Asteroides - Uma Ameaça Constante

            Asteroides, também chamados de pequenos planetas, são rochas que vagam pelo sistema solar. O Cinturão de Asteroides, localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter, contém milhões deles – o mais famoso é Ceres que, com cerca de 950 km de diâmetro, e também considerado um planeta anão, é o maior que se tem notícia.

 Cintuão de Asteroides

            Os astrônomos já catalogaram mais de 3 mil asteroides, entre eles Palas, Vesta e Hygiea, que possuem diâmetros aproximadamente de 500 km. Trata-se de um trabalho importante, principalmente porque estes corpos celestes representam um risco à vida na Terra. Por esta razão, os asteroides que orbitam o Sol a uma distância inferior a 195 milhões de quilômetros, ou seja, próximos às mediações terrestres, são os merecem maior atenção por parte dos cientistas.

           

Marcas de Colisão

            A história do planeta guarda diversas marcas de impactos de corpos celestes. Supõe-se que o cheque de um asteroide na região da Península de Yucatán, no México, ocorrido há cerca de 65 milhões de anos, tenha sido responsável pela extinção dos dinossauros (ao lado provável meteorito).

            Os cientistas acreditam que a Cratera do Arizona, originada entre 10 e 5 mil anos atrás, seja fruto do choque de um asteroide com cerca de 25 metros de diâmetro. Pode parecer, a princípio, que a colisão de um pequeno corpo celeste na Terra não possa causar grandes danos. Mas não é bem assim. Devido à altíssima velocidade do impacto, o choque é capaz de terremotos e maremotos com resultados catastróficos.

Meteoroides, Meteoros e Meteoritos

            Meteoroides são fragmentos de asteroides, cometas ou outros corpos celestes. Quando chegam à Terra normalmente são desintegrados pelo atrito com a atmosfera. Ao queimar, geram um raio de luz – chamado meteoro – produzindo os fenômenos conhecidos como estrelas cadentes ou chuvas de meteoros. Caso o meteoroide não seja destruído, pode colidir contra a superfície do planeta – trata-se do meteorito. A maior parte dos detritos de meteoritos é composta de silicato (Al₂Si₂O₅(OH)₄).

 "...fenômenos conhecidos como estrelas cadentes ou chuvas de meteoros."

 Missão Espacial

            Os astrônomos especulam que alguns satélites planetários tenham sido originalmente asteroides capturados pelos planetas. A primeira observação desse tipo de corpo celeste foi registrada em 1801, quando o astrônomo italiano Giuseppe Piazzi avistou Ceres. Até o final dos anos de 1980, eles só podiam ser estudados por meio de telescópios ou análise do impacto, em 1991, a sonda espacial Galileo, com destino a Júpiter, fez as primeiras imagens de asteroides em alta definição.

 Asteroide Ida com seu satélite Dáctilo. Imagem obtida com a Sonda Espacial Galileo.

+Info.: 

• Cinturão de Asteroides
• Ceres
• Asteroide gigantesco passará próximo a Terra

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo

Fonte: Atlas do Universo

Cometas - Os Viajantes do Espaço

            Os cometas estão entre os mais atraentes corpos celestes e são conhecidos há muito tempo. Para muitos, o seu aparecimento era sinal de tragédias. Atualmente sabe-se que eles são resquícios da formação do Sistema Solar. Até hoje cerca de 2mil cometas foram vistos pelo homem. O mais famoso deles, o Halley, aparece em registros chineses datados de 246 a.C. Esses corpos tornam-se visíveis na Terra ao se aproximarem do Sol, quando ganham cabeleira e calda.

Cometa Halley, o mais famoso dentre os cometas que já "visitaram" a Terra.

           

Viajantes do espaço!

            Os cometas são resquícios da formação do Sistema Solar. Acredita-se que tenham sofrido o menor número de modificações desde aquela época e, por isso, são capazes de fornecer aos cientistas preciosas pistas sobre o surgimento da Terra e dos demais corpos celestes. Eles constituem-se apenas de um núcleo sólido e sua composição é uma mistura de gelo, gases e poeira cósmica.

            Ao se aproximar do Sol, o cometa ganha a cabeleira e a cauda características devido ao aquecimento do núcleo, que começa a evaporar-se e a dissipar-se pela ação dos ventos solares. Quanto mais próximo estiver do Sol, maior será sua cauda, que pode atingir milhões de quilômetros. Quando está longe do Sol, o núcleo resfria-se e sua matéria fica congelada. Nessa condição, os cometas são chamados de “icebergs sujos” ou “bolas de neve sujas”.

Origem dos Cometas

Nuvem de Oort

            Os cometas podem ser divididos em dois grupos: os de curto período – que levam até alguns milhares de anos para completarem uma volta em torno do Sol – e os de longo período – que podem permanecer durante milhões de anos em sua órbita.

            Em 1950, Jam Hendrik Oort levantou a hipótese de que os cometas de longo período seriam originados de uma imensa nuvem esférica – a chamada nuvem de Oort, que abriga trilhões de “detritos” na fronteira do Sistema Solar com o espaça exterior. Alguns desses corpos seriam atraídos para regiões internas do Sistema Solar, transformando-se em cometas de longo período.

Em 1951, Gerard Peter Kuiper sugeriu que cometas de curto período seriam provenientes de uma região próxima à órbita de Plutão, batizada com o nome de Cinturão de Kuiper.

Cometas famosos

            Os cometas são batizados com os nomes de seus  descobridores. Abaixo alguns dos mais conhecidos.

Cometa West

• Halley: identificado em 1682 pelo astrônomo e matemático inglês Edmund Halley, o cometa é visível a cada 76 anos, quando fica próximo da Terra. A última vez em que isso ocorreu foi em 1986.  
• Hale Bopp: foi avistado em 1995, pelos norte-americanos Alan Hale e Tom Bopp. Sua órbita em torno do Sol é de 4200 anos.
  
• Biela: descoberto pelo austríaco Wilhelm von Biela, em 1826, reapareceu em 1846 e 1852. Desde 1866 não foi mais visto e supõem-se que tenha sido desintegrado por uma chuva de meteoritos.
• West: um dos mais brilhantes e majestosos cometas observados pelo homem. Foi visto pela última vez pela metade do sec. XX. Ao se aproximar do Sol partiu-se em quatro fragmentos.
• Encke: visto pela primeira vez pelo alemão Johann Franz Encke, tem órbita de 3,3 anos, a mais curta que se tem conhecimento.
• Hyakutake: encontrado pela astrônomo japonês Yuki Hyakutake em 1996, tornou-se famoso por passar a uma distância de aproximandamente 15 milhões de quilômetros da Terra. 

Curiosidade: o primeiro registro do um cometa foi encontrado em documentos chineses de 2316 a.C. Naquela época esse tipo de objeto era associado à má sorte. Hoje, no entanto, é um dos que mais desperta a atenção dos astrônomos.

  

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo

Fonte: Atlas do Universo

Nuvem de Oort - O Berçário de Cometas

          A nuvem de Oort é uma grande concentração de cometas que se acredita existirem no limite do sistema solar, a uma distância aproximada de 100.000 UA (UA significa unidade astronômica e corresponde a 149.598.000 Km ou a distância média entre a Terra e o Sol). Estatisticamente calcula-se que existam entre um e cem bilhões de cometas.

Sua existência foi inicialmente postulada, em 1932, pelo astrônomo, nascido na Estônia, chamado Ernst Öpik, que propôs que os cometas irregulares provinham de uma extensa nuvem de material nas fronteiras do Sistema Solar.

Jan Oort (1900 – 1992)

 Em 1950, esta idéia foi retomada pelo astrônomo holandês Jan Oort para explicar a persistência dos cometas. Oort foi capaz de estudar a órbita de 19 cometas e pesquisar de onde vinham. A nuvem de Oort explica elegantemente um antigo aparente paradoxo. Se os cometas são destruídos quando se aproximam do Sol, já deveriam ter sido totalmente destruídos durante a história do Sistema Solar. A nuvem de Oort proporciona uma fonte contínua de material cometário que substitui os cometas destruídos.

O efeito gravitacional das estrelas próximas desvia os cometas de suas órbitas e os envia em direção ao Sol, onde se tornam visíveis.

As teorias mais aceitas sobre a formação do Sistema Solar consideram que os cometas se formaram muito mais proximamente ao Sol como parte do mesmo processo que formou os planetas e os asteróides. Os cometas na nuvem de Oort seriam ejetados, nesta etapa primitiva, dada a proximidade com planetas gigantes em formação, especialmente o jovem Júpiter. Tal proximidade expulsou gravitacionalmente estes corpos em órbitas extremadamente elípticas e de grande inclinação explicando, portanto, a distribuição esférica dos cometas. Com o passar do tempo, a interação gravitacional dos cometas e das estrelas longínquas contribuiu para circularizar suas órbitas. A partir desta teoria, estima-se que a massa total dos cometas na nuvem de Oort pôde ter sido, em sua origem, 40 vezes a massa da Terra.

Os objetos da nuvem de Oort são tão longínquos que, até agora, só foi descoberto um possível candidato a fazer parte dela, seu nome é 2003 VB12 (Sedna), descoberto em março de 2004 por astrônomos de Caltech e da Universidade de Yale. Sedna possui uma órbita elíptica de 76 a 850 UA, muito mais próxima do que se esperava, fato que poderia torná-lo um membro de uma nuvem interna de Oort.

O berçário dos Cometas

 Os cometas aterrorizaram gerações e gerações de pessoas ao longo de vários séculos. As “estrelas” com cauda que cruzavam os céus deram origem a muitas crenças e profecias, que ainda hoje se praticam nalgumas seitas religiosas.

Na verdade, os comentas são pequenas rochas poeirentas, geladas, que na sua maioria se encontram na colossal Nuvem de Oort, embora tenhamos alguns bem mais próximos de nós no Sistema Solar. As suas orbitas são extremamente ovais: passam perto do Sol e depois afastam-se por milhões e biliões de quilómetros. É quando passam mais perto do Sol, que se formam as duas caudas do cometa, resultantes da evaporação da superfície do cometa, soprada pelo Sol. Por esse motivo, ambas as caudas apontam sempre para o lado oposto do Sol.

Por sua vez, a Nuvem de Oort, onde se acreditam estarem “armazenados” mais de 1 trilião de cometas, é uma gigantesca esfera que se situa no limite da força gravitacional do Sol – ou seja, demarcam o fim do nosso Sistema Solar – 100 mil vezes mais distantes do Sol do que a Terra.

Quando uma estrela passa relativamente perto da Nuvem de Oort, “empurra” alguns destes cometas em direcção ao Sol, e consequentemente em direcção à Terra – não literalmente, embora numa coincidência, possa mesmo acontecer. Estes cometas, chamados de cometas de longo período, podem demorar 30 milhões de anos a completar a sua orbita, ou seja, se virmos um destes, só daqui a 30 milhões de anos as pessoas que cá estiverem o poderão voltar a ver. Em contraste, os cometas de curto período, como o Halley, demoram menos de 200 anos a reaparecerem perto de nós.

Nuvem de Oort interior?

            Os investigadores sugerem que a origem desta Nuvem de Oort interior é a mesma que a da Nuvem de Oort exterior. No início da história do Sistema Solar, depois da formação dos planetas, sobrou material que ficou a orbitar o Sol sob a forma de pequenos corpos. Quando estes pequenos corpos se aproximavam dos planetas gigantes, eram lançados para fora do Sistema Solar; muitos teriam sido ejectados para o espaço interestelar, mas alguns estabeleceram-se na Nuvem de Oort, a orbitar o Sol a uma distância enorme. A Nuvem de Oort interior teria se formado do mesmo modo, mas a influência de estrelas vizinhas aproximou os pequenos corpos. A existência da Nuvem de Oort interior é um forte argumento a favor do Sol ter nascido num agrupamento coeso de estrelas.

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo

Fontes: Astronomo Amador; Info Escola; Portal do Astronomo

Demais Objetos Transnetunianos

            Além dos cinco planetas-anões (ou plutóides) presentes no Cinturão de Kuiper, há diversos outros corpos celestes que orbitam ao redor do Sol e situam-se permanentemente ou em períodos (como Sedna) no Cinturão. Abaixo veremos em mais detalhes quatro destes corpos, Sedna, Orcus, Quaoar e Varuna.

 Os Principais objetos transnetunianos em comparação com a Terra.

 Sedna, o mais distante

           Sedna foi observado pela primeira vez em, 14 de Novembro de 2003, pela equipe liderada por M. Brown (Instituto Tecnológico da Califórnia, EUA), utilizando o Telescópio Samuel Oschin (Caltech), no Observatório Palomar. 

Os astrónomos estimam que Sedna  está a 13 mil milhões de quilómetros do Sol, ou seja, 90 UA (90 vezes a distância Terra-Sol), o que faz deste planetoide o objeto mais distante no Sistema Solar a ser detectado até hoje.

Outras características distinguem este objeto: a sua grande dimensão (entre 1/2 e 3/4 do tamanho de Plutão); a sua cor vermelha, pois a seguir a Marte, é o objeto mais vermelho do Sistema Solar; e a sua órbita extremamente elíptica.

A equipe de investigadores responsável pela descoberta sugeriu à União Astronómica Internacional que o planetoide 2003 VB12 fosse chamado oficialmente Sedna, como a deusa do Oceano Ártico da mitologia Inuit (esquimó), devido às suas temperaturas extremamente frias. O planetoide Sedna encontra-se muito longe do Sol, numa região muito fria do Sistema Solar, onde a temperatura não ultrapassa os –240°C.

Mas, a maior parte do tempo, o planetoide encontra-se a temperaturas ainda mais negativas, pois na sua órbita de 10500 anos à volta do Sol, ele chega a estar a 130 mil milhões de quilómetros do Sol, ou seja, a 900 UA!

Os astrônomos não podem medir o diâmetro do planetoide diretamente, mas podem estimá-lo indiretamente: como sabem a distância a que Sedna se encontra, sabem a sua temperatura (cerca de –240°C); então, observando o planetoide com um telescópio térmico, que mede o calor do objeto observado, podem inferir o seu tamanho. As tentativas de observação de Sedna com o Telescópio Espacial Spitzer (NASA) resultaram na ausência de detecção deste planetoide. Assim, os investigadores concluem que Sedna tem menos de 1800 km de diâmetro, pois, se fosse maior, o Spitzer teria detectado o seu calor.

 Um dos aspectos mais interessantes deste objeto é a sua órbita. Depois da descoberta de Sedna, em Novembro de 2003, os investigadores pesquisaram os arquivos de observações e conseguiram seguir Sedna até 2001. Na posse de observações que abrangem um intervalo de tempo de 3 anos, os astrónomos já conhecem razoavelmente bem a órbita deste planetoide e estimam que o seu periélio é 76±7 UA. A determinação da órbita de Sedna veio mostrar que é pouco provável que este planetoide seja um objeto da Cintura de Kuiper: a sua trajetória nunca o leva a essa região. A Cintura de Kuiper termina abruptamente a 50 UA do Sol e Sedna não se aproxima do Sol mais do que 76 UA. Mesmo os objetos da Cintura de Kuiper que chegam a grandes distâncias do Sol, comparáveis à distância a que Sedna alcança, têm periélios muito menores, a cerca de 35 UA.

A órbita de Sedna é extremamente elíptica, muito mais do que qualquer outro objeto do Sistema Solar, chegando a uma hipótese de que Sedna pertença à Nuvem de Oort. O facto de Sedna se encontrar 10 vezes mais perto do Sol do que a Nuvem de Oort (supostamente a meio caminho da estrela mais próxima do Sol) leva a equipe de investigadores a especular sobre a existência de uma Nuvem de Oort interior.

Orcus

Orcus foi observado pela primeira vez em 2004 e é ligeiramente menor que Plutão.

Este planeta anão pode um dia chegar à mesma designação UAI de Plutão, Makemake, Éris e Halmea um planeta anão plutoide.

Orcus e Plutão têm órbitas semelhantes, ambos possuem quase o mesmo afélio e periélio, e as duas órbitas tem a forma de elipses, cada elipse é inclinado em relação ao resto das elipses planetárias e tem quase o mesmo ângulo.

Orcus é como um anti-Plutão, no entanto, os dois objetos permanecem no Sistema Solar um de cada lado.

 Órbitas de Plutão e Orcus. Podemos ver como são identicas, porém com inclinações diferentes.

Quaoar

 Quaoar é um objecto transneptuniano localizado no Cinturão de Kuiper, a cerca de 6,5 bilhões de quilômetros da Terra.

O planetoide, medindo cerca de 1250 quilômetros de diâmetro, tem mais da metade do diâmetro do planeta anão Plutão e quase o mesmo tamanho de seu satélite, Caronte, que tem 1270 quilômetros de diâmetro.

Sua órbita é quase perfeitamente circular e está 1,6 bilhão de quilômetros além da órbita de Plutão. Quaoar leva 288 anos para dar uma volta em torno do Sol e possui um satélite conhecido, com diâmetro estimado em 100 quilômetros.

O nome é uma referência ao deus da criação na mitologia Tong vá, um povo nativo norte-americano.

 Órbita de Quaoar

Varuna

           

Este corpo celeste é o único dos quatro citados aqui que não é um planeta anão, Varuna é classificado como um dos maiores meteoros do Cinturão de Kuiper .

Foi descoberto por R. Macmillan, do projeto Spacewatch, em 28 de novembro de 2000 e, provisoriamente designado WR106 2000 antes de ser definitivamente nomeado como Varuna, deus que arquitetou a criação da Terra na mitologia hindu.

Ela se move em uma órbita quase circular com um semi-eixo maior de cerca de 43 UA, semelhante ao de Quaoar , porém mais inclinado.

Dados de Varuna:

• Diâmetro: 936 km;
• Densidade: ~ 1,0 g / cm ³ ;
• Temperatura de superfície: ~ 43 K;
• Periélio 40,92 UA;
• Afélio: 45,34 UA;
• Período orbital: 283,20 anos;
• Inclinação 17,2 °.

Haumea - Achatado e Distante

Haumea, antes conhecido astronomicamente como 2003 EL₆₁, é um planeta anão do tipo plutóide, localizado a 43,3 UA do Sol, ou seja um pouco mais de 43 vezes a distância da Terra ao Sol, em pleno Cinturão de Kuiper. Haumea possui dois pequenos satélites naturais, Hi’iaka e Namaka, que, acredita-se, sejam destroços que se separaram de Haumea devido a uma antiga colisão. Seus diâmetros variam entre 100 e 400 quilômetros, e suas distâncias ao planeta anão entre 9000 e 60000 quilômetros.. Haumea é um plutóide com características pouco comuns, tais como a rápida rotação, elongação extrema e albedo elevado devido a gelo de água cristalina na superfície. Pensa-se, também, tratar-se do maior membro de uma família de destroços criados num único evento destrutivo.

Apesar de ter sido descoberto em dezembro de 2004, só em 18 de setembro de 2008 é que se confirmou tratar-se de um planeta anão, recebendo então o nome da deusa havaiana do nascimento e fertilidade.

Dados Básicos:

• Período orbital: 283,28 anos
• Velocidade orbital média: 4,484 km/s
• Inclinação: 28,19°
• Número de Satélites: 2
• Diâmetro equatorial: 1.600 km 
• Massa: (4,2±0,1)×10²¹ kg
• Gravidade equatorial: 2,4×10^-12 m/s² g
• Dia sideral: 3 h 54 m 55 s
• Temperatura média: -223,2ºC
• Periélio: 35,2 UA
• Afélio: 51,5 UA

                                   

Água cristalizada no planeta-anão Haumea

Astrônomos europeus anunciaram a existência de água cristalizada no planeta-anão chamado Haumea. Porém Haumea permanece pouco estudado até hoje pelos cientistas. 

O pequeno planeta-anão está além da órbita de Netuno. O gelo cristalizado que cobre sua superfície é responsável pelo brilho do astro.

 

Uma Mancha misteriosa

 

 Uma enorme mancha escura vermelha detectada no planeta-anão deixa os astrônomos intrigados.

Uma área vermelha escura encontrada no planeta anão Haumea parece ser mais rica em minerais e componentes orgânicos que o resto de sua superfície congelada. Como Haumea é tão pequeno está tão longe este plutóide aparece nos telescópios como apenas um singelo ponto de luz, mas a mancha foi descoberta através das medições das mudanças no seu brilho durante seu rápido giro. As pequenas porém persistentes diferenças indicam que a mancha escura é mais avermelhada na luz visível e mais azulada nos comprimentos de onda na faixa do infravermelho.

A mancha poderia ter sido causada por impacto recente, mas os cientistas não estão seguros se os materiais investigados são do próprio Haumea ou do corpo que o impactou.

Como possíveis interpretações das mudanças na luminosidade de Haumea os cientistas podem deduzir as seguintes opções:

1. A mancha é mais rica em minerais e compostos orgânicos que o resto de Haumea, ou;
2. A mancha contém uma maior fração de gelo cristalino.

Satélites

            Haumea possui dois pequenos satélites naturais: Hiwaka e Namaka. Os seus

 diâmetros variam entre 100 e 400 quilómetros, e as suas distâncias ao planeta anão entre 9000 e 60000 quilómetros.

Haumea na Mitologia

 

 

Haumea é uma divindade primitiva do havaí, deusa do nascimentos e da fertilidade. Geralmente é identificada com Papa, uma antiga deusa mãe. Haumea pôde renascer constantemente, pelo que teve muitos filhos com seus próprios rebentos e descendentes. Também estava relacionada com os frutais sagrados, que produziam frutas segundo a sua vontade. E com sua varinha mágica ela povoava as águas que rodeiam as ilhas havaianas com grandes cardumes de peixes.

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo

Fontes: Eternos Aprendizes; UOL; e Explicarium

Makemake - Um presente de Páscoa

Makemake, formalmente designado como (136472) Makemake, é o terceiro maior planeta anão do Sistema Solar e um dos dois maiores corpos do cinturão de Kuiper na população dos KBOs clássicos. Seu diâmetro é de cerca de três-quartos o de Plutão. Não possui satélites conhecidos, o que o torna único entre os corpos maiores do cinturão de Kuiper. Sua superfície é coberta por metano, etano, e possivelmente, nitrogênio, devido à sua baixíssima temperatura média de cerca de 30 K (-243,2 °C).

De início conhecido como 2005 FY₉ e depois com o código de planeta menor 136472. Seu nome deriva da deusa rapanui Makemake. Em 11 de Julho de 2008, um grupo de trabalho sobre nomenclatura planetária da UAI anunciou a inclusão de Makemake na classe dos plutoides, fazendo ele oficialmente um planeta anão e um plutoide, ao lado de Plutão, Éris e Haumea.

Dados Básicos

• Período orbital: 113.183 d (309,88 anos)
• Velocidade orbital média:4,419 km/s
• Inclinação: 28,96°
• Diâmetro equatorial: 1.600 ± 300 km
• Área da superfície: ~ 7.000.000 km²
• Volume: ~ 1,8×10⁹ km³
• Massa: ~ 4×10²¹ kg
• Densidade média:~2 g/cm³
• Gravidade equatorial: ~0,05 g
• Dia sideral: 7 h 46 m 16 s
• Temperatura média: −243 ºC
• Afélio: 53 UA
• Periélio: 38,5 UA

Descoberta

Makemake foi descoberto em 31 de março de 2005 por um grupo liderado por Michael Brown no Observatório Palomar, e foi anunciado ao público em 29 de julho de 2005. A descoberta de Éris foi publicada no mesmo dia, dois dias depois da descoberta de Haumea.

 Apesar de seu brilho relativo (que é de cerca um quinto a mais do que o brilho de Plutão), Makemake foi descoberto bem depois de outros objetos do Cinturão de Kuiper com um brilho menor do que o dele. A maioria das buscas por planetas menores foram feitas relativamente perto da eclíptica (a região do céu em que o Sol, a Lua e os outros planetas parecem estar, vistos da Terra), devido à maior probabilidade de encontrar objetos lá. É provável que Makemake escapou da primeira pesquisa por causa de sua alta inclinação, e o fato de que ele estava na maior distância da eclíptica possível em sua descoberta, no norte da constelação de Coma Berenices.

Ao lado de Plutão, Makemake é o único outro planeta anão que é brilhante o suficiente para que Clyde Tombaugh pudesse ter descoberto durante sua busca por planetas transnetunianos em 1930. Na época de pesquisa de Tombaugh, Makemake estava a apenas poucos graus da eclíptica, perto da borda de Taurus e Auriga. Porém essa posição ficava muito perto da Via Láctea, e a detectação de Makemake ficaria quase impossível com o fundo cheio de estrelas. Tombaugh continou a procurar por objeto transnetunianos por alguns anos após a descoberta de Plutão, mas não conseguiu encontrar Makemake ou outros objetos.

Características Físicas

Makemake é o segundo objecto mais brilhante do cinturão de Kuiper, logo a seguir a Plutão, tendo uma magnitude aparente de 16,7. Isso é suficientemente brilhante para ser visto com um telescópio amador. O alto albedo de Makemake de quase 80% sugere uma temperatura de cerca de -243,2 °C. O tamanho de Makemake não é conhecido precisamente, embora a detecção em infavermelho do Telescópio Spitzer, combinados com as semelhanças de espectro com Plutão, sugerem um diâmetro de 1500 ± 200 km. Isso é um pouco maior que Haumea, fazendo Makemake o terceiro maior transneptuniano, perdendo apenas para Plutão e Éris. Actualmente Makemake é designado o quarto planeta anão no sistema solar. Isso praticamente garante que ele é suficientemente grande para alcançar o equilíbrio hidrostático e tornar-se um esferóide oblato.

A análise espectral da superfície de Makemake revelou que o metano deve estar presente na forma de grandes grãos, de pelo menos, um centímetro de tamanho cada. Além disso, grandes quantidades de etano e tolina podem estar presentes, muito provavelmente criados por fotólise de metano pela radiação solar. As tolinas provavelmente são responsáveis pela cor vermelha do espectro visível. Embora existam evidências da presença de nitrogênio na sua superfície, em nenhum lugar do planeta há o mesmo nível de nitrogénio que há em Plutão e em Tritão, que constitue 98% da crosta. A relativa falta de nitrogénio sugere que o fornecimento de nitrogénio acabou de algum modo durante a vida do sistema solar.

A presença de metano e possivelmente nitrogénio sugerem que Makemake pode ter uma atmosfera transitória, semelhante à de Plutão perto de seu periélio. O nitrogénio, se presente, será o principal componente dela. A existência de uma atmosfera também proporciona uma explicação natural para o esgotamento de nitrogénio: uma vez que a gravidade de Makemake é mais fraca do que a de Plutão, Éris e Tritão, uma granda quantidade de nitrogénio provavelmente foi perdida por causa do escape atmosférico; o metano é mais leve que o nitrogénio, mas tem uma pressão de vapor significativamente menor que as temperaturas registradas em Makemake (variam entre -243,2 °C a -238,2 °C), o que impede sua fuga, e o resultado deste processo é uma abundância de metano.

Satélites

Nenhum satélite foi descoberto orbitando Makemake ainda. Um satélite tendo um brilho de 1% do corpo principal teria sido detectado se estivesse a uma distância de 0,4 segundos de arco de Makemake. Isso contrasta com os outros grandes objetos transnetunianos, que possuem pelo menos um satélite: Éris tem um, Haumea tem dois e Plutão tem três. Acredita-se que cerca de 10% a 20% de todos os objetos transnetunianos têm satélites. Sendo que os satélites oferecem um simples método para medir a massa de um objeto, a falta de satélites em Makemake deixa difícil saber sua massa exata.

Nome e Mitologia

Makemake, anteriormente conhecido como 2005 FY9, é o primeiro planeta anão a receber um nome desde 2006, quando o seu vizinho gelado 2003 UB313 ganhou o nome de Éris, a deusa Grega da discórdia. 

O nome Makemake pertence ao deus que criou a Humanidade e o deus da fertilidade na cultura mitológica de Rapa Nui, da Ilha da Páscoa. O nome foi proposto por Mike Brown, Chad Trujillo e David Rainowitz, o time da Caltech que descobriu Makemake, em 31 de março de 2005, pouco antes das festividades da Páscoa. Makemake é o quarto planeta-anão no sistema Solar e o terceiro plutóide (o planeta-anão Ceres não é considerado um plutóide, pois está fora do cinturão de Kuiper). Makemake é hoje o segundo KBO (objeto do cinturão de Kuiper) mais brilhante no céu, após Plutão, com uma magnitude aparente calculada em +16,7. Makemake é atualmente visível na constelação de Coma Berenices, mas apenas telescópios amadores de alta-performance conseguem vê-lo.

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo

Fontes: Eternos Aprendizes; Explicarium; e Wiki

Éris - O promovedor da discórdia

Dados Básicos:

Características orbitais:

• Semi-eixo maior: 67,668 
• Periélio: 37,77 UA  
• Afélio: 97,56 UA 
• Excentricidade: 0,441 77 
• Translação: 203 500 d (557 a) 
• Velocidade orbital média: 3,436 km/s 
• Inclinação: 44,187°  
• Nº de Satélites: 1

 Características físicas:

• Diâmetro equatorial: 3094 km 
• Dia sideral: > 8 h ? 
• Temperatura: -248ºC a -232ºC

*Há muitos dados a serem recolhidos do planeta anão, pois com sua distante localização ainda não temos acesso a todos eles.

Planeta Anão- Éris

Éris é um planeta anão que se encontra nos confins do nosso sistema solar. Foi descoberto em 2005 por astrônomos profissionais que estão examinando imagens obtidas no Observatório Palomar, na Califórnia, dois anos antes.

Como um planeta anão que satisfaz a maioria dos critérios para ser um planeta com a ressalva de que ele não tem a força gravitacional, devido ao seu tamanho, para abrir espaço ao seu redor de outros corpos celestes.

O planeta anão foi anteriormente conhecido como UBU 313 e apelidado de Xena. A União Astronômica Internacional (IAU), que é responsável por nomear e classificar os planetas, alterou posteriormente o nome para o atual.

Éris tem um diâmetro de 2.400 km, que é ligeiramente maior que Plutão. Em comparação com o diâmetro da Terra é de 12, 742 km. Nem planetas ou planetas anões são esferas perfeitas que esta não é a forma ideal para medir o seu tamanho, mas é um indicador fiável.

É preciso Éris quase 557 anos para orbitar o Sol e encontra-se a 97 UA da estrela (no afélio). Ele tem uma incomum órbita, excêntrica, o que significa que, em seu periélio Éris está apenas 38 UA do sol. Então, algumas vezes se encontra mais perto de nós (e do Sol) que Plutão.

Por ser tão distante de nós, não podemos observar Éris a olho nu, binóculos ou mesmo da mesma maneira como você pode ver planetas como Marte ou Júpiter. Você vai precisar de um poderoso telescópio e muito ter muita experiência em astronomia amadora para visualizá-lo.

 Órbita elíptica de Éris

Geologia

Éris é o maior corpo celeste conhecido  para além da órbita de Neptuno, logo, maior que Plutão. Tal como Plutão, é composto de uma mistura sólida de gelo e rocha.

Ambos podem ser vistos como objetos do cinturão de Kuiper ou como planetas gelados, apesar de Éris ser do tipo disperso, ou seja, terá sido formado na parte interior do cinturão, mas atirado para uma órbita mais distante devido a uma possível influência gravitacional de Netuno.

O albedo de Éris não é totalmente conhecido e o seu tamanho real não pode ser determinado. Contudo, os astronômos calcularam que, numa oposição extrema,  Éris refletindo toda a luz que recebe, seria mesmo assim maior que Plutão (2390 km).

Para ajudar a determinar melhor a dimensão deste objecto celeste, foram feitas análises preliminares com recurso a observações feitas com telescópios espaciais: o Spitzer e o Hubble. O primeiro telescópio indicou que Éris seria 20% maior que Plutão (2274 km); o segundo indicou que seria apenas 1% maior indicando um albedo extraordinariamente elevado.

Em Fevereiro de 2006, um artigo da revista Nature da autoria de um grupo de cientistas alemães indicou que Éris tem 3000 km ±300km ±100km, ou seja, algo do tamanho da Lua e 30% maior que Plutão. Para determinar o diâmetro, o grupo usou observações da emissão térmica de Éris. A primeira margem de erro tem em atenção os erros de medida, e a segunda devido a velocidade de rotação e a orientação do astro serem desconhecidas.

Estes cientistas determinaram que o albedo é muito semelhante ao de Plutão, ou seja, é de 0,60 ± 0,10 ± 0,05. Sugerindo que o metano permite que a superfície gelada seja bastante refletora.

Éris parece ser algo análogo a Plutão e a Tritão (a grande lua de Neptuno) devido à presença de gelo de metano.

Ao contrário do aspecto avermelhado de Plutão e Tritão, o planetóide Éris parece ser cinzento. Isto parece ser devido à enorme distância de Éris em relação ao Sol o que permite que o metano condense, cobrindo uniformemente toda a superfície.

O metano é muito volátil e a sua presença mostra que Éris se manteve sempre nos confins do sistema solar, ou seja, sempre foi um mundo extremamente frio levando a que o gelo de metano subsistisse. Ou, talvez, desfrute de uma fonte interna de metano que liberte o gás para a atmosfera; note-se que 2003 EL61, um outro corpo celeste da mesma zona do sistema solar, revelou a presença de gelo de água, mas não de metano.

Dados não oficiais com recurso às observações do telescópio Hubble indicaram que Éris teria um albedo elevado, sugerindo que a superfície é composta de gelo fresco.

 Éris é o maior objeto transnetuniano, acima comparação do planeta anão com Plutão.

 

Atmosfera e clima

Apesar de Éris se encontrar cerca de três vezes mais afastado do Sol que Plutão, chega a estar suficientemente perto do Sol para que parte da superfície se descongele e forme uma fina atmosfera; no entanto não se sabe se isto acontece realmente.

Devido a sua órbita que se aproxima até 37,8 UA do Sol e se distancia até 97,61 UA, as temperaturas devem variar entre -232 e  -248 graus centígrados.

Éris está tão afastado do Sol que este último, nos céus daquele mundo, deverá aparecer apenas como uma estrela brilhante.

Satélite

A lua de Éris, Disnomia, foi descoberta a 10 de Setembro de 2005. Estima-se que Disnomia seja oito vezes menor e sessenta vezes menos brilhante que Éris e que orbite esse último em cerca de quatorze dias.

O sistema Éris-Disnomia parece semelhante ao sistema Terra-Lua. Apesar das dimensões mais reduzidas dos dois objetos, o satélite de Éris está dez vezes mais próximo do planeta que orbita que a Lua da Terra apesar de ser oito vezes menor que a nossa lua.

Disnomia é o satélite natural de Éris. O nome significa "desordem" em grego (no original, Δυσνομία dysnomia), uma referência à entidade mitológica que, segundo Hesíodo, era filha de Éris, a Discórdia.

Em 2005, uma equipe nos telescópios Keck no, Hawaí, fez observações aos quatro corpos celestes transneptunianos mais brilhantes (Plutão, 2005 FY9, 2003 EL61 e Éris) usando um novo sistema óptico. Em 10 de Setembro, as observações revelaram uma lua orbitando Éris. Na altura da descoberta, Éris não tinha nome e era conhecida, popularmente, como Xena, assim a lua ganhou o apelido de Gabrielle pelos seus descobridores, a companheira de Xena na série de TV Xena, A Princesa Guerreira.

Formalmente em setembro de 2006 foram definidos os nomes oficiais de Éris - Planeta Anão e Disnomia - satélite de Éris.

Os astronômos sabem que três dos quatro mais brilhantes objectos transnetunianos possuem satélites, enquanto que cerca de 10% dos membros mais tênues da faixa terão satélites, o que leva a acreditar que colisões entre grandes corpos celestes transnetunianos tenham sido frequentes no passado. Impactos entre corpos da ordem dos 1000 km de diâmetro espalhariam grandes quantidades de material que se aglomerariam numa lua. Um mecanismo semelhante formou a Lua da Terra.

Mitologia

Éris era a deusa da discórdia. O planeta foi chamado assim porque a sua descoberta lançou a discórdia entre os astrônomos quanto à definição de um planeta e causou, indiretamente, a descida de estatuto de Plutão de "planeta" para "planeta anão". Na mitologia grega é famosa por ter causado, indiretamente, a Guerra de Tróia. Era também conhecida por acompanhar o seu irmão Ares (Marte) para o campo de batalha e, quando os outros deuses iam embora, ela ficava rejubilando-se da carnificina.

Antes de receber o nome tinha a designação provisória de 2003 UB₃₁₃, que é uma matrícula atribuída automaticamente de acordo com o protocolo da União Astronômica Internacional (UAI) para os planetas menores. No entanto, a probabilidade de que esse corpo celeste fosse classificado como um planeta levou a que a UAI não autorizasse nenhum nome, dado que não era claro se seria classificado como um planeta principal ou não. Caso fosse, a UAI só aprovaria nomes da tradição greco-romana, tal como acontece com todos os outros planetas do Sistema Solar. A indecisão levou a que o nome "Xena" (uma suposta personagem da mitologia grega) fosse adotado popularmente como alcunha; essa suposta personagem mitológica foi criada especialmente para a série televisiva Xena, A Princesa Guerreira. Um dos nomes mais sugeridos para Éris era o de Perséfone (a Proserpina romana), mulher de Plutão.

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo
Fontes: CDCC e A Vida no Espaço

Cinturão de Kuiper - O que temos depois de Netuno!?

Na visão tradicional, o Sistema Solar é formado pelo Sol, os planetas e um cinturão de asteroides, composto por objetos menores, a grande maioria com formas irregulares, e todos situados entre as órbitas de Marte e Júpiter.

Esse modelo ignora a presença dos cometas e dos asteroides cujas trajetórias passam por entre as órbitas de vários planetas – mas até que seria aceitável, não tivéssemos hoje uma visão um tanto mais sofisticada, onde o “velho” cinturão de asteroides há muito deixou de ser o único.

Oort e Kuiper

Em 1950 0 astrônomo alemão Jan Oort formulou a hipótese de que os cometas seriam originários de uma vasta região que circunda o Sol, uma espécie de nuvem em forma de concha, a cerca de cinquenta mil vezes mais afastada que a Terra, em relação ao Sol.

Um ano mais tarde o astrônomo de origem holandesa Gerard Kuiper sugeriu que alguns desses objetos, tipicamente asteroides, deveriam se concentrar numa faixa contínua localizada nos limites do Sistema Solar.

Gerard Kuiper

Essa hipótese foi reforçada pela constatação de que existem populações separadas de cometas (chamadas "famílias de Júpiter") com indivíduos bastante distintos daqueles provenientes da nuvem de Oort.

Eles se movem em volta do Sol em cerca de 20 anos ou menos, contra os milhares ou mesmo milhões de anos de um cometa de Oort, além disso, percorrem suas trajetórias no mesmo sentido e quase no mesmo plano orbital dos planetas.

Finalmente, simulações em computador no início dos anos 80 previram a formação natural do cinturão de asteroides proposto por Kuiper. De acordo com este cenário, os planetas teriam se formado ao redor do Sol a partir da aglomeração de diversos elementos primordiais (os chamados protoplanetas), sendo que os resíduos não aproveitados neste processo foram gradualmente varridos da vizinhança da estrela.

Porém, além da órbita de Netuno, o último planeta gigante, ainda deveria haver uma espécie de depósito desses entulhos planetários.

Uma nova visão

A constatação veio em 1992, com a descoberta de um objeto chamado 1992QB1, com 240 km de diâmetro e à distância prevista por Kuiper. Logo foram encontrados diversos outros asteroides com dimensões similares, confirmando que o cinturão de Kuiper era real.

Dois satélites de Netuno, Nereida e Tritão, e Febe, uma lua de Saturno, por suas características orbitais incomuns são hoje considerados objetos do cinturão de Kuiper, capturados pela força gravitacional dos planetas a que agora pertencem.

Hoje existem mais de 600 objetos conhecidos no cinturão de Kuiper, todos descobertos após 1992. Entre eles está Plutão, que agora pertence à categoria dos planetas anões, Éris (que é maior que Plutão), também Varuna (com 900 km de diâmetro) e Quaoar (com 1.250 km), além de diversos outros objetos. Já Sedna, descoberto em 2003, tem praticamente toda sua órbita fora dessa região, indo até o limite inferior da nuvem de Oort.

 

Plutoides

            A União Astronômica Internacional decidiu que os pequenos corpos celestes semelhantes a Plutão, pequenos demais para serem chamados de planetas, deverão ser classificados como plutóides.

Plutóides são corpos celestiais em órbita ao redor do Sol a uma distância maior do que a de Netuno, que têm massa suficiente para que sua auto gravidade supere as forças rígidas de seu material formador, de forma que eles assumam um formato com equilíbrio hidrostático (quase esférico), e que não tenham destruído outros corpos ao redor de sua órbita.

Os cinco plutoides reconhecidos pela UAI.

Série: Sistema Solar - Nosso Refúgio no Universo

Fontes: Zênite e Inovação Tecnologia