Sistema Solar
O Sistema Solar compreende o conjunto constituído pelo Sol e todos os
corpos celestes que estão sob seu domínio gravitacional. A estrelacentral, maior
componente do sistema (respondendo por mais de 99,85% da massa total
4 ), gera sua energia através da fusão dehidrogênio em hélio, dois de
seus principais constituintes. Os quatroplanetas mais próximos do Sol (Mercúrio,
Vênus, Terra e Marte) possuem em comum uma crosta sólida e rochosa, razão pela
qual se classificam no grupo dos planetas telúricos. Mais afastados, os
quatrogigantes gasosos, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, são os componentes de
maior massa do sistema logo após o próprio Sol. Dos cinco planetas anões, Ceres
é o que se localiza mais próximo do centro do Sistema Solar, enquanto todos os
outros, Plutão, Haumea, Éris eMakemake, se encontram além da órbita de
Netuno.
Permeando praticamente toda a extensão do Sistema Solar, existem incontáveis
objetos que constituem a classe dos corpos menores. Osasteroides, essencialmente
rochosos, concentram-se numa faixa entre as órbitas de Marte e Júpiter que se
assemelha a um cinturão. Além da órbita do último planeta, a temperatura é
suficientemente baixa para permitir a existência de fragmentos de gelo, que se
aglomeram sobretudo nas regiões do Cinturão de Kuiper, Disco disperso e naNuvem
de Oort; esporadicamente são desviados para o interior do sistema onde, pela
ação do calor do Sol, se transformam em cometas. Muitos corpos, por sua vez,
possuem força gravitacional suficiente para manter orbitando em torno de si
objetos menores, os satélites naturais, com as mais variadas formas e dimensões.
Os planetas gigantes apresentam, ainda, sistemas de anéis planetários, uma faixa
composta por minúsculas partículas de gelo e poeira.
O Sistema Solar, de acordo com a teoria mais aceita hoje em dia, teve origem
a partir de uma nuvem molecular que, por alguma perturbação gravitacional,
entrou em colapso e formou a estrela central, enquanto seus remanescentes
geraram os demais corpos. Em sua configuração atual, todos os componentes
descrevem órbitas praticamente elípticasao redor do Sol, constituindo um sistema
dinâmico onde os corpos estão em mútua interação mediada sobretudo pela força
gravitacional. A sua estrutura tem sido objeto de estudos desde a antiguidade,
mas somente há cinco séculos a humanidade reconheceu o fato de que o Sol, e não
a Terra, constitui o centro do movimento planetário. Desde então, a evolução dos
equipamentos de pesquisa, como telescópios, possibilitou uma maior compreensão
do sistema. Entretanto, detalhes sem precedentes foram obtidos somente após o
envio de sondas espaciais a todos os planetas, que retornam imagens e dados com
uma precisão nunca antes alcançada.
Formação
As teorias que buscam explicar como ocorreu a formação do Sistema Solar
começaram a surgir no século XVI, a partir da observação mais acurada do
movimento dos corpos. Ao longo do tempo, algumas dessas hipóteses foram ganhando
importância. Descartes, por exemplo, sugeriu que o Sol e os planetas surgiram a
partir de um vórtice existente no universo primordial. A teoria da captura dos
protoplanetas, por seu lado, sugere que estes corpos coalesceram de uma nuvem
molecular e, posteriormente, foram capturados pela gravidade do recém-formado
Sol, juntaram-se e formaram os planetas. Uma variante deste conceito propõe que
os protoplanetas foram capturados pelo Sol a uma estrela de baixa densidade que
passou nas proximidades.
Laplace foi o responsável por desenvolver a hipótese de que o Sol teria se
formado a partir de uma nuvem que girava e se contraía e, ao seu redor, os
restantes materiais se condensaram nos demais corpos. Essa teoria, comumente
referida como hipótese nebular, passou por algumas adaptações e se tornou a mais
aceita no meio científico, especialmente após observações recentes da composição
de meteoritos, que conservam características do período em que se formaram, nos
primórdios do Sistema Solar.
Protoestrela
Há cerca de 4.66 bilhões de anos, toda a matéria que hoje forma o
Sistema Solar se encontrava sob a forma de gás e poeira pertencentes a uma
grandenebulosa com extensão estimada entre cinquenta e cem anos-luz, composta
sobretudo por hidrogênio e uma considerável fração de hélio, além de traços de
elementos mais pesados, como carbono e oxigênio e alguns compostos silicados,
que formavam a poeira interestelar. Em algum momento, por conta de uma provável
influência externa, como uma onda de choque provocada pela explosão de
umasupernova nas proximidades, uma região em seu interior começou a se tornar
mais densa e, por causa da gravidade, progressivamente passou a atrair mais gás
em sua direção, dando origem a um núcleo que se aquecia conforme ganhava massa.
Esse fragmento da nebulosa apresentava um lento movimento de rotação que,
enquanto se condensava, gradualmente aumentava a sua velocidade angular.
Contudo, se essa velocidade se tornasse excessiva, não permitiria a formação da
estrela. Por isso, de acordo com a teoria mais aceita, o gás cuja velocidade era
muito elevada para incorporar-se ao núcleo era ejetado por ação de umcampo
magnético que permeava a nuvem, dispersando assim boa parte do momento angular
do sistema.
Com o núcleo da nuvem cada vez mais denso, formou-se uma esfera achatada de
gás com temperatura agora atingindo alguns milhares de graus Celsius, uma
protoestrela, cujo diâmetro era equivalente ao da órbita atual de Mercúrio. Ao
seu redor, a nuvem de gás adquiriu um formato achatado devido ao movimento de
rotação, formando um disco denominadonebulosa solar, que se estendia por entre
cem e duzentas unidades astronômicas.nota Ao redor do núcleo a
temperatura era relativamente alta, alguns milhares de graus Celsius, ao passo
que as áreas mais afastadas registravam temperaturas negativas.
Um milhão de anos se passaram desde o início do colapso da nuvem, quando o
protossol já havia encolhido para um raio poucas vezes maior que seu estado
atual. Nessa etapa teve início uma das fases mais turbulentas de sua evolução.
Em seu interior, a maior parte do gás se encontrava ionizado e a uma temperatura
de cerca de cinco milhões de graus Celsius, o que, em associação com a rápida
rotação da protoestrela, gerava movimentos de cargas elétricas, originando um
campo magnético muito mais intenso que o atual. A instabilidade desse campo
provocava violentas movimentações de gás ionizado, tanto da própria protoestrela
quanto da nuvem ao seu redor, causando uma intensa variação de brilho,
semelhante ao processo que se observa atualmente na estrela variável T Tauri
localizada na constelação do Touro. Entre trinta e cinquenta milhões de anos
depois, a temperatura no núcleo chegou a quinze milhões de graus Celsius,
suficiente para dar início ao processo de fusão nuclear, caracterizando o Sol
como uma estrela estável que entrou na sequência principal, convertendo
hidrogênio em hélio.
Formação dos planetas e demais corpos
Ao mesmo tempo em que se formava a protoestrela, minúsculas partículas de
poeira começaram a se fundir e a formar corpos agregados cada vez maiores, num
processo que durou milhões de anos, até surgirem os primeiros objetos com
dimensões quilométricas denominados planetesimais, cuja interação gravitacional
começava a ser significativa. O elevado número de corpos orbitando a estrela deu
início a um processo caótico de sucessivas colisões, algumas fragmentando-os
novamente em poeira e pequenas partes, outras proporcionando o aumento de suas
massas. Alguns deles, a essa altura, possuíam dimensões substancialmente maiores
que a dos demais e a sua influência gravitacional atraía outros objetos. Tais
corpos, de dimensões consideráveis, recebem a denominação de protoplanetas
Por força da sua atração gravitacional, estes objetos não só agregaram a
matéria que cruzava a sua órbita, mas também colidiram uns com os outros, por
vezes fundindo-se e dando origem aos primeiros planetas. Acredita-se que Vênus e
a Terra, por exemplo, resultaram da colisão de mais de dez protoplanetas cada
um, mas permanece desconhecida a razão pela qual Mercúrio e Marte não
incorporaram material na mesma taxa, o que determinou suas dimensões reduzidas.
Durante esses impactos, imensas quantidades de energia eram liberadas, formando
grandes oceanos de lava por todo o planeta. Colisões
também foram responsáveis pelo surgimento de diversos satélites naturais, dentre
eles a Lua, que, de acordo com a teoria vigente, resultou dos remanescentes de
um choque ocorrido há 4,44 bilhões de anosnota 1 entre a Terra e
Theia, um corpo do tamanho de Marte Os planetesimais restantes que
não eram incorporados aos planetas colidiram entre si, deixando muitos destroços
que foram varridos pela gravidade dos planetas. Centenas de milhões
de anos depois de o processo ter iniciado, os planetas interiores estavam
praticamente formados e o vento e a radiação provenientes do Sol expulsaram as
pequenas partículas ainda remanescentes da região, desacelerando o crescimento
desses planetas. 
Enquanto esse processo transcorria no interior do Sistema Solar, nas regiões
mais afastadas da estrela as temperaturas eram baixas o suficiente para permitir
a formação de
cristais de gelo, muito mais abundantes que os compostos silicados
predominantes nos planetas internos. No entanto, sabe-se que os planetas
gigantes Júpiter e Saturno são formados sobretudo por hidrogênio e hélio, que
não poderiam existir sob a forma de gelo nessa região. Por isso foram formuladas
duas hipóteses para explicar a possível origem desses planetas. A primeira
sugere que planetesimais formados de rocha e gelo se fundiram formando planetas
com massas de dez a quinze vezes superiores à da Terra, tornando-os
suficientemente massivos para atrair e manter os gases presentes na então
nebulosa solar, o que justificaria a provável composição atual dos núcleos
desses planetas, predominantemente rochosos. Outra teoria sugere a possibilidade
de os dois maiores planetas do Sistema Solar terem sido formados diretamente da
condensação da nebulosa solar, em um processo semelhante ao que deu origem ao
Sol, no qual a presença da enorme quantidade de gás, poeira e gelo
possibilitaram a formação de corpos com elevadas dimensões. Urano e Netuno, por
sua vez, teriam surgido a partir da agregação de fragmentos de gelo presentes
nas regiões mais externas, o que explicaria a fração diferenciada de compostos
voláteis que formam tais planetas. Contudo, quando atingiram porte suficiente
para absorver gases, tal como ocorreu com Júpiter e Saturno, a nebulosa solar já
havia se dissipado, impossibilitando seu eventual crescimento.
Migração planetária e evolução subsequente
De acordo com o modelo vigente da evolução das órbitas planetárias -
denominado Modelo de Nice - as órbitas dos três planetas exteriores eram muito
mais regulares e próximas do Sol que atualmente e, além destes, existia um
enxame de rochas e gelo remanescentes da formação planetária. Sucessivas
aproximações desses corpos com os planetas gigantes ocorriam, direcionando-os
para dentro ou para fora do Sistema Solar. Contudo, ao desviarem um corpo em
direção ao Sol, Saturno, Urano e Netuno adquiriam uma pequena aceleração em
direção oposta, o que, após sucessivas interações com objetos menores, os
colocou em órbitas mais distantes, caracterizando o processo de migração
planetária. Júpiter, por sua vez, foi ligeiramente deslocado para uma órbita
mais próxima do Sol. Então, os dois maiores planetas entraram emressonância 1:2,
ou seja, enquanto Saturno completava uma volta ao redor do Sol, Júpiter efetuava
duas. A cada aproximação que ocorria entre ambos, a interação gravitacional
tornava as suas órbitas mais excêntricas, sobretudo a de Saturno por este
apresentar menor massa.
Simulação da órbita dos planetas gigantes a) no início; b) durante o intenso
bombardeio tardio (ilustra-se igualmente a eventual troca de posição entre Urano
e Netuno) e c) após o processo de migração planetária. Note como os objetos além
da órbita inicial de Netuno são espalhados.
Essa mudança afetou a órbita dos outros dois gigantes externos, Urano e
Netuno, tornando-as também mais alongadas. Netuno, então, passou a interceptar
uma região povoada por rochas e gelo, dando início a um dos períodos mais
violentos da história do Sistema Solar. Ao adentrar nessa região, o planeta
provocou um distúrbio na órbita dos corpos menores, direcionando-os para dentro
ou para fora do Sistema Solar. Muitos deles atingiram os planetas internos,
durante o período denominado intenso bombardeio tardio, ocorrido há quatro
bilhões de anos e cujas marcas ainda são evidentes na superfície da
Lua e de Mercúrio. Ao longo de quinhentos milhões de anos, essa região foi
completamente varrida, sendo que somente uma pequena fração dos objetos que nela
existiam (estima-se 0,1%) permanece, atualmente formando o Cinturão de Kuiper e
a Nuvem de Oort.
Apesar de conseguir responder a muitas questões que até então se colocavam, o
modelo de Nice originalmente não explicava como puderam os gigantes gasosos
formar-se no intervalo de tempo atualmente considerado pela comunidade
científica, exigindo várias centenas de milhões de anos para lá deste. Aplicando
a lógica do modelo, mas pressupondo que a nebulosa inicial seria mais densa do
que a teoria original estimava, mostrou-se que a formação dos planetas
exteriores no prazo indicado era exequível. Simulações de computador,
respeitando o modelo de Nice, mas partindo de uma nebulosa mais densa,
confirmaram a hipótese. No entanto, introduziram igualmente uma possibilidade
que não havia sido equacionada: em metade das simulações efetuadas, Netuno
formava-se entre Urano e Saturno, sendo progressivamente levado para uma órbita
exterior a Urano. Perante a incerteza que as probabilidades registram neste
aspecto particular, a hipótese da troca de posição entre os dois planetas mais
exteriores mantém-se em aberto.
Componentes
O Sistema Solar é constituído essencialmente pelo Sol e pelo conjunto de
corpos que estão sob influência de seu campo gravitacional. Dentre estes, os
oito planetassão os componentes mais massivos do sistema, divididos em planetas
telúricos (os quatro menores e mais próximos do Sol, predominantemente rochosos)
e gigantes gasosos (os quatro maiores e mais afastados do Sol). A maior parte
exerce força gravitacional suficiente para manter uma camada de gases ao seu
redor, ou seja, possuem atmosfera, e também satélites naturais orbitando-os.
Enquanto a Terra e Marte apresentam somente um e dois satélites naturais
respectivamente, os gigantes gasosos possuem dezenas cada um, nas mais variadas
formas, composições e tamanhos. Existem ainda cinco corpos que, de acordo com os
padrões da União Astronômica Internacional, se enquadram na categoria deplanetas
anões e que, na sua maioria, também exibem satélites naturais. Vários asteroides
se fazem igualmente acompanhar por pequenas luas. Os quatro planetas
gigantes possuem, ainda, sistemas de anéis planetários, formados essencialmente
por partículas de gelo e poeira com dimensões máximas de alguns centímetros, que
orbitam o planeta no plano de seu equador.22 Espalhados por toda
extensão do Sistema Solar existem milhares de corpos menores, comoasteroides e
cometas, além da poeira interplanetária e de matéria proveniente do Sol que
permeiam o espaço entre os corpos.
So l
O componente central e principal fonte de energia do Sistema Solar, o Sol,
embora seja o astro mais luminoso quando visto do nosso planeta, é uma
estrelarelativamente pequena e comum na Via Láctea, com um raio de
aproximadamente setecentos mil quilômetros. É constituído essencialmente por
hidrogênio e hélioionizados, mantidos coesos sob forma aproximadamente esférica
graças à ação da gravidade. Consequentemente, a imensa pressão e temperatura em
seu núcleo são suficientes para que ocorra o processo de fusão nuclear, no qual
há a conversão de núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio e liberação de
energia. A estrela emite radiação em praticamente todo o espectro
eletromagnético, sobretudo na forma de luz visível.
Dentre as camadas que compõem o Sol, o núcleo, onde ocorrem as reações de
fusão, é a mais interna, atingindo uma temperatura de cerca de quinze milhões
degraus Celsius. A energia produzida nessa região transfere-se para a zona de
radiação, através da qual atinge a camada subsequente, denominada zona
convectiva, que, por sua vez, a transporta até a fotosfera, a superfície visível
do Sol por onde escapa a radiação que ilumina todo o Sistema Solar. O campo
magnético da estrela faz com que surjam manchas (regiões mais escuras na
fotosfera) e proeminências solares que, por sua vez, podem dar origem a uma
ejeção de massa coronal. Tais eventos estão geralmente associados aos ciclos
solares, cujo pico de atividade ocorre a cada onze anos. Circundando o Sol
encontram-se a cromosfera e a coroa solar, duas camadas de gases que constituem
a atmosfera da estrela, praticamente invisíveis por conta do ofuscamento
provocado pelo brilho superficial. Dessa coroa emanam correntes de partículas
eletricamente carregadas, a uma temperatura de dois milhões de graus Celsius,
responsáveis pelo vento solar que se espalha com grande velocidade e atinge os
confins do sistema.
Planetas telúricos
Os quatro planetas mais próximos do Sol constituem o grupo dos planetas
telúricos e têm como características comuns a presença de crostas sólidas
formadas sobretudo por silicatos, além de núcleos cuja composição possui elevada
porcentagem de ferro. Durante o período de formação planetária, a ausência de
gelo na região mais interior do sistema e a massa modesta desses corpos não
favoreceram a retenção de gases da nebulosa solar, razão pela qual são
essencialmente rochosos. Nenhum apresenta um sistema de anéis planetários e
somente a Terra e Marte possuem satélites naturais. Mercúrio tem uma atmosfera
extremamente rarefeita, em contraste com a espessa camada de gases que envolve o
planeta Vênus. A atmosfera terrestre, por sua vez, possui uma composição
peculiar devido à presença de seres vivos que com ela interagem,
transformando-a, enquanto a de Marte mostra-se bastante rarefeita, embora seja
provável que outrora tenha sido espessa o suficiente para garantir a presença de
água em estado líquido.
Mercúrio
O planeta mais próximo do Sol, que gasta somente oitenta e oito dias para
completar seu período de translação, possui uma aparência acinzentada com
inúmeras marcas de impactos que lembram a superfície lunar. Na topografia de
Mercúrio, destacam-se as áreas planas, as crateras de impacto e as cadeias
montanhosas sinuosas, formadas pela contração da crosta durante o período de
resfriamento do planeta. Mercúrio possui uma atmosfera extremamente rarefeita,
formada somente de partículas retidas do vento solar que logo se perdem devido à
intensa radiação oriunda da estrela. Por isso, a temperatura na superfície chega
a ultrapassar 420 graus Celsius durante o dia e cai drasticamente durante a
noite, atingindo -180°C. Também por causa da ausência de uma atmosfera
substancial que pudesse desencadear processos erosivos, conservaram-se registros
dos impactos de meteoroides, asteroides e cometas que ocorreram há bilhões de
anos e que deixaram marcas por vezes extensas, como a bacia Caloris,
com mais de 1 500 quilômetros de diâmetro. Mercúrio é o segundo planeta mais
denso do Sistema Solar, com um núcleo metálico cujo raio equivale a 75% do total
do planeta e que é responsável pela manutenção de um fraco campo magnético.
Existem evidências da presença de água sob a forma de gelo em crateras profundas
nos polos norte e sul que nunca recebem a luz do Sol diretamente.
Vênus
O segundo planeta a partir do Sol possui tamanho, composição e massa
similares à Terra. Contudo, o seu período de rotação é de 243 dias, superior ao
tempo que Vênus leva
a completar uma órbita ao redor do Sol, pelo que um dia venusiano é mais
longo que um ano venusiano. Apesar de o núcleo ferroso de Vênus ser similar ao
da Terra, a rotação extremamente lenta de Vênus não permite a existência de um
campo magnético. A atmosfera venusiana, extraordinariamente espessa e violenta,
é composta primariamente por dióxido de carbono e vapores de ácido sulfúrico na
forma de nuvens permanentes que envolvem todo o planeta. Como consequência, além
de uma intensa pressão atmosférica (noventa vezes superior à pressão atmosférica
terrestre), ocorre um superefeito estufa que faz com que a temperatura na
superfície atinja mais de 470 graus Celsius.
A cobertura permanente de nuvens impede a observação direta das
características da superfície, pelo que o seu mapeamento é efetuado por meio de
radar e de sondas enviadas ao planeta. Tais pesquisas sugerem que o relevo de
Vênus foi alterado em quase sua totalidade por ação da atividade vulcânica entre
trezentos e quinhentos milhões de anos atrás. Em seu estado atual destacam-se
duas regiões elevadas, a Terra de Ishtar e a Terra de Afrodite, além dos Montes
Maxwell, um maciço montanhoso onde se localiza o ponto mais alto do planeta,
comparável ao Monte Everest na Terra. Na geografia do planeta são igualmente
característicos diversos canais que se estendem por milhares de quilômetros,
criados por fluxos de lava.
Terra
O maior planeta telúrico e o quinto maior do Sistema Solar, é o terceiro a
contar doSol. Seu núcleo é constituído principalmente por ferro, ao redor do
qual encontra-se uma camada de rochas fundidas, por sua vez cercada por uma
crosta relativamente fina e dividida em placas tectônicas em constante
movimento, responsáveis pelas atividades sísmica e vulcânica na Terra. O núcleo
metálico e a rotação do planetapermitem a formação de um substancial campo
magnético. Com mais de setenta por cento de sua superfície coberta por água, a
Terra apresenta uma peculiaridade em relação aos demais planetas, já que é o
único conhecido a abrigar vida. Os seres que nele habitam influenciam a
composição e a dinâmica da atmosfera terrestre, formada principalmente por
nitrogênio e oxigênio. A inclinação do eixo de rotação é responsável pela
ocorrência de estações que regulam o clima.
Nosso planeta possui somente um satélite natural, a Lua. Como praticamente
não possui atmosfera nem está sujeita a outros agentes erosivos, a superfície
lunar encontra-se coberta por marcas de impacto de outros corpos na forma de
inúmeras crateras. Visualmente, a Lua é dividida em duas regiões conforme sua
coloração: as terras altas, geralmente mais claras, e os mares, bacias de
impacto preenchidas com lava que se mostram mais escuras. O período de rotação
do satélite (cerca de 27 dias) é exatamente igual ao período de translação em
torno da Terra, o que faz com que a Lua tenha sempre a mesma face voltada para o
planeta (fenômeno denominado rotação sincronizada). Dentre as influências que a
presença da Lua provoca na Terra, pode-se ressaltar a ocorrência das marés e a
estabilidade no eixo de rotação do planeta.nota 5 34 . As
primeiras sondas para explorar o satélite foram enviadas em 1959 e, dez anos
depois, uma missão tripulada veio a realizar uma alunissagem, o que fez da Lua o
primeiro e único corpo celeste visitado por humanos até o presente.
Marte, o planeta vermelho.
O planeta telúrico mais afastado do Sol passou a ser um mundo intrigante a
partir do advento das observações telescópicas. Exibindo calotas polares
variáveis e características superficiais mutantes, levantava suspeitas da
possível existência de vida fora da Terra. Contudo, após o envio de sondas e
exploradores robóticos, descobriu-se que Marte é um planeta desértico e não se
constatou a existência de seres vivos. Com metade do tamanho da Terra, apresenta
acidentes geográficos notáveis, como o Monte Olimpo, o maior vulcão extinto do
Sistema Solar, com altitude três vezes maior do que a do Monte Everest, e o
Valles Marineris, um sistema de cânions que se estende por mais de três mil
quilômetros na região equatorial
.
A atmosfera marciana, embora bem mais rarefeita do que a atmosfera terrestre,
pode apresentar tempestades globais durante semanas, que levantam a poeira da
superfície (rica em minérios de ferro, daí a coloração avermelhada predominante)
e alteram completamente as características visuais do planeta. Por vezes
formam-se nuvens de vapor de água e neblina sobre vales e crateras, provocando
eventuais precipitações sob a forma de neve nas calotas polares. Evidências
geológicas sugerem que Marte já foi um planeta rico em água, cuja quantidade
teria sido suficiente para escavar os vales existentes atualmente, o que reforça
também a possibilidade de o planeta, em determinado momento de sua história, ter
abrigado alguma forma de vida. Marte possui dois satélites naturais, Fobos e
Deimos, ambos de reduzidas dimensões e formato irregular, tratando-se
provavelmente de asteroides capturados pela gravidade do planeta.37
36
Planetas gigantes
Os quatro maiores e mais afastados planetas do Sistema Solar formam o
grupodosgigantes gasosos, todos com dimensões consideravelmente superiores às da
Terra. Seu tamanho e constituição distinguem-nos dos telúricos, pelo que também
recebem a denominação de planetas jovianos, em alusão ao maior componente deste
conjunto, Júpiter (ou Jovis).38 Formados principalmente por
hidrogênio e hélio além de uma pequena fração de elementos mais pesados, possuem
baixadensidade. Apesar de estarem afastados do Sol, o calor irradiado de seus
interiores aliado a sua composição gasosa faz com que suas atmosferas sejam
extremamente espessas e turbulentas, não existindo uma superfície definida em
tais corpos. Também possuem em comum um núcleo rochoso, possivelmente com
dimensões comparáveis ao da Terra, que seria o componente original dos planetas
antes da absorção de gases e gelo durante sua formação. Todos eles apresentam
igualmente numerosos satélites naturais e sistemas de anéis, além de campos
magnéticos. Os dois mais distantes do Sol, Urano e Netuno, são por vezes
denominados gigantes de gelo, dada a sua composição diferenciada em relação aos
outros planetas gasosos.
Júpiter
Júpiter, com a Grande Mancha Vermelha proeminente em sua parte sul. A mancha
escura é a sombra projetada por Europa, um satélite natural.
O maior e mais massivo planeta do Sistema Solar exibe peculiares faixas
multicoloridas criadas por fortíssimos ventos que percorrem faixas longitudinais
na parte superior de sua atmosfera. Frequentemente surgem nessas bandas vórtices
e sistemas de tempestades circulares, como a Grande Mancha Vermelha, uma
tormenta maior que a Terra que já dura por séculos. Dentre os gases que compõem
sua atmosfera, hidrogênio e hélio são os mais abundantes, seguidos por pequenas
frações de vapor d'água, metano e amônia. Nas camadas gasosas
inferiores do planeta, a pressão atmosférica é suficiente para liquefazer o
hidrogênio. Já nas camadas mais internas do planeta, o mesmo elemento adquire
propriedadesmetálicas e se torna eletricamente condutivo, dando origem, através
do fluxo de cargas elétricas, a um poderoso campo magnético cuja intensidade é
vinte mil vezes superior ao que é produzido pela Terra.
O número total de satélites naturais de Júpiter excede 60, sendo que os
quatro maiores e mais notáveis recebem a denominação particular de luas
galileanas, por ter sido Galileu Galilei quem as primeiro observou por meio de
um telescópio em 1610. Numa órbita interior à dos outros três, Io é o corpo
geologicamente mais ativo do Sistema Solar, com vários vulcõescontinuamente
renovando a matéria em sua superfície. Europa atrai especial atenção
devido à expectativa de que alguma forma de vida habite o imenso oceano de água
em estado líquido (cujo volume pode exceder o dobro de toda a água da Terra) que
se considera existir sob a camada de
gelo que envolve a lua. Ganimedes, o maior satélite natural no Sistema Solar e o
único que mantém seu próprio campo magnético, ultrapassa as dimensões de
Mercúrio. Por fim, a superfície extremamente antiga e repleta de crateras de
Calisto é uma recordação visível dos eventos que ocorreram no início da história
do Sistema Solar. Outra peculiaridade desses satélites são suas interações
gravitacionais; Io, por exemplo, oscila entre a atração gravitacional exercida
por Júpiter e a que sofre por parte de Europa e Ganimedes. Tal como acontece com
a Lua, que mostra sempre a mesma face voltada para a Terra, também as luas de
Galileu apresentam umarotação sincronizada com Júpiter, provocando o mesmo
efeito. O planeta possui ainda um tênue sistema de anéis, de difícil observação
por ser formado de minúsculas partículas de baixo albedo.
Saturno
O segundo maior planeta do Sistema Solar possui uma composição semelhante à
de Júpiter, rica em hidrogênio e hélio. Sua atmosfera, em função do calor
irradiado do interior de Saturno, apresenta-se em constante turbulência, com
ventos de mais de 1 800 quilômetros por hora que criam bandas visíveis nas suas
camadas superiores em tons de amarelo e dourado. Embora mais fraco que o de
Júpiter, o campo magnético do planeta ainda é quinhentas vezes mais intenso que
o terrestre. Contudo, a característica mais notável de Saturno é seu
impressionante sistema de anéis, formado essencialmente por fragmentos de gelo
que se espalham por faixas, com milhares de quilômetros de extensão e paralelo
ao equador do planeta. Sua espessura média é de apenas dez metros, nunca
excedendo 1,5 quilômetro, e a maioria dos corpos que o compõem apresentam
tipicamente dimensões entre um centímetro e dez metros.
Os satélites naturais de Saturno ostentam peculiaridades únicas no Sistema
Solar. O maior deles, Titã, é envolvido por uma espessa atmosfera composta
principalmente de nitrogênio, provavelmente similar à da Terra antes do
surgimento das primeiras formas de vida. Já peto possui um hemisfério com
coloração brilhante e outro escuro, além de uma cordilheira que se estende
exatamente sobre seu equador. Mimas apresenta uma cratera gigantesca resultante
de um impacto que quase rompeu o satélite ao meio. Rico em gelo, Encélado mostra
indícios de atividade vulcânica, com ejeções de vapor de água no hemisfério sul.
No total, Saturno possui 53 satélites naturais, muitos deles descobertos somente
através de sondas espaciais.
O planeta Urano.
Urano
O sétimo planeta a partir do Sol foi o primeiro a ser descoberto com o
auxílio de um telescópio em 1781. À semelhança de Vênus, o sentido de rotação de
Urano é retrógrado relativamente ao da maioria dos corpos do Sistema Solar. Além
disso, seu eixo de rotação é extremamente inclinado, fazendo com que cada um dos
polos do planeta fique diretamente voltado para o Sol durante um longo período.
Aatmosfera de Urano, formada principalmente de hidrogênio e hélio, além de uma
pequena quantidade de metano (responsável pela coloração azul-esverdeada) e
água, mostra-se dinâmica conforme as mudanças de estação do planeta. No seu
interior, possivelmente se aloja uma camada líquida de água, metano e amônia.
Também possui um sistema de anéis com faixas estreitas e composto por partículas
escuras nos anéis mais internos e brilhantes nos mais externos 
Os satélites naturais de Urano, que totalizam 27, foram designados segundo os
nomes de personagens das obras deWilliam Shakespeare e da sátira The Rape of
the Lock ("O Rapto da Madeixa") de Alexander Pope, exceção à prática mais
corrente de se associarem às luas nomes de figuras da mitologia greco-romana.
Oberon e Titânia são os maiores corpos que orbitam o planeta, enquanto Ariel tem
a superfície mais brilhante e possivelmente a mais recente dentre os satélites
de Urano, com poucas crateras de impacto. Miranda, por sua vez, apresenta
intrigantes cânions onde áreas cuja superfície parece antiga se estendem ao lado
de outras de aspecto recente. Todos estes satélites aparentam ser formados de
uma mistura entre rochas e gelo. Os demais corpos ao redor de Urano
provavelmente são asteroides capturados pela gravidade do planeta
Netuno
O gigante e gelado Netuno é o planeta mais afastado do Sol e foi o primeiro a
ser localizado a partir de cálculos matemáticos em vez de observações regulares
do céu. Sua busca foi motivada por se terem constatado irregularidades na órbita
de Urano que só poderiam ser explicadas pela interação com um corpo de massa
considerável ainda desconhecido. Observações subsequentes da área onde Netuno se
deveria encontrar, segundo os resultados calculados, vieram comprovar a sua
existência. A extremamente violenta atmosfera netuniana, com ventos cuja
velocidade excede nove vezes a dos mais intensos que ocorrem na Terra, apresenta
relevante porcentagem de metano, responsável por sua coloração azulada.
Frequentemente surgem sistemas de tempestades circulares no planeta, como a
grande mancha escura, um sistema anticiclônico maior que a Terra que desapareceu
alguns anos após ser fotografado pela sonda Voyager 2. Presume-se que as camadas
intermediárias de Netuno sejam formadas por compostos gelados, como amônia e
água, ao redor de um núcleo rochoso.
Dos quatorze satélites naturais conhecidos de Netuno, o maior e mais
intrigante é Tritão, que orbita o planeta em direção oposta à dos demais. Apesar
de extremamente gelado (com temperaturas inferiores a -230 graus Celsius),
apresenta formações semelhantes a gêiseres que expelem gelo da superfície, além
de uma tênue atmosfera que, por razões desconhecidas, está se tornando mais
quente. Muitas das outras luas são pequenas e escuras, razão pela qual foram
descobertas somente após o envio de sondas espaciais. O sistema de anéis do
planeta exibe diversas irregularidades, sendo preenchido de forma muito
desigual, que não só apresentam indícios de serem recentes como também
efêmeras.
Planetas anões
Desde que foi encontrado em 1930, Plutão permaneceu sendo o nono planeta do
Sistema Solar, até que a descoberta em 2005 de um novo corpo celeste,
posteriormente denominado Éris, de dimensões semelhantes, colocou em xeque a
definição do que de fato seria um planeta. As discussões prosseguiram até o ano
seguinte, quando decidiu-se criar uma categoria distinta para esses corpos,
maiores que asteroides, mas substancialmente menores que os demais planetas.
Passaram a partir de então a ser denominados planetas anões e caracterizam-se
por, embora sejam esféricos como um planeta, suas dimensões reduzidas
tornarem-nos incapazes de varrer sua órbita, ou seja, sua força gravitacional
não é suficiente para atrair corpos menores nas proximidades.
Atualmente encontram-se nessa categoria cinco corpos celestes,nota
7 dentre os quais apenas um se localiza entre as órbitas de Marte e
Júpiter (Ceres), enquanto os demais se encontram próximos ou além da órbita de
Netuno, sendo que estes últimos recebem a denominação particular de plutinosem
alusão à importância histórica do antigo planeta.
Ceres fotografado pelo Telescópio espacial Hubble.
O menor planeta anão e também o mais próximo do Sol, Ceres, situa-se entre as
órbitas de Marte e Júpiter, numa região povoada por inúmeros corpos menores
denominada Cinturão de Asteroides. Com um formato aproximadamente esférico,
Ceres é visto como um planeta embrionário que não atingiu porte suficiente
devido provavelmente à influência gravitacional de Júpiter. Possivelmente abriga
consideráveis quantidades de água sob a forma de gelo, num manto que envolve seu
núcleo denso e rochoso.
Com aproximadamente dois terços do diâmetro da Lua, pensa-se atualmente que
Plutão seja formado por um núcleo rochoso cercado por uma espessa camada de
gelo. Sua órbita excêntrica faz com que, durante um período de vinte anos, o
planeta anão fique mais próximo do Sol que Netuno, sendo então possível a
formação de uma tênue e temporária atmosfera resultante da vaporização de
compostos anteriormente em estado sólido. Caronte, a maior das suas cinco luas,
possui quase metade do tamanho de Plutão, o que leva alguns cientistas a
considerarem os dois corpos como um sistema duplo em vez de planeta anão e
satélite.
Éris possui dimensões ligeiramente menores que as de Plutão e
provavelmente a mesma composição. Originalmente apelidado de Xena, o planeta
anão leva mais de quinhentos anos para completar seu período de translação e tem
uma pequena lua, Disnomia.53 Makemake, menor que Éris, contém metano
e etano em sua superfície, além de uma coloração avermelhada atribuída à
interação desses compostos com a radiação ultravioleta do Sol.54 E,
por fim, Haumea, um planeta anão de tamanho semelhante ao de Plutão, possui um
dos mais curtos períodos de rotação do Sistema Solar (menos de quatro horas), o
que provocou um alongamento do seu formato, dando-lhe uma aparência similar a
uma bola de futebol americano; possui dois satélites naturais, Namaka e
Hiʻiaka.
Corpos menores
Por definição da União Astronômica Internacional, todos os corpos que não se
enquadram na categoria de planetas ou de planetas anões, com exceção dos
satélites naturais, devem ser referidos como corpos menores do Sistema
Solar.56 Nesta classificação enquadram-se, portanto, os asteroides
(concentrados sobretudo na região entre as órbitas de Marte e Júpiter), os
fragmentos de gelo situados além da órbita de Netuno e os cometas, além dos
incontáveis meteoroides e partículas de poeira que permeiam o espaço
interplanetário.
Asteroides
Considerados fragmentos remanescentes da formação do Sistema Solar,
osasteroides são corpos rochosos de formato irregular cujas dimensões variam de
alguns metros a algumas centenas de quilômetros de diâmetro. Apesar de estarem
catalogados mais de meio milhão desses objetos, acredita-se que o número real
seja muito maior, embora se estime que a massa agregada de todos eles seja
inferior à da Lua. De acordo com modelos computacionais, a gravidade de Júpiter
não permitiu que a matéria presente entre sua órbita e a de Marte se aglomerasse
e formasse um novo planeta na região, pelo que permaneceu fragmentada e
circunscrita numa zona denominada Cinturão de Asteroides. Dentre seus
componentes, mais de 150 possuem satélites naturais conhecidos ou formamsistemas
binários. Logo após o planeta anão Ceres, Vesta é o maior asteroide do Sistema
Solar, com um diâmetro aproximado de 530 quilômetros. A gravidade de
Júpiter não só não permite que a distribuição de asteroides no cinturão seja
uniforme, originando espaços relativamente vazios denominados Lacunas de
Kirkwood, como também ocasionalmente altera a órbita de alguns desses
corpos, direcionando-os para o interior do Sistema Solar. Colisões de asteroides
com a Terra foram responsáveis por significativas alterações na história
geológica e na evolução da vida em nosso planeta
Certos grupos de asteroides compartilham a mesma órbita com um planeta,
localizando-se sempre 60° à frente ou atrás nos respectivos pontos de
Lagrangenota 9 deste, formando seu grupo de troianos. Na órbita de
Júpiter se encontra o mais expressivo grupo conhecido, com mais de seiscentos
mil componentes (de extensão superior a um quilômetro) descobertos.60
Netuno também possui asteroides troianos e recentemente descobriu-se o primeiro
troiano da Terra, designado 2010 TK7. Entre as
órbitas de Júpiter e Netuno existem, ainda, asteroides de outra classe
particular cujos componentes se denominam Centauros, que são oriundos da ejeção
dos objetos do Cinturão de Kuiper durante a migração planetária. Contudo, ficam
nessa região por um tempo relativamente curto, pois suas órbitas ou são
alteradas pela gravidade dos planetas gigantes ou colidem com eles.
Alguns dos asteroides que se encontram na zona mais interior do Sistema
Solar, aquém do Cinturão de Asteroides, constituem o grupo dos Objetos Próximos
da Terra (NEO, sigla de Near Earth Objects), que, como o próprio
nome indica, são asteroides cuja órbita aproxima-se substancialmente do nosso
planeta. Formalmente os NEO são definidos como corpos cujo periélio ocorre a
menos de 1,3 unidade astronômica, e são divididos em classes de acordo com suas
características orbitais. O primeiro destes objetos a ser descoberto foi o
asteroide Eros, que possui cerca de 33 quilômetros de comprimento. Entretanto, 9
567 objetos já haviam sido catalogados, até fevereiro de 2013, nas vizinhanças
da órbita terrestre.
É provável que o evento de extinção em massa dos dinossauros ocorrido há 65
milhões de anos tenha sido causado pelo impacto de um asteroide com cerca de dez
quilômetros de extensão, criando uma imensa cratera, o que evidencia o elevado
poder de destruição de tais eventos de impacto.66 Em fevereiro de
2013 existiam 1 376 corpos referenciados por apresentarem um possível, embora
extremamente remoto, risco de colisão com a Terra.65 Em consequência
desta possibilidade diversos programas de observação, como o Lincoln Near-Earth
Asteroid Research, o Near Earth Asteroid Tracking e o Lowell Observatory
Near-Earth-Object Search, entre outros, fazem o monitoramento constante do céu,
permitindo a descoberta de diversos corpos que possam representar uma ameaça.
Para estimar a probabilidade de colisão foi criada a Escala de Turim, que varia
de 0 a 10, onde o menor valor qualifica o risco como insignificante, enquanto o
valor máximo representa uma colisão iminente com consequências globais.
No entanto, os asteroides nas proximidades também podem ser o primeiro
alvo para exploração de minérios fora da Terra, já que, segundo pesquisas,
possuem uma considerável quantidade de ouro, platina e outros metais raros em
sua composição.
Objetos transnetunianos
A região do Sistema Solar além da órbita de Netuno é povoada por inúmeros
corpos, designados coletivamente objetos transnetunianos, compostos
essencialmente de gelo e fragmentos rochosos, que se distribuem por três regiões
principais: o Cinturão de Kuiper, o disco disperso e a Nuvem de
Oort.
Embora possa apresentar uma certa semelhança com o Cinturão de Asteroides,
oCinturão de Kuiper (ou de Kuiper-Edgeworth) é formado por corpos constituídos
por fragmentos rochosos em associação com compostos voláteis sob a forma de
gelo, distribuídos a uma distância entre 30 e 55 unidades astronômicas do Sol.
Foram descobertos até o presente momento milhares de objetos nessa região, mas
estimativas sugerem que existam aproximadamente um trilhão de
componentes de diâmetro superior a um quilômetro. Dentre os maiores
objetos no Cinturão de Kuiper destacam-se os quatro planetas anões Plutão,
Haumea, Makemake e Éris.
Os corpos gelados que habitam o disco disperso têm em comum órbitas que, em
seu ponto mais próximo, se sobrepõem à região do Cinturão de Kuiper, mas sua
distância máxima do Sol é alcançada numa área ainda mais longínqua que o próprio
cinturão. Tal região, assim como o Cinturão de Kuiper, é fonte provável de
cometas que se desviam para as proximidades do Sol. A órbita altamente inclinada
desses corpos em relação ao plano de órbita dos planetas sugere que, durante o
período da migração de Netuno, as trajetórias dos objetos que se encontram
atualmente nesta área tenham sido radicalmente alteradas. Alguns astrônomos
consideram o disco disperso como mera região do Cinturão de Kuiper,
identificando seus componentes como objetos dispersos deste. Alguns
astrônomos também classificam os Centauros, que se localizam entre as órbitas
dos planetas gigantes, como objetos internos do Cinturão de Kuiper, desviados
para órbitas mais interiores.73
Em 1950, o astrônomo alemão Jan Oort propôs que alguns cometas provêm de uma
vasta e extremamente distante região povoada por corpos de gelo, distribuídos
numa configuração semelhante a uma concha esférica, que circunda todo o Sistema
Solar. Em sua homenagem, esta foi nomeada Nuvem de Oort, encontrando-se no
espaço entre cinco mil e cem mil unidades astronômicas de raio a partir do Sol.
Nessa região, por conta do efeito reduzido da gravidade do astro central do
Sistema Solar, a influência de outras estrelas e da própria galáxia
ocasionalmente desvia alguns desses corpos em direção ao meio interestelar ou ao
centro do sistema, originando, neste caso, um cometa de longo período. Estima-se
que existam entre 0,1 a dois trilhõesnota 1 de corpos de gelo na
Nuvem de Oort.
Cometas
Formados principalmente por gelo (de água e gás carbônico, dentre outros) e
fragmentos rochosos, os cometas são corpos oriundos das regiões longínquas do
Sistema Solar, que ocasionalmente visitam as proximidades do Sol. Acredita-se
que esses objetos trouxeram água e compostos orgânicos para o nosso planeta,
essenciais para o surgimento das formas de vida. Classificam-se em dois grupos
de acordo com seu período de translação e sua região de origem. Os cometas de
curto período, cujo exemplo mais famoso é o Halley, são aqueles que levam menos
de duzentos anos para completar uma volta ao redor do Sol, originando-se no
Cinturão de Kuiper. Os cometas de longo período, por seu lado, provêm de uma
região ainda mais distante (a Nuvem de Oort), sua passagem através do interior
do Sistema Solar é imprevisível e podem levar até trinta milhões de anos para
completar uma órbita, como o cometa McNaught.
Estes corpos originalmente ocupavam órbitas em regiões extremamente frias do
Sistema Solar, mas perturbações gravitacionais diversas os direcionaram para o
Sol. Ao se aproximar da estrela, o intenso calor provoca a sublimação dos
compostos voláteis na superfície do cometa e os gases desprendidos formam uma
cauda, que se torna brilhante quando interage com o vento solar, podendo
estender-se por milhões de quilômetros. Seus componentes sólidos também são
ejetados pela pressão gasosa, deixando uma trilha de poeira ao longo de sua
órbita. Alguns cometas atravessam o periélio a uma distância segura,
sobrevivendo ao calor e à radiação intensamente emitidos pelo Sol. Outros, no
entanto, têm sua estrutura interna destroçada e se rompem, liberando inúmeros
pedaços de gelo que logo se vaporizam, destruindo o cometa por completo.
Meteoroides, meteoros e meteoritos
Permeando o espaço interplanetário existem minúsculas partículas de poeira e
numerosos corpos de dimensões consideravelmente menores que asteroides,
denominados meteoroides. Frequentemente penetram na atmosfera terrestre com
enorme velocidade (dezenas de quilômetros por segundo), provocando sua combustão
e vaporização mas não atingindo, na maioria das vezes, a superfície de nosso
planeta, caracterizando um meteoro ou, na cultura popular, estrela cadente, já
que ao entrar na atmosfera deixa um intenso rastro luminoso. Esse fenômeno
ocorre com relativa frequência, sendo que toda noite é possível avistar alguns
meteoros. Esporadicamente a Terra intercepta regiões do espaço onde cometas e
asteroides que por ali passaram deixaram uma trilha de detritos, ocasionando um
surto de atividade denominado chuva de meteoros, durante a qual se podem
contabilizar centenas ou até mesmo, em certos casos, milhares de meteoros por
hora. Grãos de poeira dispersos por todo o Sistema Solar produzem,
ainda, um fenômeno conhecido como luz zodiacal, no qual a enorme quantidade
dessas partículas minúsculas dispersa a luz do Sol, formando uma zona de
luminosidade visível no céu ao longo do plano de órbita dos planetas, observável
antes da alvorada ou após o crepúsculo.
Alguns meteoroides mais densos ou de maiores dimensões eventualmente
conseguem atravessar a atmosfera, mesmo que fragmentados durante o processo, e
chegar à superfície terrestre, passando a ser denominados meteoritos. Sua origem
pode ser diversa, derivando de cometas, asteroides ou até mesmo de Marte ou da
Lua. São classificados segundo quatro categorias principais,
de acordo com sua estrutura e composição: condritos (mais comuns), acondritos,
ferrosos eferrosos-rochosos. Um caso importante aconteceu na Rússia
em 1908, quando um meteoroide causou uma imensa explosão sobre a Sibéria, no que
ficou conhecido como evento de Tunguska, e provocou efeitos percebidos em várias
partes do mundo.79 A queda de meteoroides em áreas povoadas é um
evento extremamente raro. Contudo, um caso notável aconteceu também na Rússia em
15 de fevereiro de 2013, quando uma imensa bola de fogo cruzou o céu no sul do
país e fragmentos atingiram o solo próximo à cidade de Cheliabinsk, onde as
ondas de choque provocadas pela explosão quebraram os vidros das janelas e
sacudiram os prédios, deixando centenas de feridos.
Dinâmica
Todos os planetas e demais corpos do Sistema Solar estão sob o domínio
gravitacional do astro central, o Sol, razão pela qual descrevem uma órbita ao
seu redor cujo formato é praticamente elíptico, conforme enunciado pelas três
leis do movimento planetário de Kepler. Uma grandeza denominada
excentricidade define a configuração dessa elipse, que se apresenta mais
achatada quando seu valor se aproxima de um (como acontece na órbita da maior
parte dos cometas), ou praticamente circular quando tal número tende a zero
(como é o caso da maior parte das órbitas dos planetas). Uma vez que o Sol se
localiza em um dos focos dessa elipse, existe um ponto onde ocorre a máxima
aproximação do corpo à estrela, o periélio, e outro oposto, em que atinge a
máxima distância ao Sol, o afélio. Boa parte dos corpos do Sistema Solar,
especialmente os planetas, orbita próximo a um mesmo plano denominado eclíptica,
definido pelo plano de órbita da Terra, o qual se utiliza a princípio como
referência para a inclinação orbital dos demais corpos. É importante notar ainda
que, de acordo com a terceira lei de Kepler, o período de translação de um
objeto é inversamente proporcional à distância deste objeto ao Sol, ou seja,
quanto mais afastada é sua órbita, mais tempo leva para completar sua
trajetória. Tal fato é uma consequência direta da lei da
gravitação universal de Newton, que afirma que a força de atração do Sol é
inversamente proporcional ao quadrado da distância, o que implica também na
maior velocidade do corpo durante o periélio e o contrário no afélio. A unidade mais conveniente utilizada para medir as
distâncias entre os corpos do Sistema Solar é a unidade astronômica,
correspondente à medida do semieixo maior da órbita terrestre (equivalente à
distância média do planeta ao Sol), cujo valor é de aproximadamente 150 milhões
de quilômetros.
Tomando-se como ponto de visão a parte norte do Sistema Solar
todos os planetas e a maioria dos demais corpos orbitam o Sol em sentido
anti-horário, assim como a maior parte dos satélites naturais ao redor de seus
respectivos planetas. Esse fato favorece a teoria mais aceita de formação deste
sistema planetário, de acordo com a qual todos os corpos teriam se formado de
uma mesma nuvem e, portanto, herdaram seu movimento.
O movimento de rotação da Terraleva aproximadamente 24 horas para se
completar.
Os planetas e demais objetos, inclusive o Sol, possuem ainda um movimento de
rotação, isto é, giram ao redor de seu próprio eixo imaginário. Dentre os
planetas, o período desse movimento varia de pouco mais de 9 horas (em Júpiter)
a mais de 243 dias terrestres (em Vênus). Além disso, salvo Vênus e Urano, todos
apresentam esse movimento em sentido anti-horário.
Apesar de o Sol conter mais de 99% da massa do Sistema Solar, a maior parte
domomento angular, que é a quantidade de movimento associada a um corpo que
executa um movimento circular, está concentrada principalmente em Júpiter, que
responde por mais de sessenta por cento desse movimento. De fato o momento
angular do Sol é de apenas 0,3%, enquanto que os planetas gigantes respondem por
mais de 99% dessa grandeza. A Terra e os outros planetas interiores têm momento
angular desprezível comparado com o dos gigantes gasosos. Ainda permanece um
mistério a razão pela qual o Sol perdeu seu momento angular já que, de acordo
com as teorias de formação do Sistema Solar, o astro girava consideravelmente
mais rápido mas, por algum motivo, perdeu uma fração significativa da energia de
rotação. Acredita-se que o principal responsável por essa perda seja o vento
solar que, ao libertar-se da estrela, leva consigo boa parte da energia do
movimento.
É importante observar que, embora a gravidade seja a força dominante no
Sistema Solar, existem casos especiais em que o movimento dos corpos é
determinado por outras forças adicionais. Grãos de poeira são suficientemente
pequenos para serem afetados pela pressão de radiação solar, sendo literalmente
varridos do sistema quando são ínfimos, de tamanho na ordem de micrômetros, ou
forçados a executar órbitas espirais se um pouco maiores. Corpos cujas dimensões
variam de alguns metros a poucos quilômetros, por razões diferentes, também
sofrem o efeito da radiação solar, executando similarmente uma órbita
espiralada.
Variações orbitais
A gravidade dos próprios planetas, satélites e outros corpos massivos do
sistema não permite que os mesmos ocupem órbitas fixas, uma vez que exercem
atração entre si, o que altera sua posição no espaço. Logo, seus parâmetros
orbitais, ou seja, os valores que determinam sua órbita, estão em contínua,
embora lenta, mudança. Um dos efeitos notáveis dessas alterações é a precessão
do periélio na órbita dos corpos, isto é, o ponto mais próximo do Sol muda a
cada revolução. Outros efeitos incluem a gradual alteração da excentricidade, da
inclinação orbital dos objetos e de sua obliquidade (o ângulo entre o plano de
rotação e o plano da órbita de um corpo). Na Terra essas oscilações, com
períodos entre dezenove (no caso da nutação) e cem mil anos (no caso do
argumento do periastro), estão diretamente associadas a ciclos de mudanças
climáticas notáveis.88
Logo, visto que o plano da órbita terrestre, a eclíptica, sofre variações,
não é conveniente utilizá-lo como sistema de referência. Por isso criou-se o
conceito de plano invariável, o plano imaginário perpendicular ao vetor
resultante do momento angular de todos os corpos do Sistema Solar e que cruza
seu baricentro. Uma vez que o movimento dos componentes do sistema não sofre
nenhuma interferência externa, o vetor que determina esse plano permanece
constante e independente da posição dos corpos.
Até mesmo a teoria da relatividade de Einstein se mostra como um fator
relevante na dinâmica dos corpos do Sistema Solar. Embora ínfima, a influência
relativística é mais perceptível na órbita de Mercúrio, o planeta com maior
velocidade orbital. As irregularidades detectadas na precessão de seu periélio
permaneceram um mistério para o qual foram propostas diversas respostas, como a
existência de Vulcano, um planeta hipotético entre Mercúrio e o Sol que nunca
foi encontrado. Somente anos depois Einstein descobriu o motivo da
anomalia.
Embora a massa do Sol seja consideravelmente maior que a dos demais planetas,
esses corpos são capazes de influenciar o movimento da própria estrela. Em razão
do movimento planetário, o baricentro do Sistema Solar não se localiza
exatamente no centro do Sol, mas varia de acordo com a posição dos corpos que
orbitam ao seu redor. O maior dos oito planetas, Júpiter, é o principal
responsável pela mudança de posição do centro de massa que, por vezes, é
deslocado para fora do próprio Sol. Em conjunto, os planetas provocam puxões
gravitacionais na estrela, fazendo-a oscilar ligeiramente enquanto a
orbitam.
Efeitos das interações gravitacionais nos corpos
Os corpos do Sistema Solar estão sujeitos a forças gravitacionais e, uma vez
que não são objetos perfeitamente rígidos, suas formas e estruturas são
alteradas com esse processo. A atração gravitacional entre dois corpos,
especialmente quando apresentam grande massa, dá origem à força de maré, que
provém da diferença de potencial gravitacional entre pontos distintos num
objeto. Além da intensidade de tal força, o grau de deformação dos corpos
depende, ainda, de sua constituição interna e de sua velocidade de rotação que,
quanto mais elevada, mais promove o achatamento de um objeto. A interação
gravitacional desencadeia outros processos que resultam na evolução de um
determinado sistema orbital, em geral planeta-satélite. Estas forças recíprocas
provocam a dissipação da energia do sistema alterando, a longo prazo, a órbita
do próprio satélite e a velocidade de rotação de ambos os corpos.
Dependendo da distância entre o planeta e seu satélite, a força de maré pode
atingir níveis dramáticos. Isso acontece quando a órbita de determinado corpo
ultrapassa o limite de Roche, além do qual a força exercida pelo planeta sobre o
satélite é tão grande que o último não consegue se manter coeso por sua própria
força gravitacional e se desintegra. Pelo mesmo motivo, a matéria existente
nessa região é incapaz de se agregar para formar um novo corpo, sendo essa a
mais provável origem dos sistemas de anéis dos planetas gigantes, já que todos
os anéis de Júpiter e Netuno e os principais de Urano e Saturno se encontram
além desse limite. A Lua localiza-se vinte vezes mais distante que o limite de
Roche no nosso planeta, mas se o ultrapassasse, a Terra possivelmente teria um
anel planetário.
A ressonância orbital é um fenômeno que consiste numa relação numérica
simples entre as características orbitais de um corpo relativamente a outro. Um
dos exemplos mais elementares é a rotação síncrona em que o período de rotação e
translação de um corpo encontram-se em ressonância 1:1, como acontece com a Lua
e muitos outros satélites naturais que sempre mostram a mesma face para seu
planeta. A ressonância 2:3 entre Plutão e Netuno significa que enquanto Plutão
orbita o Sol duas vezes, Netuno o faz três vezes, e esta relação impede que os
dois corpos se aproximem, apesar de o planeta anão cruzar a órbita do gigante
gasoso. Os sistemas de satélites dos planetas gigantes são notáveis exemplos de
configurações ressonantes, em que os períodos de translação de praticamente
todos os maiores componentes apresentam entre si relações numéricas simples. De
fato, nesses sistemas a ressonância orbital previne que os satélites entrem em
órbitas caóticas, atuando, assim, como estabilizadora destas.
97
O fato de tantos satélites apresentarem rotação síncrona não é mera
coincidência, mas consequência da interação gravitacional decorrente do
acoplamento de maré. A rotação dos dois corpos sofre pequenas variações até que
se atinja a ressonância 1:1, quando o processo se completa. No sistema
Terra-Lua, este processo está apenas parcialmente completo, já que somente a Lua
possui rotação síncrona, ao contrário do sistema Plutão-Caronte, que sempre
mostram a mesma face um para o outro.
Em sistemas mais complexos, o fenômeno da ressonância orbital aliado às
forças de maré provoca o aquecimento interno de um satélite natural, por fricção
entre suas camadas. Tal fato deve-se ao diferencial de forças exercidas
simultaneamente pelo planeta e pelos outros corpos ressonantes. Um exemplo desse
fenômeno é o satélite jupiteriano Io, cujas camadas internas estão em constante
atrito por conta da imensa força gravitacional do gigante gasoso em oposição à
influência dos outros satélites galileanos ressonantes, com os quais ocorrem
sucessivos encontros. Como resultado, o calor gerado no processo mantém uma
contínua atividade vulcânica em Io, apesar do seu tamanho relativamente
reduzido. Outros exemplos notáveis desse fenômeno conhecido como aquecimento de
maré incluem o satélite jupiteriano Europa e a lua saturniana Encélado.
Movimento aparente dos planetas
Movimento do planeta Vênus tal como é visto na Terra. A partir do nosso ponto
de observação, tanto Vênus quanto Mercúrio apresentam mudanças de fases enquanto
orbitam o Sol, o que resulta numa grande variação de brilho, além de diferenças
de tamanho aparente.
Desde a antiguidade observou-se a existência de "estrelas errantes" que se
moviam irregularmente em relação à generalidade das outras, denominadas fixas
por se acreditar estarem imóveis. Sabe-se hoje que tais objetos que percorrem a
esfera celeste na verdade são os cinco planetas visíveis a olho nu. Estes são
classificados em inferiores e superiores de acordo com a posição de sua órbita
em relação à da Terra.
Mercúrio e Vênus, os planetas inferiores, são os únicos cujas órbitas se
localizam mais perto do Sol que a Terra, razão pela qual se mostram sempre
próximos do astro, oscilando entre os seus lados e tornando-se visíveis somente
pouco antes dopôr do sol ou algumas horas antes da alvorada. Por
vezes esses planetas passam entre a Terra e o Sol, sendo esse momento denominado
conjunção inferior. Prosseguindo sua órbita, o planeta move-se para oeste da
estrela, tornando-se visível, agora, antes do nascer do sol no horizonte leste.
O ângulo entre o planeta e o Sol visto da Terra (denominado elongação) sofre um
acréscimo a cada dia até um certo ponto, quando ocorre a elongação máxima a
oeste, altura em que aparentemente o planeta está mais afastado do Sol.
Progressivamente sua elongação vai diminuindo novamente até que este passe atrás
do Sol, o que caracteriza uma conjunção superior. Seguindo sua trajetória,
começa então a surgir agora do lado leste da estrela, tornando-se visível logo
após o pôr do sol. Mais uma vez sua elongação cresce a cada dia e atinge o valor
máximo a leste. Posteriormente este ângulo volta a decrescer, até a ocorrência
de uma nova conjunção inferior, repetindo-se o ciclo.
De acordo com seu movimento em torno do Sol, Mercúrio e Vênus passam por um
ciclo de fases, razão pela qual seu brilho e tamanho aparente variam
consideravelmente consoante sua distância e posição em relação à Terra. Na
conjunção inferior, por exemplo, o tamanho aparente do planeta é máximo, mas o
brilho é mínimo. Por vezes o alinhamento entre o planeta, o Sol e a Terra, é
perfeito, caracterizando um trânsito, ou seja, o planeta pode ser observado
cruzando o disco solar. Os trânsitos de Mercúrio são relativamente comuns, mas
os de Vênus são bem mais raros, sendo que o último deste século ocorreu em
2012.
Marte e os gigantes gasosos formam o grupo dos planetas superiores, aqueles
cuja órbita está mais distante do Sol que a da Terra. Por consequência, nosso
planeta por vezes fica entre um planeta superior e o Sol, configuração
denominadaoposição. Essa condição caracteriza o período mais favorável para a
observação de um desses corpos celestes, uma vez que seu tamanho aparente se
torna o maior possível e a face voltada para a Terra fica completamente
iluminada.105 À medida que a Terra se move, o planeta parece
deslocar-se no céu seguindo a direção leste e aproximando-se do Sol, até que
passa por trás da estrela, configuração que se denomina conjunção superior. Logo
de seguida, surge no horizonte oeste e sua elevação (ou elongação) se torna
progressivamente maior, até que novamente se posicione em
oposição.
Durante a maior parte desse período, os planetas superiores movem-se em
direção oeste-leste no céu, descrevendo o que se denomina movimento direto.
Contudo, pouco antes de alcançar a oposição, o planeta faz um movimento aparente
de loop e, por um certo período, passa a se mover em direção oposta, o
que caracteriza o movimento retrógrado aparente. Tal fato ocorre devido às
diferenças entre as órbitas da Terra e a dos corpos mais além. Uma vez que nosso
planeta possui maior velocidade orbital comparada aos planetas superiores, a
mudança de posição cria a ilusão de que tais corpos estão ficando para trás,
produzindo seu movimento aparente em direção oposta.106
107
Observação e exploração
Por milênios a humanidade não reconheceu a existência do Sistema Solar.
Contudo, ainda nos séculos antes de Cristo,gregos e babilônios foram os
primeiros a utilizar a matemática para tentar prever a posição das "estrelas
errantes" que apresentavam um movimento irregular.108 Embora não
existam registros escritos, acredita-se terem sido os pitagóricos, durante o
século V a.C., a introduzir a noção de que a Terra possuía um formato esférico e
que os demais corpos orbitavam à sua volta. Uma das primeiras teorias
para explicar o movimento planetário foi criada pelo filósofo gregoAristóteles e
propunha a existência de várias esferas cristalinas que giravam ao redor da
Terra. Em cada uma delas estaria incrustado um corpo celeste, como o Sol, a Lua,
os planetas e o conjunto das estrelas fixas. A última esfera seria a do
"movimento primordial", cuja rotação seria transmitida de uma esfera para outra,
promovendo, assim, o movimento de todos os corpos. Ajustando-se as velocidades
angulares dessas esferas seria possível explicar o movimento planetário.
Logo surgiram as incoerências na teoria, cuja solução aparente foi
apresentada porPtolomeu na sua obra Almagesto: um modelo planetário cujo centro
ainda era a Terra, onde os planetas não permaneciam fixos em sua órbita mas
giravam em torno de um ponto imaginário, formando um epiciclo, o que explicaria
diversos aspectos observados, especialmente o movimento retrógrado aparente.
Essa teoria, no entanto, ainda não era capaz de descrever com exatidão a
trajetória dos planetas, pelo que passou por diversos ajustes.110
Contudo, ainda antes de Ptolomeu, Aristarco de Samos foi o primeiro a propor que
a Terra e todos os demais planetas orbitavam o Sol, embora sua ideia não tenha
se popularizado.
A astronomia moderna
Por mais de mil anos praticamente não houve uma evolução do conhecimento
astronômico no ocidente, prevalecendo, portanto, o modelo geocêntrico. Apenas
noséculo XVI o astrônomo polonês Nicolau Copérnico veio a publicar em seu livro
Das Revoluções das Esferas Celestes que todos os planetas, inclusive a
Terra, orbitavam o Sol, o que ficou conhecido como modelo heliocêntrico. Tal
teoria afirmava também que somente a Lua girava ao redor do nosso planeta, que
as estrelas eram objetos muito distantes que não orbitavam o Sol e que a Terra
tinha um movimento próprio de rotação que durava 24 horas, o que produzia a
deslocação aparente das estrelas no céu na direção oposta. Por conseguinte, o
movimento retrógrado e a alteração cíclica de brilho dos planetas foram
explicados como sendo simples consequências da variação da distância entre a
Terra e esses corpos à medida que seguem sua trajetória. Acredita-se que a maior
parte das obras de Copérnico foi publicada somente no fim de sua vida por receio
que o próprio tinha de ser ridicularizado e de suas teorias serem desaprovadas,
principalmente pela Igreja Católica. Suas ideias permaneceram pouco conhecidas
mesmo após cerca de cem anos de seu falecimento, quando uma sucessão de avanços
científicos levou à completa descrença no modelo geocêntrico e à criação de uma
visão moderna sobre a astronomia, o que ficou conhecido como Revolução
Copernicana.
O astrônomo dinamarquês Tycho Brahe fez importantes contribuições para o
desenvolvimento da astronomia moderna. Com diversos instrumentos criados por
ele, efetuou numerosas observações e reuniu dados detalhados sobre a posição dos
planetas, especialmente de Marte, a partir do seu próprio observatório,
Uranienborg, com uma impressionante precisão. Além disso, observou uma supernova
que explodiu em 1572 e provou que ela se encontrava muito longínqua, assim como
as estrelas, e demonstrou ainda que um cometa que passara em 1577 situava-se bem
mais distante da Terra que a Lua, contrariando a teoria aristotélica de acordo
com a qual tais corpos surgiriam a partir de fenômenos atmosféricos.
Johannes Kepler era assistente de Brahe em seu observatório. O jovem
astrônomo acreditava firmemente no modelo heliocêntrico, ao contrário do seu
superior que temia ainda que Kepler fizesse descobertas que ofuscassem seu
próprio mérito, pelo que lhe mostrava somente parte dos dados obtidos em suas
observações. Visando ocupar Kepler enquanto trabalhava em suas teorias sobre o
Sistema Solar, Brahe entregou-lhe todas as informações observacionais de Marte e
o incumbiu da difícil tarefa de entender as irregularidades no movimento do
planeta vermelho. O modelo de Copérnico previa que as órbitas eram perfeitamente
circulares, mas Kepler chegou à conclusão de que isso estava errado e que, na
verdade, estas eram achatadas, formando uma figura geométrica chamada
elipse.
As grandes descobertas
Ilustração do modelo heliocêntrico produzida em 1646 por Andreas Cellarius.
Note os satélites de Júpiter (os quatro pequenos círculos em volta do planeta à
direita), descobertos por Galileu, além da Lua ao redor da Terra.
Na mesma época das descobertas de Kepler, Galileu Galilei, apesar de não ter
inventado o telescópio, foi o primeiro a apontá-lo para o céu, o que foi crucial
para o entendimento das reais características dos corpos celestes. Olhou para o
Sol (talvez o motivo pelo qual ficou cego) e viu manchas que permitiram
constatar o movimento de rotação da estrela, descobriu as quatro maiores luas de
Júpiter (que agora são chamadas de luas galileanas), observou as fases mutantes
de Vênus e constatou que eram consequência da mudança da posição do planeta e da
Terra em relação ao Sol. Olhou para a Via Láctea e concluiu que era formada por
inúmeras estrelas, observou as "orelhas" de Saturno, que lhe pareciam assim
devido à baixa resolução de seu telescópio e viu que a Lua não era perfeitamente
lisa, mas repleta de montanhas e crateras.
No mesmo ano da morte de Galileu, nasceu Isaac Newton, o cientista que viria
a revolucionar o mundo da ciência ao unificar a astronomia à física. Além das
três leis sobre moção dos objetos, descobriu a força que rege o movimento dos
corpos no Universo: a gravidade. A grande ideia de Newton surgiu a partir da
simples observação de uma maçã caindo da árvore. Estudando esse movimento,
percebeu que era acelerado e que, portanto, uma força agia sobre a fruta
aumentando sua velocidade durante a queda. Então, imaginou que se a árvore fosse
duas vezes mais alta, a gravidade continuaria agindo sobre ela, provocando a
queda da maçã em direção ao chão. Concluiu que o campo de ação dessa força
provavelmente se estenderia por uma distância muito maior e chegaria até a Lua,
fazendo com que o satélite natural ficasse ligado gravitacionalmente à Terra. Em
seus estudos, logo chegou à conclusão de que "todo objeto no Universo atrai
outro objeto com uma força que age na linha que une o centro dos dois corpos que
é proporcional ao produto das massas desses dois objetos e inversamente
proporcional ao quadrado da distância entre esses dois objetos", definindo a lei
da gravitação universal
A melhoria da qualidade dos equipamentos de medição e observação levou a que
se obtivessem registros cada vez mais precisos que permitiam estudar em detalhes
a dinâmica dos corpos do Sistema Solar. Ainda no século XVIII tentou-se estimar
a distância da Terra ao Sol através da medição da paralaxe de Mercúrio e de
Vênus quando estes (em ocasiões diferentes) cruzavam o disco solar. Apesar de o
objetivo primário não ter sido alcançado, foi constatada uma camada brilhante ao
redor de Vênus quando este se aproximava do Sol, concluindo-se que o planeta
possuía uma atmosfera. Ainda no mesmo período, Edmund Halley estudou relatos de
cometas passados e percebeu que os elementos orbitais de alguns deles eram muito
parecidos; compreendeu que, na verdade, se tratava do mesmo corpo que orbitava o
Sol, conseguindo assim prever seu retorno. Já em 1781, William Herschel
encontrou um corpo celeste que pensou ser um novo cometa, constatando seu
movimento ao longo de dias. Somente após algumas semanas, depois de terem sido
efetuados cálculos minuciosos, houve a confirmação de que se tratava na
realidade de um novo planeta, posteriormente denominado Urano. Dois anos depois
Herschel descobriu dois de seus maiores satélites (Titânia e Oberon). Já no fim
do século, suspeitou-se da existência de um outro planeta entre Marte e Júpiter,
quando um grupo de astrônomos decidiu realizar observações sistemáticas para
encontrá-lo. Por mero acaso, encontraram Ceres, o primeiro asteroide descoberto,
seguido pelo asteroide Pallas pouco tempo depois, ambos de dimensões demasiado
reduzidas para serem considerados planetas.
Durante a primeira metade do século XIX, as manchas solares permaneciam um
enigma, imaginando-se serem buracos na fotosfera solar, mas em 1852 percebeu-se
a correlação entre sua ocorrência e os distúrbios no campo magnético
terrestre.Richard Carrington, em 1858, descobriu que as manchas na região
equatorial da estrela moviam-se mais rápido que as de maior latitude, revelando
a rotação diferencial solar. No mesmo ano, Carrington observou um intenso brilho
emanando de dois locais na superfície da estrela e, três dias depois, ocorreu
uma impressionante tempestade geomagnética. O estudo da composição química, não
só do Sol, mas das demais estrelas e alguns outros corpos, apresentou uma grande
evolução após o desenvolvimento da espectroscopia.
Ainda em 1693, Halley descobriu que a Lua estava lentamente se afastando da
Terra enquanto ganhava velocidade e à medida que a rotação da Terra era
desacelerada. As observações de Marte mostraram as variações sazonais de suas
calotas polares, das regiões escuras em sua superfície e de sua atmosfera,
levando à crença de que poderia abrigaralguma forma de vida, especialmente
vegetal. Através de telescópios, Júpiter revelava ser um planeta extremamente
turbulento, exibindo tempestades circulares que surgiam e desapareciam com
relativa frequência, excetuando a típica Grande Mancha Vermelha. Constatou-se
ainda a rotação diferencial de sua atmosfera e as distintas direções dos ventos
nas bandas do planeta. A partir de 1837, foram sendo descobertas novas faixas e
lacunas no sistema de anéis de Saturno e sua interação com os satélites naturais
do planeta. A composição dos anéis permanecia uma incógnita, propondo-se, por
exemplo, que seria sólida ou líquida, mas em 1857 James Clerk Maxwell provou
matematicamente que tal constituição não era possível, sugerindo, entretanto,
serem formados por pequenos grãos de poeira e gelo. Em relação a Urano, Herschel
conseguiu, apesar de sua distância, descobrir a elevada inclinação axial do
planeta. A órbita desse gigante gasoso apresentava perturbações que
sugeriram a existência de outro planeta além de Urano. Então, Le Verrier e John
Couch Adams, por meio de cálculos matemáticos, conseguiram prever onde estaria
este corpo ainda desconhecido, vindo a constatar-se através de observações
realizadas com recurso a telescópios que de fato se tratava de um novo planeta,
Netuno.
Os avanços tecnológicos a partir do século XX permitiram sanar várias
questões sobre os corpos do nosso sistema planetário. Observações por meio de
radares revelaram o período de rotação de Mercúrio e de Vênus, além das
características peculiares da atmosfera deste último. A análise do espectro dos
planetas gigantes possibilitou a constatação de suas composições gasosas, além
de permitir estimar suas estruturas internas. Emissões de rádiomostraram que
Júpiter era envolvido por um intenso campo magnético, enquanto em Saturno
técnicas de observação evidenciaram as altíssimas velocidades dos ventos em suas
camadas atmosféricas superiores. A descoberta dos dois gigantes de gelo nas
regiões mais afastadas do Sistema Solar levou à suspeita de que poderiam existir
outros planetas além de Netuno. Várias buscas foram efetuadas até que, em 1930,
Clyde Tombaugh detectou um novo corpo celeste, Plutão, cujo tamanho era muito
menor que o anteriormente imaginado. Contudo, foi considerado como um novo
planeta até 2006, quando a União Astronômica Internacional propôs uma nova
definição para essa classe de corpos, na qual Plutão não se
enquadra.120
Sondas espaciais
espaciais,Lista de objetos artificiais na Lua, Cronologia das missões a Marte
e Lista de objetos artificiais em Vênus
O Sistema Solar passou a ser conhecido com detalhes sem precedentes a partir
do momento em que sondas espaciais começaram a reunir dados dos diversos corpos
que o compõem. A primeira sonda a escapar do campo gravitacional terrestre foi
asoviética Luna 1, em 1959, cujo objetivo principal era a colisão com o solo
lunar, o que não aconteceu por problemas técnicos. Em vez disso, ela passou a 6
400 quilômetros de distância do satélite, e logo o contato foi perdido.
No mesmo ano, a Luna 2 cumpriu com sucesso a missão, tornando-se o
primeiro objeto feito pelo Homem a atingir a superfície de outro corpo
celeste. Ainda em 1959, a sondaLuna 3 fez as primeiras 29 fotografias
do lado oculto da Lua, que mostraram poucas planícies vulcânicas em comparação
com o hemisfério já conhecido, levantando dúvidas acerca das teorias sobre a
evolução lunar.
Três anos depois, após diversas tentativas feitas por americanos e
soviéticos, a sonda Mariner 2, dos Estados Unidos, foi a primeira a realizar uma
passagem bem sucedida próximo a outro planeta, no caso Vênus. Com essa missão,
descobriu-se a rotação retrógrada e as altíssimas temperaturas na superfície
venusiana. Em 1966, a sonda soviética Venera 3 foi a primeira a
atingir a superfície de outro planeta. Contudo, o contato foi perdido pouco
antes de a sonda entrar na atmosfera venusiana, seu principal alvo de
estudo. Um ano antes a sonda Mariner 4 havia feito a primeira
aproximação a Marte, enviando várias fotos do planeta vermelho.
A Pioneer 10 foi a primeira a voar além da órbita de Marte e a visitar um dos
gigantes gasosos, passando por Júpiter em 1983 (onze anos após seu lançamento),
além de ser igualmente pioneira na utilização de energia nuclear como fonte de
eletricidade.127 No ano seguinte a Pioneer 11 fez outra passagem por
Júpiter e posteriormente realizou uma aproximação a Saturno, proporcionando
muitas descobertas sobre seus anéis, seus satélites e sua constituição. Cada uma
dessas duas sondas do programa Pioneer, que ainda prosseguem seu trajeto para o
espaço interestelar, contém uma placa com a descrição da nave, dos seres humanos
e da localização do Sistema Solar, no caso de serem encontradas por alguma forma
de vida inteligente.
Concepção artísitca da sonda Pioneer 10 passando por Júpiter.
Uma das mais notáveis missões para os planetas gigantes, no entanto, é
oprograma Voyager. Valendo-se de uma configuração particularmente favorável dos
mesmos, a NASA projetou duas sondas para visitar todos de uma só vez. O encontro
da Voyager 1 com Júpiter, em 1979, mostrou diversos aspectos do planeta e de
suas luas que ainda eram desconhecidos, como seu sistema de anéis e a atividade
vulcânica no satélite natural Io. No ano seguinte passou por Saturno e, além dos
diversos satélites e anéis descobertos, estudou a espessa atmosfera de Titã,
composta principalmente de nitrogênio. Contudo, um desvio inesperado não
permitiu que visitasse os dois outros planetas gigantes. A missão se estendeu
além do esperado e, em 1998, a sonda se tornou o objeto mais distante feito pelo
homem, continuando a enviar dados sobre os confins do Sistema Solar até
hoje. Lançada no mesmo ano que sua companheira, a Voyager 2 também
passou por Júpiter e Saturno, fornecendo novas fotografias e registros dos
planetas e seus satélites. Seguindo sua rota, a sonda chegou em Urano e
descobriu, por exemplo, seu sistema de anéis e diversos satélites. A gravidade
do planeta direcionou a Voyager 2 para Netuno, tornando-se a única sonda a
aproximar-se dos dois gigantes de gelo. A Voyager 2 continua operacional e está
agora nos limites da heliosfera, em uma direção distinta da Voyager 1. Cada uma
delas contém um disco de ouro no qual estão gravados vários sons naturais da
Terra, além de noventa minutos de música, imagens e saudações em mais de
sessenta idiomas.
Muitas outras sondas foram enviadas para diversos destinos no Sistema Solar e
várias se encontram ainda em funcionamento. A MESSENGER, por exemplo, foi a
primeira a ser colocada em órbita de Mercúrio. Em Marte, os satélites
2001 Mars Odyssey e Mars Reconnaissance Orbiter orbitam o planeta, enquanto os
veículos exploradores Spirit, Opportunity e mais recentemente o Curiosity,
percorrem a superfície do planeta. A sonda Dawn foi enviada ao
Cinturão de Asteroides e, após passar por Vesta em 2012, está a caminho do
planeta anão Ceres, prevendo-se que alcance este objetivo em 2015.
Para Júpiter foi enviada a sonda espacialJuno, que deve entrar em sua
órbita no ano 2016 para colher dados do maior planeta do Sistema Solar.
A Cassini foi lançada em 1997, chegou a Saturno sete anos depois, altura
em que entrou em órbita do planeta, e ainda está em funcionamento. Carregava
consigo outra sonda, a Huygens, que pousou na superfície de Titã, o maior
satélite do planeta. As imagens enviadas pela Cassini, ricas em detalhes,
revelavam as características dos satélites, dos anéis e da atmosfera
saturniana. Por fim, a sonda New Horizons, lançada em 2006, está
programada para chegar a Plutão em julho de 2015, sendo a primeira nave a
visitar o planeta anão. Posteriormente estudará os objetos do Cinturão de Kuiper
até o fim de sua missão, em 2026.
Limites e localização
É difícil estabelecer uma fronteira que defina onde termina o Sistema Solar e
começa o espaço interestelar. Algumas abordagens possíveis, como a intensidade
da luz e da gravidade do Sol, não são viáveis. Contudo, chegou-se à conclusão de
que a melhor forma de delimitar o Sistema Solar é estipular onde cessa a
influência do vento solar (que forma uma área semelhante a uma bolha, chamada
heliosfera, na qual está contida a maior parte dos componentes do sistema) por
entre a nuvem de matéria do meio interestelar. No entanto, a esfera de
influência gravitacional do Sol, com raio de cerca de duzentas mil unidades
astronômicas, se estende para muito além da heliosfera, abrangendo a região
habitada pelos corpos da Nuvem de Oort.
Corrente heliosférica difusa causada pelo fluxo de partículas do vento solar,
que permeiam toda a heliosfera e têm origem nas variações periódicas do Sol.
Heliosfera
A região do espaço dominada pelo plasma e pelo campo magnético do Sol é
denominada heliosfera e apresenta um formato semelhante ao de uma bolha com um
lado mais curto, o qual se estende por mais de 150 unidades
astronômicasnota 3a partir da estrela, devido à ação do vento
interestelar. O outro lado, mais alongado, provavelmente possui centenas ou
mesmo milhares de unidades astronômicas de extensão. A maior parte da matéria
que preenche a heliosfera é proveniente do Sol e se espalha em todas as direções
através do vento solar até atingir os confins dessa região, quando não mais
consegue avançar em meio à matéria do espaço interestelar.
O vento solar consiste em uma corrente de partículas, primariamente prótons
eelétrons, além de partículas alfa e outras em quantidade reduzida, que deixam o
Sol em todas as direções com velocidades superiores a 1,5 milhão de quilômetros
por hora. O motivo pelo qual essas partículas são ejetadas com velocidades tão
grandes ainda é desconhecido.140 O vento solar não se propaga
uniformemente, mas em fluxos de maior ou menor intensidade, como se fossem ondas
que permeiam toda a heliosfera. Esses fluxos que formam a corrente heliosférica
difusa são originados pelas mudanças periódicas da polaridade do Sol a cada onze
anos aproximadamente, que alteram a propagação dessas partículas através de todo
o Sistema Solar. Por vezes o campo magnético em certas
regiões do Sol se torna tão intenso a ponto de conseguir aprisionar íons e
arrancá-los da coroa solar, arremessando-os posteriormente para longe da estrela
na forma de uma ejeção de massa coronal. O vento solar, por si só, interage com
os corpos do Sistema Solar e dá origem a diversos fenômenos, como o brilho das
caudas cometárias e as notáveis auroras polares. Em eventos mais intensos, nos
quais uma ejeção de massa coronal é direcionada para a Terra, ocorrem as
tempestades geomagnéticas.
Quando a matéria proveniente do Sol passa a interagir com a matéria
interestelar, sua velocidade é drasticamente reduzida a valores subsônicos,
formando uma onda de choque terminal onde o material é comprimido e
sua temperatura aumenta. Até o presente momento somente duas sondas
conseguiram chegar a essa área, a Voyager 1 e a Voyager 2, cujas leituras
indicaram que a distância dessa região ao Sol era de 94 e 83,7 unidades
astronômicas , respectivamente; a diferença provavelmente se deve à
forma assimétrica da bolha, que possui menor volume em sua porção sul.
As partículas, então, continuam seu trajeto lentamente percorrendo uma
região denominada heliosheath, onde o vento continua aquecido e avança
até um certo ponto, quando não mais consegue vencer a pressão imposta pela
interação com o meio interestelar. Esse limite é chamado de heliopausa e
circunscreve o máximo alcance do vento solar no espaço. Nessa região, a colisão
do vento solar com as partículas do meio interestelar resulta num efeito
denominado arco de choque.
O Sol e os corpos que o orbitam movem-se através de uma região da galáxia
repleta de gases do meio interestelar conhecida como nuvem interestelar local.
Atualmente o Sol segue em direção a uma das áreas com menor densidade da nuvem
chamada de bolha local e, segundo estimativas, provavelmente a cruzará em toda a
sua extensão nos próximos dez mil anos. Pouco se sabe sobre essa região do
espaço e como ela afeta o Sistema Solar. O fluxo da nuvem interestelar, por sua
vez, é influenciado pela associação Scorpius-Centaurus, uma área de formação
estelar a algumas centenas de anos-luz de distância que, por sua intensa
atividade, produz um vento de plasma quente e de baixa densidade
Entre 450 e 1 500 anos-luz de distância do Sol se encontra a Nebulosa
de Gum, oremanescente de supernova mais próximo de nós. Outro objeto
celeste relativamente próximo do Sistema Solar é a Nebulosa de Órion, a cerca de
1 500 anos-luz, onde é intensa a formação de estrelas.
A estrela mais próxima do Sistema Solar é a anã vermelha Proxima Centauri,
uma das componentes do sistema estelar triplo Alpha Centauri. A magnitude
aparentecombinada deste sistema, essencialmente definida pela Alpha Centauri A
e, em menor grau, pela Alpha Centauri B, resultanuma das estrelas mais
brilhantes do céu, visível no hemisfério sul, encontrando-se a uma distância
média de 4,3 anos-luz de nós. Orbitando a segunda maior constituinte, Alpha
Centauri B, que é parecida com o Sol em tamanho e brilho, foidescoberto um
planeta com dimensões um pouco maiores que as da Terra, sendo, portanto, o mais
próximo planeta extrassolar conhecido.152 Outras estrelas
relativamente próximas são a estrela de Barnard, uma anã vermelha muito pequena
e visível somente com telescópio, mas com um notável movimento próprio, a cerca
de 5,9 anos-luz de distância, eSirius, a mais brilhante vista da Terra (depois
do Sol), a 8,6 anos-luz. Em geral as proximidades do Sistema Solar são pouco
povoadas por estrelas, a maior parte delas com dimensões e brilho menores que os
do Sol e constituintes desistemas binários ou múltiplos. Num raio de treze
anos-luz a partir do centro do Sistema Solar existem 25 sistemas estelares e,
segundo estimativas, até 32 anos-luz de distância poderão vir a ser confirmados
alguns que não foram ainda descobertos, por causa de seu brilho extremamente
fraco.
De acordo com os dados obtidos pelo satélite artificial Hipparcos, colocado
em órbita para medir a distância e o movimento das estrelas próximas,
concluiu-se que a cada um milhão de anos, pelo menos doze estrelas em média
passam a uma distância menor que um parsec (equivalente a 3,26 anos-luz) do Sol.
Baseado em estimativas, acredita-se que, durante toda a existência do Sistema
Solar, a menor distância que uma estrela passará do Sol será de aproximadamente
900 unidades astronômicasnota 3 , bem além da heliosfera. Contudo,
tal encontro resultaria na perturbação do movimento dos corpos da Nuvem de Oort,
que seriam lançados em direções aleatórias, podendo provocar, inclusive, uma
chuva de cometas que bombardearia a Terra e os demais planetas e que se
estenderia por mais de dois milhões de anos.154
Impressão artística da Via Láctea, com a localização indicada do Sistema
Solar.
Contexto galáctico
O Sistema Solar faz parte de uma galáxia espiral denominada Via Láctea. O Sol
está localizado entre 26 e 28 mil anos-luz do núcleo galáctico e a cerca de
vinte anos-luz acima do plano galáctico, na parte mais interna de uma formação
conhecida como Braço de Órion que, na verdade, é uma mera conexão entre duas
estruturas mais massivas, o Braço de Sagitário e o Braço de Perseu. Por nos
encontrarmos dentro da galáxia, vemos seu plano como uma faixa brilhante
percorrendo todo o céu, cujo centro se localiza na direção da constelação
doSagitário. A Via Láctea possui cerca de cem mil anos-luz de diâmetro e pelo
menos 200 bilhões de estrelas, embora estimativas recentes estimem mais de 400
bilhões desses objetos , além de milhares de aglomerados estelares,
nebulosas e inúmeros planetas. Nos braços da galáxia predominam as estrelas mais
jovens, matéria interestelar e nebulosas difusas, enquanto na parte central
existem majoritariamente aglomerados de estrelas velhas A galáxia
como um todo apresenta um movimento de rotação em sentido horário quando vista
da parte norte, mas com períodos que diferem de acordo com a distância ao
centro. Percorrendo esse trajeto, o Sistema Solar viaja a cerca de 828 mil
quilômetros por hora, por isso são necessários cerca de 225 milhões de anos para
completar uma volta, o que caracteriza um ano galáctico. Estima-se que o Sol
completou esse trajeto somente vinte vezes desde sua formação.
Nossa galáxia pertence a um grupo esparso chamado de Grupo Local, composto
por três galáxias dominantes e cerca de trinta outras de menores dimensões.
Dentre todas, a mais extensa é a Galáxia de Andrômeda, que se localiza a cerca
de 2,9 milhões de anos-luz de nós, porém, de acordo com estudos, a Via Láctea
possui maior massa. A mais próxima é aGaláxia Anã do Cão Maior, a 42 mil
anos-luz do centro galáctico, seguida pela Galáxia Anã Elíptica de Sagitário. A
Grandee a Pequena Nuvem de Magalhães são as maiores dentre as galáxias satélites
da Via Láctea.
Futuro
O Sol realiza a fusão do hidrogênio em hélio para produzir energia e se
manter estável. Enquanto isso acontece, diz-se que a estrela está na sequência
principal, uma das fases de sua evolução estelar. Em seu núcleo, a pressão
exercida pela liberação energética provocaria a expansão da estrela, mas é
contrabalançada pela força da gravidade, que age na direção oposta, mantendo
assim o equilíbrio. Ao longo do tempo, contudo, o consumo de hidrogênio faz as
taxas das reações diminuírem e, para retornar ao equilíbrio, o núcleo contrai-se
e se torna mais quente. Esse processo provoca o gradual aquecimento da estrela
ao longo de bilhões de anos, mantendo-se estável. No entanto, o Sol
passará por grandes mudanças quando o hidrogênio, seu combustível, tiver se
exaurido por completo.
Os planetas podem entrar em rota de colisão no futuro.
Colisões planetárias
Uma das questões debatidas entre os cientistas refere-se à estabilidade do
Sistema Solar. Sabe-se que os planetas exercem atração gravitacional entre si e,
portanto, suas órbitas não são perfeitamente estáveis. Uma vez que essas
variações são cumulativas, o Sistema Solar poderá entrar em um período caótico
no qual a relativa estabilidade existente hoje não mais prevalecerá. Os cenários
acerca do movimento planetário a longo prazo são extremamente difíceis de
prever, por conta da enorme quantidade de objetos e de fatores envolvidos. Não
obstante, estima-se que pelo menos nos próximos quarenta milhões de anos os
planetas devam ocupar aproximadamente suas órbitas atuais. Num futuro distante a
órbita de Mercúrio, por exemplo, tenderá a se tornar cada vez mais excêntrica,
levando o planeta a possivelmente cruzar com a órbita de Vênus ou mesmo com a da
Terra, perturbando a trajetória de todos os planetas interiores e propiciando,
de acordo com cenários projetados, uma colisão de Mercúrio com Vênus em 3,5
bilhões de anos ou a ejeção do primeiro para fora do Sistema
Solar. Essas perturbações podem causar, ainda, uma colisão entre o nosso planeta
e Mercúrio ou Marte em alguns bilhões de anos , o que varreria completamente
qualquer forma de vida ainda presente na Terra. Os gigantes gasosos, por outro
lado, não devem sofrer mudanças significativas em suas órbitas devido a esse
processo, por conta, sobretudo, de suas massas consideravelmente superiores às
dos planetas internos.
Colisão galáctica
Daqui a cerca de quatro bilhões de anos a Via Láctea entrará em um
processo de fusão com a Galáxia de Andrômeda, atualmente a 2,5 milhões de
anos-luz de distância. Apesar de o Universo estar em expansão, com a maioria das
galáxias se afastando umas das outras, as duas exercem interação gravitacional
mútua, direcionando-as para uma colisão a uma velocidade de aproximação de cerca
de 400 mil quilômetros por hora em relação à Via Láctea. As chances de ocorrerem
embates entre as estrelas que as compõem são muito remotas, devido à imensa
distância a que se encontram umas das outras; no entanto, serão direcionadas
para órbitas aleatórias totalmente diferentes em torno do novo centro galáctico
que se formará. Por isso, o Sol e consequentemente os outros corpos do Sistema
Solar serão movidos para outra região da galáxia, provavelmente bem mais
afastada do centro, mas sem o risco de serem destruídos. A fusão das galáxias
levará mais dois bilhões de anos para se completar, e no fim formarão
uma imensa galáxia elíptica.
Gigante vermelha
Estimativas baseadas na observação de outras estrelas indicam que o Sol já
concluiu um pouco menos da metade de sua existência. Daqui a cerca de
cinco bilhões de anos, a maior parte do hidrogênio já deve ter se
exaurido, o que provocará a perda de pressão e a consequente contração do núcleo
pela gravidade para manter o seu equilíbrio. A pressão resultante desta retração
será agora suficiente para que as camadas ao redor do núcleo também sejam
capazes de converter parte do hidrogênio restante em hélio. Essa nova área de
fusão nuclear promoverá o aumento da temperatura no interior e a expansão das
camadas exteriores (e consequentemente a dilatação da estrela), além da
diminuição de sua temperatura superficial para cerca de 4 mil graus Celsius e um
aumento apreciável do brilho, transformando-a em uma estrela gigante vermelha.
As dimensões do raio do Sol aumentarão entre cem e duzentas vezes, fazendo com
que Mercúrio e provavelmente Vênus sejam incorporados à camada externa da
estrela. O aumento da temperatura e da luminosidade afetará todos os corpos do
Sistema Solar. Os oceanos da Terra serão completamente vaporizados e as
temperaturas na superfície do planeta poderão chegar a mais de 1 200°C. O gelo
presente nas luas de Júpiter se fundirá e provavelmente se tornará vapor. Em
Netuno as temperaturas serão semelhantes às da Terra atualmente e no Cinturão de
Kuiper o calor será suficiente para vaporizar os cometas.
A gravidade reduzida na superfície do Sol resultante do processo de expansão
fará com que a intensidade do vento solar aumente substancialmente, provocando a
perda gradual de sua massa. Enquanto isso, o núcleo solar prossegue sua
contração até que a pressão e a temperatura nessa área sejam suficientes para
iniciar a fusão do hélio, transformando-o em carbono e oxigênio, enquanto o
pouco hidrogênio restante continua a ser consumido nas camadas que o rodeiam.
Contudo, o hélio deve se extinguir rapidamente e o núcleo novamente se contrai,
permitindo que um novo estrato de fusão de hélio surja ao redor do núcleo.
Todavia, esse é um processo instável que produz numerosas oscilações denominadas
flashes de hélio. Consequentemente, as camadas externas não mais se manterão
coesas e após numerosas pulsações serão ejetadas, formando umanebulosa
planetária que não deve durar por muito tempo, mas brilhará
intensamente devido à grande quantidade de radiação que emana do núcleo
remanescente. À medida que a massa da estrela se perde no meio interestelar, a
força gravitacional do Sol se torna cada vez menor, provocando o gradual
afastamento dos corpos que o orbitam e o completo rompimento da ligação que
mantinha os objetos mais afastados em órbita. Toda essa fase de gigante vermelha
deve se prolongar por cerca de setecentos milhões de anos.
Anã branca, negra e o fim do Sistema Solar
Após a ejeção das camadas externas da estrela, seu núcleo remanescente
continua a se contrair, mas agora a pressão central não é mais suficiente para
dar origem a novos processos de fusão e gerar energia. Com isso, por ação da
gravidade a estrela se contrai até um certo ponto e irradia sua energia
restante, mas não é capaz de realizar a fusão nuclear e produzir mais luz e
calor. A massa restante corresponde a somente trinta por cento da massa original
do Sol e suas dimensões são semelhantes às da Terra. O Sol agora se torna uma
estrela anã branca. Os possíveis corpos remanescentes do Sistema Solar entrarão
numa era de frio profundo, já que o pequeno núcleo que ainda permanece libera
lentamente sua energia, e seu brilho e temperatura vão gradualmente diminuindo
durante um período que se prolonga por cerca de um bilhão de anos , até que a luminosidade se torna extremamente baixa, a ponto de
impossibilitar sua detecção à distância por aparelhos atuais. O Sol se torna,
então, uma anã negra, um objeto frio e escuro que vaga em meio a outras estrelas
sem emitir nenhum tipo de radiação, cercado por possíveis remanescentes do que
um dia foi o Sistema Solar.
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