Ciências Planetárias:

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1 Ciências Planetárias:
um curso introdutório Daniela Lazzaro Julho 2007

2 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

3 Sol Planetas - Júpiter Planetas Anões – Plutão Pequenos Corpos – TNO
Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas - Júpiter Saturno Urano Netuno Sol Ceres Planetas Anões – Plutão Eris Asteróides Pequenos Corpos – TNO Cometas Poeira

4 Sol Planetas - Júpiter Planetas Anões – Plutão Pequenos Corpos – TNO
Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas - Júpiter Saturno Urano Netuno Sol Satélites/Binários Ceres Planetas Anões – Plutão Eris Satélites/Binários Asteróides Pequenos Corpos – TNO Cometas Satélites/Binários Poeira

5 Sol Planetas - Júpiter Planetas Anões – Plutão Pequenos Corpos – TNO
Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas - Júpiter Saturno Urano Netuno Sol Satélites/Binários Anéis Ceres Planetas Anões – Plutão Eris Satélites/Binários Asteróides Pequenos Corpos – TNO Cometas Satélites/Binários Poeira

6 % Massa Total Sol 99.8000000 Júpiter 0.1000000 Cometas 0.0500000
Distribuição de massa % Massa Total Sol Júpiter Cometas Outros planetas Satélites e anéis Asteróides Poeira cósmica

7 Sol Evolução dinâmica Lei de gravitação universal
Leis de Kepler do movimento planetário (1609) elipse com o Sol num dos focos áreas iguais em tempos iguais semi-eixo x velocidade orbital

8 Movimento em torno do primário
Nodo descendente Linha dos nodos Plano orbital da Terra eclíptica Periélio Ponto Vernal a -semi-eixo maior e - excentricidade i - inclinação - longitude do nodo ascendente - argumento do periélio T - instante da passagem pelo periélio Nodo ascendente Afélio Plano orbital do planeta

9 Perturbação

10 Sistemas binários dois ou mais corpos de massa comparável
movimento em torno do centro de massa do sistema órbita do corpo com mais massa órbita do corpo com menos massa Sist. Solar: baricentro dentro do Sol Terra-Lua: baricentro dentro da Terra Plutão-Caronte: baricentro fora de ambos os corpos

11 Mercúrio Vênus

12 As órbitas no Sistema Solar
circulares circulares e elípticas muito elípticas Planetas Asteróides Cometas

13 O Sistema Solar em tamanhos Eris

14 As temperaturas no Sistema Solar
Mercúrio ~500K Plutão ~50K

15 Raio Massa Dens. Mercúrio 0,38 0,06 5,4 Venus 0,95 0,82 5,3 Terra 1,00
(RT) Massa (MT) Dens. (g/cm3) Mercúrio 0,38 0,06 5,4 Venus 0,95 0,82 5,3 Terra 1,00 5,5 Marte 0,53 0,11 3,9 Júpiter 11,2 318 1,3 Saturno 9,5 95 0,7 Urano 4,1 15 1,2 Netuno 17 1,6 RT=6378 km MT=5.98 x 1024kg Terrestres Gigantes

16 Planetas Gigantes ou Gasosos
Planetas Terrestres ou Rochosos Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas Gigantes ou Gasosos Júpiter Saturno Urano Netuno

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18 “frost-line” linha do gelo
TNOs “frost-line” linha do gelo silicatos metais gelos

19 Formação do Sistema Solar
Propriedades 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. 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 ~ massas da Terra planetas “intermediários” ou “gelados” (Urano e Netuno) também tem núcleos de rocha-gelo mas apenas ~ 5-20% de H e He;

20 ~1012 cometas com 1 km ou maiores
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

21 Dados Observacionais direção de movimento e rotação órbitas coplanares
composição: H + He = composição solar tamanhos

22 Vínculos Observacionais
Composição solar  nebulosa Direção de rotação  nebulosa em rotação Órbitas co-planares  disco Datação radiativa: solidificação 4.55 x 106 anos

23 instabilidades gravitacionais no disco de gás
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

24 A hipótese nebular (cont.)
Modelagens modernas Nebulosa massiva, disco ~ 1MSol: Instabilidades gravitacionais (Cameron, 1969)  Proto-planetas gigantes gasosos Nebulosa mínima, disco ~10-2MSol: Condensação + accreção (Safronov, 1969)  Planetesimais  Planetas 1. Adicione elementos voláteis a cada planeta até atingir a composição solar 2. Espalhe cada planeta num anel que chega até metade da distância ao próximo planeta 3. Ajuste uma reta à densidade superficial resultante Wiedenschilling 1977 Hayashi 1981

25 -Pictoris

26 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 planetários 6. núcleos dos planetas gigantes capturam envoltórias de gás Implica no crescimento de 45 ordens de grandeza em massa através de 6 diferentes processos físicos!

27

28 Penso que você deveria ser um pouco mais explicito neste ponto
então ocorre um milagre

29 Mas...quantos Planetas? na antiguidade: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno 6 7 8 9 W. Herschel descobre Urano (1801, G. Piazzi descobre Ceres, considerado planeta até ~1845) 1846 – J.G. Galle descobre Netuno 1930 – C.W. Tombaugh descobre Plutão

30 Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?
mas ... a massa de Plutão = massas da Terra Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?

31 terminar abruptamente em Plutão ?
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 do Cinturão Trans-Netuniano (Cinturão de Kuiper ou Cinturão de Edgeworth-Kuiper)

32 Cinturão Trans-Netuniano (CTN)
Julho 2007 = 1258 objetos

33 14 Nov descoberto Sedna

34 O que é um planeta? Março 2003: descoberto 2003 EL61  D = 1200km
Dezembro 2003: descoberto 2003 UB313  D = 2400km Março 2005: descoberto 2005 FY9  D = 1250km Objeto Diâmetro (km) Plutão 2320 Sedna < 1500 2003 EL61 1200 2003 UB313 2400 ± 100 2005 FY9 1250? 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?

35 Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas O que determina sua forma O que determina sua luminosidade Se suficientemente grande, um corpo será comprimido numa forma esférica por sua própria auto-gravidade A fonte da luminosidade de um corpo muda de acordo com sua massa Fusão termonuclear Calor da formação Contração gravitacional Diferenciação interna

36 Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas Características dinâmicas em torno de que objeto gira se está sozinho neste tipo de órbita qual a forma e a inclinação da órbita

37 Em que bases podemos definir um planeta ?
Características físicas Características dinâmicas Características cosmogônicas se formado num disco se formado por “colapso gravitacional” se formado por acréscimo de planetesimais

38 Agosto 2007 – Proposta da “comissão dos sábios” da IAU

39 Agosto 2007 – proposta dos “dissidentes Quantifica a capacidade de um
M-massa P-período k- ~const. Quantifica a capacidade de um corpo espalhar pequenos corpos de sua zona orbital =1 Stern & Levinson 2002 UB313 Soter, 2006

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41 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: (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”.

42 Eris Plutão 13 setembro 2006

43 Sol Planetas - Júpiter Planetas Anões – Plutão Pequenos Corpos – TNO
Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas - Júpiter Saturno Urano Netuno Sol Satélites/Binários Anéis Ceres Planetas Anões – Plutão Eris Satélites/Binários Asteróides Pequenos Corpos – TNO Cometas Satélites/Binários Poeira

44 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