CCiências iências PPlanetárias: lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório
Daniela Lazzaro
Julho 2007
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
SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Poeira
SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Poeira
SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Satélites/Binários
Anéis
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Poeira
0.0000001Poeira cósmica
0.0000020Asteróides
0.0000500Satélites e anéis
0.0400000Outros planetas
0.0500000Cometas
0.1000000Júpiter
99.8000000Sol
% Massa Total
Distribuição de massa
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=
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
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
&&
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
Vên
us
Mer
cúri
o
As órbitas no Sistema Solar
Planetas
Asteróides
Cometas
circulares e elípticas
muito elípticas
circulares
Eris
O SistemaSolar emtamanhos
Mercúrio ~500KPlutão ~50K
As temperaturas no Sistema Solar
1eT
rᄉ
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
Planetas Terrestres ou Rochosos
Mercúrio Vênus Terra Marte
Planetas Gigantes ou Gasosos
SaturnoJúpiter Urano Netuno
TNOs
“frost-line”linha do gelo
gelossilicatos metais
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;
• 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
Dados Observacionais
órbitas coplanares
direção de movimento e rotação
tamanhos
composição:H + He + ... = composição solar
Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos
Vínculos Observacionais
Composição solar nebulosa
Direção de rotação nebulosa em rotação
Órbitas co-planares disco
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
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
-Pictoris
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!
Penso que você deveria ser um
pouco mais explicito neste
ponto
então ocorre um milagre
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?
mas ... a massa de Plutão = 0.002 massas da Terra
Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?
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r r rrr G M m Gm
r r=ᄍ
↓ -= - + + -■�D○
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&&
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)
Cinturão Trans-Netuniano (CTN)Julho 2007 = 1258 objetos
14 Nov. 2003 descoberto 90377 Sedna
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?
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
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
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
Agosto 2007 – Proposta da “comissão dos sábios” da IAU
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
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”.
136199 Eris134340 Plutão
13 setembro 2006
SolMercúrioVênusTerraMarte
Planetas -
JúpiterSaturno
UranoNetuno Ceres
Planetas Anões – Plutão
Eris
Asteróides
Pequenos Corpos – TNO
Cometas
Satélites/Binários
Anéis
Satélites/Binários
Satélites/Binários
Poeira
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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