = 696,000kmR J = 778,000kmR T = 449km 1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Observa P determina VPL
Observa K = V∗ sin i
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1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
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Msini= 0.25MJ
a = 0.041 U.A.P = 3.024 de = 0
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![Page 39: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/39.jpg)
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002
![Page 40: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/40.jpg)
nuvem
M∗ > 0.08M T ~ 107 K
Fusão Nuclear H-He
Estrela
T ~106 0.05 < M∗< 0.08
Lítio, Deutério
Anã Marrom
Definição de Planeta: 1) órbita em torno de uma estrela 2) processo de formação ≠ 3) MPL < 0.05 M ≈ 13 MJ
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Formação de “Hot-Jupiters”
quente demais condensação ?pouco material núcleo ~10 MT ?
pouco material tempo < 3 x 106 anos ?pouco gás gigante? altas excentricidades disco?
Diferente do “modelo padrão”
0.2 MJ < MPL sin i < 11 MJ 0.04 UA < aPL < 2.5 UA0 < ePL < 0.7
~70% aPL < 1 UA
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![Page 42: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/42.jpg)
Fragmentação da nuvem protoestelar massas > 7 MJ
Fragmentação do disco aglutinação?
Migração planetária interação com disco de gássobrevivência?
Modelos propostos
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![Page 43: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/43.jpg)
SistemaSolar
Sistemapulsar
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![Page 44: Sistema Solar: Medidas 1](https://reader033.fdocumentos.tips/reader033/viewer/2022042701/55a136f51a28abff6a8b4730/html5/thumbnails/44.jpg)
1a Escola de Astrofísica e Gravitação do IST - 2002