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As fronteiras do
Sistema Solar |
Olhando o céu a olho nu, a gente demora muito tempo para perceber os movimentos, e é mais difícil ainda perceber os próprios dos planetas em relação às estrelas que servem como panorama de fundo. Aliás, PLANETA quer dizer ASTRO ERRANTE. Durante muito tempo, tudo o que se movia no céu era PLANETA, inclusive o Sol e a Lua. Naquele tempo ninguém dizia que a Terra era um PLANETA. Classificando o Sol como estrela e a Lua como satélite, cinco PLANETAS são visíveis a olho nu: MERCÚRIO, VÊNUS, MARTE, JÚPITER e SATURNO. Em função dos seus movimentos próprios e variação de brilho, eles foram alguns dos primeiros alvos dos astrônomos pioneiros. Foi através da dedicação desses pacientes observadores que hoje nós podemos ver, nos planetários, a composição acelerada dos movimentos dos planetas, conhecidos pela sua forma como LAÇADAS PLANETÁRIAS. Pra quem pensava num universo com a Terra no centro, não era nada fácil explicar esses movimentos. É que eles não levavam em consideração os movimentos da Terra, e o ponto de referência ficava deslocado. Mesmo assim, com cálculos trabalhosos, foi possível estabelecer conexões entre esses movimentos e concluir que os ASTROS ERRANTES faziam parte do mesmo sistema. Entre os gregos, lá pelo quarto século antes de Cristo, já havia pensadores que consideravam o Sol como centro do sistema planetário. Foram necessários séculos de transformações do conhecimento para que o Sol deixasse de ser um planeta, e as hipóteses de um sistema planetário como nós conhecemos hoje fossem ganhando consistência. As idéias HELIOCÊNTRICAS modernas, estabelecidas a partir de NICOLAU COPÉRNICO, somaram-se ao aprimoramento das observações astronômicas para que, no séc. XVII, KEPLER pudesse chegar aos princípios dos movimentos planetários. As leis de KEPLER transformaram os movimentos planetários em trajetórias elípticas em torno do Sol. Esses princípios têm se demonstrado eficientes na descrição dos movimentos de cometas, asteróides e até mesmo de outros sistemas estelares. Mas, a concepção de um sistema solar com planetas satélites do Sol, em complexas atrações gravitacionais, começou a se consolidar a partir do trabalho de ISAAC NEWTON e sua teoria de GRAVITAÇÃO UNIVERSAL. Nos seus estudos, NEWTON indicava que a atração entre os corpos celestes se dava de tal modo que aqueles de menor massa girava em torno dos mais massivos. É o caso da Terra, de outros planetas em torno do Sol e também das luas em torno dos planetas. O Sol representa aproximadamente 99,8% da massa do sistema solar. Portanto, é fácil perceber a intensidade de sua ação gravitacional sobre cometas, planetas terrestres, asteróides ou planetas gasosos. O Sol, na verdade, não está exatamente no centro do sistema e sim em dos focos das elipses que representam as órbitas dos planetas. Os quatro mais próximos do Sol são terrestres, ou TELÚRICOS. Depois vêm o cinturão de asteróides e os quatro planetas GASOSOS ou JOVIANOS, e mais além, PLUTÃO. E ainda pode haver mais . . . Até onde vão as FRONTEIRAS DO sistema solar? A pergunta sobre a extensão do nosso sistema planetário e as suas relações com a nossa galáxia pode começar a ser investigada a partir de outra dúvida: DE ONDE VEM TUDO ISSO? QUAL É A ORIGEM DO SISTEMA SOLAR? Um gesto do Criador e a luz se fez?! Ou Deus é o próprio Sol? Religiosidade e misticismo à parte... Atualmente acredita-se que o sistema solar evoluiu a partir de uma grande nebulosa. Essa hipótese baseia-se numa idéia evolucionista. A TEORIA NEBULAR de LAPLACE abriu o caminho no final do século XVIII. Depois foi reciclada com modelos teóricos, observações das sondas espaciais e com os novos conceitos de EVOLUÇÃO ESTELAR. Chegamos assim a modelos que consideram a acresção (em inglês, accretion) de matéria. O sistema solar teria evoluído a partir de uma vasta extensão de gás e poeira que foi se contraindo ao longo do tempo. A região central foi aumentando a densidade de temperatura, dando origem a um objeto que depois se tornaria o Sol. O resto da matéria teria ficado num plano médio, e os choques de seus grãos formaria primeiro objetos parecidos com asteróides. Pelo mesmo processo de choques, viriam a se formar os planetas e os seus satélites. Os fenômenos físicos e a composição química responsável pela formação dos corpos no sistema solar dependem de duas coisas: da distância em relação ao Sol e dos elementos formadores da nebulosa primitiva. Os mais próximos do Sol tornaram-se ricos em materiais resistentes ao calor: ferro, óxidos e silicatos de alumínio e magnésio. A amônia, o hélio, o metano, o hidrogênio e o gelo de água e amônia concentraram-se numa região mais distante, dando origem a planetas como JÚPITER e SATURNO e às suas atmosferas. Vamos falar um pouco sobre cada um dos planetas e perceber melhor essas diferenças.
MERCÚRIO fica durante cerca de uma hora e meia acima do horizonte depois do pôr-do-Sol, na melhor das hipóteses, enquanto VÊNUS chega a ficar até duas horas e meia, antes de seguir o caminho do Sol. MERCÚRIO dá quatro voltas em torno do Sol, enquanto a Terra dá uma volta. De fato, esse planeta é um apressadinho. Em 1974, a sonda MARINER 10 fotografou MERCÚRIO, revelando imagens muito similares às da Lua. Os instrumentos da MARINER 10 confirmaram as previsões de um campo magnético muito fraco e de uma atmosfera muito tênue, resultado da ação do próprio Vento solar e de gases que saem do planeta; mas, como Mercúrio tem um campo gravitacional muito baixo, esses gases não conseguem ficar retidos em torno de sua superfície. Acredita-se que MERCÚRIO possui um núcleo ferroso a altas temperatura que corresponde a mais da metade do seu volume. Proporcionalmente, MERCÚRIO teria o maior núcleo de todos os planetas. A sua fina crosta tem, provavelmente, alta concentração de silicatos como os conhecidos aqui na Terra. MERCÚRIO tem um diâmetro equivalente a 1/3 do diâmetro da Terra e a sua gravidade é 1/3 menor que a nossa. A maioria das crateras da superfície de MERCÚRIO é resultado do impacto de meteoróides, e essas rochas e montanhas devem sofrer muito com a maior variação de temperatura constatada em todos os corpos do sistema solar. São aproximadamente 650 graus de diferença entre a face iluminada pelo Sol - que chega a mais de 460 graus acima de zero - e a face não iluminada, que chega a 180 graus abaixo de zero. E, além do mais, os dias de MERCÚRIO são longos. Ele gira lentamente em torno do seu próprio eixo, e o Sol só se põe em MERCÚRIO depois de 176 dias terrestres. Não é à toa que ele corre veloz em torno do Sol, como se fugisse do calor do astro-rei. E aí está VÊNUS . . . ou ESTRELA DALVA . . . ou ESTRELA MATUTINA ou VESPERTINA . . . dependendo da posição em que VÊNUS é observado. MERCÚRIO e VÊNUS têm fases semelhantes às fases da Lua; as suas posições relativas e seus movimentos orbitais exibem fases planetárias que podem ser observadas apenas através de telescópio de porte médio. Uma imagem obtida pela sonda espacial MAGALHÃES mostra a superfície de VÊNUS sem a sua atmosfera, que é constituída, em mais de 95%, de gás carbônico. Foram em grande parte as sondas espaciais que possibilitaram a constatação de um dos mais curiosos fenômenos que ocorrem em VÊNUS: o EFEITO ESTUFA provocado por suas nuvens, que retêm entre elas e o Solo as radiações de calor. Por isso, a temperatura na superfície de VÊNUS varia entre 480 e 500 graus, ou até mais. Outra peculiaridade de VÊNUS é que ele gira "ao contrário". Esse movimento retrógrado é leste - oeste em 243 dias. Mesmo tendo um núcleo metálico como a Terra, VÊNUS praticamente não tem campo magnético significativo. Em compensação, as nuvens de gás carbônico e ácido sulfúrico viajam a mais de 350 km por hora de leste para oeste em torno do planeta, gerando o aspecto azul com manchas brancas . . . e seu brilho intenso em nosso céu . . . VÊNUS é o astro mais brilhante no céu, depois do Sol e da Lua, é claro.
Talvez por isso MARTE tenha sido o planeta mais visitado por sondas espaciais. Milhares de imagens foram obtidas pelas sondas americanas VIKING lançadas em 1975. A parte orbital das sondas obtinha as visões gerais, enquanto o módulo que pousou no planeta recolhia amostras da superfície e fotografava detalhes de MARTE. MARTE é um planeta terrestre, com metade do diâmetro da Terra. A maior parte de sua superfície assemelha-se a um grande deserto enferrujado. A fina poeira sobe com os fortes ventos, dando um tom salmão ao céu de boa parte do planeta. Marte possui calotas polares formadas por gelo e gás carbônico que nos verões marcianos sublimam, passando direto ao estado gasoso e formando as tênues nuvens que recobrem parte do planeta. Nenhum dos testes realizados pelas sondas VIKING, apesar de não serem definitivos, encontrou qualquer molécula orgânica que representasse algum sinal de vida como nós a conhecemos. Também, não é fácil a convivência com uma temperatura que varia entre 22 graus positivos e 73 graus negativos. É em MARTE que está o maior vulcão do sistema solar - o MONTE OLIMPO -, com mais de 23 km de altura, extinto há muitos milhões de anos, assim como possivelmente toda a atividade vulcânica do planeta. Nesse mesmo passado remoto, pode ter havido água em estado líquido no planeta, o que poderia ter sido a origem dos famosos canais marcianos, que se pensou durante uma época serem aquedutos construídos para conduzir água dos pólos às regiões equatoriais áridas. Essa é apenas mais uma das hipóteses, mas as sondas não encontraram nenhum vestígio das obras dos tais engenheiros marcianos. Marte possui dois pequenos satélites, que também foram motivo de muita polêmica. Houve quem dissesse que eram artificiais, mas as fotos das sondas não deixam margens a dúvidas. PHOBOS (Pânico) e DEIMOS (Terror) são satélites naturais, irregulares, provavelmente asteróides que foram capturados pela gravidade de Marte. Essa hipótese se baseia no fato de que PHOBOS e DEIMOS são muito semelhantes aos ASTERÓIDES, um grupo de objetos que se encontra entre Marte e Júpiter, numa espécie de CINTURÃO. Eles dividem a região dos elementos pesados da região dos elementos mais leves. GASPRA foi o primeiro asteróide a ser fotografado como mais do que um ponto luminoso. Ele tem aproximadamente 19 km por 12 km e foi fotografado pela sonda GALILEU em outubro de 1991. Hoje, estima-se que existam dezenas ou até centenas de pequenos planetóides, tanto no cinturão entre MARTE e JÚPITER como em outras órbitas menos regulares. E só pra ter uma idéia da massa dos asteróides, a estimativa é de que, se todos eles se juntassem num único astro, chegariam a compor somente 1 milésimo da massa terrestre.
A atmosfera tem aproximadamente 240 km de espessura, girando a altíssima velocidade, em tempestade constante, com descargas elétricas muito intensas. É essa rotação toda que gera essas faixas coloridas, que ainda podem conter elementos como fósforo e enxofre. Conforme vai aumentando a pressão em função da massa enorme do planeta, os gases passam para um estado líquido e depois transitam para um estado conhecido como metálico, onde se comportam como um metal. Existe um núcleo sólido com uma massa de 10 a 20 vezes maior do que a massa terrestre, com temperaturas próximas aos 30.000 graus. O calor desse núcleo também colabora com os complexos fenômenos desse gigante gasoso. JÚPITER irradia cerca de 2,5 vezes mais energia do que recebe do Sol. Entre os fenômenos atmosféricos, o mais famoso e constante é a GRANDE MANCHA VERMELHA. Só nessa grande tempestade JOVIANA caberiam cerca de duas Terras. Toda a combinação de fatores pode favorecer a formação de substâncias diversas, que seriam as responsáveis pelo tom marrom-avermelhado de sua superfície. JÚPITER possui 16 satélites confirmados pela sondas VOYAGER 1 e 2, que conseguiram belas imagens dos quatro satélites descobertos por GALILEU em 1610: GANIMEDES, que é o maior satélite do sistema solar e tem mais volume que o planeta Mercúrio; EUROPA, com sua superfície congelada que lhe confere uma complexa rede e rachaduras; CALISTO, que teve toda a sua superfície bombardeada por meteoróides; e IO, que ofereceu as mais belas imagens e muito material para pesquisa com seus vulcões ativos, além de possivelmente colaborar com algumas tonalidades na atmosfera de Júpiter. Os quatro planetas gasosos possuem anéis. Júpiter, Urano e Netuno têm anéis pouco brilhantes e mais finos, por isso pouco visíveis. SATURNO é o mais enfeitado de todos. Há várias teorias sobre a origem e formação dos anéis de SATURNO. Uma delas diz sobre a aproximação e posterior rompimento (em inglês, disruption) de um corpo celeste. Outra, ao contrário, diz que esse material deveria se agregar e formar um ou vários satélites do planeta SATURNO. Mas, isso não aconteceu e hoje em dia o que a gente vê é um conjunto de anéis. SATURNO tem características próximas às de Júpiter, como seus componentes químicos, estrutura física e intenso campo magnético. Assim como Júpiter, Saturno gira em torno do seu eixo, aproximadamente duas vezes e meia mais rápido do que a Terra. Só que Saturno está aproximadamente a 1.100.000.000 km de nós, ou seja, o dobro da distância entre a Terra e Júpiter. Além dos famosos anéis, Saturno possui 17 satélites girando ao seu redor, dos quais o mais conhecido e maior é TITÃ, com diâmetro de 5.000 km. Ele tem uma atmosfera significativa, com boa quantidade de nitrogênio, como é a da Terra, o que, aliado ao metano e à ação solar, permite a formação de vários hidrocarbonetos. É por isso que está em projeto uma sonda espacial com módulo específico para um pouso em TITÃ, para avaliar situações consideradas importantes para a compreensão das dinâmicas atmosféricas e até da busca de condições que possibilitem o surgimento de vida. Urano e Netuno não possuem faixas atmosféricas como JÚPITER e SATURNO, apesar de se estimar as suas composições químicas como próximas às dos gigantes - com presença de HIDROGÊNIO e HÉLIO -, é o METANO que lhes confere a tonalidade azulada na superfície visível ou ainda a atmosfera. A MANCHA NEGRA de NETUNO tem características e localização próxima à da GRANDE MANCHA VERMELHA de JÚPITER. E supõe-se que ela seja uma formação de longa duração, como a GRANDE MANCHA VERMELHA . Urano é o planeta cujo eixo é mais inclinado em relação ao plano da órbita, ficando praticamente "deitado". Sua rotação é aproximadamente de 16 horas, no sentido retrógrado como Vênus. URANO possui 15 luas e NETUNO, 8 luas, das quais TRITÃO é a mais curiosa, porque seu movimento orbital em espiral faz prever uma aproximação que pode levar a uma fragmentação do satélite. As fronteiras do sistema solar estavam mais ou menos na região da órbita de NETUNO no final do século passado. Mas, as observações do movimento orbital de URANO E NETUNO mostravam variações, "desobediências" muito graves às regras da GRAVITAÇÃO UNIVERSAL. Eles não estavam nos movimentos e nas posições esperadas. Isso significava que deveria existir alguma coisa além, provavelmente um planeta que estivesse influenciando o movimento orbital de URANO e NETUNO. Assim, durante cerca de 30 anos os astrônomos lançaram-se numa busca matemática e sobretudo observacional de um planeta que surgiria logo em seguida . . . PLUTÃO. PLUTÃO tem a órbita mais excêntrica de todos. Às vezes ele passa à frente de NETUNO, sendo o oitavo planeta. Aliás, é o que está acontecendo desde 1979. Só em 1999 PLUTÃO cruzará novamente a faixa orbital de NETUNO, voltando a ser o nono planeta do sistema solar. Uma outra coisa notável na órbita de PLUTÃO é que a sua inclinação é a mais significativa do sistema, cerca de 17 graus. Pra explicar as irregularidades nos movimentos de URANO e NETUNO, foi feita uma estimativa da massa de PLUTÃO. Só que, em 1978, telescópios mais sofisticados descobriram um satélite em torno de PLUTÃO . . . que ganhou o nome de CARONTE, o Barqueiro do Inferno na DIVINA COMÉDIA de DANTE. Com essa descoberta foi possível determinar com mais precisão a massa de PLUTÃO, que hoje se acredita ser equivalente a 0,002 massas terrestres. Além disso, ele é o menor planeta do sistema. E aí recomeçaram as buscas, porque era necessário mais força gravitacional para equilibrar as coisas quanto às variações nas órbitas de URANO e NETUNO.
O que se conhece do visual dos cometas começa com um núcleo composto de "GELO SUJO" . . . uma mistura de ÁGUA, AMÔNIA, METANO, CO2 e pequenos grãos de matéria sólida. Quando o cometa se aproxima do Sol, ele vai esquentando e esse material vai passando do estado sólido para estado gasoso. É assim que, além do núcleo do cometa, a gente acaba vendo a COMA ou CABELEIRA e também uma cauda que muitas vezes se entende por milhões de quilômetros, chegando a atingir 150.000.000 de quilômetros, aproximadamente a distância da Terra ao Sol. Cada vez que um cometa se aproxima do Sol, ele pode perder cerca de um centésimo de sua massa; quando os planetas passam próximos das órbitas dos cometas, uma parte dos grãos sólidos é atraída por gravidade e podem cair ou, como no caso da Terra, formar chuvas de meteoros. As órbitas dos cometas são geralmente elípticas, com grande excentricidade. Alguns cometas são eventualmente capturados pela gravidade de planetas muito massivos, como JÚPITER, o que altera suas órbitas. Mas, de onde vem os COMETAS? Os núcleos formadores de cometas estão provavelmente concentrados em nuvens ou cinturões que estão orbitando o nosso sistema a cerca de 50.000 a 100.000 vezes a distância equivalente da Terra ao Sol, ou cerca de 1,5 ano-luz. Algum tipo de desequilíbrio gravitacional, que pode ser motivado pela aproximação de outro astro, ou pela complexa dinâmica do nosso sistema solar, por exemplo, provoca o deslocamento desses objetos celestes. Eles podem escapar para outras paragens, ou se encaminhar para a direção do Sol.
ENSINAR
E APRENDER
1 - Especialmente
para o 2° grau, o programa pode fornecer subsídios para um
trabalho interdisciplinar sobre o tema Gravitação Universal.
As discussões podem se encaminhar a partir das questões:
existem, nos outros planetas, elementos e substâncias diferentes
daqueles que encontramos na Terra? A força gravitacional age diferentemente
na Terra e fora dela? Até onde ela se estende? E a ação
gravitacional do Sol? 
2 - Uma atividade que pode ser proposta a turmas de qualquer série é solicitar aos alunos desenhos ou trabalhos artísticos de como imaginam que sejam os planetas e o sistema solar. Em seguida, exibir o programa e fazer uma avaliação dos trabalhos, propondo uma revisão ou recriação, se for o caso. |
