Geografia, Trabalho Escolar, Trabalhos Escolares

Sistema Solar – Formação – Protoestrela – Formação dos planetas e demais corpos – Migração planetária e evolução subsequente – Componentes – Sol – Planetas telúricos – Mercúrio – Vênus – Terra – Marte – Planetas gigantes – Júpiter – Saturno – Urano – Netuno – Corpos menores – Asteroides – Objetos Próximos da Terra – Objetos transnetunianos – Planetas anões – Regiões externas – Cometas – Meteoroides, meteoros e meteoritos – Modelos – Dinâmica – Movimento aparente dos planetas – Planetas inferiores – Planetas superiores – As primeiras teorias – O surgimento da astronomia moderna – As leis do movimento planetário – O movimento dos corpos do Sistema Solar – Ressonância – Centro de massa e momento angular – Plano invariável – Limites e localização – Heliosfera – Contexto local – Contexto galáctico – Exploração – Sondas espaciais – Futuro – Colisões planetárias – Colisão galáctica – Gigante vermelha – Anã branca, negra e o fim do Sistema Solar – Geografia – Trabalho Escolar – Trabalhos Escolares

Sistema Solar

Composição artísticas dos tamanhos e das distâncias relativas dos planetas do Sistem Solar.
Localização Braço de Órion, na Via Láctea
Estrela mais próxima Proxima Centauri (4.22 anos luz), sistema Alpha Centauri (4.37 anos luz)
Sistema planetário mais próximo Alpha Centauri (4.37 anos luz)
Sistema planetário
Semieixo maior do planeta mais distante (Netuno) 4.503 bilhões de quilômetros (30.10 UA)nota 1
Distância ao Cinturão de Kuiper 50 UA
Número de estrelas conhecidas 1
Número de planetas conhecidos 8
Número de planetas anões conhecidos 5
Número de satélites naturais conhecidos 400 (176 de planetas)
Número de corpos menores conhecidos 587 479
Número de cometas conhecidos 3 153
Número de satélites naturais esféricos 19
Órbita em torno do centro galáctico
Inclinação do plano invariável em relação ao plano galáctico 60°
Distância ao centro galáctico 27 000±1 000 anos luz
Velocidade orbital 220 km/s
Período orbital 225 – 250 milhões de anos
Propriedades da estrela
Tipo espectral G2V
Distância da linha do gelo 2.7 UA
Distância da heliopausa cerca de 120 UA
Raio da esfera de Hill de 1 a 2 anos luz

O Sistema Solar é constituído pelo conjunto de corpos celestes que orbitam o Sol e que, portanto, estão sob sua influência gravitacional. Dentre esses corpos, os maiores são os planetas, que totalizam oito, seguidos pelos cinco planetas anões, vários satélites naturais e inúmeros outros corpos menores, como asteroides e cometas. As primeiras teorias do movimento dos corpos sugeriam que os planetas e o Sol giravam em torno da Terra, que estava no centro do Universo. Contudo, Copérnico provou que a Terra e todos os demais corpos orbitavam a estrela, criando o modelo heliocêntrico. Desde então, os cientistas buscaram relações numéricas que descrevessem o movimento dos corpos. Por isso foram elaboradas diversas teorias e leis, como as de Kepler e as de Newton. Entretanto, hoje sabe-se que o método mais adequado para descrever o movimento dos corpos em torno do Sol é a Teoria da Relatividade de Einstein.

O Sol é a estrela que se localiza no centro do Sistema Solar. Compreende mais de 99% da massa do sistema, composto principalmente de hidrogênio e hélio, e que gera sua energia a partir da fusão nuclear. Os quatro primeiros planetas são chamados de planetas telúricos por terem sua superfície sólida e rochosa. Destes, a Terra é o maior e o único conhecido que abriga vida. Além da órbita de Marte, existe uma região povoada com diversos corpos menores que formam o Cinturão de Asteroides, onde se encontra o planeta anão Ceres. Logo a seguir estão os planetas gigantes gasosos, dos quais o mais massivo é Júpiter, que possui ainda dezenas de satélites naturais com características peculiares. Saturno é famoso por seu sistema de anéis característico. Além da órbita de Netuno, o último planeta, encontra-se outra região povoada por incontáveis corpos menores, chamada de Cinturão de Kuiper, onde estão quatro planetas anões, dentre eles Plutão. Acredita-se, ainda, que em uma área muito mais afastada existem inúmeras “pedras de gelo” chamada de Nuvem de Oort, que seria uma das origens dos cometas.

De acordo com estudos, o Sistema Solar começou a se formar há cerca de cinco bilhões de anosnota 1 , a partir da porçao de uma nuvem molecular que começou a se condensar e formar uma protoestrela, o Sol, e os remanescentes constituíram os atuais planetas e demais corpos. Atualmente o Sistema Solar está localizado no Braço de Órion, a vinte e seis mil anos-luz do centro da galáxia, a Via Láctea, que possui cerca de duzentos bilhões de estrelasnota 1 . O Sistema Solar está atravessando uma região da galáxia conhecida como nuvem interestelar local, uma zona preenchida por material do meio interestelar. O Sol está provavelmente na metade de sua existência. Daqui a cinco bilhões de anosnota 1 o combustível da estrela acabará, e ocorrerão diversas transformações em seu interior que a transformarão numa estrela gigante vermelha. Posteriormente, as camadas externas serão ejetadas formando uma nebulosa planetária e o núcleo remanescente se tornará uma estrela anã branca, que se esfriará e perderá o brilho, criando uma anã negra.

Formação

O estudo da formação do Sistema Solar é feito por meio de duas formas diferentes. A primeira delas é a análise da composição e das características dos corpos que formam o atual sistema, sua composição e movimentos. Contudo, essas particularidades são muito diferentes daquelas encontradas há bilhões de anosnota 1 , quando o Sol e os primeiros corpos começaram a se formar. Por isso, o segundo método consiste em observar estrelas em formação em grandes nuvens moleculares semelhantes às existentes nos primórdios da formação estelar e, então, deduzir como ocorreu a formação do Sol e dos planetas.1

Concepção artística da nebulosa solar. En seu núcleo, a matéria se condensa e forma uma protoestrela, onde a temperatura é crescente, enquanto ao redor surgem corpos menores que dão origem aos primeiros planetas.
Protoestrela

Há cerca de 4.66 bilhões de anos atrásnota 1 , toda a matéria que hoje forma o Sistema Solar exisita sob a forma de gás e poeira que formavam uma grande nebulosa, com extensão estimada entre cinquenta e cem anos-luz e composta sobretudo por hidrogênio e com 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 da provável influência gravitacional de algum corpo massivo próximo à nebulosa, uma certa região em seu interior começou a se tornar mais densa, e por isso a gravidade atraía cada vez mais gás em sua direção formando um núcleo que se aquecia à medida que ganhava massa.nota 2 Esse fragmento da nebulosa provavelmente possuía um lento movimento de rotação, mas ao passo que se condensava, passava a girar com maior velocidade. Se essa rotação continuasse a crescer, contudo, não seria possível 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 um campo magnético que permeava a nuvem dispersando, assim, boa parte da energia do movimento.2 3

A temperatura no interior da nuvem se torna cada vez maior enquanto a matéria ao seu redor colapsa continuamente. Então começa a se formar uma esfera achatada por conta da rápida rotação, com s temperatura atingindo alguns milhares de graus Celsius, o que caracteriza a formação de uma protoestrela, cujo diâmetro é equivalente ao da órbita de Mercurio atualmente. O movimento de rotação em toda a nuvem fez com que ela ficasse achatada, formando um disco ao redor da protoestrela, formando uma estrutura denomidada nebulosa solar, que se estendia entre cem e duzentas unidades astronômicasnota 3 , sendo que nas partes mais próximas do núcleo a temperatura era relativamente alta, com alguns milhares de graus Celsius, ao contrário das áreas mais afastadas, com temperaturas negativas.4

Um milhão de anos se passaram desde o início do colapso da nuvem, quando o “protosol” já havia encolhido para um raio poucas vezes maior que seu estado atual. Contudo, tem início uma das fases mais turbulentas de sua formação. Em seu interior a temperatura atingia cerca de cinco milhões de graus Celsius, onde a maior parte do gás se encontrava ionizado. Em razão da rotação relativamente rápida da protoestrela, associados com a “sopa de íons” em seu interior, surgem fluxos de cargas elétricas que, por consequência, geram um fortíssimo campo magnético, muito mais intenso que o atual. Essas linhas de campo mudavam constantemente de posição e intensidade, e carregavam consigo uma grande quantidade de gás ionizado tanto da estrela quanto do disco ao seu redor, causando intensas variações de brilho. Por isso, essa fase é denominada variável T Tauri, por conta das características similares entre o Sol em formação e uma atual estrela na constelação de Touro. Entre trinta e cinquenta milhões de anos depois, a temperatura no núcleo chega a quinze milhões de graus Celsius, suficientes para dar ignição ao processo de fusão nuclear e estabilizá-la, caracterizando oficialmente o Sol como uma estrela que agora faz parte da sequência principal, convertendo hidrogênio em hélio.nota 4 5

Formação dos planetas e demais corpos

Ao mesmo tempo, no disco ao redor da protoestrela, começavam a surgir as primeira partículas que passam a se fundir e formar corpos cada vez maiores. Ao longo de milhões de anos, surgiram os primeiros objetos com dimensões quilométricas, caracterizando os primeiros planetesimais que, agora, começam a interagir gravitacionalmente entre si. Por conta da existência de inúmeros corpos com os mais diferentes tamanhos, o início da formação dos planetas foi um processo caótico, com várias colisões acontecendo sucessivamente, algumas delas destrutivas, quebrando os objetos novamente em poeira e pequenas partes, e outras construtivas, resultando em um processo de “bola de neve”, ou seja, os corpos ganhavam cada vez mais massa. Alguns objetos, a essa altura, possuiam dimensões substancialmente maiores que os demais, caracterizando os primeiros protoplanetas que, com sua influência gravitacional, coletam os destroços ao seu redor.2

Concepção artística da colisão que deu origem à Lua.
Subsequentemente, os protoplanetas interagiam gravitacionalmente entre si, e posteriormente entravam em rota de colisão, algumas delas construtivas, e após diversas fusões surgiram os primeiros planetas. Acredita-se que Vênus e a Terra, por exemplo, foram formados pela colisão de mais de dez protoplanetas cada um, mas permanece um mistério a razão pela qual Mercúrio e Marte não incorporaram material na mesma taxa, o que determinou suas dimensões reduzidas. Com o crescimento dos planetas, sua temperatura aumentava sensivelmente por conta da energia cinética das colisões, a qual se conserva até hoje no núcleo dos planetas. Durante esses impactos imensas quantidades de energia eram liberadas, formando imensos oceanos de lava por todo o planeta.6 7 Colisões também foram responsáveis pelo surgimento de diversos satélites, dentre eles a Lua, que, de acordo com a teoria mais aceita atualmente, surgiu a partir dos remanescentes do choque entre a Terra e Theia, um corpo do tamanho de Marte cuja colisão ocorreu há 4.44 bilhões de anos atrásnota 1 e cujos remanescentes formaram o satélite natural da Terra.8 9 Os planetesimais restantes que não eram incorporados aos planetas colidiam entre si, formado muitos destroços espaciais que eram varridos pela gravidade dos planetas.2 Algumas centenas de milhões de anos depois os planetas interiores já estavam praticamente formados, e o vento e a radiação provenientes do Sol varreram as pequenas partículas ainda remanescentes nessa região, interrompendo o crescimento dos planetas.10

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, que eram muito mais abundantes que os silicatos dos planetas internos. Contudo, 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 área. Por isso formulou-se duas teorias 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 superior à da Terra, tornando-os suficientemente massivos para atrair e manter os gases que formavam a nebulosa solar, o que explicaria a provável composição atual do núcleo desses planetas, que são provavelmente rochosos. Outra teoria sugere a possibilidade de que os dois maiores planetas do Sistema Solar teriam se formado da direta condensação da nebusola solar, semelhante ao processo que deu origem ao Sol, onde a presença da enorme quantidade de gás, poeira e gelo possibilitaram a formação de corpos com elevadas dimensões. Urano e Netuno provavelmente surgiram a partir da condensação dos fragmentos de gelo presentes nessa região, razão pela qual são formados primariamente por elementos que compunham os corpos congelados, como carbono, oxigênio e nitrogênio. Contudo, quando atingiram porte suficiente para absorver gases tal como Júpiter e Saturno, a nebulosa solar já havia se dissipado, o que impossibilitou seu eventual crescimento.11

Simulação mostrando os quatro gigantes gasosos e o Cinturão de Kuiper: a) Antes da ressonância 1:2 entre Júpiter e Saturno. b) Espalhamento dos objetos no Cinturão de Kuiper após a migração de Netuno. c) Após ejeção de corpos do Cinturão de Kuiper.12
Migração planetária e evolução subsequente

Ainda existiam muitos corpos remanescentes vagando entre os planetas recém-formados do Sistema Solar. De acordo com o modelo atual da evolução das órbitas planetárias, as órbitas dos três planetas mais externos eram muito mais próximas do Sol que atualmente (a órbita de Netuno se encontrava aquém da órbita atual de Urano), e além desses planetas se encontrava um enxame de rochas e gelo remanescentes da formação planetária. A influência gravitacional dos quatro gigantes gasosos desviava a órbita desses pequenos corpos para a região interna ou externoa do Sistema Solar. Contudo, a massa de Saturno, de Urano e de Netuno não era suficiente para evitar que esses planetas sofressem mudanças em suas órbitas por conta desses encontros. Quando direcionavam um planetesimal em direção ao Sol, adquiriam uma pequena aceleração que os levava a ocupar órbitas mais afastadas, caracterizando o processo de migração planetária. Depois de incontáveis encontros, Júpiter foi levemente direcionado para o interior do Sistema Solar, enquanto Saturno moveu-se na direção oposta, até que entraram em ressonância 1:2, ou seja, quando Júpiter orbitava o Sol uma vez, Saturno orbitava duas. Consequentemente, ocorriam sucessivas aproximações entre os planetas, e esses sucessivos puxões gravitacionais alteraram a órbita de Saturno, que se tornou mais excêntrica.nota 5 13

Essa mundança de posição do segundo maior planeta do Sistema Solar logo perturbou a órbita dos outros dois gigantes externos, Urano e Netuno, tornando-as também mais alongadas. Esse afastamento fez com que eles interceptassem uma região povoada com inúmeras rochas e pedras de gelo, cujas órbitas da maior parte foram extremamente alteradas, seguindo novas trajetórias nas mais diversas direções, durante um dos períodos mais caóticos da história do Sistema Solar. Ao final desse processo, Urano e Netuno ficaram substancialmente mais afastados do Sol, e limparam a região onde suas órbitas se encontram atualmente. Alguns remanescentes desses corpos (cerca de 0.1%) se encontram no Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort. Esse processo durou cerca de 500 milhões de anos, até que suas órbitas se acomodaram, e teve consequências notáveis, ainda, no Sistema Solar interior, para onde boa parte desses corpos foi direcionado, causando inúmeras colisões com a Terra, a Lua e os demais planetas, durante o período que ficou conhecido como intenso bombardeio tardio, a cerca de quatro bilhões de anos atrásnota 1 , cujas marcas ainda permanecem visíveis na Lua e em Mercúrio.12 13

Componentes

O Sistema Solar compreende o conjunto de oito planetas, corpos esféricos com dimensões significativamente elevadas, e cinco planetas anões, de acordo com critérios definidos pela União Astronômica Internacional, além de uma miríade de objetos menores que descrevem órbitas ao redor de uma estrela central, o Sol, cuja massa compreende 99.86% de toda a massa do sistema. Alguns planetas e planetas anões, possuem ainda, satélites naturais (que totalizam 176) com os mais diversos tamanhos e formatos, além de quatro sistemas de anéis ao redor dos quatro maiores planetas, formados por minúsculas e incontáveis partículas de poeira. Vagando entre os planetas existem, ainda, milhões de asteroides (alguns deles com satélites naturais) que se encontram, sobretudo, numa região denominada Cinturão de Asteroides, e uma população de trilhõesnota 1 de pedras de gelo nas regiões mais longínquas, muito além da órbita do último planeta, que, quando são desviadas para as proximidades do Sol, formam os cometas. Espalhados por toda a extensão do Sistema Solar está a poeira interplanetária, além das matéria proveniente do Sol que forma o vento solar. Praticamente todos os planetas e alguns de seus satélites possuem, ainda, uma camada de gases que os envolve, cuja composição, densidade e dinâmica variam substancialmente. Os planetas do Sistema Solar dividem-se em dois grupos completamente distintos, ao contrário dos corpos menores, que são subdivididos em diversas classificações, já que suas caracterísitcas diferem sensivelmente de acordo com a origem e a região onde se encontram.14 15 16

Sol

O Sol em atividade. Note a erupção liberando matéria no espaço, chamada de ejeção de massa coronal.
O Sol é a estrela que se localiza no centro do Sistema Solar, a uma distância média de 149.6 milhões de quilômetros da Terra (o que equivale a uma unidade astronômica). Consiste basicamente em uma esfera composta principalmente de gases ionizados, sobretudo hidrogênio e hélio, cujas dimensões seriam suficientes para conter em seu interior mais de um milhão de planetas do tamanho da Terra. Toda a matéria do Sol é mantida coesa graças à ação da gravidade, o que mantém em seu núcleo a temperatura e a pressão suficientes para que ocorram reações de fusão nuclear e a consequente liberação de energia.17 O Sol é a estrela mais próxima da Terra e a maior fonte de energia do Sistema Solar, mas em comparação com outras estrelas da Via Láctea, é relativamente pequena e comum, de cor amarelada, pertencente à classe estelar G2V.18

Existem basicamente seis regiões distintas no Sol. O núcleo, onde ocorrem as reações de liberação de energia, é a camada mais interna, e se encontra a uma temperatura de mais de quinze milhões de graus Celsius. Em torno dele, está a zona de radiação, onde ocorre a transferência de calor e energia para a zona convectiva, a camada subsequente. Na superfície da estrela está a fotosfera, uma camada de cerca de quinhentos quilômetros de espessura cuja temperatura é de aproximadamente 5 500 graus Celsius, por meio da qual escapa a luz e o calor que se propagam em todas as direções sob a forma de radiação eletromagnética sendo, portanto, a camada visível mais brilhante da estrela. Imediatamente acima, estão a cromosfera e a coroa solar, que constituem uma espécie de atmosfera, praticamente invisíveis devido ao ofuscamento causado pelo brilho da superfície. Dessa coroa, que se aquece e chega a temperatura de dois milhões de graus Celsius, emanam correntes de partículas eletricamente carregadas que formam o vento solar, que se espalha com grande velocidade e chaga até os confins do Sistema Solar.17

Planetas telúricos

Os quatro planetas mais próximos do Sol formam o grupo dos planetas telúricos ou terrestres, que têm em comum uma crosta sólida, formada sobretudo por silicatos, além de um núcleo composto primariamente por ferro. No período de formação dos planetas, a ausência de gelo por conta da proximidade da estrela e as suas massas modestas não permitiram que ocorresse a abosorção de gases, resultando na sua constituição majoritariamente rochosa. Nenhum deles possui anéis planetários e somente a Terra e Marte possuem satélites naturais. As atmosferas dos planetas variam sensivelmente, desde a extremamente rafeita de Mercúrio à substancialmente espessa e turbulenta camada de gases que envolve Vênus. A atmosfera peculiar da Terra, por conta da presença de oxigênio devido à presença de seres vivos, contrasta com a atmosfera marciana, bem mais rarefeita mas que, segundo estudos, já foi substancialmente mais densa, ao ponto de permitir a ocorrência de água em estado líquido.19 20

Mercúrio, cuja aparência é semelhante à da Lua.
Mercúrio

O planeta mais próximo do Sol possui uma aparência acinzentada com inúmeras marcas de impactos que lembram a superfície lunar. Gasta somente 88 dias para completar seu período de translação e não possui nenhum satélite natural. A atmosfera do planeta é muito tênue, formada somente de partículas retidas do vento solar, mas que se perdem rapidamente devido à intensa radiação oriunda da estrela. Por isso, a temperatura na superfície, que durante o dia chega a mais de 420 graus Celsius, caia drasticamente durante a noite, chegando a -180°C. Por causa da ausência de atmosfera conservaram-se as marcas dos impactos de meteoritos e asteroides que aconteceram há bilhões de anosnota 1 , deixando marcas 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 raio do planeta, e que é responsável pela manutenção de um fraco campo magnético. Existem evidências da existência de água sob a forma de gelo no planeta, em crateras profundas nos polos norte e sul que nunca recebem a luz do Sol diretamente, o que permitiria a existência da substância em estado sólido.21

Vênus
Vênus

O segundo planeta a partir do Sol se encontra a cerca de 108 milhões de quilômetros da estrela e é semelhante à Terra em tamanho, massa, composição e gravidade. O planeta leva 243 dias terrestres para dar uma volta em torno do seu próprio eixo em sentido contrário ao da maioria dos outros corpos, mais do que o próprio período de translação, que é de 225 dias terrestres. Vênus possui uma atmosfera extremamente espessa e violenta, composta principalmente de gás carbônico e com formação de nuvens de ácido sulfúrico, com pressão 90 vezes maior do que a da atmosfera terrestre. Isso cria uma espécie de superefeito estufa e faz com que a temperatura atinja mais de 470 graus Celsius. A velocidade dos ventos chegam em média mais de 360 quilômetros por hora, e as nuvens circulam todo o planeta a cada quatro dias.22

Devido à cobertura permanente das nuvens, não é possível observar a superfície do planeta diretamente, razão pela qual foi necessário o envio diversas sondas para fazer o mapeamento da superfície. Descobriu-se que Vênus apresentou intensa atividade vulcânica entre 300 e 500 milhões de anos atrás que mudou completamente as características de sua superfície. Dentre os principais acidentes geográficos do planeta pode-se destacar duas regiões elevadas; a Ishtar Terra e a Aphrodite Terra, além da região Maxwell Montes, onde está o pico mais alto de Vênus, cujo tamanho é comparavel ao do monte Everest na Terra. Existem, ainda, diversos canais na superfície criados pelos fluxos de lava, que se estendem por milhares de quilômetros. As nuvens das camadas mais altas da atmosfera refletem a luz solar, fazendo com que o planeta, visto da Terra, seja um dos objetos mais brilhantes do céu.22

Terra, fotografada pela sonda MESSENGER enquanto esta se dirigia para Mercúrio.
Terra

A Terra é o terceiro planeta a partir do Sol e o quinto maior do Sistema Solar, além de ser o único conhecido que abriga vida. Mais de setenta por cento de sua superfície é coberta por oceanos, com uma profundidade média de quatro quilômetros. O planeta é envolvido por uma atmosfera composta principalmente de nitrogênio e oxigênio, que é responsável pela proteção contra radiações nocivas à vida provenientes do Sol e do espaço e contra o impacto de pequenos meteoroides, que se desintegram antes de atingir a superfície. A rotação relativamente rápida da Terra produz o movimento no núcleo, composto principalmente de ferro e níquel, responsável pela manutenção de um campo magnético que a proteje do vento solar. A crosta do planeta, não é contínua, mas dividida em placas que se movem sobre uma camada de rocha fundida e em cujas bordas surgem vulcões que continuamente renovam a superfície.23

A Terra possui um único satélite natural, a Lua que, segundo estudos, surgiu a partir do impacto de um corpo do tamanho de Marte com o planeta, e os remanescentes se tornaram o satélite natural. Como a Lua essencialmente não possui atmosfera, as marcas dos impactos com asteroides, meteoroides e cometas se conservam, formando milhares de crateras por toda a sua extensão. Em sua superfície podem ser distinguidas duas características básicas, as terras altas, que são as partes mais claras e os mares, as áreas escuras que são bacias de impacto. O satélite, que orbita o nosso planeta a cada 27 dias, tem sempre a mesma face voltada para a Terra, e sua influência gravitacional produz as marés. As primeiras sondas para explorar o satélite foram enviadas em 1959 e dez anos depois a primeira missão tripulada realizou uma alunissagem, o que faz da Lua o único corpo celeste visitado por humanos.24

Marte
Marte

O quarto planeta do Sistema Solar é conhecido também como planeta vermelho por causa de sua coloração, atribuída à grande quantidade de minérios de ferro em sua superfície. Visto da Terra, parece estar em constante mudança, por causa das poderosas tempestades de areia que acontecem com relativa frequência, duram por semanas e mudam completamente sua fisionomia. O planeta possui cerca de metade do tamanho da Terra e sua superfície apresenta diversas marcas resultantes de impactos e da atividade geológica. Acredita-se que os vulcanismos aconteceram principalmente há três bilhões de anos atrásnota 1 e deixaram diversas marcas notáveis, das quais destacam-se o Monte Olimpo, um vulcão extinto que é o maior 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 do planeta. Marte possui dois satélites naturais, Fobos e Deimos, dois corpos pequenos de formato irregular que são provavelmente asteroides capturados pela gravidade do planeta.25 A atmosfera do planeta é composta principalmente de dióxido de carbono e é substancialmente mais rarefeita do que a da Terra, onde por vezes formam-se nuvens de vapor de água e neblina em vales e crateras. Nos polos norte e sul existem calotas polares cuja extensão varia conforme a estação do ano.26

Diversas sondas espaciais já foram enviadas ao planeta para estudar suas características. Os dados obtidos mostram evidências que Marte já teve água líquida em sua superfície e em grande quantidade, que deixou muitas marcas como cânions e bacias.25 Atualmente Marte intriga os cientistas com a possibilidade de ter existido alguma forma de vida no passado, e também se mostra como um alvo possível da colonização humana em outros planetas.26

Planetas gigantes

Os quatro maiores e mais externos planetas do Sistema Solar formam o grupo dos planetas gigantes gasosos, com dimensões superiores às da Terra. Compostos principalmente por hidrogênio e hélio, além de uma pequena fração de elementos mais pesados, esses planetas possuem baixa densidade e têm como maior representante Júpiter, razão pela qual também recebem a denominação de planetas jovianos. Por conta da sua constituição primariamente gasosa e do calor irradiado de seu interior, possuem uma atmosfera extremamente espessa e turbulenta e superfície sólida nesses corpos é inexistente. Seus núcleos, entretanto, possuem uma boa parte de compostos rochosos, com massas muitas vezes superior a da Terra, remanescentes dos corpos inicais que os compunham antes de absorverem os gases das redondezas durante sua formação. Todos eles possuem anéis e numerosos satélites, além de notáveis campos magnéticos. Além de Júpiter, Saturno possui elevadas dimensões, além de um proeminente conjunto de anéis. Urano e Netuno, por sua vez, também são chamados de gigantes de gelo, devido a alguns compostos presentes em abundância, como metano, que lhes conferem colorações peculiares.20 27

Júpiter, com a Grande Mancha Vermelha proeminente em sua parte sul.
Júpiter

O mais massivo planeta do Sistema Solar é caracterizado pelas diversas faixas de nuvens de diferentes cores, formadas principalmente de amônia. Os cinturões, como são chamadas as diferentes bandas do planeta, são criados pelos intensos ventos leste-oeste na alta atmosfera. Por vezes surgem diversos vórtices e sistemas de tempestades circulares, sendo que o maior e mais duradouro deles é a grande mancha vermelha, uma notável tormenta que tem durado por séculos, com dimensões maiores que as da Terra. A atmosfera jupiteriana é composta de hidrogênio e hélio, em cujas camadas mais inferiores a pressão provavelmente provoca a liquefação do hidrogênio. No interior do planeta o mesmo elemento adquire propriedades metálicas e se torna, portanto, eletricamente condutivo, no qual o fluxo de cargas elétricas geram um poderoso campo magnético cerca de vinte mil vezes mais intenso do que o da Terra. Sondas enviadas ao planeta descobriram um tênue sistema de aneis composto por minúsculas partículas negras provenientes dos remanescentes do impacto de meteoroides com seus satélites. Se o planeta continuasse absorvendo gás quando se formou há bilhões de anosnota 1 , teria pressão suficiente para iniciar a fusão nuclear e se tornaria uma estrela em vez de planeta.28

Júpiter possui mais de cinquenta satélites naturais. Os quatro maiores são chamados luas galileanas porque Galileu Galilei foi quem as primeiro observou por meio de um telescópio em 1610 e hoje sabe-se das grandes peculiaridades que cada uma apresenta. Io é o corpo mais ativo vulcanicamente do Sistema Solar, com diversos vulcões que se mantêm em erupção graças à gravidade de Júpiter, e os compostos de enxofre expelidos por eles conferem ao satélite uma coloração peculiar. Europa atrai a atenção dos cientistas por ser possível a existência de formas de vida. O satélite possui uma camada externa de gelo e um possível oceano líquido de água logo abaixo, cujo volume provavelmente é o dobro da quantidade de água presente na Terra. Ganímedes possui dimensões superiores as de Mercúrio, além de ser o único satélite que possui seu próprio campo magnético. Por fim, a superfície extremamente antiga e cheia de crateras de Calisto é uma recordação visível dos eventos que aconteceram no início da história do Sistema Solar. Outra peculiaridade desses satélites são as interações gravitacionais entre eles. Io, por exemplo, fica em uma espécie de cabo-de-guerra gravitacional entre Júpiter e Europa e Ganímendes. Além disso, todas essas luas mantém sempre a mesma face voltada para Júpiter, assim como a Lua mostra sempre a mesma face para a Terra.28 29

Saturno, com seus famosos anéis, é o segundo maior planeta do Sistema Solar. Essa fotografia foi tirada pela sonda Cassini em 2007 enquanto orbitava o planeta.
Saturno

Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior do Sistema Solar. A característica mais conhecida do planeta é seu notável sistema de anéis, formado principalmente por pedras de gelo que formam faixas que se estendem por milhares de quilômetros acima da região equatorial, mas possui espessura média de somente dez metros. A composição do planeta é semelhante à de Júpiter, composto principalmente de hidrogênio e hélio. Os ventos nas camadas superiores da atmosfera, que chegam a mais de 1800 quilômetros por hora, combinados com os gases com temperaturas mais elevadas que emanam do seu interior criam bandas amarelas e douradas distintas.30

Os satélites naturais do planeta são relativamente distintos e peculiares. O maior deles, Titã, possui uma espessa atmosfera composta principalmente de nitrogênio, provavelmente similar à da Terra antes do surgimento das formas de vida. Jápeto possui um lado com coloração brilhante e outro escuro, além de uma cordilheira que existe exatamente sobre o equador da lua. Mimas possui uma cratera gigantesca resultante de um impacto que quase rompeu a lua ao meio. Encélado apresenta indícios de atividade vulcânica, com ejeções de vapor de água em sua porção meridional. No total, Saturno possui 53 satélites naturais, muitos deles descobertos somente após o envio de sondas espaciais.31

Urano
Urano

O sétimo planeta do Sistema Solar foi o primeiro a ser descoberto por meio de um telescópio, em 1781. Assim como o de Vênus, o sentido de rotação de Urano é retrórgrado, ao contrário da maioria dos corpos do Sistema Solar. Além disso, o eixo de rotação é extremamente inclinado, fazendo com que os polos do planeta fiquem diretamente voltados para o Sol durante um longo período. Urano é um dos dois planetas conhecidos como gigantes de gelo (o outro é Netuno), cuja atmosfera é formada principalmente de hidrogênio e hélio, além de uma pequena quantidade de metano (responsável pela coloração azul esverdeada) e água. O interior do planeta contém uma camada líquida de água, metano e amônia. O planeta também possui um sistema de anéis com faixas estreitas, composto por partículas escuras nos anéis mais internos e partículas brilhantes nos mais externos.32

Os satélites naturais do planeta, que totalizam 27, foram nomeados de acordo com o nome das personagens de uma peça teatral em homenagem ao autor inglês William Shakespeare, diferente das de outros planetas, que receberam nomes da mitologia grega. As maiores luas de urano são Oberon e Titânia. Ariel tem a superfície mais brilhante e possivelmente a mais recente dos satélites de planeta, com poucas crateras de impacto. Miranda tem caracterísitcas únicas que não são encontradas em nenhum outro corpo do Sistema Solar. Possui gigantescos cânions e áreas de superfície que parecem muito antigas, mas outras que parecem bem mais recentes. Umbriel é a mais escura das cinco luas com maiores dimensões e está repleta de crateras de impacto antigas. A composição de boa parte dos maiores satélites parece ser uma mistura de gelo e rochas. Outras luas em órbitas mais externas são provavelmente asteroides capturados pela gravidade do planeta.33

Netuno, em imagem feita pela Voyager 2, a única sonda a visitar o planeta.
Netuno

O gigante e gelado planeta Netuno, o oitavo do Sistema Solar, foi o primeiro planeta localizado através de cálculos matemáticos em vez de observações regulares do céu. Como Urano não orbitava exatamente como deveria, concluiu-se que outro objeto desconhecido influenciava o planeta, o que realmente foi constatado posteriormente com a ajuda de um telescópio. A atmosfera netuniana estende-se até grandes profundidades, onde se encontram gelo de água e outros compostos que envolvem um núcleo provavelmente metálico, com as dimensões similares às da Terra. Os ventos no planeta são até nove vezes mais rápidos do que os mais fortes que ocorrem na atmosfera da Terra. A coloração azul vívida de Netuno é atribuída à grande quantidade de metano, mas provavelmente outro composto desconhecido também contribui na coloração. Quando a sonda Voyager 2 passou pelo planeta, fotografou uma grande mancha escura, maior do que a Terra, um enorme sistema de tempestades que desapareceu anos mais tarde, mas novas manchas desse tipo surgem continuamente. O planeta possui, ainda, um tênue sistema de anéis que não é completamente uniformes, formados principalmente de poeira, com áreas mais espessas chamadas de arcos.34

Netuno possui treze satélites naturais conhecidos, dos quais seis foram descobertos pela sonda Voyager 2. O maior deles é Tritão, que orbita o planeta na direção oposta à dos outros satélites. Essa lua é extremamente fria (com temperaturas inferiores a -230°C), mas possui gêiseres que expelem gelo a altitudes superiores a oito quilômetros da superfície. O satélite possui ainda uma tênue atmosfera que, por algum motivo desconhecido, está ficando cada vez mais quente.34

Corpos menores

Além do Sol, dos planetas, seus satélites e sistemas de anéis, existem incontáveis corpos que estão espalhados por toda extensão do Sistema Solar, chamados de corpos menores.nota 6 35 Os asteroides são alguns dos corpos de maiores dimensões nesse grupo, e se localizam principalmente entre as órbitas de Marte e Júpiter, embora existam muitos outros vagando entre os planetas. Além da órbita de Netuno se encontram inúmeros outros corpos formados por rocha e gelo que povoam os confins do Sistema Solar, dentre eles os planetas anões, que possuem as maiores dimensões do grupo de corpos menores. Por fim, permeando todo esse espaço estão os minúsculos meteoroides e as microscópicas partículas de poeira interplanterária, além das moléculas oriundas sobretudo do vento solar.36

Vesta, o segundo maior asteroide, logo atrás do planeta anão Ceres.
Asteroides

Os asteroides podem ser definidos como rochosos e relativamente pequenos fragmentos remanescentes da formação do Sistema Solar. Suas dimensões variam desde algumas centenas de quilômetros a alguns metros de diâmetro, e até o presente momento localizou-se mais de meio milhão desses corpos orbitando o Sol, contudo estimativas sugerem números muito superiores. Estima-se que a massa de todos os asteroides em conjunto sejainferior à massa da Lua. No período de formação do Sistema Solar, a gravidade do planeta Júpiter não permitiu que os corpos situados entre sua órbita e a de Marte se agregassem para formar um novo planeta. Por isso, existem no local milhões desses corpos remanescentes que atualmente compõem o Cinturão de Asteroides, sendo que boa parte deles possui formato irregular, com inúmeras pequenas crateras de impacto em sua superfície. Mais de 150 asteroides possuem satélites naturais, e outros formam sistemas binários, ou seja, um gira em torno do outro. A gravidade de Júpiter ocasionalmente perturba a órbita de alguns desses corpos, que são enviados para o interior do Sistema Solar e cruzam com a órbita dos planetas interiores, como a Terra. A colisão desses corpos no passado alteraram significativamente a história geológica e a evolução da vida no nosso planeta.37 Existem certas áreas no no cinturão relativamente vazias, chamadas de Lacunas de Kirkwood, onde a ressonância gravitacional com Júpiter impede esses objetos de ocuparem certas órbitas no interior do cinturão.38

Distribuição dos asteroides na região interna do Sistema Solar. Em verde, os troianos de Júpiter.
Uma sonda espacial foi enviada pela agência espacial norte-americana para estudar os dois maiores asteroides, Ceres (que é atualmente classificado como planeta anão) e Vesta. O primeiro possui o formato arredondado e tem mais de 950 quilômetros de diâmetro, enquanto o segundo tem mais de 530 quilômetros de extensão. Por vezes são chamados de planetas bebê, pois durante sua formação estavam adquirindo massa assim como os outros planetas, no entanto a gravidade de Júpiter desviou diverosos corpos e impediu que outros se agregassem e que, consequentemente, esses objetos atingissem o porte de um planeta.37

Alguns planetas possuem asteroides troianos, que são corpos que compartilham a mesma órbita que um planeta, estando localizados nos pontos lagrangianos L4 e L5 (60° a frente e 60° atrás do planeta em relação a sua órbita ao redor do Sol).nota 7 Júpiter possui mais de seiscentos mil desses objetos com mais de um quilômetro de diâmetro nessa região.39 Netuno também possui asteroides troianos e recentemente descobriu-se o primeiro troiano da Terra, o 2010 TK7.38 40 Entre as órbitas de Júpiter e Netuno, existem, ainda, outra classe de corpos menores chamada de 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.41

Objetos Próximos da Terra

Muitos asteroides estão espalhados pelo Sistema Solar, longe da concentração principal entre as órbitas de Marte e Júpiter. Muitos deles cruzam com a órbita ou passam a distâncias relativamente pequenas do nosso planeta, por isso são chamados de Objetos Próximos da Terra (NEO, sigla de Near Earth Objects). Define-se como um NEO os corpos que possuem periélio menor que 1.3 unidade astronômica, e são classificados de acordo com suas caracterísiticas orbitais. O primeiro corpo descoberto orbitando nas proximidades da órbita terrestre foi o asteroide Eros, encontrado no fim do século XIX e possui mais de 33 quilômetros de comprimento, sendo um dos maiores dessa classe. No dia primeiro de fevereiro de 2013, 9 567 objetos haviam sido encontrados próximos a Terra.38 42 43 44

É provável que o evento de extinção em massa dos dinossauros ocorrido há 65 milhões de anos tenha sido causada pelo impacto de um asteroide com cerca de dez quilômetros de extensão, criando uma imensa cratera, o que evidencia o alto poder de destruição de tais eventos de impacto.45 Em primeiro de fevereiro de 2013 existiam 1 376 corpos que representavam um possível, mas remoto, risco de colisão com a Terra.44 Por essa razão, o monitoramento constante do céu permite a descoberta de diversos corpos que possam apresentar ameaça, o que é feito por diversos programas de observação como o Lincoln Near-Earth Asteroid Research, o Near Earth Asteroid Tracking e o Lowell Observatory Near-Earth-Object Search, dentre outros. Para estimar a probabilidade de colisão foi criada a Escala de Turim, que varia de 0 a 10, onde o menor valor significa ameaça insignificante, enquanto o valor máximo representa uma colisão iminente com consequências globais.46 Contudo, os asteroides nas proximidades 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.47

Objetos transnetunianos

A região do Sistema Solar além da órbita de Netuno não é completamente vazia, pelo contrário, é povoada por inúmeros objetos denominados transnetunianos. Esses corpos, formados basicamente por gelo e fragmentos rochosos, estão distribuídos entre várias regiões de acordo com a densidade de objetos, como o Cinturão de Kuiper, onde estão quatro dos cinco planetas anões (Plutão, Éris, Haumea e Makemake), o disco disperso e a Nuvem de Oort, sendo que essa três áreas são o local de origem dos cometas que por vezes visitam o interior do Sistema Solar, onde seus gases criam uma notável cauda caracterísitca.48

Comparação entre oito dos maiores corpos transnetunianos com a Terra e seus satélites. Os quatro da primeira coluna são planetas anões.
Planetas anões

Por um longo tempo, Plutão foi considerado o nono planeta do Sistema Solar. Entretanto, a descoberta de um novo corpo celeste chamado Éris em 2005, com tamanho semelhante ao de Plutão, levantou uma discussão sobre o que realmente era um planeta. Com isso a União Astronômica Internacional decidiu, no ano seguinte, criar uma nova classificação para designar esses novos mundos descobertos, que são mais desenvolvidos que asteroides, mas se distinguem dos planetas comuns. Por isso criou-se a categoria dos planetas anões.49 Atualmente estão nessa classificação cinco objetos celestes, sendo que somente Ceres se localiza mais próximo do Sol que Netuno, no Cinturão de Asteroides. Os outros objetos dessa classe também são chamados de plutoides, fazendo alusão à importância histórica do planeta anão.50

Plutão possui cerca de dois terços do diâmetro da Lua e provavelmente possui um núcleo rochoso cercado por um manto formado por gelo de água. Sua órbita mais excêntrica faz com que durante um período de vinte anos o planeta anão fique mais próximo do Sol que Netuno, período no qual acredita-se que se forme uma tênue atmosfera, quando o aumento da temperatura provoca o degelo e consequentemente a vaporização dos gases. Contudo, à medida que se afasta do Sol novamente, essa atmosfera desaparece, pois os gases se condensam e congelam. Caronte é a maior das cinco luas do planeta e possui quase a metade do seu tamanho, o que leva alguns cientistas a considerarem os dois corpos como sistema duplo em vez de planeta e satélite.51

Éris possui um tamanho similar ao de Plutão e, provavelmente, a mesma composição. Originalmente apelidado de Xena, o planeta anão leva mais de quinhentos anos para completar uma volta ao redor do Sol e possui uma pequena lua, Disnomia.52 Makemake, cujo tamanho é um pouco menor que o de Plutão, contém metano e etano em sua superfície, além de uma coloração avermelhada atribuída à interação desses compostos com a radiação ultravioleta do Sol.53 E, por fim, Haumea, um planeta anão com tamanho semelhante ao de Plutão que possui uma dos mais curtos períodos de rotação do Sistema Solar (menos de quatro horas), o que provocou um alongamento do seu formato, tomando uma forma semelhante à de uma bola de futebol americano. Possui dois satélites naturais, Namaka e Hiʻiaka.54

Regiões externas

Localização do Cinturão de Kuiper (no detalhe), do disco disperso (a região mais densa no plano equatorial) e da Nuvem de Oort (concha esférica). Essa região contém provavelmente trilhões desses corpos formados basicamente por gelo e fragmentos rochosos.
Além da órbita de Netuno existe uma zona povoada com diversas massas de rocha e compostos volátes congelados chamada de Cinturão de Kuiper (ou Cinturão de Kuiper-Edgeworth) que, de certa forma, pode ser descrita como um segundo cinturão de asteroides do Sistema Solar, contudo, a composição dos corpos dessas áreas é completamente distinta, de onde surgem os cometas de curto período. Está localizada a uma distância entre 30 a 55 unidades astronômicasnota 3 onde, desde a descoberta do primeiro corpo em 1993, já foram descobertos milhares de objetos, mas estima-se que existam cerca de um trilhão de corpos de gelonota 1 , centenas de milhares deles com mais de cem quilômetros de diâmetro. Dentre os objetos dessa região, destacam-se os planetas anões, como Plutão e Éris.55 56

Acredita-se que o disco disperso, um conjunto de corpos cujas órbitas sobrepõem o cinturão de Kuiper mas se estendem muito mais além, seja a fonte de cometas de curto período e que objetos da região tenham sido ejetados em órbitas erráticas pela influência gravitacional da migração de Netuno. A maioria dos objetos do disco disperso tem o periélio dentro do cinturão de Kuiper, mas o afélio estão a mais de 150 UA do Sol. A órbita destes objetos são altamente inclinadas em relação ao plano elíptico, e alguns são quase perpendiculares a este. Alguns astrônomos consideram que o disco disperso seja meramente outra região do cinturão de Kuiper, e descrevem os objetos do disco disperso como “objetos do cinturão de Kuiper dispersos”.57 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 internas.58

Em 1950, o astrônomo alemão Jan Oort propôs que alguns cometas provêm de uma vasta e extremamente distante região do Sistema Solar, que forma uma espécie de concha esférica de corpos compostos de gelo que circundam todo o Sistema Solar. Essa região foi então chamada de Nuvem de Oort, que ocupa um espaço entre cinco mil e cem mil unidades astronômicasnota 3 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 desvia alguns desses corpos em direção ao meio interestelar ou à estrela, nesse último caso a perturbação dá origem a um cometa de longo período. Estima-se que a quantidade de corpos de gelo nessa região esteja entre 0.1 até dois trilhõesnota 1 .55 59

Cometas

Cometa McNaught visto sobre o Oceano Pacífico a partir do Observatório Paranal, no Chile, quando se aproximou da Terra em 2007.
Os cometas são aglomerados formados essencialmente por gelo (de água e de gás carbônico, dentre outros) e pequenos fragmentos de materiais rochosos, razão pela qual são apelidados de “bolas de neve sujas”, cuja origem se relaciona aos primórdios do Sistema Solar. Acredita-se que os cometas trouxeram água e compostos orgânicos para o nosso planeta, essenciais para o surgimento da vida. Existem basicamente cometas de dois tipos, classificados de acordo com o período e a região de origem. Os cometas de curto período são aqueles que gastam menos de duzentos anos para orbitar o Sol, se originam na região do Cinturão de Kuiper e são previsíveis, como o cometa Halley. Entretanto, os cometas de longo período se originam de uma região muito mais distante, a Nuvem de Oort, são imprevisíveis e podem levar até trinta milhões de anos para completar uma volta em torno do Sol, como o cometa McNaught.60 61

Devido a perturbações gravitacionais, alguns desses corpos são direcionados para o interior do Sistema Solar. A proximidade cada vez maior com o Sol aumenta sua temperatura, dando início ao proceso de sublimação do gelo em sua superfície. Os gases desprendidos dão origem à cauda, e carregam consigo fragmentos sólidos que formam os meoteoroides. O vento solar produz o intenso brilho da cauda que pode se estender por milhões de quilômetros. Alguns cometas atravessam o periélio a uma distância segura, sobrevivendo ao calor e radiação intensos da estrela. Outros, no entanto, têm sua estrutura interna destruída e se rompem, liberando inúmeros pedaços de gelo que logo se vaporizam, fazendo com que o cometa desapareça por completo.60 61

Meteoro (ou estrela cadente) da chuva de meteoros Perseidas cruzando o céu.
Meteoroides, meteoros e meteoritos

Os meteoroides são pequenas partículas, geralmente microscópicas, que orbitam o Sol e permeiam todo o espaço interplanetário. Com frequência essas partículas penetram na atmosfera da Terra com enorme velocidade (dezenas de quilômetros por segundo), o que provoca sua combustão e consequente vaporização, produzindo substancial brilho, o que caracteriza um meteoro, também conhecido como estrela cadente. Por vezes o tamanho desses objetos é suficiente para que ele resista ao atrito com a atmosfera e seus fragmentos atinjam o solo, formando meteoritos. A penetração dessas patículas acontece a todo momento, e toda a noite é possível avistar pelo menos um desses objetos cruzando o céu. Cometas, quando passam próximo ao Sol, liberam vários compostos voláteis que carregam consigo pequenas partículas sólidas que ficam dispersas ao longo de sua órbita, formando uma trilha de dejetos. Por vezes a órbita da Terra intercepta uma dessas regiões de alta a concentração dessas partículas, o que provoca uma chuva de meteoros, quando são visíveis centens e, em certos casos, milhares de meteoros por hora.38 Essas partículas dispersas por todo o Sistema Solar produzem, ainda, um fenômeno conhecido como luz zodiacal, no qual a poeira dispersa a luz solar, formando uma zona de luminosidade visível no céu ao longo da eclíptica, que surge antes da alvorada ou após o crepúsculo.62

Os meteoroides que conseguem atingir a superfície do nosso planeta, tornando-se portanto um meteoritos, provêm majoritariamente de asteroides, embora sejam encontrados fragmentos de meteoritos originados na Lua e em Marte. Durante o impacto de corpos com outros asteroides, planetas e satélites, sobretudo no período de formação do Sistema Solar, imensa quantidade de fragmentos era dispersa e se a velocidade fosse suficiente, eles escapavam da gravidade do corpo e entravam no espaço, onde ficam orbitando o Sol até eventualmente caírem na superfície de outro objeto, como a Terra. São classificados basicamente em quatro tipos, de acordo com sua composição e características, os condritos (mais comuns), acondritos, ferrosos e ferrosos-rochosos.63 A queda de meteoros em áreas povoadas é um evento relativamente raro. Contudo, um dos casos mais recentes aconteceu na Rússia em 15 de fevereiro de 2013, quando uma imensa bola de fogo cruzou o céu no sul do país e fragmenos 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.64

Mapa do modelo planetário sueco.
Modelos

Ao longo da história foram construídos inúmeros aparelhos que descrevem o movimento dos planetas, chamados de orreys. Existem também vários modelos que representam os corpos do Sistema Solar em escala, ou seja, as dimensões e as distâncias dos corpos são respeitadas. O maior deles está situado na Suécia, com o Sol localizado na capital do país, Estocolmo. Nessa representação, em que um quilômetro no modelo representa vinte milhões na realidade, a estrela central do Sistema Solar é o Ericsson Globe, com mais de setenta metros de diâmetro e a Terra é uma pequena esfera com somete 65 centímetros de diâmetro a 7.6 quilômetros de distância. Plutão se encontra a mais de 300 quilômetros do centro do modelo e a região do choque de terminação, considerada a fronteira do Sistema Solar, está a mais de novecentos quilômetros da capital, já na região norte do país.65 Um modelo semelhante encontra-se na cidade portuguesa de Estremoz, onde o Sol tem três metros e meio de diâmetro, Júpiter possui o tamanho de uma bola de futebol e Plutão está a quinze quilômetros do centro, na porta do Castelo de Évora Monte a quinze quilômetros “do Sol”, no qual um quilômetro equivale a 414 milhões na realidade.66 nota 8 67

Alcance da órbita de alguns corpos ao Sol, bem como algumas regiões do Sistema Solar. O ponto mais próximo da barra representa o periélio, e o mais afastado, o afélio. Quanto mais alongada, maior é a excentricidade orbital.

Dinâmica

Durante milhares de anos, a humanidade, com poucas e notáveis exceções, não reconheceu a existência do Sistema Solar. As pessoas acreditavam que a Terra era estacionária no centro do universo e categoricamente diferente dos objetos que se moviam no céu. Esse modelo geocêntrico criado por Ptolomeu prevaleceu por vários séculos. Nicolau Copérnico foi um dos primeiros a propor que os planetas giravam em torno do Sol. De acordo com sua teoria, as órbitas de Mercúrio e Vênus formavam círculos menores que a da Terra. Marte, Júpiter e Saturno, por sua vez, descreviam órbitas circulares maiores e, por fim, uma esfera de estrelas que envolvia todo o sistema permanecia fixa. Contudo, o movimento dos planetas ainda apresentavam variações, que foram sendo corrigidas com base em novas teorias e observações feitas por vários cientistas e astrônomos como Johannes Kepler, Galileu Galilei e Isaac Newton68 69

Movimento aparente dos planetas

A palavra planeta surgiu da expressão grega asteres planetai que significa “estrelas errantes”, por conta do movimento irregular que alguns astros executavam no céu em relação às estrelas fixas. Sabe-se hoje que esses cinco objetos visíveis a olho nu, que são Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno, são planetas que apresentam movimentos próprios, e são classificados em planetas inferiores e superiores, de acordo com a posição de suas órbitas em relação à da Terra.70

Movimento do planeta Vênus como visto da Terra. Tanto Vênus quanto Mercúrio apresentam mudanças de fases enquanto orbitam o Sol vistos a partir da Terra, o que resutla em grande variação de brilho, além das diferenças do tamanho aparente.
Planetas inferiores

Mercúrio e Vênus, também chamados de planetas inferiores, são os únicos cujas órbitas são mais próximas do Sol em relação à da Terra. Com isso, esses planetas sempre são vistos próximos do astro, oscilando entre os seus lados, o que, portanto, faz com que sejam visíveis somente pouco antes pôr do sol e algumas horas antes da alvorada.71 Por vezes esses planetas passam entre a Terra e o Sol, o que é chamado de conjunção inferior. Continuando sua órbita, o planeta move-se para oeste do Sol, tornando-o 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 enlongação máxima a oeste, quando aparentemente o planeta está mais afastado do Sol. Logo depois, sua enlongação vai diminuindo novamente até que o planeta passa atrás do Sol, o que caracteriza uma conjunção superior. Seguindo sua órbita, surge agora do lado leste da estrela, tornando-se visível, portanto, logo após o pôr do sol. Mais uma vez a elongação cresce a cada dia, até que o planeta atinge a elongação máxima a leste. Posteriormente o ângulo do planeta volta a decrescer, até que acontece uma nova conjunção inferior, e o ciclo se repete.72

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 de acordo com a distância e posição do planeta em relação à Terra. Na conjunção inferior, por exemplo, o tamanho aparente do planeta é máximo, mas o brilho é mínimo. Em certos casos, o alinhamento entre o planeta, o Sol e a Terra é perfeito, o que provoca a ocorrência de um trânsito, ou seja, o planeta passa na frente do disco solar. Os trânsitos de Mercúrio são relativamente comuns, mas os de Vênus são bem mais raros, sendo que o último do século ocorreu em 2012.73

Esquema do movimento retrógrado. A Terra (em azul) move-se mais rápido que Marte (em vermelho), criando a ilusão que este move-se em direção oposta.
Planetas superiores

Os planetas superiores são o grupo formado pelos planetas cujas órbitas situam-se além da órbita terrestre, sendo que seus componentes são Marte e os planetas gigantes. Como consequência, nosso planeta por vezes fica entre um planeta superior e o Sol, o que é chamado de oposição. 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 do planeta voltada para a Terra fica completamente iluminada. A medida que a Terra se move, cria-se a impressão de que o planeta move-se no céu seguindo a direção leste indo de encontro ao Sol, até que ele passa atrás da estrela, criando uma conjunção superior. Depois disso, o planeta surge novamente no horizonte oeste e sua elevação (ou elongação) se torna cada vez maior até que novamente acontece uma oposição.74

Durante a maior parte desse período, os planetas superiores movem-se em direção oeste-leste no céu, descrevendo a trajetória denominada movimento direto. Contudo, próximo ao período da oposição, o planeta faz um movimento aparente de loop e passa a se mover em direção oposta, o que caracteriza o movimento retrógrado aparente. Isso acontece devido às diferenças entre as órbitas da Terra e a dos corpos cujas órbitas estão mais além. Uma vez que a Terra possui uma maior velocidade orbital comparada aos outros planetas superiores, a mudança de posição produz a ilusão de que eles passam a se mover, durante um certo período, em direção oposta.74 75

As primeiras teorias

Ptolomeu criou um movimento adicional, os epiciclos (círculo menor), enquanto o planeta orbitava a Terra, para explicar as irregularidades do movimento aparente, principalmente o movimento retrógrado.
Uma das primeiras teorias para explicar o movimento planetário foi criada pelo filósofo grego Aristóteles, que propunha a existência de várias esferas cristalinas que cercavam e giravam em torno da Terra. Em cada uma delas estaria incrustado um corpo celeste, como os planetas, o Sol, a Lua e as estrelas fixas. A última esfera seria a do “movimento primordial”, cuja rotação seria transmitida de uma esfera pera outra promovendo, assim, o movimento de todos os corpos. Ajustando-se as velocidades angulares dessas esferas seria possível explicar várias características do movimento planetário. Contudo, os problemas com essa teoria logo surgiram, pois ela não explicava, por exemplo, por que ocorria o movimento retrógrado. A aparente solução veio com Ptolomeu que, na sua publicação Almagesto, criou 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. Essa teoria, no entanto, ainda não descrevia com exatidão o deslocamento dos planetas, por isso passou por diversos ajustes.76

Durante a Idade Média, as teorias dos gregos foram incorporadas à cultura europeia, ganhando importância teológica, sobretudo por conta da influência da Igreja Católica. A ideia de que a Terra estava no centro do Universo ia de encontro à crença sobre a importância dos seres humanos para Deus. Incorporando termos do modelo aristotélico, a teoria sobre o movimento dos planetas afirmava que a esfera mais externa seria o limite além do qual estaria o paraíso e o movimento dessas esferas seria promovido pelo poder de Deus. Por isso, durante esse período, o surgimento de novos pontos de vista do Universo não se tratavam somente de um tema científico, mas também do desafio a um dogma religioso.76

O surgimento da astronomia moderna

As ideias do modelo geocêntrico dominaram até o século XVI, quando o astrônomo polonês Nicolau Copérnico publicou 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. Essa teoria dizia ainda que somente a Lua girava ao redor do nosso planeta, que as estrelas eram objetos muito distantes que não orbitam o Sol, além de afirmar que a Terra tinha um movimento de rotação que durava 24 horas, o que produzia o movimento aparente das estrelas no céu, em direção contrária. Como consequência, o moviemento retrógrado e a variação de brilho dos planetas foram explicados como sendo simples consequências da variação da distância entre a Terra e os demais planetas à medida que seguem sua trajetória. Apesar da importância dessas ideias, eras não eram tão novas assim. No século II a.C., Aristarco de Samos já imaginava o Sistema Solar tendo o Sol em seu centro mas, com a influência das teorias de Aristósteles, suas ideias não se propagaram. Acredita-se que a maior parte das obras de Copérnico foram publicados somente no fim de sua vida pelo medo do astrônomo de ser ridicularizado e de suas teorias serem desaprovadas principalmente pela Igreja Católica. Suas ideias permaneceram pouco conhecidas mesmo após cerca de cem anos após seu falecimento, quando uma sucessão de avanços científicos levaram à completa descrença no modelo geocêntrico e à criação de uma visão moderna sobre a astronomia, o que ficou conhecido como Revolução Copernicana.77

O astrônomo dinamarquês Tycho Brahe fez importantes contribuições para o desenvolvimento da astronomia moderna. Com diversos instrumentos criados por ele, efetuou inúmeras 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 estava muito distante, assim como as estrelas, e também provou 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.78

Johannes Kepler era assistente de Brahe em seu observatório. O jovem astrônomo acreditava firmemente no modelo heliocêntrico, diferente de seu chefe, que temia ainda que Kepler fizesse descobertas que ofuscassem sua importância como astrônomo, por isso mostrava somente parte dos dados obtidos em suas observações para seu assistente. Visando ocupar Kepler enquanto trabalhava em suas teorias sobre o Sistema Solar, Brahe entregou-lhe todas as informações observacionais de Marte e o incumbiu a 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 que isso estava errado, na verdade as órbitas eram achatadas, formando uma figura geométrica chamada elipse. Essa afirmação só foi possível porque Marte é um dos planetas com a órbita mais excêntrica, e era justamente o que tinha os dados mais detalhados.79

Elementos da órbita elíptica de um planeta, de acordo com as leis enunciadas por Kepler.
As leis do movimento planetário

Após a morte de Brahe, Kepler adquiriu os volumosos e precisos dados sobre os planetas, que permitiram a criação das três leis do movimento planetário. A primeira lei afirma que as órbitas dos planetas são elipses, com o Sol em um dos focos dessa elipse. Por conta disso, a distância entre o planeta e o Sol está em constante mudança enquanto percorre sua órbita. A segunda lei do movimento planetário afirma que a linha imaginária que ume o planeta ao Sol varre áreas iguais em intervalos de tempo iguais enquanto o planeta descreve sua órbita elíptica. Isso implica na constante mudança da velocidade angular do planeta. Quando ele se encontra mais próximo do Sol sua velocidade é maior, e o ponto de maior aproximação entre eles é chamado de periélio. Por outro lado, quando o planeta se encontra mais distante sua velocidade é reduzida, e o ponto de maior afastamento é denominado afélio. Por fim, a terceira lei de Kepler diz que a razão do quadrado dos períodos de translação de um planeta é igual à razão dos cubos dos seus semieixos maioresnota 9 . O eixo mais extenso de uma elipse é chamado de eixo maior, enquanto o mais curto chama-se eixo menor. A metade do comprimento do eixo maior denomina-se semieixo maior, cujo valor corresponde à distância média entre o planeta e o Sol. Essa lei implica na grande variação do período com o aumento do raio da órbita.79 Contudo, essas conclusões foram obtidas de forma empírica, e Kepler não sabia a razão pela qual os planetas obedeciam tais leis, e a resposta só viria muitos anos depois, a partir das ideias de Newton.80

Ilustração do modelo heliocêntrico produzida em 1646 por Andreas Cellarius. Note os satélites de Júpiter (os quatro pequenos círculos em volta do planeta à esquerda), descobertas por Galileu, além da Lua ao redor da Terra.
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 lisa, mas cheia de montanhas e crateras.81

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 maça para aumentar 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 fruta em direção ao chão. Então 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. Posteriormente, Newton fez um experimento mental por meio do qual descobriu a razão pela qual a Lua orbita a Terra e os planetas orbitam o Sol. Então, 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 objetosnota 10 , o que ficou conhecido como lei da gravitação universal. Newton começou a imaginar, ainda, por que o Sol seria “privilegiado” por ficar parado em um único local no centro do Sistema Solar, sem se mover. Então concluiu que na verdade os objetos do Sistema Solar, inclusive o próprio Sol, se movem em torno de um ponto chamado centro de massa, contudo a massa muito superior da estrela faz com que ela fique quase no centro.82

Esquema, de forma exagerada, da precessão de um planeta. Note a mudança da posição do periélio (ponto azul) a cada revolução.
Como todos os corpos com massa possuem uma força gravitacional, os planetas sofrem pequenos desvios devido a essa atração mútua, que são chamados de perturbações. Com as medidas cada vez mais precisas, essas variações de movimento ficaram cada vez mais evidentes. Por meio dos dados obtidos da órbita de Urano, por exemplo, os cientistas constataram pequenas variações causadas por um corpo ainda desconhecido. Depois de diversos cálculos, Urbain Le Verrier e John Couch Adams encontraram, independentemente, a posição em que deveria se encontrar o corpo que causava essas perturbações, e constatou-se que se tratava de um novo planeta, Netuno.83

As leis de Newton permaneceram incontestadas por muitos anos. Por meio delas, constatou-se que a influência mútua dos planetas não permitia que as órbitas fossem fixas, mas que tinham um movimento chamado de precessão, mais facilmente verificável na órbita de Mercúrio. Contudo, observações mais acuradas mostraram que a precessão do planeta era maior do que a prevista pela lei da gravitação de Newton. Inicialmente pensou-se que essa variação seria causada pela presença de um planeta hipotético entre Mercúrio e o Sol, chamado Vulcano.83 No entanto, nenhum objeto foi encontrado nessa região, e a solução foi dada somente anos mais tarde com a teoria da relatividade geral de Einstein. Hoje sabe-se que os movimentos dos corpos são muito mais complexos do que se pensava, pois são influenciados pela distorção que a gravidade causa no espaço-tempo, por exemplo. Entretanto, as leis de Newton ainda fornecem uma boa aproximação sobre os movimentos planetários.84 85

Sentido do movimento de rotação e translação dos três planetas mais próximos do Sol.
O movimento dos corpos do Sistema Solar

Ver também: Elementos orbitais
Todos os planetas do Sistema Solar orbitam o Sol em sentido anti-horário quando vistos de cimanota 11 . Todos os planetas, exceto Mercúrio e Vênus, possuem satélites naturais que também giram no mesmo sentido que os planetas quando vistos de cima, somente com algumas poucas exceções.86 Todos os corpos apresentam, ainda, um movimento próprio, denominado rotação, cujos períodos diferem substacialmente uns dos outros. Júpiter, por exemplo, gasta somente 9.9 horas para girar sobre seu próprio eixo e o Sol cerca de 25 dias terrestres, enquanto Vênus gasta 243 dias terrestres. O movimento de rotação de todos os planetas, salvo Vênus e Urano, também é anti-horário.87 O fato da maior parte dos planetas girar e orbitar no mesmo sentido não é coincidência. Na verdade, como todos os objetos se originaram de uma mesma nuvem que girava em uma só direção, o Sol, os planetas e os demais objetos, portnato, herdaram esse movimento. As causas pelas quais alguns corpos não se movem no mesmo sentido dos demais são provavelmente colisões que aconteceram na época da formação do Sistema Solar, que alteraram a direção do movimento.88

[Esconder]Elementos orbitais dos planetas89
Planeta Semieixo maior (UA) Excentricidade Período (em anos)
Mercúrio 0.387 0.205 0.2408
Vênus 0.723 0.0067 0.6152
Terra 1.000 0.016 1.000
Marte 1.523 0.0934 1.880
Júpiter 5.203 0.048 11.862
Saturno 9.537 0.054 29.457
Urano 19.191 0.047 84.018
Netuno 30.069 0.008 164.78
Os planetas orbitam o Sol praticamente no mesmo plano, chamado de eclíptica, que tem como referência o plano da órbita da Terra no espaço. Todos os planetas descrevem órbitas elípticas, sendo que o Sol se localiza em um dos dois de seus focos, conforme enunciado por Kepler. O formato da elipse é determinado, ainda, por uma grandeza chamada excentricidade, que varia de zero a um. Quanto mais próximo de zero, mais circular, e, por outro lado, quanto mais próximo de um, mais achatada é a sua forma. Em geral a excentricidade da órbita dos planetas são demasiado baixas e seu formato é, portanto, praticamente circular.90 Para se medir as distâncias no Sistema Solar convencionou-se o uso da unidade astronômica (UA), que corresponde à distância média entre a Terra e o Sol, ou seja, cerca de 149.6 milhões de quilômetros.91

Devido ao fato de que os corpos do Sistema Solar exercem atração gravitacional entre si, as órbitas não são elipses perfeitas. Uma das consequências mais notáveis desse fato é a mudança no ponto da órbita onde ocorre o periélio, causando a precessão. Outros efeitos dessa atração mútua são as variações da excentricidade e da inclinação das órbitas, além da mudança gradual na inclinação do eixo de rotação em relação ao plano orbital do planeta. Na Terra, essas oscilações orbitais têm periodos que variam de dezenove mil a cem mil anos, e foram identificadas com base nas mudanças climáticas a longo prazo pelas quais o planeta passou como consequência desssa variações.89

Ressonância nas luas de Júpiter, quando duas delas se alinham.
Ressonância

Um fenômeno importante que influencia o movimento dos planetas é a ressonância, que consiste numa relação numérica simples entre períodos, que podem ser tanto de rotação quanto de translação. Um dos exemplos mais simples é a ressonância entre a rotação e a translação da Lua, que é de 1:1. Isso significa que o satélite gasta o mesmo tempo para completar uma rotação e uma volta ao redor da Terra, o que é denominado rotação síncrona. Netuno e Plutão estão numa ressonância 3:2, o que significa que enquanto Netuno completa três voltas em torno do Sol, Plutão completa duas. Entretanto, os mais notáveis desses exemplos se encontram nos sistemas de satélites naturais dos planetas gigantes, especialmente o de Júpiter. Três das maiores luas do planeta estão em ressonância, mas sempre se alinham em duas de cada vez, nunca as três. Em Saturno, as perturbações causadas por ressonâncias fazem com que surjam lacunas nos anéis do planeta, como a divisão de Cassini. O encontro de dois corpos massivos faz com que ocorra um puxão gravitacional, ou seja, a gravidade dos corpos age junta, o que pode influenciar a órbita não só deles próprios, mas também a dos outros objetos próximos.92

Deslocamento do centro de massa do Sistema Solar.

Movimento de dois corpos em torno do centro de massa.
Centro de massa e momento angular

O centro de massa do Sistema Solar não se localiza exatamente no centro do Sol. Por conta da existência dos planetas e outros objetos que estão em contínuo movimento, o baricentro também muda constantemente de posição. O maior planeta do Sistema Solar, Júpiter, é também o responsável por causar maior parte desse deslocamento. Por si só o planeta é capaz de mover o centro de massa para fora do Sol, o que, dependendo da posição dos outros planetas, realmente acontece. Isso faz com que o movimento do próprio Sol seja alterado, já que na verdade todos os corpos giram em torno do centro de massa, provocando “puxões gravitacionais” na estrela.93 94

Apesar do Sol conter a maioria da massa do Sistema Solar, a maior parte do momento 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 planetas gigantes. 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 muito mais rapidamente 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, quando era ejetado da estrela, levava consigo boa parte da energia do movimento.95

Plano invariável

Em diversas técnicas de observação da posição dos corpos celestes, utilizou-se o plano da órbita da Terra (eclíptica) como referência. Contudo, sabe-se que as órbitas, não só da Terra, mas de todos os planetas, não são fixas, devido à influência gravitacional mútua entre os corpos do Sistema Solar. Por isso foi estabelecido como referência o plano invariável, que foi definido como o plano perpendicular ao vetor do momento angular resultante dos corpos do Sistema Solar e que cruza seu baricentro. Uma vez que o momento angular é uma grandeza conservativa e o Sistema Solar pode ser considerado um sistema isolado, o plano não muda de posição, mesmo com as órbitas do planeta variando entre si, o que permite utilizá-lo como sistema de referência permanente. Essa ideia foi proposta inicialmente pelo físico e matemático Pierre Simon Laplace.96

Limites e localização

É difícil estabelecer uma fronteira que defina onde termina o Sistema Solar e começa o espaço interestelar. Algumas possíveis possibilidades, 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 definir onde termina a influência do vento solar, além da qual a ação dos gases do meio planetário se tornam dominantes, que forma uma espécie de bolha chamada heliosfera, envolvendo boa parte dos corpos que viajam junto com o Sol em seu trajeto em torno do centro da galáxia. No entanto, a esfera de influência gravitacional do Sol se estende para muito além da heliosfera, com raio de cerca de duzentas mil unidades astronômicas, região habitada pelos corpos da Nuvem de Oort.97 98

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, que possui formato semelhante ao de uma bolha, contudo um lado é mais curto, o qual se estende por mais de 150 unidades astronômicasnota 3 a 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, que se propaga através do vento solar, que se propaga até os confins dessa região do espaço e delimita a fronteira com o espaço interestelar.99

O vento solar consiste em uma corrente de particulas, primariamente prótons e elétrons, 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 permanece um mistério.100 Contudo, o vento solar não se propaga de forma uniforme, mas forma fluxos de maior e menor intensidade, como se fossem ondas que permeiam toda a heliosfera. Essa corrente, chamada de corrente heliosférica difusa é produzida pelas mudanças periódicas da polaridade do Sol, cujo período é de cerca de onze anos, que alteram o fluxo dessas partículas através de todo o Sistema Solar.101 102 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, o que forma uma ejeção de massa coronal. O vento solar, por si só, interage 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 a ejeção de massa coronal é direcionada para a Terra, ocorrem as tempestades geomagnéticas.103

Representação da helisofera e a localização das sondas Voyager.
Quando o material proveniente do Sol se encontra com a matéria interestelar, sua velocidade é drasticamente reduzida a valores subsônicos, formando uma onda de choque terminalnota 12 . Com isso, o plasma é comprimido e sua temperatura aumenta sensivelmente.104 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 astronômicasnota 3 , respectivamente. Essa diferença provavelmente se deve à forma assimétrica da bolha, que possui menor volume na parte sul.105 As partículas, então, continuam seu trajeto, com velocidades substancialmente menores, por uma região chamada de heliosheath, onde o vento continua aquecido e avança até um certo ponto, quando não mais consegue vencer a pressão proveniente meio interestelar. Esse limite é chamado de heliopausa e delimita a área de ação do vento solar no espaço. Nessa região existe ainda uma espécie de arco de choque resultante da colisão do vento solar com as partículas do meio interestelar.101

Nuvem interestelar local, com movimentos próprios em direções aleatórias. O sol move-se em uma região de baixa densidade e deve atravessar a nuvem por completo nos próximos dez mil anos.
Contexto local

O Sol, e consequentemente todos os corpos do Sistema Solar, movem-se através de uma região da galáxia conhecida como nuvem interestelar local, uma região repleta de gases do meio interestelar. Essa nuvem não é uniforme e apresenta áreas nas quais a densidade de partículas varia, além de seu movimento próprio nas mais variadas direções. Dentro dessa nuvem, Sol segue em direção a uma das áreas com baixa densidade em relação aos seus arredores, chamada de bolha local. Segundo estimativas, o Sol provavelmente cruzará toda a extensão dessa nuvem 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 influencidado pela associação Scorpius-Centaurus, uma região de formação estelar a algumas centenas de anos-luz de distância que, por sua intensa atividade, produzem um vento de plasma quente e de baixa densidade.106 107 108 109 Entre 450 e 1500 anos-luz do Sol se encontra a Nebulosa de Gum, o remanescente de supernova mais próximo de nós.110 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, o que fornece pistas para o estudo da formação estelar.111

A estrela mais próxima do Sistema Solar é a estrela vermelha Próxima Centauri, uma dos três componentes do sistema estelar Alpha Centauri, cujo componente principal, Alpha Centauri A é uma das mais brilhantes do céu, visível no hemisfério sul, estando a cerca de 4.3 anos luz de distância do Sistema Solar. Orbitanto a segunda maior estrela do sistema, Alpha Centauri B, que é parecida com o Sol em tamanho e brilho, foi descoberto um planeta com dimensões um pouco maiores que as da Terra, sendo, portanto, o mais próximo planeta extrasolar conhecido.112 Outra estrela relativamente próxima é a estrela de Barnard, uma anã vermelha muito pequena e visível somente com telescópio, mas com um notável movimento próprio. Sirius, a estrela mais brilhante vista da Terra (depois do Sol), está a 8.6 anos-luz de distância. Em geral as proximidades do Sistema Solar são pouco povoadas por estrelas, a maior parte delas com dimensões e brilho menores que o do Sol, sendo que uma boa parcela delas integram sistemas compostos por duas ou mais estrelas. Num raio de treze anos-luz a partir do centro do Sistema Solar, existem 25 sistemas estelares, alguns deles com prováveis integrantes ainda não descobertos por causa de seu brilho muito fraco, de acordo com estimativas.113 114

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.114

Localização na Via Láctea.
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 cerca de vinte anos-luz acima do plano galáctico, na parte mais interna da 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 Perseus. Como estamos dentro da galáxia, vemos seu plano como uma faixa brilhante percorrendo todo o céu, sendo que seu centro se localiza na constelação de Sagitário. A Via Láctea possui cerca de cem mil anos-luz de diâmetro, com pelo menos 200 bilhões de estrelas, embora estimativas recentes estimam mais de 400 bilhões desses objetosnota 1 , além de milhares de aglomerados estelares e nebulosas e inúmeros planetas. Nos braços da galáxia encontram-se as estrelas mais jovens, a matéria intelestelar e nebulosas difusas, enquanto na parte central existem majoritariamente aglomerados de estrelas velhas.115 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.116 117 114

Nossa galáxia pertence a um grupo esparso chamado de Grupo Local, composto por três grandes e cerca de trinta galáxias menores. A mais extensa do grupo é a Galáxia de Andrômeda, que está 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 galáxia é a Galáxia Anã Elíptica de Sagitário, seguida pela Grande e Pequena Nuvem de Magalhães, sendo que as três são galáxias satélite da Via Láctea.115

Um diagrama da localização da Terra no Universo observável. (Clique aqui para uma imagem alternativa.)
Exploração

A história da exploração espacial teve início em 1957, quando o primeiro satélite artificial, o Sputnik I foi colocado em órbita, marcando o início da corrida espacial durante a guerra fria. Um mês depois o segundo satélite lançado pelos União Soviética, o Sputnik II levou o primeiro ser vivo ao espaço, a cadela Laika. Como resposta o governo americano criou a NASA (Administração Nacional da Aeronáutica e do Espaço) e lançou o primeiro satélite do país, o Explorer I. Desde então milhares de sondas, satélites e naves espaciais foram lançadas visando aumentar o conhecimento do ser humano sobre os corpos que, juntamente com a Terra, acompanham o Sol em sua jornada pela galáxia.118

Reprodução da sonda Luna 1.
Sondas espaciais

A primeira sonda a escapar do campo gravitacional terrestre foi a sonda soviética Luna 1, em 1959. O objetivo principal da missão era fazer a sonda colidir 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.119 No mesmo ano, a sonda Luna 2 conseguiu colidir com o satélite conforme desejado, se tornando, portanto, o primeiro objeto feito pelo homem a atingir a superfície de outro corpo celeste.120 Ainda em 1959, a sonda Luna 3 fez as primeiras fotografias do lado oculto da Lua, até então desconhecido. As 29 imagens feitas mostraram poucas planícies vulcânicas, o que fez os cientistas repensarem as teorias da evolução lunar.121

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 do planeta e suas temperaturas altíssimas.122 Em 1966, a sonda soviética Venera 3 foi a primeira a atingir a superfície de outro planeta. A sonda, cuja intensão primordial era estudar a atmosfera venusiana, entretanto, perdeu contato pouco antes da aproximação.123 Um ano antes a sonda Mariner 4 fez a primeira aproximação de Marte, enviando várias fotos do planeta vermelho.124

A sonda Pioneer 10 foi a primeira a voar além da órbita de Marte e visitar um dos gigantes gasosos, além de ser a primeira a utilizar energia nuclear como fonte de eletricidade. A sonda foi lançada em 1972 e passou próximo a Júpiter em 1983.125 No ano seguinte a Pioneer 11 fez outra passagem por Júpiter e depois fez uma aproximação de Saturno, fazendo muitas descobertas sobre os anéis, os satélites e a composição do planeta. Essas duas sondas do programa Pioneer continham 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.126

Concepção artísitca da sonda Pioneer 10 passando por Júpiter.
Uma das mais notáveis missões para os planetas gigantes é o programa Voyager. Valendo-se da posição favorável desses planetas, a NASA projetou duas sondas para visitar todos de uma só vez. O seu encontro com Júpiter, em 1979, mostrou diversos aspectos do planeta e de suas luas que ainda eram desconhecidos, como o sistema de anéis do planeta e a atividade vulcânica do satélite natural Io. No ano seguinte chegou em Saturno e, além dos diversos satélites e novos anéis descobertos, as imagens da sonda mostraram a espessa atmosfera de Titã, composta principalmente de nitrogênio. Contudo, um desvio inesperado não permitiu que a sonda 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 e ainda continua enviando dados sobre os confins do Sistema Solar até hoje.127 Lançada no mesmo ano que sua companheira, a Voyager 2 também passou por Júpiter e Saturno, fornecendo novas fotografias e dados dos planetas e seus satélites. Seguindo sua rota, a sonda chegou em Urano e descobriu, por exemplo os sistemas de anéis e diversos satélites. A gravidade do planeta direcionou a Voyager 2 para Netuno onde, novamente, fez novas descobertas. A sonda continua operacional e está agora nos limites da heliosfera, em uma direção diferente da Voyager 1. Essa sonda foi a única a visitar os dois últimos planetas gigantes do Sistema Solar. Cada uma delas contém um disco de ouro e uma agulha para reprodução. Nesse disco estão gravados vários sons naturais da Terra, além de noventa minutos de música, 115 imagens e saudações em mais de sessenta idiomas.128

Concepção artística da sonda Cassini em Saturno.
Muitas sondas foram enviadas para diversos destinos do Sistema Solar, várias delas ainda em progresso. A sonda MESSENGER, por exemplo, é a primeira a orbitar Mercúrio.129 Em Marte, os satélites 2001 Mars Odyssey e Mars Reconnaissance Orbiter orbitam o planeta enquanto os veículos esplorados Spirit, Opportunity e mais recentemente o Curiosity que percorrem a superfície do planeta.130 A sonda Dawn foi enviada ao cinturão de asteroides e, após passar por Vesta em 2012, está a caminho do planeta anão Ceres, onde deve chegar em 2015.131 Para Júpiter foi enviada a sonda espacial Juno, que deve entrar em órbita do planeta em 2016 para colher dados do maior planeta do Sistema Solar.132 A sonda Cassini foi lançada em 1997 e chegou em Saturno sete anos depois, quando entrou em órbita do planeta. Carregava consigo outra sonda, a Huygens, que aterrisou na superfície de Titã, um satélite do planeta. As imagens feitas por ela eram ricas em detalhes e revelavam as caracterísiticas dos satélites, dos anéis e da atmosfera de Saturno. A sonda continua em operação.133 Por fim a sonda New Horizons foi lançada em 2006 e está programada para chegar a Plutão em julho de 2015, sendo a primeira nave a visitar o planeta-anão. Posteriormente, a sonda estudará os objetos do Cinturão de Kuiper até o fim da missão, em 2026.134

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 durante sua evolução estelar. Em seu núcleo, a pressão produzida pela liberação energética exerce força que provocaria a expansão da estrela, mas é contrabalançada pela força da gravidade, que age na direção oposta, mantendo assim o equilíbrio da estrela. Ao longo do tempo, contudo, o consumo de hidrogênio faz as taxas das reações diminuirem, 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 anosnota 1 , mantendo-se estável, no entanto passará por grandes mudanças quando o hidrogênio, seu combustível, tiver se exaurido por completo.135

Os planetas podem entrar em rota de colisão no futuro.
Colisões planetárias

Uma das questões debatidas entre os cientistas tem sido a estabilidade do Sistema Solar. Sabe-se que os planetas exercem atração gravitacional entre si, portanto suas órbitas não podem ser estáveis, o que provavelmente levará os planetas a entrar em um período caótico, no qual a relativa estabilidade existente hoje não mais prevalecerá. Com essas variações pequenas das órbitas se acumulando durante milhões de anos, suas órbitas podem vir a se cruzar, o que resultaria em colisões, encontros próximos ou ejeções. 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 nos cálculos. Contudo, pelo menos nos próximos quarenta milhões de anos, os planetas devem ocupar aproximadamente as mesmas órbitas que hoje, mas num futuro distante, a órbita de Mercúrio, por exemplo, tende a se tornar cada vez mais excêntrica, levará o planeta possivelmentea cruzar com a órbita de Vênus ou mesmo com a da Terra, perturbando a trajetória de todos os planetas interiores, o que, consequentemente, pode a vir causar uma colisão com Vênus em 3.5 bilhões de anosnota 1 ou a ejeção do planeta para fora do Sistema Solar, de acordo com cenários projetados. Essas perturbações podem causar, ainda, uma colisão entre o nosso planeta e Mercúrio ou Marte em alguns bilhões de anosnota 1 , o que varreria completamente qualquer forma de vida ainda presente no planeta. Os gigantes gasosos, contudo, não devem sofrer mudanças consideráveis em suas órbitas devido a esses processo, por conta, sobretudo, das suas massas relativamente superiores em relação aos planetas internos sendo, portanto, menor a probabilidade de suas órbitas serem substancialmente alteradas.136 137 138

Início da colisão das galáxias como seria vista da Terra daqui a quatro bilhões de anosnota 1 .
Colisão galáctica

Daqui a cerca de quatro bilhões de anosnota 1 a nossa galáxia, Via Láctea, entrará em um processo de fusão com a Galáxia de Andrômeda, que atualmente está a 2.5 milhões de anos-luz de distância. Apesar do Universo estar em expansão, com a maioria das galáxias se afastando umas das outras, as duas possuem interação gravitacional mútua que as direcionam para uma colisão, com uma velocidade de aproximação de cerca de 400 mil quilômetros por hora em relação à Via Láctea. Todavia, as chances das estrelas das duas galáxias colidirem é muito remota, por causa da imensa distância que existe entre elas. Entretanto, elas 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 anosnota 1 para se completar, e no fim formarão uma imensa galáxia elíptica.139

Gigante vermelha

Estimativas baseadas na observação de outros planetas indicam que o Sol já concluiu um pouco menos da metade de sua existência.140 Daqui a cerca de cinco bilhões de anosnota 1 , contudo a maior parte do hidrogênio já deve ter se exaurido, o que provoca a perda de pressão, e a gravidade provoca a contração do núcleo para equilibrar novamente a estrutura da estrela. A pressão resultante da contração agora é 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 provoca o aumento da temperatura e a expansão das camadas exteriores (e consequentemente o aumento das dimensões da estrela) além da diminuição de sua temperatura superficial para cerca de 4 mil graus Celsius e um aumento apreciável do brilho, o que a transforma em uma estrela gigante vermelha. Com isso 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 afetarão 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.135

O Sol, devido à instabilidade em seu núcleo, deverá ejetar suas camadas exteriores, que brilharão durante alguns milhares de anos e formarão uma esplendorosa nebulosa planetária semelhante à Nebulosa de Hélix, em um dos estágios finais de sua existência.
A gravidade reduzida na superfície do Sol por conta da expansão fará com que a intensidade do vento solar aumente substancialmente, o que provoca a perda gradual da massa da estrela. Enquanto isso, o núcleo solar continua a se contrair até que a pressão e a temperatura sejam suficientes para iniciar a fusão do hélio no núcleo, transformando-o em carbono e oxigênio, enquanto o pouco hidrogênio restante continua a ser consumido nas camadas em torno do centro. Contudo, o hélio deve se extinguir rapidamente e o núcleo novamente se contrai, permitindo que uma nova camada 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 apos numerosas pulsações serão ejetadas, formando uma nebulosa planetária nota 13 que não deve durar por muito tempo, mas brilhará intensamente por conta da grande quantidade de radiação que emana do núcleo remanescente. A medida que a massa da estrela se perde no meio interestelar, sua força gravitacional 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.141 142

Anã branca, negra e o fim do Sistema Solar

O núcleo remanescente da estrela, após a ejeção de suas camadas externas e perda da maior parte de sua massa, 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 gerar mais luz e calor. A massa remanescente corresponde a somente trinta por cento da massa original do Sol e suas dimensões são semelhantes às da Terra. O Sol agora passa a ser classificado como uma anã branca. Os possíveis corpos remanescentes do Sistema Solar entrarão numa era de frio profundo, já que o pequeno nucleo remanescente libera lentamente sua energia, e seu brilho e temperatura vão gradualmente diminuindo durante um período que se prolonga por cerca de um bilhão de anosnota 1 , até o ponto em que a luminosidade se torna tão baixa fazendo com que seja impossível a detecção por aparelhos atuais. O Sol se torna, então, uma anã negra, um objeto extremamente 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.141 142

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