2942 - HISTÓRIA DO SISTEMA SOLAR

1 - Como se formou o Sistema Solar?

O Sistema Solar é composto de nove planetas, mais um grande número de objetos menores. Do mais próximo ao mais distante do Sol, os planetas são: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão. Exceto por Plutão, os planetas são classificados em planetas internos (também chamados planetas terrestres): Mercúrio, Vênus, Terra e Marte; e externos (também conhecidos como planetas gigantes ou jovianos): Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Entre Marte e Júpiter existe uma concentração de alguns milhares de objetos rochosos, chamados asteróides, cujos tamanhos variam entre alguns metros e centenas de quilômetros. Esta concentração é chamada de Cinturão Principal de Asteróides. Por fim, os cometas são objetos formados de uma mistura de gelos e outros materiais. Quando os cometas chegam muito próximos do Sol, seus gelos começam a evaporar, deixando rastros de gás e poeira chamados caudas. Cometas típicos tem tamanhos da ordem de dezenas de quilômetros.

Vocês podem encontrar mais informações e imagens sobre os planetas do Sistema Solar em:

http://bang.lanl.gov/Solarsys/portug/home page.html.

O processo pelo qual os planetas do Sistema Solar foram formados ainda não é completamente conhecido. A seguir ,um resumo da teoria atualmente mais aceita.

Antes de mais nada, o Sol se formou a partir do colapso de uma gigantesca nuvem de gás e poeira. Atualmente nos podemos observar processos de formação de estrelas ocorrendo em diversos locais de nossa galáxia.

Vocês podem ver em http://oposite.stsci.edu/pubinfo/jpeg/OrionMos.jpg

uma imagem de um destes locais, a nuvem de Orion.

Uma nuvem como esta provavelmente vai produzir um grande número de estrelas. É bastante provável (embora não esteja definitivamente provado) que o Sol tenha nascido num ambiente como este.

A medida que a nuvem proto-Solar – a nuvem de gás que vai formar o Sol – colapsa (ou seja, "cai para dentro" sob a influência de sua própria gravidade), se forma em seu centro uma esfera de gás, chamada proto-Sol (ou proto-estrela, no caso geral). A proto-estrela também sofre um colapso gravitacional, diminuindo de tamanho ao mesmo tempo em que absorve gás e poeira do resto da nuvem. Com isso, a proto-estrela se torna cada vez mais densa e quente, até que eventualmente se torna uma estrela. Vocês podem encontrar mais detalhes deste processo na seção de estrelas.

Nem todo o gás e poeira na vizinhanca da proto-estrela são por ela absorvidos. Uma parte, devido à rotação do sistema, forma um disco em torno da proto-estrela, chamado disco proto-planetário. É a partir do material deste disco que se formam os planetas.

Vocês podem ver em http://oposite.stsci.edu/pubinfo/jpeg/OriProp4.jpg,

imagens de proto-estrelas com discos proto-planetários.

Outro site com tais imagens é http://oposite.stsci.edu/pubinfo/jpeg/OriEODsk.jpg

No primeiro, temos um disco visto "de cima", onde uma proto-estrela avermelhada é claramente visível no centro do material mais escuro do disco proto-planetário. Na segunda imagem temos um disco proto-planetário visto "de lado". Aqui, a proto-estrela não pode ser vista por que sua luz e absorvida pelo material do disco. Ambos os objetos estão dentro da nuvem de Orion.

Dentro do disco as partículas de poeira que existem são muito pequenas, com raios em torno de 0,001mm.

Conforme o sistema evolui e o disco se torna cada vez mais fino, as partículas de poeira do disco tende a crescer de tamanho. As partículas crescem quando "grudam" em outra partícula, formando uma partícula maior. As partículas também crescem a medida que as moléculas que compõem o gás do disco vão se depositando em suas superfícies.

Os detalhes exatos deste processo de crescimento não são atualmente bem conhecidos, no entanto é certo que após aproximadamente 10 mil anos as partículas de poeira poderiam crescer até se tornarem corpos com tamanhos da ordem de quilômetros, chamados planetesimos.

Portanto, após uns dez mil anos de sua formação, o disco proto-planetário é composto de gás e de corpos sólidos com tamanhos variando entre partículas de poeira e planetesimos, todos em órbitas praticamente circulares em torno do proto-Sol. É a partir dos planetesimos e do gás que se formaram os planetas. Dentro do disco, os planetésimos sofrem colisões uns com os outros. Se um planetesimal colide com outro que venha a uma grande velocidade, o resultado é que ambos se quebram em pedaços menores. Se, por outro lado, a velocidade de colisão for pequena, a atração gravitacional mútua entre os planetésimos pode mantê-los unidos. Desta forma, o crescimento das planetesimos neste estágio se dá através de colisões com baixas velocidades entre pares de planetesimos. O processo é acelerado uma vez que quanto maior o planetesimal (ou seja, quanto maior é a sua massa), maior sua atração gravitacional, e portanto maior é a sua capacidade de capturar corpos menores. Desta forma, um grande número de planetésimos vai eventualmente formar uma pequena quantidade de corpos maiores, chamados proto-planetas. Quando a massa de um proto-planeta atinge um certo valor, ele passa a ser capaz de capturar gravitacionalmente até mesmo o gás do disco, crescendo ainda mais rapidamente até ter capturado toda a matéria em sua vizinhanca.

Basicamente, este é o processo pelo qual se formaram os planetas gigantes. Júpiter, o maior dos planetas, deve ter se formado antes dos demais e deve ter influenciado a formação e/ou crescimento dos outros planetas. Atualmente, se estima que o tempo necessário para a formação de Júpiter e da ordem de algumas centenas de milhões de anos. O processo de formação dos planetas interiores é essencialmente o mesmo até o estagio de planetesimos. A diferença a partir daí se deve ao fato de que, próximo a proto-estrela, o gás do disco se encontra mais quente, o que impossibilita sua captura pelos proto-planetas. Atualmente, acredita-se que os planetas interiores se formaram antes dos planetas gigantes, em tempos da ordem de alguns milhões de anos. Por fim, cometas e asteróides são meramente planetésimos que sobraram do processo de formação dos planetas do Sistema Solar.


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2 - Eu ouvi dizer que no dia 05 de maio do ano 2000 todos os planetas do nosso Sistema Solar (Terra, Marte..) estarão alinhados. Isso vai ocorrer mesmo? Se não for naquele dia, quando será então?

Todos os planetas possuem órbitas mais ou menos circulares em torno do Sol e é muito provável que, por várias vezes durante a história do Sistema Solar, dois ou mais planetas estejam alinhados, ou seja, que a projeção de suas posições sobre o plano de referência do sistema solar estejam aproximadamente na mesma direção. Este alinhamento é apenas um evento geométrico e não altera em nada a nossa vida aqui na Terra. Temos alguns alinhamentos previstos ainda neste século e no dia 9 de maio de 2000 os planetas Júpiter, Saturno e Mercúrio estarão alinhados no céu.


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3 - Gostaria de saber sobre os "planetas jovianos" e os "planetas terrestres". Queria saber um pouco sobre o interior destes planetas e suas atmosferas.

Podemos classificar quase todos os planetas em interiores (ou terrestres) e exteriores (ou gasosos). Plutão é o único que não se encaixa em nenhuma dessas duas categorias. Os planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) são compostos principalmente de líquidos e gases, enquanto que os planetas terrestres (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) consistem de rochas e metais. Os planetas mais próximos do Sol são também os mais quentes, mas os gigantes, com exceção de Netuno, apresentam fontes internas de calor. A seguir, falaremos um pouco de cada uma dessas classes.

Planetas exteriores ou gigantes:

Essa classe recebe também o nome de planetas jovianos, ou planetas semelhantes a Júpiter (Jove=Júpiter). Esses planetas possuem aproximadamente a mesma composição química do Sol: 3/4 de Hidrogênio (H) e 1/4 de Hélio (He). Nas condições de temperatura e pressão terrestres, esses elementos geralmente apresentam-se como gases. Nas condições de temperatura e pressão dos planetas gigantes, entretanto, o Hidrogênio encontra-se em estado líquido. Os modelos mais aceitos atualmente sugerem que os elementos mais pesados concentram-se na parte mais interna do planeta, formando um núcleo de rocha, metal e gelo. De acordo com esses modelos, os núcleos se formaram primeiro e atraíram os gases ao redor do planeta. Em Urano e Netuno, com massas menores que Júpiter e Saturno, o processo de captura de gás foi menos eficiente.

A análise das atmosferas de Júpiter e Saturno revelaram traços de metano (CH4) e amônia (NH3). Júpiter apresenta vários padrões de nuvens, variando do branco, laranja e vermelho até o marrom, em constante movimento, como num caleidoscópio. Essa intensa atividade é atribuída a alguma fonte interna da calor, provavelmente remanescente dos estágios primordiais de sua formação ou devido a contração gravitacional ou ainda, a uma combinação de ambas. Essa fonte de calor aumenta a temperatura no seu interior e induz um movimento de convecção na atmosfera. Saturno apresenta atividade atmosférica bem menor, de modo que suas nuvens apresentam um padrão menos variado. Urano apresenta uma atmosfera homogênea, com poucas estruturas visíveis, e suas nuvens são formadas principalmente de metano. As nuvens de Netuno também são compostas de metano. O espalhamento da luz do Sol nas moléculas de sua atmosfera conferem ao planeta uma coloração azulada. O gás presente nas atmosferas dos planetas jovianos flui das regiões de alta pressão para as de baixa pressão e cria algumas estruturas na atmosfera, que são distorcidas pela rotação do planeta, criando padrões horizontais paralelos ao equador. Foram detectados ventos de 300 km/h no equador de Júpiter, 1300km/h em Saturno e 2100km/h em Netuno. O eixo de rotação de Urano está inclinado de 98 graus com relação à perpendicular ao plano de sua órbita, o que significa, na prática, que ele segue "deitado" em sua órbita. Isto faz com que Urano apresente dias e estações com características bem distintas dos dias e estações terrestres.


Abaixo apresentamos o modelos mais bem aceitos da estrutura de cada planeta Joviano. Este desenho esquemático, sem a consideração de escalas, indica que a camada de Júpiter situada entre 0 e 7 mil quilômetros é formada de rocha (R). As demais camadas são formadas de gelos (G) compostos de hidrogênio com carbono, oxigênio e nitrogênio, hidrogênio líquido com características de metal (HM)e hidrogênio molecular líquido (H2).

Planetas terrestres:
Os planetas terrestres são bem menores que os planetas gigantes e são formados principalmente de rocha (na maioria silicatos) e metais (principalmente o ferro). Terra, Venus e Marte tem composições similares: 1/3 de suas massas consistem de combinações de ferro+níquel ou ferro+enxofre e 2/3 são compostas por silicatos (combinações de oxigênio e silício). Os modelos mais prováveis para a estrutura interna desses planetas sugerem que os metais mais densos se concentram no núcleo enquanto que os silicatos são apresentados mais próximos da superfície. De acordo com esses modelos, tal estrutura teria se organizado quando esses planetas, nos seus estágios iniciais de formação, apresentavam rochas e metais liquefeitos, devido a alta temperatura, e os metais mais pesados se concentraram no núcleo enquanto que os minerais mais leves flutuavam na superfície. Quando os planetas esfriaram, esta estrutura estratificada foi mantida. As atmosferas de cada planeta dependem basicamente da sua capacidade de reter o gás, dependendo da massa do planeta e da sua temperatura superficial. É por isso que Mercúrio praticamente não possui atmosfera; Marte possui uma atmosfera bem mais tênue que a terrestre, ao contrário de Vênus, que possui atmosfera mais densa que a terrestre. A tabela abaixo mostra a composição química percentual das atmosferas dos planetas terrestres.

Composição Química das Atmosferas dos Planetas Terrestres

GÁS
VÊNUS TERRA MARTE
Dióxido de Carbono (CO2)
96.0%
0.03%
95.3%

Nitrogênio (N2)
3.5%
78.1%
2.7%

Argônio (Ar)
0.006%
0.93%
1.6%

Oxigênio (O2)
0.003%
21.0%
0.15%

Neônio (Ne)
0.001%
0.002%
0.0003%




Como se pode notar pelo dados fornecidos acima, os outros planetas do Sistema Solar apresentam mundos belos, porém hostis. Além disso, a atmosfera do nosso próprio planeta provavelmente não teria a composição acima se não fosse pelos processos vitais que nele ocorrem, como a fotossíntese. Nosso mundo não só é o melhor lugar para habitarmos como nossa presença o torna único frente aos demais.

Nota: os dados apresentados foram obtidos do livro "Voyages through the universe - The sky, light and planets (v.1)", de A. Franknoi, D. Morrison e S. Wolff, editado por Saunders College Publishing, em 1997.


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4 - Onde podemos conseguir informações sobre esse novo planeta do Sistema Solar?

Gostaríamos de esclarecer que nenhum PLANETA foi descoberto há pouco tempo. Na verdade, a busca por esse hipotético décimo planeta do Sistema Solar baseou-se em desvios das órbitas de Urano e Netuno, ou seja, as trajetórias percorridas por esses planetas não coincidiam com as órbitas previstas teoricamente. Porém, depois que novas massas planetárias foram determinadas pela nave "Voyager" pode-se constatar que os desvios das órbitas de Urano e Netuno desapareceram e provavelmente eram devidos a erros nas determinações de massas realizadas anteriormente. Portanto, hoje em dia não há evidências de que exista algum planeta no Sistema Solar além dos nove que conhecemos. Quando você cita um planeta descoberto recentemente, talvez esteja se referindo ao objeto denominado 1996TL66. Trata-se na verdade de um planetésimo, que é o nome genérico dado a corpos em órbita em torno do Sol que não são suficientemente grandes para serem considerados planetas. Este, em particular, tem um diâmetro estimado em 490 km e se encontra a uma distância média do Sol de 84 unidades astronômicas (UA), o que equivale a 84 vezes a distância média entre a Terra ao Sol. Sua órbita é muito inclinada (24 graus) em relação ao plano de referência do Sistema Solar e muito excêntrica, com sua distância ao Sol variando entre 35 e 130 UA. Podemos sugerir algumas páginas na internet onde você poderá obter maiores informações, juntamente com ilustrações, do Sistema Solar: http://bang.lanl.gov/Solarsys/ e http://obsn.on.br/planetary/Sistema_Solar. Estes dois sites são em inglês. Um site em lingua portuguesa é o http://bang.lanl.gov/Solarsys/portug/homepage.html .


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5 - O que provocou a inclinação do eixo de rotação dos planetas?

A inclinação primordial do eixo de rotação dos planetas em relação ao plano da eclíptica era de 90 graus, de acordo com os modelos atuais de formação do Sistema Solar. Entretanto, colisões, possilvelmente uma última grande colisão, que teriam acontecido apos a formação dos planetas provavelmente alteraram a inclinação dos eixos de rotação. Portanto, não se sabe exatamente a origem da atual inclinação do eixo terrestre.

Existe, porém, uma outra discussão bastante interessante: Por que o eixo se mantém com esta inclinação? No caso da Terra, a Lua funciona como um estabilizador do movimento de rotação da Terra, limitando a variação da inclinação do eixo a uma pequena faixa angular. Por outro lado, a Lua causa uma mudança lenta no período rotacional: - O dia terrestre há 2.5 bilhões de anos era em torno de 20 horas e a Lua se encontrava a 36 mil km mais próxima da Terra. Maiores detalhes sobre essa discussão poderão ser encontrados no artigo de Jacques Laskar, publicado na revista Ciência Hoje, vol. 19, no 109.

A causa da inclinação do eixo de rotação dos demais planetas do Sistema Solar, como por exemplo, Vênus e Urano, também não é conhecida de maneira exata. Provavelmente, a sua origem se deve a processos parecidos com os processos que ocorreram na Terra. Os valores das inclinações dos eixos de rotação dos planetas do Sistema Solar são:

Inclinação do eixo de rotação dos planetas

Mercúrio 28o
Vênus 178o
Terra 23o 27'
Marte 25o
Júpiter 3o 5'
Saturno 26o 44'
Urano 98o
Netuno 28o 48'
Plutão 118o



Se os planetas estivessem todos em um mesmo plano, a configuração esquemática dos seus eixos de rotação seria a seguinte:



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6 - Gostaria de obter dados sobre a distância entre os planetas do Sistema Solar em anos luz e dados entre os planetas e a Terra, comparados.

Um ano luz é a distância que a luz percorre em um ano, com uma velocidade igual a 300.000 km/s. Isto estabelece uma escala de distância muito superior à dimensão do nosso Sistema Solar. Por exemplo, a luz do Sol demora apenas oito minutos para chegar à Terra. Uma escala de distâncias natural para o Sistema Solar, que fornece diretamente a informação comparativa desejada, é a distância média da Terra ao Sol (150 milhões de quilômetros que, em astronomia, é denominada de unidade astronômica (UA)).

Distâncias dos Planetas e Outros Dados


Distâncias ao Sol (UA)
Diâmetro Terra=1
Massa Terra=1
Período de Rotação
(- = retrógrado)
Velocidade de Escape(km/s)

Mercúrio
0,39
0,38
0,055
58,6 dias
4,3

Vênus
0,72
0,95
0,82
-243,0 dias
10,4

Terra
1,00
1,00
1,00
1,0 dia
11,2

Marte
1,52
0,53
0,107
24,6 horas
5,0

Júpiter
5,20
11,2
317,8
9,8 horas
60,0

Saturno
9,54
9,41
94,3
10,3 horas
36,0

Urano
19,18
4,01
14,6
-17,3 horas
21,0

Netuno
30,06
3,88
17,2
16,1 horas
24,0

Plutão
39,44
0,17
0,0025
- 6,4 dias
1,0




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7 - Existe alguma relação entre a velocidade dos planetas ao redor do Sol e a distância até ele?

A relação entre as distâncias dos planetas ao Sol e os seus períodos de translação é uma lei muito importante da mecânica, ramo da física que estuda os movimentos. Essa relação é chamada de terceira lei de Kepler ou lei harmônica e diz que: o cubo da distância média de um planeta ao Sol (a) é diretamente proporcional ao quadrado do seu período de translação (T), ou seja:


Quanto maior a distância do planeta ao Sol, maior será o seu período de translação e, consequentemente, menor será a sua velocidade. Cada planeta tem a sua própria velocidade de translação, independente dos outros planetas, e o valor dessa velocidade vai depender apenas da sua distância ao Sol.


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8 - Existiria alguma relação entre a massa de uma estrela, o raio da órbita de um planeta, e o período de rotação deste planeta? Isto é, é possível calcular o raio órbital mínimo de um planeta, sem que a rotação do mesmo se torne sincrônica (como a Lua em torno da Terra )?

O sistema Terra-Lua não foi formado síncrono. A Lua foi frenada em seu movimento de rotação, como a Terra também está sendo. Existem vários fatores que causam a diminuição da rotação de um astro. Existem fatores internos, como o atrito entre suas camadas internas e externas, por exemplo. A frenação que a Terra exerce sobre a Lua deve-se ao que se chama de forças de maré: a diferença entre a força gravitacional da Terra entre a parte da Lua mais próxima e mais distante da Terra. Este efeito possui este nome porque as marés de nossos oceanos e mares são produzidas na Terra pelas forças de maré que a Lua exerce sobre a massa líquida da superfície da Terra.

Podemos considerar como limite para a atuação efetiva das forças de maré, o corpo afetado aparecer, para aquele que as exerce, como pontual. Este é um limite matemático, evidentemente. Este limite pode ser traduzido, em termos físicos, como o efeito de maré exercido pode resultar num retardo de rotação diminuto, frente ao tempo total de existência do sistema. Este tempo é dado pelo o tempo de vida da estrela em redor do qual os planetas órbitam.

Por outro lado, há uma relação entre a energia cinética de um planeta e/ou satélite e a massa do astro que órbitam, pois é a massa que gera o campo gravitacional. Quanto maior a energia cinética, maior será o raio da órbita (na verdade, o semi-eixo maior da elípse que o planeta desenha ao redor da estrela).

Uma estrela poderá até exercer algum efeito de maré sobre seus planetas. Mercúrio, o planeta mais próximo do Sol, tem um período de rotação equivalente a 2/3 de seu período órbital. Acredita-se que um período de rotação tão longo tenha origem nas forças de maré que o Sol exerceria sobre o planeta. Outro aspecto a ser considerado é que a distribuição de aparência aleatória dos períodos de rotação dos planetas do Sistema Solar (vide tabela abaixo) sugere que estas velocidades tenham sido determinadas por fatores relativos aos processos de formação de cada planeta. Mesmo que houvesse uma tendência à distribuição do momento angular baseada numa relação com a massa da estrela e a distância dos planetas, a memória desta tendência foi perdida provavelmente em eventos cataclísmicos.

Assim, não há, nos quadros da mecânica celeste e dos atuais modelos de formação do Sistema Solar, uma relação matemática direta entre a massa da estrela, o raio da órbita de um planeta e o período de rotação deste. O que podemos avaliar é, dadas as condições iniciais de um sistema planetário relevantes para a questão (massa da estrela - que determinará também o seu tempo de vida -, raio da órbita do planeta, raio e massa do planeta, período de rotação inicial do planeta), a força de maré que será exercida e seu efeito em termos de retardo de rotação do planeta. Isto, claro, se o planeta não for um sistema duplo como o Terra-Lua.

Em termos qualitativos, podemos dizer que não há esta relação na forma de uma regra matemática simples porque ela se refere simultaneamente à origem e à evolução do sistema. A lei de Kepler que relaciona períodos e raios de órbitas refere-se à estabilidade dinâmica do sistema.


Períodos de Rotação e Translação dos Planetas do Sistema Solar

Planeta
Distâncias ao Sol (Terra=1)
Período de Rotação
(- =retrogrado)
Período Órbital (Terra=1)

Mercúrio
0,38
58,6 dias
0,24

Vênus
0,72
-243,0 dias
0,62

Terra
1,00
1,0 dia
1,00

Marte
1,52
24,6 horas
1,88

Júpiter
5,20
9,8 horas
11,86

Saturno
9,54
10,3 horas
29,46

Urano
19,18
-17,3 horas
84,01

Netuno
30,06
16,1 horas
164,79

Plutão
39,44
-6,4 dias
248,43




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9 - Qual a concepção atual para a presença dos asteróides ou planetóides em sua grande parte entre Marte e Saturno?

Atualmente se acredita que o cinturão principal de asteróides (entre Marte e Júpiter) seja formado por material remanescente do estágio inicial de formação do Sistema Solar, que não chegou a formar um planeta devido, principalmente, à perturbações gravitacionais de Júpiter e, em menor escala, de Saturno. Segundo os modelos atualmente mais aceitos, estes dois planetas cresceram muito rapidamente durante o estágio inicial da formação do Sistema Solar, de forma que suas intensas perturbações gravitacionais provocaram, desde cedo, uma dispersão nas velocidades dos planetésimos que então ocupavam a região do cinturão principal.


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10 - Dado a magnitude absoluta de um asteróide (por exemplo, o 1996TL66, no cinturão de Kuyper, com H = 4.0 ) e o seu albedo, como calculo o seu diâmetro em km?

A equação que relaciona a magnitude com o diâmetro é:




onde, Av é o albedo no visível, D é o diâmetro em kilômetros e Hv é a magnitude absoluta no visível.
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11 - Gostaria de saber se, como as órbitas de Netuno e Plutão se cruzam, não existe a possibilidade dos dois se chocarem?

Netuno e Plutão estão em ressonância 2:3. O que significa isto?

Ressonâncias são identificadas quando períodos órbitais de dois planetas se encontram em razão de números inteiros. Ressonâncias podem acontecer em ocasiões especiais de interação gravitacional, como por exemplo entre dois corpos que órbitam um terceiro. No caso destes dois planetas, quando Netuno completa três vezes a sua órbita, Plutão completa duas. Desta forma, toda configuração de posicões entre Netuno e Plutão se repete ciclicamente a cada três anos de Netuno. Esse tipo de configuração em ressonância é tal que permite que os dois corpos nunca se choquem, ou seja, enquanto um está no ponto de interseção das órbitas, o outro nunca estará. Isso pode ser endendido de uma forma puramente geométrica com o fato que enquanto Netuno dá 1 volta (portanto volta para o ponto de interseção), Plutão dá 2/3 de volta e, na segunda volta de Netuno, Plutão dará 4/3 de volta. Portanto, se a posição de Plutão quando Netuno está na interseção das órbitas não for 120 graus ou 240 graus avante, eles nunca se chocarão. Esse raciocínio é simplificado, já que não leva em conta alguns dados importantes como a própria perturbação entre os planetas, mas dá uma boa idéia de como as coisas funcionam. Na prática pode-se dizer que Netuno e Plutão estão numa configuração ressonante estável.

Essa posição estável de Plutão em relação a Netuno sinaliza na verdade para uma possível origem de Plutão. Hoje entende-se que Plutão seja o maior representante de um conjunto de objetos que estão sendo crescentemente descobertos além da órbita de Netuno, o chamado Cinturão de Kuiper.


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12 - Gostaria de saber mais sobre o asteróide que poderia se chocar com a Terra.

Este asteróide, denominado 1997XF foi observado pela primeira vez em dezembro de 1997 por Jim Scotti, durante uma missão do programa SpaceWatch. Este prograna, mantido pela Universidade do Arizona, tem como objetivo a detecção de pequenos Asteróides em órbitas próximas a Terra. Observações feitas por dois astrônomos amadores japoneses durante as duas semanas seguintes permitiram que se determinasse uma órbita preliminar para este asteróide. Como esta órbita mostrava que a distância mínima entre as órbitas da Terra e do asteróide era muito pequena, o asteróide 1997XF foi adicionado à lista de objetos potencialmente perigosos que precisam ser continuamente monitorados. Após três meses de observações, calculou-se uma nova órbita para o asteróide, a qual mostrava que em sua maior aproximação com a Terra, em outubro de 2028, o asteróide estaria a uma distância de 48 mil quilômetros, o que equivale a menos de 8 vezes o raio da Terra. A esta distância, o objeto poderia ser visto a luz do dia. A pesar da incerteza no calculo da órbita ser grande, o Dr Brian Marsden, diretor do Central Bureau of Astronomical Telegrams, resolveu divulgar as previsões para a comunidade astronômica. Na época, as incertezas na órbita calculada eram tais que o asteróide poderia tanto passar além da órbita da Lua, quanto efetivamente se chocar com a Terra.

A partir do comunicado do Dr. Marsden e da órbita calculada, astrônomos começaram a procurar o asteróide em imagens de arquivo. É razoavelmente comum achar imagens de asteróides ou cometas obtidas antes de sua "descoberta" oficial, nas quais eles não foram inicialmente identificados. De fato, o 1997FX foi identificado em imagens obtidas em 1990. Juntando estas observações com as obtidas a partir de dezembro de 1997, foi possível calcular uma órbita bem mais precisa para o asteróide, que mostravam que, em sua maior aproximação, ele estará a uma distância de aproximadamente 960 mil quilômetros da Terra. A esta distância ele não representa nenhum risco para nosso planeta.







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