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C iências P lanetárias: C iências P lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório Daniela Lazzaro Julho 2007.

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1 C iências P lanetárias: C iências P lanetárias: um curso introdutório 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 Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas - Júpiter Saturno Urano Netuno Ceres Planetas Anões – Plutão Eris Asteróides Pequenos Corpos – TNO Cometas Poeira

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

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

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

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

9 Perturbação

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

11 Vênus Mercúrio

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

13 Eris O Sistema Solar em tamanhos

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

15 Raio (R T ) Massa (M T ) Dens. (g/cm 3 ) Mercúrio0,380,065,4 Venus0,950,825,3 Terra1,00 5,5 Marte0,530,113,9 Júpiter11,23181,3 Saturno9,5950,7 Urano4,1151,2 Netuno3,9171,6 R T =6378 km M T =5.98 x kg Terrestres Gigantes

16 Planetas Terrestres ou Rochosos Mercúrio Vênus Terra Marte Planetas Gigantes ou Gasosos SaturnoJúpiterUrano Netuno

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18 TNOs frost-line linha do gelo gelossilicatos metais

19 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) < 30 º ; 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 10 9 anos (late heavy bombardment) idade do Sistema Solar é 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 Nuvem de Oort ~10 12 cometas com 1 km ou maiores raio >10 4 AU aproximadamente esférica fonte dos cometas de longo-período (P > 200 anos) e curto-período (200 > P > 20 anos) Cinturão Transnetuniano (ou de Kuiper) ~10 9 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 órbitas coplanares direção de movimento e rotação tamanhos composição: H + He +... = composição solar

22 Datação radiativa: solidificação 4.55 x 10 6 anos Vínculos Observacionais Composição solar nebulosa Direção de rotação nebulosa em rotação Órbitas co-planares disco

23 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.) Nebulosa mínima, disco ~10 -2 M Sol : Condensação + accreção (Safronov, 1969) Planetesimais Planetas Nebulosa massiva, disco ~ 1M Sol : Instabilidades gravitacionais (Cameron, 1969) Proto-planetas gigantes gasosos Modelagens modernas 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!

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

29 na antiguidade: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno 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?

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

31 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 Março 2003: descoberto 2003 EL61 D = 1200km Dezembro 2003: descoberto 2003 UB313 D = 2400km Março 2005: descoberto 2005 FY9 D = 1250km ObjetoDiâmetro (km) Plutão2320 Sedna< EL UB ± FY91250? 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 Se suficientemente grande, um corpo será comprimido numa forma esférica por sua própria auto-gravidade O que determina sua formaO que determina sua luminosidade Calor da formaçãoFusão termonuclear Contração gravitacionalDiferenciação interna A fonte da luminosidade de um corpo muda de acordo com sua massa

36 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

37 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

38 Agosto 2007 – Proposta da comissão dos sábios da IAU

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

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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: (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.

42 Eris Plutão 13 setembro 2006

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


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