Ciências Planetárias: 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

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

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

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

% Massa Total Sol 99.8000000 Júpiter 0.1000000 Cometas 0.0500000 Distribuição de massa % Massa Total Sol 99.8000000 Júpiter 0.1000000 Cometas 0.0500000 Outros planetas 0.0400000 Satélites e anéis 0.0000500 Asteróides 0.0000020 Poeira cósmica 0.0000001

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

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

Perturbação

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

Mercúrio Vênus

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

O Sistema Solar em tamanhos Eris

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

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

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

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

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 ~ 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;

~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

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

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

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

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

-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 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!

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

Mas...quantos Planetas? na antiguidade: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno 6 7 8 9 1781 - 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

Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno? mas ... a massa de Plutão = 0.002 massas da Terra Como poderia perturbar as órbitas de Urano e Netuno?

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)

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

14 Nov. 2003 descoberto 90377 Sedna

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?

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

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

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

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

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

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”.

136199 Eris 134340 Plutão 13 setembro 2006

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

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