Mitos 2012 - Tempestade Solar Assassina

Não haverá tempestade solar assassina
   

Tempestade Solar

    Tendo em vista os diversos alertas e notícias falsas sobre tragédias a ocorrer no ano de 2012 alegando o suposto ‘fim do calendário Maia‘, estamos postando uma série de artigos para desmistificar esses cenários apocalípticos impossíveis. Esse é o sexto artigo que fala sobre a terrível tempestade Solar assassina prevista pelos profetas do apocalipse a acontecer em 2012.

    Nós poderemos assistir a um descomunal espetáculo de fogos de artifício em 2012. O Sol se aproximará do seu pico no ciclo solar de 11 anos, conhecido como “máximo solar“, então devemos esperar uma grande atividade solar. Algumas previsões colocam o máximo do Ciclo Solar 24 como até mais energético que os últimos máximos solares de 2002 e 2003 (lembra-se das explosões de classe X quebrando recordes em 2003?). Os físicos solares estão entusiasmados com este novo ciclo e novos métodos de previsão têm sido colocados em uso. Deveríamos preocupar-nos?

    Diferentemente dos muitos cenários do apocalipse que apresentamos aqui sobre o final do mundo baseado nas profecias Maias para o ano 2012, na realidade este cenário tem alguma base científica. Além disso, pode eventualmente até existir alguma correlação entre o ciclo solar de 11 anos e os ciclos temporais vistos no calendário Maia. Será que esta antiga civilização conseguiu compreender que os pólos magnéticos do Sol sofrem inversão de polaridade a cada década? Além disso, alguns textos religiosos dizem que o dia do ‘Fim do Mundo‘ implicará em uma grande quantidade de fogo e enxofre. Pelo que parece, a expectativa é que vamos mesmo morrer assados vivos por nossa própria estrela em 21 de dezembro de 2012!

    Antes de passarmos direto para as conclusões sobre esse tema, daremos um passo atrás e vamos meditar sobre tudo isto. Assim como as demais formas nas quais o mundo terminará em 2012, a possibilidade de que o Sol expulse uma descomunal tempestade solar daninha até a Terra tem sido bastante atraente para os profetas do apocalipse. Todavia, olhando para o que realmente ocorre durante um evento de explosões solares dirigidas até nosso planeta, nós constatamos que na verdade a Terra tem estado muito bem protegida da fúria solar. Todavia, alguns satélites artificiais não estarão a salvo…

    A Terra tem evoluído ao longo das eras, por bilhões de anos, rodeada por um ambiente altamente radioativo. O Sol lança constantemente partículas de alta energia, a partir da sua superfície dominada pelo magnetismo, através do vento solar. Durante o máximo solar (quando o Sol está em sua etapa mais ativa no ciclo solar que dura, em média, 11 anos), a Terra pode ter o infortúnio de estar na mira de uma explosão com a energia equivalente a 100 bilhões de vezes a bomba de Hiroshima na II Guerra Mundial. Esta explosão é conhecida como tempestade solar e seus efeitos podem causar alguns problemas aqui na Terra.

    Antes de revermos aqui os efeitos colaterais na Terra, vamos analisar o comportamento do Sol e compreender as razões dele se enfurecer tanto cada 11 anos, nos períodos de “máximo solar“.

O Ciclo Solar

    Primeiro e o mais importante: o Sol tem um ciclo natural de aproximadamente 11 anos (podendo variar ± 2 anos). Durante o tempo de vida de cada ciclo, as linhas de campo magnético do Sol são arrastadas ao redor do corpo solar mediante uma rotação diferenciada no equador solar. Isto significa que o equador solar gira mais rapidamente que os pólos magnéticos. Conforme isto prossegue, o plasma solar arrasta as linhas de campo magnético ao redor do Sol, provocando tensão e acumulando energia (ilustrado na figura acima). Conforme aumenta a energia magnética, formam-se ondas no fluxo magnético, forçando-as mover-se até a superfície. Estas ondas são conhecidas como bolhas coronais, as quais se fazem mais numerosas durante os períodos de pico solar.

    Aqui entram em jogo as manchas solares. Conforme as bolhas coronais continuam surgindo na superfície, as manchas solares aparecem também, situadas na base das bolhas. As bolhas coronais têm o efeito de empurrar as camadas mais quentes da superfície do Sol (a fotosfera e a cromosfera) para os lados, expondo a zona de convecção mais fria (as razões de porque a superfície solar e a atmosfera estão mais quentes que o interior se deve o fenômeno de aquecimento da corona). Conforme a energia magnética se acumula, pode-se esperar que cada vez maior fluxo magnético seja forçado a unir-se. Aqui é onde tem lugar o fenômeno de re-conexão magnética.

    A re-conexão é o gatilho do acionamento de explosões solares de diversos tamanhos. Tal e como já explicado em outro artigo da Universe Today (”Fluxos coronais quentes podem ser a chave para as explosões solares“), as explosões solares variam desde as “nano tempestades” até as “explosões da classe-X” que são os eventos solares mais energéticos. Calcula-se que as maiores explosões solares podem gerar a energia de 100 bilhões de explosões atômicas, mas não deixe que este número o preocupe. Para começar, estas explosões têm lugar na corona baixa, próxima da superfície solar, ou seja, há quase 150 milhões de quilômetros de distância (1 UA – Unidade Astronômica). A Terra não está nem ao menos perto dessas erupções.

    Quando as linhas de campo magnético solar liberam uma enorme quantidade de energia, o plasma solar se acelera e fica confinado dentro do ambiente magnético (o plasma solar é formado de partículas superaquecidas iônicas como prótons, elétrons e alguns elementos leves como os núcleos de Hélio). Quando as partículas do plasma interagem, raios-X podem ser gerados se as condições necessárias estão adequadas, tornando-se possível o evento denominado bremsstrahlung. (O bremsstrahlung tem lugar quando as partículas carregadas interagem, dando como resultado uma emissão de raios-X). Isto pode criar uma tempestade de raios-X (ou rajadas de Raios-X).

Super Tempestade Solar

O problema com as rajadas de raios-X

    O maior problema com uma rajada de raios-X é que temos bem pouco tempo de aviso prévio para detectar quando esse evento irá acontecer, uma vez que os raios-X viajam na velocidade da luz (na imagem acima temos uma rajada que quebrou recordes em 2003). Os raios-X de uma tempestade de classe-X alcançam a Terra em cerca de oito minutos. Quando os raios-X impactam nossa atmosfera, estes são absorvidos pela camada mais externa, conhecida como ionosfera. Como já se pode deduzir por esse nome, esta é uma camada altamente carregada e reativa, repleta de íons (núcleos atômicos e elétrons livres).

    Durante eventos solares tão potentes, os índices de ionização entre os raios-X e os gases atmosféricos se incrementam nas camadas D e E da ionosfera. Isto provoca um aumento súbito na produção de elétrons nestas camadas. Estes elétrons podem causar interferências na passagem das ondas de rádio através da atmosfera, absorvendo os sinais de rádio de onda curta (os da faixa de freqüência alta), bloqueando possivelmente as comunicações globais. Estes eventos são conhecidos como “Perturbações Ionosféricas Súbitas” (SID – “Sudden Ionospheric Disturbances“) e são comuns durante os períodos de alta atividade solar. É interessante apontar que o incremento na densidade de elétrons durante uma SID reforça a propagação das ondas de rádio de Muito Baixa Freqüência (VLF), um fenômeno que os cientistas usam para medir a intensidade dos raios-X que procedem do Sol.

Ejeção de Massa Coronal Solar (CME)

Ejeções da massa coronal?

    As emissões de explosões solares de raios-X são só uma parte da história. Se as condições são adequadas, pode ser produzida uma ejeção de massa coronal (CME – “coronal mass ejection“) na área da tempestade (embora esses fenômenos possam ocorrer de forma independente). As CMEs são mais lentas que os raios-X em sua propagação, mas seus efeitos globais aqui na Terra podem ser mais problemáticos. As CMEs não viajam a velocidade da luz, mas ainda assim viajam bem rápido. As CMEs podem chegar a uma velocidade de 3,2 milhões de km/h, o que significa que podem alcançar-nos em até 48 horas (1 UA ≈ 149,6 milhões de km).

    Aqui é onde se põe grande parte do esforço na previsão do clima espacial. Temos uma legítima frota de naves situadas entre a Terra e o Sol no Ponto de Lagrange Terra-Sol (L1) com sensores a bordo para medir a energia e intensidade do vento solar. Quando uma CME passa através de sua posição, podem-se medir diretamente as partículas energéticas e os campos magnéticos interplanetários (CMI). Uma missão conhecida como Explorador de Composição Avançado (ACE – Advanced Composition Explorer) orbita no ponto de Lagrange L1 e proporciona aos cientistas com 1 hora de antecedência informes sobre a situação da aproximação de uma CME. ACE forma parceria com o Observatório Heliosférico e Solar (SOHO – SOlar and Heliospheric Observatory) e com o Observatório de Relações Solares e Terrestres (STEREO – Solar TErrestrial RElations Observatory). Assim as CMEs podem ser rastreadas desde a corona inferior até o espaço interplanetário, através do ponto L1 até a Terra. Estas missões solares estão trabalhando ativamente juntas para proporcionar as agências espaciais previsões antecipadas sobre uma CME dirigida contra a Terra.

    Então, o que acontece se uma CME alcança a Terra? Para começar, grande parte do impacto depende da configuração magnética do CMI (desde o Sol) e do campo geomagnético da Terra (a magnetosfera). Em geral, se ambos estão alinhados com suas polaridades apontando na mesma direção, é altamente provável que a CME seja repelida pela magnetosfera. Neste caso, a CME se deslizará sobre a Terra, provocando algumas mudanças de pressão e distorção na magnetosfera, mas de qualquer forma a CME será defletida sem maiores problemas. Entretando, se as linhas dos campos magnéticos do CMI e da magnetosfera estão em uma configuração antiparalela (quero dizer: as polaridades magnéticas estão em direções opostas), pode então ocorrer uma re-conexão magnética nas bordas da magnetosfera. Neste evento, o CMI e a magnetosfera se fundem, conectando o campo magnético terrestre com o do Sol. É isto que nos proporciona um dos eventos mais inspiradores da natureza: as auroras polares.

Satélites em Perigo

    Quando o campo magnético de uma CME conecta com o da Terra, são injetadas partículas de alta energia na magnetosfera. Devido à pressão do vento solar, as linhas de campo magnético do Sol se centrarão na Terra, curvando-se atrás do nosso planeta. As partículas injetadas no “lado diurno” serão canalizadas para as regiões polares da Terra interagindo com nossa atmosfera e gerando a luz através das auroras. Durante esta época, o Cinturão de Van Allen ficará “super carregado eletricamente”, criando uma região ao redor da Terra que pode causar problemas tanto aos astronautas desprotegidos como nos satélites sem escudos. Para mais detalhes, leia: “Radiation Sickness, Cellular Damage and Increased Cancer Risk for Long-term Missions to Mars“, “New Transistor Could Side-Step Space Radiation Problem.” e Viagem até Marte? Cuidado com os raios cósmicos!

    Como se não fosse o bastante essa radiação do Cinturão de Van Allen, os satélites poderiam sucumbir-se à ameaça de uma atmosfera em expansão. Como seria de esperar, se o Sol golpear a Terra com raios-X e CMEs, haverá um aquecimento inevitável e uma expansão global da atmosfera, possivelmente invadindo as altitudes orbitais dos satélites. Se os controladores das agências espaciais não ficarem atentos, o efeito de aero frenagem sobre os satélites poderá provocar a sua desaceleração e conseqüente queda. Lembro que o processo de aero frenagem tem sido usado de forma extensiva como uma ferramenta de vôo espacial para frear as naves quando são postas em órbita ao redor de outro planeta. Assim isto terá um efeito adverso sobre os satélites que orbitam a Terra uma vez que uma diminuição imprevista na velocidade orbital poderá provocar a sua reentrada indesejável na atmosfera.

Terra vista do espaço

Também sentimos os efeitos no solo

    Embora os satélites estejam na linha de frente, se ocorrer um poderoso aumento na quantidade de partículas energéticas que entram na atmosfera, poderemos sentir os efeitos adversos aqui sobre a Terra também. Devido à geração de raios-X a partir dos elétrons da ionosfera, algumas formas de comunicação podem entrecortar-se (ou serem eliminadas por completo), mas isto não é tudo que pode acontecer. Nas regiões em latitudes particularmente altas, uma vasta corrente elétrica, conhecida como “electrojet“, pode formar-se na ionosfera graças a estas partículas entrantes, uma vez que uma corrente elétrica advém de um campo magnético. Dependendo da intensidade da tormenta solar, as correntes elétricas podem ser induzidas aqui no solo, sobrecarregando eventualmente as redes elétricas globais. Em 13 de março de 1989, seis milhões de pessoas sofreram um apagão na região de Quebec no Canadá depois de um enorme aumento na atividade solar causado por correntes induzidas no terreno. Quebec ficou paralisada durante nove horas enquanto seus engenheiros trabalhavam na solução do problema.

Erupção estrelar

Pode nosso Sol produzir uma tempestade assassina?

A resposta curta a esta pergunta é “não“.

    A resposta longa para essa questão é um pouco mais elaborada. Embora uma tempestade solar dirigida diretamente contra nós, possa provocar problemas secundários tais como danos nos satélites, lesões em astronautas sem proteção e eventuais apagões, a tempestade em si não é bastante potente para ‘destruir’ a Terra, e certamente, não em 2012. Acrescento que, em futuro distante, quando o Sol comece a esgotar seu hidrogênio do núcleo e se converta em uma gigante vermelha, iremos ter um verdadeiro inferno no planeta Terra, mas isso só ocorrerá dentro de 5 ou mais bilhões de anos. Existe contudo até a probabilidade remota de que várias explosões de classe-X sucessivas sejam lançadas pelo Sol e por pura má sorte uma série de CMEs nos impactem conjuntamente com explosões de raios-X, mas tal nunca será bastante potente como para superar nossa magnetosfera, ionosfera e a grossa atmosfera abaixo que nos protege há bilhões de anos.

    Diferentemente do nosso Sol, que é bem pacato, as explosões solares “assassinas” têm sido observadas em outras estrelas. Em 2006, o observatório Swift da NASA viu a maior tempestade solar jamais observada há 135 anos luz de distância. Com uma liberação de energia estimada em 50 quadrilhões (milhões de trilhões) de bombas atômicas, uma tempestade como a de II Pegasi haveria aniquilado a maior parte da vida na Terra se nosso Sol tivesse disparado tal tormento. Obviamente, nosso Sol não é uma II Pegasi. II Pegasi é uma violenta gigante vermelha com uma companheira binária em uma órbita muito próxima. Acredita-se que a interação gravitacional com sua companheira binária além do fato de que II Pegasi é uma gigante vermelha são as causas desta tempestade energética descomunal.

    Os profetas do apocalipse gostam de apontar o Sol como uma possível fonte assassina para a Terra, mas o fato é que nosso Sol é uma estrela muito estável. Não possui uma binária companheira (como II Pegasi), tem um ciclo conhecido (de aproximadamente 11 anos) e não há provas de que nosso Sol tenha contribuído em nenhuma das extinções massivas no passado com uma enorme tempestade dirigida contra a Terra. Já foram observadas grandes explosões solares (tal como a tempestade de luz branca de Carrington em 1859)… mas a humanidade ainda continua tranqüila por aqui.

    Para esfriar mais ainda o assunto, os físicos solares (em 2008 e 2009) estão surpreendidos pela carência inesperada da atividade solar no início do ciclo solar #24, o que tem levado alguns cientistas a especular que poderíamos estar próximos de um novo mínimo de Maunder e uma “Pequena Idade do Gelo“. Isto está em total oposição com a previsão anterior dos físicos solares da NASA feita em 2006 que estimaram que este ciclo fosse tornar-se extraordinário.

    Isto me leva a concluir que ainda temos um longo caminho a percorrer na previsão das explosões solares. Embora a previsão do clima espacial esteja melhorando, só dentro de alguns anos estaremos capacitados a monitorar o Sol com uma precisão suficiente para dizer com alguma certeza quão ativo será o ciclo solar. Por ora, no que tange a profecia, previsão ou mito, não existe uma forma física de dizer se a Terra será golpeada por alguma tempestade, muito menos um enorme evento em 2012. Mesmo que uma grande tempestade venha a nos assolar, tendo em vista o máximo solar que está previsto para 2012, tal jamais será um evento que cause extinção massiva. Sim, os satélites poderão ser danificados, provocando problemas secundários como perda do serviço global de GPS (o que poderia interromper o controle de tráfico aéreo, por exemplo) ou as redes energéticas nacionais poderão sofrer sobrecargas causadas por “electrojets” de auroras, mas nada mais extremo que isso.

    Mas espera aí! Para complicar esse problema, os profetas do apocalipse também têm afirmado que incrivelmente uma grande tempestade solar nos impactará justamente quando o campo magnético da Terra se enfraquece e se inverte, deixando-nos sem proteção ante os estragos de uma CME.

Quasares e Pulsares

• Quasares

Quasar

    Um progresso estimulante aconteceu com a recente descoberta de objetos celestes que são verdadeiras fontes de rádio, são os chamados quasares. A palavra quasar vem da expressão inglesa “quasi-star” e significa, mais ou menos, “pseudo-estrela” ou “falsa estrela”; o nome se deve ao fato de que tais objetos parecem estrelas nas fotografias. Em 1963, o astrônomo norte-americano de origem holandesa Maarten Schmidt (1929-), no Observatório de Monte Palomar (USA), investigou o espectro de uma pálida estrela azul que fora identificada como coincidente com uma fonte de ondas de rádio. Surpreendeu-se ao descobrir, através de observações e cálculos matemáticos, que esse objeto deveria estar à bilhões de anos-luz de distância da Terra.

    Obviamente não era uma estrela comum. Alguns outros destes objetos têm sido descobertos, aparentemente a mais de 7 bilhões de anos-luz de distância. Para serem tão luminosos opticamente, deviam ser 200 vezes mais luminosos que as galáxias comuns. Alem disso, parecem ser muito pequenos, com um diâmetro de 1 ano-luz. Ninguém explica como quantidades enormes de energia podem ser produzidas. Existem dúvidas sobre suas verdadeiras distâncias e a energia envolvida em seu processo. Não existe ainda explicação plausível para a sua existência. O quasar 3C 273 foi o primeiro objeto de sua espécie a ser observado. Fica a 3 bilhões de anos-luz de distância. Parece estar lançando gás no espaço. Tanto a sua região central quanto o gás expelido, são fontes de ondas de rádio.

• Pulsares

Pulsar sugando a energia de uma estrela

    Em 1967, foram registrados por astrônomos ingleses, sinais de rádio rápidos, como pulsações, com a regularidade de um relógio. Esses sinais, com períodos menores do que 1 segundo, vinham de estrelas que foram denominadas pulsares. As pulsações indicaram um objeto em rotação menor do que uma estrela anã branca, para ser capaz de girar tão rapidamente. O objeto responsável pelas pulsações é uma estrela de nêutrons, cuja existência fora prevista cerca de 40 anos antes. O pulsar mais conhecido está situado na região central da Nebulosa do Caranguejo (M1), na Constelação de Touro, onde os chineses observaram uma estrela supernova em 1054.

    Trata-se de uma estrela de nêutrons. Ela se apresenta como se estivesse explodindo. A sua variação luminosa foi transformada em pulsar, que envia um lampejo a cada 3/100 de segundo. Era difícil explicar a radiação de alta energia da Nebulosa do Caranguejo (M1), antes da descoberta deste pulsar. A emissão de ondas de rádio, por essa estrela de nêutrons, verifica-se a partir de uma zona perto do pólo magnético. Desse modo, o feixe de radiações atinge o observador de maneira intermitente. Os seus pólos magnéticos não coincidem com os de rotação. Uma estrela de nêutrons é mais densa do que uma estrela anã branca e tem apenas alguns quilômetros de diâmetro. Numa estrela de nêutrons, os elétrons foram impelidos para o núcleo do átomo, formando gás neutrônio, enquanto que a parte externa da estrela continua sendo uma camada rígida de nêutrons. Evidentemente, os pulsares constituem uma alternativa depois do estágio de estrela supernova, na vida evolutiva das estrelas.

Nuvem de Oort

Nuvem de Oort

    A nuvem de Oort é uma nuvem esférica hipotética de cometas que possivelmente se localiza a cerca de 50 000 UA, ou quase um ano-luz, do Sol. Isso faz com que ela fique a aproximadamente um quarto da distância a Proxima Centauri, a estrela mais próxima da Terra além do Sol. O cinturão de Kuiper e o disco disperso, as outras duas regiões do Sistema Solar que contêm objetos transnetunianos, se localizam a menos de um centésimo da distância estimada da nuvem de Oort. A parte externa da nuvem de Oort define o limite gravitacional do Sistema Solar.

    Acredita-se que a nuvem de Oort compreende duas regiões distintas: uma parte externa esférica e uma parte interna em forma de disco, ou nuvem de Hills. Os objetos da nuvem de Oort são compostos principalmente por gelo, amônia e metano e foram formados perto do Sol, nos primeiros estágios de formação do Sistema Solar. Então, chegaram às suas posições atuais na nuvem de Oort devido a efeitos gravitacionais causados pelos planetas gigantes.

    Embora não tenha sido feita nenhuma observação direta à nuvem de Oort, astrônomos acreditam que ela é a fonte de todos os cometas de longo período e de tipo Halley, e também de muitos centauros e cometas de Júpiter. A parte externa da nuvem de Oort é muito pouco influenciada pela gravidade do Sol, e isso faz com que outras estrelas, incluse a própria Via Láctea, possam interferir na órbita de seus objetos e mandá-los para o Sistema Solar interior. De todos os cometas de curto período do Sistema Solar, muitos podem vir do disco disperso, mas alguns podem ter se originado na nuvem de Oort. Apesar de que o cinturão de Kuiper e o disco disperso tenham sido estudados e observados, apenas quatro objetos transnetunianos conhecidos—90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 e 2008 KV42—são considerados possíveis membros da nuvem de Oort interna.

• Outras Palavras

    Muito além da órbita de Plutão, a meio caminho da estrela mais próxima está o limite do Sistema Solar. Essa região, que se estende por cerca de três anos-luz, ou seja, a 30 trilhões de quilômetros do Sol, contém seis trilhões de pedras de gelo de diversas dimensões, recebendo o nome de nuvem de Oort, em homenagem ao astrônomo holandês Jan Hendrik Oort.

    Ele verificou que os cometas de longo período vinham de uma região situada de 20.000 a 100.000 UA do Sol e previu que o Sistema Solar era cercado por uma nuvem composta de bilhões de cometas. Até hoje ninguém viu a nuvem de Oort, essa gigantesca região esférica que abriga cometas e outros resíduos da nebulosa que deu origem ao Sistema Solar.

    Ninguém mediu seu tamanho, sua densidade ou contou o número de objetos que lá existam. Isso provavelmente não será feito num futuro próximo pois os corpos se situam a distâncias muito grandes e são muito pequenos para serem detectados pelos instrumentos existentes. Mas os cientistas têm certeza que ela existe. Ela é totalmente diferente das outras regiões do sistema planetário que contém restos da nebulosa que deu origem ao Sistema Solar. Enquanto os corpos do anel de asteroides, situado entre Marte e Júpiter, e do cinturão de Kuiper, situado logo após a órbita de Netuno, estão confinados às proximidades do plano da eclíptica, os da nuvem de Oort estão espalhados em todas as direções. É bem provável que exista maior aglomeração (5 trilhões) nas proximidades do plano da eclíptica e o restante (1 trilhão) espalhados aleatoriamente.

    Os cientistas estimam que a massa total de objetos na nuvem de Oort deva ser da ordem de 40 massas terrestres. Para explicar a variada composição química dos cometas os cientistas dizem que essa matéria deve ter se formado a diferentes distâncias do Sol e portanto em locais com diferentes temperaturas. A temperatura na nuvem de Oort deve ser de -269°C, ou seja, 4°C acima do zero absoluto.

    Nas profundezas dessa nuvem a ação gravitacional do Sol é tão fraca que os corpos estão sujeitos à perturbações devidas a estrelas que passem nas proximidades do Sol, a marés galáticas ou pela passagem do Sol por nuvens intergalácticas, e com isso se precipitarem na direção do Sol.

    Os cientistas ainda buscam resposta para algumas questões: por que tudo no Sistema Solar tem forma de disco e a nuvem de Oort é esférica? Se a ação gravitacional do Sol é inexistente a essas distâncias, por que os cometas caem na direção do Sol? A cada poucos milhões de anos uma estrela passa próxima do Sol; dentro de 1,36 milhões de anos a estrela Gliese 710 passará a um ano-luz do Sol.

Cinturão de Kuiper

Cinturão de Kuiper

    Em órbita além de Plutão, que é o planeta mais distante do Sol, até o presente momento, existe o chamado Cinturão de Kuiper, formado por asteróides, também chamados de planetóides, e por fragmentos de rocha ou mineral, semelhante ao existente entre as órbitas de Marte e Júpiter. É formado por restos gelados de matéria interestelar quando da formação do Sistema Solar. Sua distância média ao Sol é de 50 UA (Unidade Astronômica = 150.000.000 Km), ou seja, 7.500.000.000 quilômetros e está situado no Plano da Eclíptica (plano equatorial do Sol). Este cinturão foi predito pelos cálculos do astrônomo norteamericano Gerard Kuiper (1905-1973), em 1951. Esta teoria reapareceu no início dos anos 70, quando simulações numéricas provaram que os cometas de longo período, provenientes da Nuvem de Oort (hipotética nuvem esférica que envolve o nosso sistema planetário), não podem ser capturados pelos planetas gigantes do Sistema Solar, para transformarem-se em cometas de curto período.

    Desde então, foram descobertos 56 asteróides candidatos a pertencerem ao Cinturão de Kuiper. O asteróide 1996TL66, descoberto em Outubro de 1996 por astrônomos nos Estados Unidos, é o objeto celeste mais brilhante já encontrado além de Netuno, depois de Plutão e Caronte. Possui um diâmetro de 500 quilômetros, aproximadamente 1/5 do diâmetro de Plutão, está situado numa órbita cuja distância média ao Sol 84 UA. Este novo asteróide parece pertencer a uma população de objetos dispersos, localizados entre o Cinturão de Kuiper e a Nuvem de Oort. A maior importância de sua descoberta está na alta excentricidade de sua órbita, que o leva de uma distância mínima do Sol de 35 UA a uma distância máxima de 130 UA. Sua descoberta sugere que o Cinturão de Kuiper se estende além de 50 UA, e que pode conter muito mais massa do que anteriormente se acreditava.

O Sistema Solar

Sistema Solar

    O sistema solar desde os primórdios da civilização foi um tema de curiosidade e estudo. Os antigos astrônomos olhando o céu, notavam que alguns pontos luminosos moviam-se no céu entre as estrelas e que durante o ano alteravam o seu brilho. Estes corpos com movimento errante foram chamados de Planetas, que significa estrelas viajantes.


    Estes corpos receberam vários nomes, dados pelos diferentes povos antigos: os egípcios, chineses, mesopotâmios, os gregos, romanos... No início as medidas realizadas para este estudo era pouco precisas e feitas muitas vezes de maneira indireta, utilizando a luz visível para realiza-las.

    Após a invenção do telescópio outros planetas foram descobertos: Urano (1781), Netuno (1846) e Plutão (1930), além de uma infinidade de outros corpos celestes, como os asteróides e cometas.

    No início do século 20 os cientistas descobriram outros tipos de ondas que como a luz fazem parte do espectro eletromagnético. Estas ondas no entanto apresentam uma série de vantagens em relação a luz, basta pensar no mau tempo ou no céu encoberto para realizar observações astronômicas.

    Em 1931 Karl Jansky, descobriu a presença de Ondas de Rádio que chegavam do espaço e interferiam nas comunicações na Terra. Esta descoberta marca o início da radioastronomia, uma técnica de observação tão importante quanto as observações astronômicas por telescópios, possibilitando o estudo de corpos celestes. As substâncias de que são feitos os planetas emitem ondas de rádio. E essas ondas, diferentemente da luz visível, penetram com facilidade na atmosfera terrestre e suas camadas de nuvens.

    Em 1957 com o início dos vôos espaciais, novos equipamentos indicavam a vantagem em utilizar outros tipos de ondas eletromagnéticas. Afinal com as viagens espaciais e o envio de sondas interplanetárias, muitos dos instrumentos a bordo foram projetados para estudar e medir com grande precisão as propriedades físicas e químicas da atmosfera e da superfície de planetas e mais recentemente do Sol, onde as condições do local na maioria das vezes não são nem um pouco favoráveis.

    No século 21 o conhecimento do sistema solar está crescendo de maneira surpreendente.

    O Sistema solar é composto de uma estrela comum, que nos chamamos de SOL e seus planetas; MERCÚRIO, VÊNUS, TERRA, MARTE, JÚPITER, SATURNO, URANO, NETUNO e PLUTÃO. Inclui também as Luas dos planetas, numerosos cometas e asteróides, meteoros e o meio interplanetário que é a região compreendida entre os corpos do sistema solar.

Planetas - Mercúrio

Mercúrio, o mais próximo do Sol

    Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta. É o planeta mais próximo do Sol, e o segundo mais pequeno do sistema solar. O seu diâmetro é 40% mais pequeno do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até mais pequeno do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titan uma lua de Saturno.

    Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilómetros de altura e centenas de quilómetros do comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera que seja suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, a Terra.

    Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse directamente por cima de nós.

    Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, Pettengill e Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.

    Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres.

    No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 109 anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.


    Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

    A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que é 1% mais forte que o da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz uma magnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.

    Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm3 que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm3. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm3 enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm3. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

• Superfície de Mercúrio

    As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem mais pequena que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por Hartmann e Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua de Júpiter.) As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava.

    Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.

    A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.

    A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 biliões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crusta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.

• Pode existir água em Mercúrio?

    Podíamos supor que em Mercúrio não pode existir água em nenhuma forma. Tem pouquíssima atmosfera e é extremamente quente durante o dia, mas em 1991 cientistas em Caltech captaram ondas de rádio vindas de Mercúrio e descobriram algumas invulgarmente brilhantes vindas do polo norte. O brilho aparente do polo norte poderia ser explicado por gelo na superfície ou logo abaixo. Mas é possível haver gelo em Mercúrio? Devido à rotação de Mercúrio ser quase perpendicular ao plano orbital, o polo norte vê sempre o sol um pouco acima do horizonte. O interior das crateras nunca está exposto ao Sol e os cientistas suspeitam que está a uma temperatura inferior a -161 C. Esta temperatura congelante pode ter água provinda de evaporação do interior do planeta, ou gelo trazido para o planeta resultante de impacto de cometas. Estes depósitos de gelo podem ter sido cobertos com uma camada de pó e por isso mostram ainda os reflexos brilhantes no radar.

Planetas - Vénus

Vénus, segundo planeta do nosso Sistema Solar

    Vénus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrónomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrónomos pensavam que Vénus era composta por dois corpos distintos. Vénus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

    Os astrónomos referem-se a Vénus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vénus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

    Vénus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vénus mais quente que Mercúrio.

    Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vénus gira de leste para oeste. Para um observador em Vénus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.

    Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vénus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vénus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vénus se revelou.

    A superfície de Vénus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vénus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

    Vénus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vénus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.

    Foram encontradas, em Vénus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

Planetas - Terra

Terra, Planeta Água

    Da perspectiva na Terra, o nosso planeta parece ser grande e robusto, com um oceano interminável de ar. Do espaço, os astronautas muitas vezes têm a impressão de que a Terra é pequena, e tem uma fina e frágil camada de atmosfera. Para um viajante do espaço, as características que distinguem a Terra são as águas azuis, as massas de terra verdes e castanhas, e o conjunto de nuvens brancas contra um fundo negro.

    Muitos sonham em viajar pelo espaço e ver as maravilhas do universo. Na realidade, todos nós somos viajantes espaciais. A nossa nave é o planeta Terra, viajando a uma velocidade de 108.000 quilómetros (67.000 milhas) por hora.

    A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol, a uma distância de 150 milhões de quilómetros (93,2 milhões de milhas). Demora 365,256 dias para girar em volta do Sol e 23.9345 horas para a Terra efectuar uma rotação completa. Tem um diâmetro de 12.756 quilómetros (7.973 milhas), apenas poucas centenas de quilómetros maior que o de Vénus. A nossa atmosfera é composta por 78 por cento de azoto, 21 por cento de oxigénio e 1 por cento de outros componentes.

    A Terra é o único planeta conhecido a abrigar vida, no sistema solar. O núcleo do nosso planeta, de níquel-ferro fundido girando rapidamente, provoca um extenso campo magnético que, junto com a atmosfera, nos protege de praticamente toda a radiação prejudicial vinda do Sol e outras estrelas. A atmosfera da Terra protege-nos dos meteoros, cuja maioria se queima antes de poder atingir a superfície.

    Das nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre o nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cintura de radiação de Van Allen. Esta cintura é formada por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra numa região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético do nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota, devido ao vento solar. Também sabemos agora que a nossa fina atmosfera superior, a qual se acreditava ser calma e sem incidentes, ferve de actividade -- expandindo-se de dia e contraindo-se à noite. A atmosfera superior, afectada pelas mudanças na actividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.

    Além de afectar a meteorologia da Terra, a actividade solar causa um dramático fenómeno visual na nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, colidem com as moléculas de ar da nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.

Planetas - Marte

Marte

     Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrónomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

 

    Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrónomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.

 

    Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenómeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

 

    Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram actividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microorganismos vivos no solo perto dos locais onde poisaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.

 

    Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de poiso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

• Atmosfera

    A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

 

• Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%
• Azoto (N2): 2.7%
• Árgon (Ar): 1.6%
• Oxigénio (O2): 0.13%
• Água (H2O): 0.03%
• Néon (Ne): 0.00025 %

    O ar marciano contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.

 

    Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

 

• Temperatura e Pressão

    A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

 

    A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7.3 e 10.8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1000 milibars.

                                                                                                                                         Fonte: solarviews

Planetas - Júpiter

Júpiter

    Júpiter é o quinto planeta mais próximo do Sol e é o maior no sistema solar. Se Júpiter fosse oco, caberiam mais de mil Terras no seu interior. Contém também mais matéria do que todos os outros planetas juntos. Tem uma massa de 1.9 x 1027 kg e um diâmetro de 142,800 quilómetros (88,736 milhas) no equador. Júpiter tem 16 satélites, quatro dos quais - Calisto, Europa, Ganímedes e Io - foram observados por Galileu já em 1610. Tem um sistema de anéis, que é muito ténue e totalmente invisível visto da Terra. (Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1.) A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, e tem algumas semelhanças com a do Sol. É composta principalmente de hidrogénio e hélio, com pequenas porções de metano, amónia, vapor de água e outros componentes. A grande profundidade dentro de Júpiter, a pressão é tão elevada que os átomos de hidrogénio estão quebrados e os electrões estão livres, de tal modo que os átomos resultantes consistem de simples protões. Isto produz um estado em que o hidrogénio se torna metálico.

    Faixas coloridas latitudinais, nuvens atmosféricas e tempestades ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. O padrão das nuvens mudam de hora para hora, ou de dia para dia. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade complexa que se move numa direcção anti-horária. Na borda, a matéria parece rodar em quatro a seis dias; perto do centro, o movimento é menor e numa direcção quase aleatória. Podem-se descobrir cadeias de outras tempestades mais pequenas e redemoinhos pelas diversas faixas de nuvens.

    Foram observadas emissões aurorais, semelhantes às auroras boreais da Terra, nas regiões polares de Júpiter. As emissões aurorais parecem estar relacionadas a matéria de Io que cai na atmosfera de Júpiter, movendo-se em espiral segundo as linhas do campo magnético. Também foram observados relâmpagos luminosos acima das nuvens, semelhantes aos super-relâmpagos na alta atmosfera da Terra.

• O Anel de Júpiter

    Ao contrário dos intrincados e complexos padrões de anéis de Saturno, Júpiter tem um simples sistema de anéis que é composto por um halo interior, um anel principal e um anel Gossamer. Para a sonda Voyager, o anel Gossamer é visto como um único anel, mas o sistema de imagens da Galileo deu-nos a descoberta inesperada que Gossamer é na realidade dois anéis. Um anel está inserido no outro. Os anéis são muito ténues e são compostos por partículas de poeira formada de meteoróides interplanetários esmagados nas quatro luas interiores de Júpiter, Métis, Adrástea, Tebe e Amalteia. Muitas das partículas são de dimensões microscópicas.

    O halo do anel interior é de forma toróide e estende-se radialmente desde cerca de 92,000 quilómetros (57,000 milhas) até cerca de 122,500 quilómetros (76,000 milhas) do centro de Júpiter. É formado por partículas finas de poeira dos limites interiores do anel principal espalhada para fora enquanto caía em direcção ao planeta. O anel principal e mais brilhante estende-se desde os limites do halo até cerca de 128,940 quilómetros (80,000 milhas) ou seja, mesmo junto ao limite interior da órbita de Adrástea. Perto da órbita de Métis, o brilho do anel principal diminui.

    Os dois anéis fracos Gossamer são semelhantes na natureza. O anel interior Gossamer de Amalteia estende-se desde a órbita de Adrástea até à órbita de Amalteia a 181,000 quilómetros (112,000 milhas) do centro de Júpiter. O anel Gossamer de Tebe, mais fraco, estende-se desde a órbita de Amalteia até aproximadamente à órbita de Tebe a 221,000 quilómetros (136,000 milhas).

    Os anéis e luas de Júpiter estão dentro de uma cintura de radiação intensa de electrões e iões capturados no campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compõem a magnetosfera joviana ou ambiente magnético, que se estendem até 3 a 7 milhões de quilómetros (1.9 a 4.3 milhões de milhas) em direcção ao Sol, e se estica em forma de manga de vento até à órbita de Saturno - uma distância de 750 milhões de quilómetros (466 milhões de milhas).

Planetas - Saturno

Saturno, O Belo

    Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no sistema solar com um diâmetro equatorial de 119,300 quilómetros (74,130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980-81. Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29.5 anos terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.

    O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1,100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direcção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. A latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.

    O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objectos no sistema solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837. As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exacta dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro. Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenómeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.

    Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas electrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exacta da formação destes raios não está bem compreendida.

    Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites de qualquer planeta do sistema solar. Em 1995, os cientistas, usando o Telescópio Espacial Hubble, descobriram quatro objectos que podem também ser luas.

                                                                                                                           Fonte: solarviews.com

Planetas - Urano

Urano e seus anéis

    Úrano é o sétimo planeta a partir do Sol e é o terceiro maior no sistema solar. Foi descoberto por William Herschel em 1781. Tem um diâmetro equatorial de 51,800 quilómetros (32,190 milhas) e orbita o Sol a cada 84.01 anos terrestres. A distância média ao Sol é 2.87 biliões de quilómetros (1.78 biliões de milhas). A duração de uma dia em Úrano é 17 horas e 14 minutos. Úrano tem pelo menos 21 luas. As duas maiores luas, Titânia e Oberon, foram descobertas por William Herschel em 1787.

    A atmosfera de Úrano é composta por 83% de hidrogénio, 15% de hélio, 2% de metano e pequenas porções de acetileno e outros hidrocarbonetos. O metano na alta atmosfera absorve a luz vermelha, dando a Úrano a sua cor azul-esverdeada. A atmosfera está organizada em nuvens que se mantêm em altitudes constantes, semelhantes à orientação das faixas latitudinais vistas em Júpiter e Saturno. Os ventos a meia-latitude em Úrano sopram na direcção da rotação do planeta. Estes ventos sopram a velocidades de 40 a 160 metros por segundo (90 a 360 milhas por hora). Experiência com sinais de rádio registaram ventos de cerca de 100 metros por segundo soprando na direcção oposta no equador.

    Úrano distingue-se pelo facto de estar inclinado para um lado. Pensa-se que a sua posição invulgar é resultado da colisão com um corpo do tamanho de um planeta no início da história do sistema solar. A Voyager 2 descobriu que uma das influências mais notáveis desta posição inclinada é o seu efeito na cauda do campo magnético, que por sua vez está inclinado 60 graus em relação ao eixo de rotação. A cauda magnética mostrou-se torcida pela rotação do planeta numa forma em espiral atrás do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida; O oceano de água e amónia electricamente condutivo e super-pressurizado que se pensava estar entre o núcleo e a atmosfera, vê-se agora que não existe. Crê-se que os campos magnéticos da Terra e de outros planetas provêm de correntes eléctricas produzidas pelos seus núcleos fundidos.

• Os Anéis de Úrano

    Em 1977, foram descobertos os primeiros nove anéis de Úrano. Durante os encontros da Voyager, estes anéis foram fotografados e medidos, tal como outros dois anéis. Os anéis de Úrano são muito diferentes dos de Júpiter e Saturno. O anel épsilon exterior é composto principalmente por blocos de gelo com vários pés de diâmetro. Uma distribuição muito ténue de poeira fina também parece estar dispersa pelo sistema de anéis.

    Pode existir um grande número de anéis estreitos, ou possivelmente anéis incompletos ou arcos de anéis, tão pequenos quanto 50 metros (160 pés) de largura. Descobriu-se que as partículas individuais dos anéis são de baixa reflectividade. Descobriu-se que pelo menos um anel, o épsilon, tem a cor cinzenta. As luas Cordélia e Ofélia agem como satélites pastores para o anel épsilon.

Planetas - Neptuno

Neptuno

   
    Neptuno é o planeta mais externo dos gigantes de gás. Tem um diâmetro equatorial de 49,500 quilómetros (30,760 milhas). Se Neptuno fosse oco, poderia conter cerca de 60 Terras. Neptuno orbita o Sol a cada 165 anos. Tem oito luas, seis das quais foram descobertas pela Voyager. Um dia em Neptuno dura 16 horas e 6.7 minutos. Neptuno foi descoberto em 23 de Setembro de 1846 por Johann Gottfried Galle, do Observatório de Berlim, e Louis d'Arrest, um estudante de astronomia, através de predições matemáticas feitas por Urbain Jean Joseph Le Verrier.


    Os primeiros dois terços de Neptuno são compostos por uma mistura de rocha fundida, água, amónia líquida e metano. O terço externo é uma mistura de gases aquecidos compostos por hidrogénio, hélio, água e metano. O metano dá a Neptuno a sua cor de nuvem azul.

    Neptuno é um planeta dinâmico com diversas manchas grandes e escuras, lembrando as tempestades, tipo furacões, de Jupiter. A maior mancha, conhecida por Grande Mancha Escura, tem aproximadamente o tamanho da Terra e é semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A Voyager mostrou uma nuvem pequena, de forma irregular, movendo-se para leste correndo à volta de Neptuno a cada 16 horas ou quase. Esta scooter tal como foi denominada pode ser uma bruma que se eleva acima de um conjunto de nuvens mais escuras.

    Foram vistas na atmosfera de Neptuno nuvens grandes e brilhantes, semelhantes às nuvens cirros terrestres. A latitudes norte mais baixas, a Voyager capturou imagens de raios de nuvens projectando as suas sombras nas formações de nuvens mais baixas.

    Os ventos mais fortes de qualquer planeta foram medidos em Neptuno. Muitos dos ventos sopram na direcção oeste, oposta à rotação do planeta. Perto da Grande Mancha Escura, os ventos sopram próximo dos 2,000 quilómetros (1,200 milhas) por hora.

    Neptuno tem um conjunto de quatro anéis que são estreitos e muito fracos. Os anéis são constituídos por partículas de pó, que se pensava terem surgido de pequenos meteoritos que se esmagaram nas luas de Neptuno. Vistos de telescópios terrestres, os anéis parecem ser arcos, mas vistos da Voyager 2 os arcos surgem como manchas brilhantes ou aglomerações no sistema de anéis. A causa exacta das aglomerações brilhantes é desconhecida.

    O campo magnético de Neptuno, tal como o de Úrano, tem uma inclinação muito acentuada de 47 graus em relação ao eixo de rotação e está deslocado de pelo menos 0.55 raios (cerca de 13,500 quilómetros ou 8,500 milhas) do centro físico. Comparando o campo magnético dos dois planetas, os cientistas pensam que a orientação extrema pode ser característica de correntes no interior e não o resultado da orientação lateral ou de qualquer reversão do campo de ambos os planetas
 
                                                                                                                               Fonte: solarviews.com

Planetas - Plutão

Plutão

    Apesar de Plutão ter sido descoberto em 1930, informações limitadas em relação a este planeta distante provocaram um atraso na compreensão das suas características. Actualmente Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por uma sonda, no entanto a existência de cada vez mais informações está a abrir-nos este planeta peculiar. A unicidade da órbita de Plutão, a relação entre a sua rotação e a do satélite, o eixo de rotação e as variações de luz dão ao planeta um "charme" especial.

    Plutão está normalmente mais longe do Sol do que qualquer dos outros planetas; no entanto, devido à excentricidade da sua órbita, está mais próximo do que Neptuno durante 20 anos dos 249 da sua órbita. Plutão atravessou a órbita de Neptuno em 21 de Janeiro de 1979, teve a sua maior aproximação em 5 de Setembro de 1989 e permanecerá dentro da órbita de Neptuno até 11 de Fevereiro de 1999. Este facto só ocorrerá de novo em Setembro de 2226.

    À medida que Plutão se aproxima do periélio, atinge a sua distância máxima da eclíptica devido à sua inclinação de 17 graus. Por isso, está muito acima ou abaixo do plano da órbita de Neptuno. Nestas condições, Plutão e Neptuno não colidem nem se aproximam mais de 18 U.A. um do outro.

    O período de rotação de Plutão é de 6.387 dias, o mesmo do seu satélite Caronte. Apesar de ser normal um satélite viajar numa órbita síncrona com o seu planeta, Plutão é o único planeta que roda sincronamente com a órbita do seu satélite. Por estarem gravitalmente bloquados, Plutão e Caronte têm a mesma face continuamente virada um para o outro enquanto viajam pelo espaço.

    Ao contrário da maior parte dos planetas, mas semelhante a Úrano, Plutão roda com os seus polos quase no plano orbital. O eixo de rotação de Plutão está inclinado de 122 graus. Quando Plutão foi descoberto, a região do seu polo relativamente brilhante era a vista da Terra. Plutão parecia diminuir de luminosidade enquando o nosso ponto de vista gradualmente se desviava de próximo do polo em 1954 até próximo do equador em 1973. O equador de Plutão é o que se vê agora da Terra.

    Durante o período entre 1985 e 1990, a Terra estava alinhada com a órbita de Caronte à volta de Plutão de tal forma que podia ser observado um eclipse em cada dia de Plutão. Este facto deu oportunidades para obter informações significativas que levou ao desenho de mapas de albedo que definem a reflectividade da superfície, e à primeira determinação mais exacta das dimensões de Plutão e de Caronte, incluindo todos os dados que poderiam daí ser calculados.

    Os primeiros eclipses (mútuos) começaram a bloquear a região polar norte. Os eclipses seguintes bloquearam a região equatorial e os eclipses restantes bloquearam a região polar sul de Plutão. Medindo cuidadosamente o brilho durante todo este tempo, foi possível determinar formações de superfície. Descobriu-se que Plutão tem uma calote polar sul muito reflectiva, uma calote polar norte mais fraca e formações brilhantes e escuras na região do equador. O albedo geométrico de Plutão é de 0.49 a 0.66, que é muito mais brilhante do que Caronte. O albedo de Caronte varia de 0.36 a 0.39.

    Os eclipses duraram cerca de quatro horas e pela medida cuidadosa dos inícios e dos fins, foram obtidas medições dos seus diâmetros. Os diâmetros também podem ser medidos directamente com um erro de 1 por cento por imagens mais recentes obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble. Estas imagens conseguem uma resolução que mostra claramente os dois objectos como dois discos separados. As ópticas melhoradas permitem-nos medir o diâmetro de Plutão com 2,274 quilómetros (1413 milhas) e o diâmetro de Caronte com 1,172 quilómetros (728 milhas), pouco mais de metade da dimensão de Plutão. A sua separação média é de 19,640 km (12,200 milhas), aproximadamente oito diâmetros de Plutão.

    A separação média e o período orbital são usados para calcular as massas de Plutão e de Caronte. A massa de Plutão é cerca de 6.4 x 10-9 massas solares. Esta é quase 7 (era 12) vezes a massa de Caronte e aproximadamente 0.0021 da massa da Terra, ou um quinto da nossa lua.

    A densidade média de Plutão está entre 1.8 e 2.1 gramas por centímetro cúbico. Conclui-se que Plutão é 50% a 75% de rocha misturada com gelos. A densidade de Caronte é 1.2 a 1.3 g/cm3, indicando que contém poucas rochas. As diferenças em densidade dizem-nos que Plutão e Caronte foram formados independentes, apesar dos valores de Caronte obtidos do TEH serem ainda contrariados pelas observações terrestres. As origens de Plutão e de Caronte permanecem no reino da teoria.

    A superfície gelada de Plutão é composta por 98% de nitrogénio (N2). Também estão presentes metano (CH4) e traços de monóxido de carbono (CO). O metano sólido indica que Plutão tem uma temperatura inferior a 70 Kelvin. A temperatura de Plutão varia muito durante o percurso da sua órbita porque Plutão pode-se aproximar do Sol até 30 UA e afastar até 50 UA. Existe uma ténue atmosfera que congela e cai na superfície quando o planeta se afasta do Sol. A NASA planeia lançar uma sonda, o Expresso de Plutão, em 2001 que permitirá aos cientistas estudarem o planeta antes da atmosfera congelar. A pressão atmosférica deduzida à superfície de Plutão é 1/100,000 da pressão à superfície da Terra.

    Plutão foi oficialmente etiquetado como o nono planeta pela União Astronómica Internacional em 1930 e recebeu o nome do deus romano do submundo. Foi o primeiro e único planeta a ser descoberto por um americano, Clyde W. Tombaugh.

    O caminho que levou à sua descoberta é creditado a Percival Lowell que fundou o Observatório Lowell em Flagstaff, Arizona, e custeou três pesquisas separadas do "Planet X". Lowell fez numerosos cálculos para o encontrar, sem sucesso, acreditando que ele poderia ser detectado pelo efeito que provoca na órbita de Neptuno. Dr. Vesto Slipher, o director do observatório, contratou Clyde Tombaugh para a terceira pesquisa e Clyde obteve vários conjuntos de fotografias do plano do sistema solar (eclíptica) com uma a duas semanas de separação e procurou alguma coisa que se tivesse deslocado em relação ao fundo estrelado. Esta aproximação sistemática teve sucesso e Plutão foi descoberto por este jovem (nascido em 4 de Fevereiro de 1906) de 24 anos assistente do laboratório do Kansas em 18 de Fevereiro de 1930. Plutão é na verdade pequeno demais para ser o "Planet X" que Percival Lowell esperou encontrar.