# O Sistema Solar

Nosso sistema solar está composto pela nossa estrela, o Sol, pelos nove planetas com suas luas e anéis, pelos asteróides e pelos cometas. O membro dominante do sistema é de longe o Sol, como pode ser visto na tabela abaixo. Todos os planetas giram em torno do Sol aproximadamente no mesmo plano e no mesmo sentido, e quase todos os planetas giram em torno de seu próprio eixo no mesmo sentido da translação em torno do Sol.

### Massa no Sistema Solar

### Composição Química da Atmosfera do Sol

## Origem dos sistema solar

A hipótese moderna para a origem do sistema solar é baseada na hipótese nebular, sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), e desenvolvida em 1796 pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace (1749-1827). Essa hipótese sugeria que uma grande nuvem rotante de gás interestelar, a nebulosa solar, colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso. À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por conservação do momentum angular, e eventualmente a massa de gás rotante assumiria uma forma discoidal, com uma concentração central que deu origem ao Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco.

As observações modernas indicam que muitas nuvens de gás interestelar estão no processo de colapsar em estrelas, e os argumentos físicos que predizem o achatamento e o aumento da taxa de spin estão corretos. A contribuição moderna à hipótese nebular diz respeito principalmente a como os planetas se formaram a partir do gás no disco, e foi desenvolvida nos anos 40 pelo físico alemão C. Von Weizäker. Após o colapso da nuvem, ela começou a esfriar; apenas o Proto-sol, no centro, manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida do material, o que deu origem aos planetesimais, agregados de material com tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro, cuja composição dependia da distância ao Sol: regiões mais externas tinham temperaturas mais baixa, e mesmo os materiais voláteis tinham condições de se condensar, ao passo que nas regiões mais internas e quentes, as substâncias voláteis foram perdidas. Os planetesimais a seguir cresceram por acreção de material para dar origem a objetos maiores, os núcleos planetários. Na parte externa do sistema solar, onde o material condensado da nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingiram massas da ordem de 10 vezes a massa da Terra, ficando tão grandes a ponto de poderem atrair o gás a seu redor, e então cresceram mais ainda por acreção de grande quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar. Deram origem assim aos planetas jovianos. Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetários não puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres.

## Planetologia Comparada

### Características Gerais dos Planetas

Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres, que são do tipo da Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol - Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, com exceção de Plutão - Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Plutão não se enquadra bem em nenhuma das categorias. As características fundamentais de cada tipo estão resumidas na tabela abaixo:

### Propriedades fundamentais dos Planetas

Como se determinam estas características? Massa: determinada a partir da terceira lei de Kepler, se o planeta tem satélites. Se não tem, é determinada a partir de perturbações causadas nas órbitas de outros planetas.

Raio: medido diretamente do tamanho angular, quando se conhece a distância.

Distância ao Sol: determinada a partir da paralaxe geocêntrica do planeta, ou, mais modernamente, por medidas de radar.

Composição química: pode ser estimada a partir da densidade média do planeta, e por espectroscopia.

Outras propriedades importantes dos planetas são:

Rotação: todos os planetas apresentam rotação, detectada a partir da observação de aspectos de sua superfície, por medidas de efeito Doppler ou de taxas de rotação do campo magnético.

Temperatura: como os planetas obtém a maior parte de sua energia da luz solar, suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol. Existe uma relação simples entre a temperatura característica, ou temperatura efetiva de um planeta, e sua distância ao Sol:

Assim, sabendo a temperatura efetiva da Terra (260 K, na ausência de atmosfera), podemos estimar a temperatura efetiva dos outros planetas simplesmente dividindo 260 pela raiz quadrada de sua distância ao Sol em unidades astronômicas.

Reflectividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte é absorvida. A fração da energia solar total incidente que é refletida chama-se albedo (A).

O resto da energia (1-A), é absorvida e re-emitida em forma da radiação infra-vermelha.

### Estrutura Interna

Para conhecer a estrutura interna dos planetas é necessário saber de que forma certos parâmetros físicos, como pressão, temperatura e densidade, variam com o raio.

A pressão, por exemplo, pode ser obtida da equação de equilíbrio hidrostático.

### Equilíbrio hidrostático

O equilíbrio do planeta é mantido por duas forças opostas: a auto-gravitação e a força decorrente da pressão. Assim, se o planeta não está nem se expandindo nem se contraindo, ele tem que obedecer à equação de equilíbrio hidrostático, isto é: em cada ponto, o peso () das camadas superiores é balanceado pela força de pressão das camadas inferiores (dPds), onde ds é um elemento de área, ou:

Considerando que a pressão na superfície é muito menor que a pressão no centro, a pressão central é dada por:

O formalismo hidrostático é mais aplicável aos planetas jovianos, que são gasosos. No caso dos planetas terrestres, que têm crosta sólida, ele só se aplica às camadas mais profundas.

A densidade de massa pode ser obtida através do momento de inércia I em torno do eixo de rotação:

O fator K caracteriza a distribuição interna de matéria. Se a densidade for homogênea, K = 0.400; se a densidade for maior nas partes centrais K < 0.400, e vice-versa. Os planetas jovianos também se distinguem dos planetas terrestres por possuírem valores menores de K. A partir de estudos do momento de inércia se sabe que os núcleo dos planetas jovianos é mais denso, e portanto menor, e também que Júpiter e Saturno não podem ter superfície sólida de tamanho significativo, isto é, só pode ter um núcleo sólido pequeno.

A estrutura interna de um planeta pode ser bem conhecida se for possível medir a transmissão de ondas sísmicas nele. Essas ondas podem ser produzidas por terremotos naturais ou por impactos artificiais. Até o momento, somente a estrutura da Terra e da Lua foram investigadas usando esta técnica, o que mostrou claramente a existência de um núcleo metálico na Terra e a ausência de núcleo metálico na Lua.

De um modo geral, os planetas terrestres têm uma atmosfera gasosa, uma superfície sólida bem definida e um interior na maior parte sólido (embora a Terra tenha um núcleo externo líquido). Os planetas jovianos têm uma atmosfera gasosa, nenhuma superfície sólida, e um interior líquido na maior parte. As estruturas internas dos planetas jovianos e terrestres podem ser esquematizadas nas figuras abaixo.

### Superfícies

As superfícies planetárias podem ser conhecidas de forma preliminar a partir do albedo, se o planeta não tem atmosfera espessa. Em planetas com atmosfera espessa, como os planetas jovianos e Júpiter, o albedo não se refere à superfície.

As superfícies da Lua e de Mercúrio são parecidas, com grande número de crateras e grandes regiões baixas e planas.

Marte apresenta uma superfície com montanhas, vales e canais.

A superfície de Vênus não é visível devido às densas nuvens de ácido sulfúrico que cobrem o planeta, mas estudos em rádio (radar) revelam que essa superfície é composta principalmente de terrenos baixos e relativamente planos, mas também apresenta planaltos e montanhas.

Os principais processos que determinam alterações na crosta posteriormente à sua formação, e portanto determinam o rejuvenescimento da crosta, são: atividade geológica, erosão e cratereamento.

### Atividade geológica

A atividade geológica, compreendendo vulcanismo e atividade tectônica, depende da quantidade de calor interno no planeta. A atividade geológica é decrescente para Terra, Vênus e Marte.

Na Terra, tanto a presença de vulcões ativos quanto o movimento das placas tectônicas contribuem para o renovamento da crosta. Em Marte existem grandes vulcões, e alguns deles podem ser ativos, mas não há evidência de tectonismo de placas.

Na Lua atualmente acontecem poucos sismos por anos (milhares, comparados com milhões na Terra), mas na época em que a Lua era jovem, há cerca de 4 ou 3 bilhões de anos atrás, houve um grande vazamento de lava à superfície, que posteriormente se solidificou formando os mares lunares (regiões escuras, aparentemente baixa e planas, e que contêm muitas crateras). A Lua tem crosta assimétrica, sendo mais delgada (60 Km) no lado voltado para a Terra, e mais espessa (150 Km) no lado oposto. O número de mares é maior no lado em que a crosta é delgada.

Vênus aparentemente é menos ativa do que a Terra, mas parece ter mais atividade geológica persistente do que Marte. Isso indica que Vênus teria retido mais do seu calor residual do que Marte, o que está de acordo com o fato de Vênus ser maior do que Marte. Também acontece atividade geológica em Io, o satélite de Júpiter mais próximo do planeta. Io apresenta um alto nível de atividade vulcânica. Ariel e Titânia, satélites de Urano, também apresentam sinais de atividade catastrófica recente.

### Erosão

A erosão pode ser resultado da ação da atmosfera ou da hidrosfera. Não existe erosão nem em Mercúrio e nem na Lua. Na Terra existe erosão, como é evidenciado pela existência de rochas sedimentares. Mas o planeta em que a erosão é mais importante é Marte, devido às frequentes tempestades de poeira que assolam sua superfície.

### Cratereamento

As crateras aparecem em todos os planetas terrestres e em quase todos os satélites do Sistema Solar. Elas podem ter origem vulcânica ou de impacto. As crateras vulcânicas são em geral menores e mais fundas do que as de impacto. Na Terra, a maioria das crateras existentes são de origem vulcânica, uma vez que a atividade interna da Terra, assim como a erosão, apagaram grande parte dos efeitos de impactos ocorridos na época em que muitos corpos residuais do processo de formação povoavam o Sistema Solar. Mas na Lua, Mercúrio e Marte, as crateras de impacto são dominantes. As recentes observações com radar da superfície de Vênus mostraram que esse planeta também tem crateras, mas ainda não se sabe ao certo sua principal origem.

O número de crateras de impacto numa superfície nos permite estimar a sua idade, pois o número de crateras é proporcional ao tempo decorrido desde que a superfície foi exposta. Portanto, em um dado planeta, o mais cratereado será sempre o mais antigo.

No impacto, a energia cinética () do corpo impactante é transformada em calor e em uma onde de choque que se propaga pelo corpo impactado. A velocidade de colisão é, no mínimo, igual à velocidade de escape do corpo que está sendo colidido (11 km/s para a Terra, e 2,4 km/s para a Lua). Assim, para um asteróide típico, com raio = 2.1 km e densidade = 1 g/cm, sua energia cinética ao colidir com a Terra será (no mínimo) . A energia associada ao TNT é erg/g.

Para ter uma idéia do que isso representa, a energia associada a uma bomba atômica é de 20 Kton TNT, logo no impacto mencionado acima a energia liberada seria equivalente à de 30 milhões de bombas atômicas!

O tamanho da cratera gerada é proporcional à potência 1/3 da energia do impacto. Assim, sabendo que um impacto com energia de 1 Mton TNT abre uma cratera de 1 km de diâmetro, num impacto como o acima descrito a cratera aberta teria um diâmetro de 80 km.

A cratera de Chicxulub, no México, supostamente gerada no impacto que causou a extinção dos dinossauros, há 65 milhões de anos, tem diâmetro de 200 km, e acredita-se que o asteróide que a provocou tinha um diâmetro de no mínimo 10 km. A energia liberada nessa explosão foi equivalente a 5 bilhões de bombas nucleares do tamanho da bomba de Hiroshima. Cálculos atuais mostram que impactos grandes como esse, na Terra, ocorrem numa taxa de 1 a cada 30 milhões de anos.

### Atmosferas planetárias

A composição da atmosfera dos planetas pode ser conhecida pela análise espectral da luz solar que eles refletem. Como essa luz solar refletida atravessou parte da atmosfera do planeta, e as moléculas do gás na atmosfera absorvem certos comprimentos de onda, o espectro apresenta certas linhas escuras que não aparecem no espectro solar. A identificação dessas linhas escura permite identificar os gases que as produziram, assim como a pressão e temperatura da atmosfera.

Os gases presentes na atmosfera de um planeta depende dos constituintes químicos de que o planeta se formou, e da massa do planeta. Os planetas terrestres se formaram sem atmosferas extensas, e sua atmosfera atual não é primitiva, mas sim foi formada ao longo do tempo geológico a partir de gases escapados de seu interior. O impacto com cometas também contribui com alguns componentes dessa atmosfera secundária.

Já os planetas massivos têm um tipo de atmosfera totalmente diferente, dominada pelos gases mais leves e mais comuns, especialmente hidrogênio e hélio. Evidentemente esses planetas foram capazes de reter o gás presente no sistema solar na época de sua formação.

### Retenção de atmosferas

A retenção de atmosferas é um compromisso entre a energia cinética (ou temperatura) das moléculas do gás e a velocidade de escape do planeta (ou de sua massa).

Sabe-se que para um gás ideal, a energia cinética média de suas moléculas é , onde k é a constante de Boltzmann, T é a temperatura absoluta do gás, m é a massa das moléculas do gás e sua velocidade média. Portanto a velocidade média é

A velocidade das moléculas, portanto, depende da temperatura do gás e da massa molecular do gás. A uma mesma temperatura, quanto mais pesado o gás, menor a velocidade média de suas moléculas.

Como as moléculas do gás têm uma distribuição Maxwelliana de velocidades:
algumas moléculas têm velocidade maior que a velocidade média. Para calcular quantas partículas, integramos a distribuição de velocidades de Maxwell desde a velocidade de escape até velocidade infinita.

Estes cálculos mostram que, para um planeta reter um certo gás por bilhões de anos, a velocidade média de suas moléculas deve ser menor do que 1/6 da velocidade de escape do planeta, já que:
e lembrando que:

k = 1,38 x 10-16 ergs/K
mp = 1,66 x 10-24 g
mO = 16 mp
G = 6,67 x 10-8g-1 cm3 s-1
MTerra = 5,98 x 1027 g
RTerra = 6,37 x 108 cm.

Por exemplo, a velocidade média das moléculas do oxigênio, a uma temperatura de 293 K (temperatura típica na superfície da Terra), é de 1 Km/s, e a velocidade média das moléculas do hidrogênio, na mesma temperatura é de 2 km/s. Como a velocidade de escape da Terra é 11 km/s, que é mais do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas de oxigênio, mas é menos do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas do hidrogênio, a atmosfera da Terra retém o oxigênio, mas não o hidrogênio.

### Velocidade de Escape dos Planetas

### Efeito estufa

A maioria dos planetas que têm atmosferas experimenta alguma elevação da temperatura de sua superfície devido ao efeito de acobertamento pela atmosfera, o chamado efeito estufa. O efeito estufa é maior para Vênus, que na realidade, tem uma temperatura superficial mais alta do que a de Mercúrio, embora esteja muito mais distante do Sol do que este.

Isso acontece por causa da grande quantidade de na atmosfera de Vênus. Como este gás é opaco à radiação infra-vermelha, quando a superfície do planeta absorve a luz solar e re-irradia parte dele como calor (radiação infra-vermelha), o dióxido de carbono na atmosfera impede que essa radiação escape para fora. Em consequência, a superfície aquece.

Na Terra, a quantidade de dióxido de carbono foi reduzida como consequência da existência de vida. Na ausência de vida provavelmente teríamos uma atmosfera mais massiva e dominada por .

Os organismos vivos contribuem para a diminuição desse gás na atmosfera de duas maneiras: uma é que as criaturas marinhas usam os carbonatos como principal constituinte de suas conchas e carapaças protetoras. Quando elas morrem, essas cascas afundam e se petrificam, até que eventualmente são ejetadas para a superfície nas explosões vulcânicas. Mas os organismos vivos rapidamente os reciclam novamente. A outra maneira como a vida remove o é pela produção de depósitos de combustíveis fósseis, predominantemente carvão e petróleo.

Mesmo apesar de existir em pequena quantidade, o presente na atmosfera da Terra ainda é o principal fator da produção do efeito estufa na Terra, embora o vapor d'água e os CFCs também contribuem. Estima-se que a temperatura média da Terra está atualmente C mais alta do que estava há um século atrás.

Introdução à Astronomia e à Astrofísica