Estudo do Meio Físico-Natural I Sistema Solar

(1)

Estudo do Meio F´ısico-Natural I

Sistema Solar

J. L. G. Sobrinho

∗1,2

1

_{Centro de Ciˆ}

_{encias Exactas e da Engenharia, Universidade da Madeira}

† 2

_{Grupo de Astronomia da Universidade da Madeira}

‡

16 de Dezembro de 2013

Conte´

udo

1 O Sol 3

1.1 O interior do Sol . . . 3

1.1.1 Composi¸c˜ao do Sol . . . 3

1.1.2 A fonte de energia do Sol . . . 3

1.1.3 Mecanismos de transporte de energia do interior para o exterior do Sol . . . . 4

1.1.4 O Sol em equil´ıbrio . . . 5 1.1.5 Neutrinos Solares . . . 5 1.1.6 Sismologia Solar . . . 5 1.2 A atmosfera do Sol . . . 6 1.2.1 Fotosfera . . . 6 1.2.2 Cromosfera . . . 7 1.2.3 Coroa . . . 8 1.3 O Sol activo . . . 9 1.3.1 Manchas Solares . . . 9

1.3.2 A inversão dos pólos magnéticos do Sol . . . 11

1.3.3 Eje¸c˜oes de massa coronais . . . 12

1.4 Observa¸c˜ao do Sol . . . 12

2 Os Planetas do Sistema Solar 12 2.1 Merc´urio . . . 12

2.1.1 A superf´ıcie de Merc´urio . . . 13

2.1.2 O interior de Merc´urio . . . 13

2.2 V´enus . . . 14

2.2.1 A rota¸c˜ao de V´enus . . . 14

2.2.2 A atmosfera de V´enus e a cobertura de nuvens . . . 14

2.2.3 O interior de V´enus e a atividade vulcˆanica . . . 15

∗_{sobrinho@uma.pt}

†_{Caminho da Penteada, 9000-390 Funchal, Portugal, http://ccee.uma.pt/} ‡_{http://www3.uma.pt/Investigacao/Astro/Grupo/index.htm}

(2)

2.2.4 A superf´ıcie de V´enus . . . 16

2.3 Terra . . . 17

2.3.1 Atmosfera da Terra . . . 17

2.3.2 O interior da Terra . . . 18

2.3.3 O campo magn´etico da Terra . . . 19

2.3.4 A Lua . . . 20 2.4 Marte . . . 21 2.4.1 A superf´ıcie Marciana . . . 21 2.4.2 O interior de Marte . . . 23 2.4.3 A atmosfera Marciana . . . 23 2.4.4 Agua em Marte . . . .´ 23

2.4.5 As duas luas Marcianas . . . 25

2.5 J´upiter . . . 25

2.5.1 A atmosfera de J´upiter . . . 25

2.5.2 O interior de J´upiter . . . 27

2.5.3 O campo magn´etico de J´upiter . . . 28

2.5.4 Os an´eis de J´upiter . . . 28

2.5.5 Os sat´elites de J´upiter . . . 28

2.6 Saturno . . . 31

2.6.1 A atmosfera de Saturno . . . 31

2.6.2 O interior de Saturno . . . 32

2.6.3 Os an´eis de Saturno . . . 33

2.6.4 Tit˜a: a maior lua de Saturno . . . 34

2.6.5 Outros sat´elites de Saturno . . . 35

2.7 Urano . . . .´ 35

2.7.1 O eixo de rota¸c˜ao do planeta . . . 36

2.7.2 A atmosfera de ´Urano . . . 36

2.7.3 O interior de ´Urano . . . 37

2.7.4 O campo magn´etico de ´Urano . . . 37

2.7.5 Os Anéis e os satélites de Úrano . . . 37

2.8 Neptuno . . . 38

2.8.1 A atmosfera de Neptuno . . . 39

2.8.2 Os An´eis e os sat´elites de Neptuno . . . 39

3 Planetas An˜oes e pequenos corpos 39 3.1 Plut˜ao . . . 39

3.2 Cintura de Kuiper e outros planetas an˜oes . . . 41

3.3 Sedna e outros corpos da cintura de Kuiper . . . 41

3.4 Asteroides . . . 42

3.4.1 Cintura de Asteroides . . . 42

3.4.2 Ceres . . . 43

3.4.3 Asteroides troianos . . . 43

3.4.4 Asteroides que passam perto da Terra . . . 44

3.5 Meteoroides, meteoros e meteoritos . . . 44

(3)

1 O Sol

1.1 O interior do Sol

1.1.1 Composi¸c˜ao do Sol

O Sol é composto essencialmente por hidrogénio e hélio que são os dois elementos mais simples que existem no Universo e também os mais abundantes. O número de átomos no Sol é da ordem de 1057 sendo que 92% deles são átomos de hidrogénio e 7.8% de hélio. Em termos de massa as percentagens alteram-se uma vez que os átomos de hélio têm massa superior aos de hidrogénio. Assim, 73.4% da massa do Sol consiste em hidrogénio e 25% em hélio. O terceiro elemento mais abundante é o carbono com 0.02% do total de átomos e cerca de 0.2% da massa total.

1.1.2 A fonte de energia do Sol

Em meados do século XIX Lord Kelvin e Hermann von Helmholtz sugeriram que a contra¸cão gra-vitacional do Sol, dada a grande massa deste, aqueceria as regiões mais interiores ao ponto de ser radiada energia. Este processo, que de facto ocorre durante as fases iniciais da vida de estrelas como o Sol, não é por si só capaz de justificar a emissão de energia observada atualmente. Por outro lado, se este fosse o principal processo responsável pela emissão de energia, o Sol não poderia ter uma idade superior a 25 milhões de anos. Acontece que, por data¸cão radioativa, sabemos que a Terra (e a própria vida sobre a Terra) existem há mais de 4500 milhões de anos e que, portanto, a idade do o Sol não pode ser inferior a esse valor.

Pensou-se então que a energia libertada pelo Sol poderia resultar de de rea¸cões qu´ımicas. Sabemos, no entanto, que a energia libertada numa rea¸cão qu´ımica é, em média, ∼ 10−19 J por átomo. Para termos a Luminosidade do Sol ter´ıamos de ter a combustão de ∼ 1045 átomos por segundo. Tendo em conta que o Sol é composto por ∼ 1057 átomos estes teriam de ser todos consumidos em menos de 10000 anos o que é, novamente, muito inferior à idade da Terra e, portanto, esta hipótese deve ser também rejeitada.

A apresenta¸cão da Teoria da Relatividade Especial, por Albert Einstein, em 1905, bem como o de-senvolvimento da F´ısica Nuclear nos anos seguintes acabaram por dar resposta a este problema: o mecanismo responsável pela enorme quantidade de energia radiada pelo Sol é a fusão nuclear, mais concretamente a fusão nuclear do hidrogénio em hélio.

Sabemos que cargas elétricas do mesmo sinal repelem-se. No entanto a gravidade no centro do Sol é suficiente para vencer a repulsão existente entre os núcleos de hidrogénio (protões) permitindo que estes se juntem para formar núcleos de hélio. Por cada núcleo de hélio formado libertam-se ∼ 10−12 J, ou seja, ∼ 107 vezes mais energia do que no caso da descrito anteriormente. Fica assim resolvido o problema da fonte de energia do Sol bem como o problema da sua idade.

Em estrelas como o Sol a fusão nuclear ocorre mediante a chamada cadeia protão-protão. Esta pode dividir-se em três passos (ver Figura 1):

1. Ocorre a colisão de dois protões (núcleos de hidrogénio, 1H) sendo um deles transformado num neutrão dando origem a um núcleo de deutério (isótopo do hidrogénio, 2H). No processo libertam-se um neutrino (ν) e um positrão (β+).

1_{H +}1_{H −→}2_{H + β}+_{+ ν}

O neutrino interage muito pouco com a matéria pelo que o mais provável é que abandone rapidamente o Sol. O positrão é a antipart´ıcula do eletrão (tem as mesmas propriedades mas

(4)

Figura 1: Esquema simplificado da fusão nuclear do higrogénio em hélio no interior do Sol [3].

carga elétrica de sinal oposto). Como existem eletrões em abundância no interior do Sol este positrão encontra um desses eletrões e aniquilam-se mutuamente. No processo são emitidos dois fotões de raios gama (γ):

β++ e−−→ γ + γ

2. O núcleo de deutério formado acaba por colidir com um protão formando um núcleo de hélio-3 sendo também emitido um fotão de raios gama.

2_{H +}1_{H −→}3_{He + γ}

Os fotões emitidos neste e no passo anterior vão constituir a radia¸cão solar (após um longo e complicado percurso até a superf´ıcie).

3. Finalmente da colisão de dois núcleos de hélio-3 forma-se um núcleo de hélio-4. O processo fica completo com a dispensa de dois protões.

3_{He +}3_{He −→}4_{He +}1_{H +}1_H

1.1.3 Mecanismos de transporte de energia do interior para o exterior do Sol

As rea¸cões de fusão nuclear ocorrem nas zonas mais interiores do Sol. Os fotões de raios gama emitidos nessas rea¸cões viajam para o exterio primeiro pelo mecanismo de difusão radiativa e depois por convexão:

difusão radiativa - os fotões emitidos no centro mais quente viajam para o exterior sendo por diversas vezes absorvidos e reemitidos o que faz com que esta seja uma viagem demorada (um fotão pode demorar um milhão de anos neste processo). Durante este processo os fotões perdem energia. A zona radiativa vai desde o centro do Sol até 0.7R (Figura 2).

convexão - movimento de bolsas de gás quente em dire¸cão à superf´ıcie acompanhadas do movimento contrário de bolsas de gás frio (como acontece, por exemplo, num recipiente com água em ebuli¸cão). A chamada zona convectiva estende-se dos 0.7R até a superf´ıcie (Figura 2).

(5)

Figura 2: Esquema do interior do Sol mostrando as zonas convectiva e radiativa [4].

1.1.4 O Sol em equil´ıbrio

O Sol está em equil´ıbrio térmico. Embora a temperatura no interior do Sol varie com o raio, para um dado raio a temperatura é constante. Em particular a temperatura no centro do Sol ronda os 15.7 × 106 K e na sua superf´ıcie é de 5800 K aproximadamente.

O Sol está em equil´ıbrio hidrostático. No Sol atuam duas for¸cas: a gravidade que aponta para o centro e a pressão da radia¸cão que aponta para o exterior. As duas for¸cas equilibram-se mutuamente conferindo ao Sol uma grande estabilidade. O Sol tem cerca de 5000 milhões de anos e está mais ou menos a meio da sua vida como estrela da Sequência Principal.

1.1.5 Neutrinos Solares

De acordo com os modelos são produzidos ∼ 1038 neutrinos no Sol em cada segundo. Estes saem quase todos do interior do Sol para o espa¸co (à velocidade da luz) uma vez que interagem muito pouco com a matéria. Por segundo cada metro quadrado da Terra é atravessado por ∼ 1014_neutrinos provenientes do Sol. Detetar estes neutrinos é uma forma de mostrar que ocorrem rea¸cões de fusão nuclear no Sol e também uma forma de sondar as zonas mais interiores do Sol. É muito dif´ıcil de detetar (capturar) um neutrino. Em raras ocasiões um neutrino interage com um neutrão e transforma este num protão. Como estes eventos são raros temos de ter uma grande quantidade de matéria para que a probabilidade de detetar um deles seja um valor mensurável. Assim, os detetores de neutrinos são, em geral, compostos por grandes tanques cheios de uma substância adequada (por exemplo àgua bastante pura).

1.1.6 Sismologia Solar

O Sol vibra de diversas formas. O estudo destas vibra¸cões permitem sondar o interior do Sol até uma certa profundidade. Podemos identificar, por exemplo, a separa¸cão entre a zona convectiva e a zona radiativa.Esta área de estudo designa-se por Sismologia Solar.

Em 1960 descobriu-se que a superf´ıcie do Sol oscila constantemente para cima e para baixo com uma amplitude de 10 metros a cada 5 minutos (o fenómeno ficou conhecido como oscila¸cão dos 5 minutos). Estas oscila¸cões resultam da propaga¸cão de ondas sonoras na superf´ıcie do Sol.

(6)

Figura 3: Espectro solar com as principais linhas de absor¸cão – A: 759.4 nm, oxigénio terrestre; B: 686.7 nm, oxigénio terrestre; C: 656.3 nm, hidrogénio (Hα); D1: 589.6 nm, sódio neutro (Na I); D2: 589.0 nm, sódio neutro (Na I); E: 527.0 nm, ferro neutro (Fe I); F: 486.1 nm, hidrogénio (Hβ); G: 430.8 nm, cálcio e ferro neutros (Ca, Fe); H: 396.8 nm, cálcio ionizado (Ca II); K: 393.4 nm, cálcio ionizado (Ca II) [5].

contrário é poss´ıvel saber como roda o Sol a diferentes latitudes e diferentes profundidades. Verificou-se, assim, que a rota¸cão da superf´ıcie do Sol é diferencial. Isto significa que um ponto sobre a linha do equador desloca-se mais rapidamente que um ponto mais próximo dos pólos.

Esta rota¸cão diferencial, observada na superf´ıcie do Sol, é comum a toda a zona convectiva. A zona radiativa, por seu turno, roda como um corpo r´ıgido com um per´ıodo de 27 dias. Julga-se que é nesta zona de separa¸cão, devido às diferen¸cas de velocidade de rota¸cão, que tem origem o campo magnético do Sol.

1.2 A atmosfera do Sol

A atmosfera do Sol é composta por três camadas: coroa (mais exterior), cromosfera e fotosofera (mais interior). Tanto a coroa como a cromosfera são transparentes para a luz vis´ıvel pelo que quando observamos o Sol o que vemos é a fotosfera.

1.2.1 Fotosfera

Quando observamos o espectro do Sol vemos linhas correspondentes à absor¸cão de fotões pelos átomos presentes nas camadas mais externas da fotosfera. Temos em particular a linha Hα do hidrogénio, duas linhas do sódio neutro e duas linhas do cálcio ionizado (Figura 3). Se os átomos estivessem todos em repouso as linhas seriam bastante estreitas e bem localizadas. No entanto, como os átomos apresentam movimento aleatório as linhas registadas acabam por ter uma certa espessura. Medindo essa espessura podemos ter uma ideia da agita¸cão dos átomos e consequentemente da temperatura registada na fotosfera do Sol. A fotosfera é aquecida de baixo para cima. As partes mais exteriores desta camada são mais frias.

Um dos fenómenos observados sobre a superf´ıcie solar é a granula¸cão: regiões que se estendem por cerca de 1000 km rodeadas por uma fronteira mais escura correspondendo a uma diferen¸ca de temperatura de 300 K (a diferen¸ca de cor não é assim tão grande embora aos nossos olhos pare¸ca ser uma região escura devido ao contraste) - Figura 4. Esta granula¸cão é causada por processos de convexão na fotosfera (as zonas mais claras são gás quente a subir e as zonas mais escuras são gás frio a descer). Os grânulos formam-se e desaparecem em ciclos de apenas alguns minutos. Em cada instante a superf´ıcie do Sol está coberta por cerca de 4 milhões de grânulos.

(7)

Figura 4: A imagem mostra uma pequena seçcão da superf´ıcie solar bastante ampliada onde se pode ver claramente o efeito de granula¸cão. A granula¸cão é causada por processos de convexão na fotosfera (as zonas mais claras são gás quente a subir e as zonas mais escuras são gás frio a descer). A imagem foi obtida pelo Hinode Solar Optical Telescope [6].

Figura 5: Imagem da cromosfera obtida no eclipse solar total de junho de 2001 [7].

1.2.2 Cromosfera

A cromosfera do Sol, cerca de 10−4 vezes menos densa do que a fotosfera, só é vis´ıvel durante os eclipses solares ou mediante a utiliza¸cão de equipamentos adequados. Ao contrário da fotosfera (cujo espectro é rico em linhas de absor¸cão) a cromosfera apresenta no seu espectro linhas de emissão. Uma das linhas mais comums é a linha Hα resultante da emissão de um fotão de 656.3 nm (vermelho) quando um eletrão salta do n´ıvel n = 3 para o n´ıvel n = 2 do hidrogénio. Esta emissão confere um tom avermelhado à cromosfera (ver Figura 5). Existem também linhas de emissão do cálcio, hélio e outros metais ionizados (Figura 6). De notar que o hélio foi descoberto em 1868 no Sol, 30 anos antes de ser isolado na Terra.

A cromosfera estende-se por cerca de 2000 km. A temperatura aumenta com a altitude na cromosfera. Come¸ca nos 4400 K na fronteira com a fotosfera e sobe at´e aos 25000 K nos pontos mais altos.

Numa imagem da cromosfera são normalmente vis´ıveis diversas fa´ıscas verticais designados por esp´ıculas. Estas consistem em jatos de gás que sobem a cerca de 20 km/s durante aproximadamente 15 minutos. Em cada instante existem cerca de 300 000 esp´ıculas no Sol o que corresponde à cobertura de 1% da superf´ıcie total do Sol. Uma esp´ıcula pode estender-se por cerca de 700 km e subir até aos 7000 km

(8)

Figura 6: Espectro da cromosfera solar obtido momentos antes de ser atingida a totalidade do eclipse solar em 2006. A risca Hβ ´e a mais forte ´e (banda do ultravioleta) logo seguida da risca Hα na banda do vis´ıvel [8].

Figura 7: Esquema da atmosfera solar mostrando uma esp´ıcula [9].

(Figura 7).

1.2.3 Coroa

A coroa é a camada mais exterior da atmosfera solar. Ela estende-se por vários milhões de km. O seu brilho é cerca de um milhão de vezes inferior ao da fotosfera e por isso só pode ser observada durante eclipses ou mediante a utiliza¸cão de telescópios especiais. A coroa não tem uma forma esférica, apresentando contornos irregulares que variam ao longo do tempo (Figura 8).

A temperatura na coroa é muito elevada atingindo valores da ordem dos 106 K O arrefecimento da coroa ocorre mediante a colisão de átomos ionizados entre si. No entanto, como essas colisões são relativamente raras, dada a baixa densidade do gás, este dificilmente arrefece. Assim se justifica o facto de a temperatura na coroa ser superior à da fotosfera.

A velocidade do gás na coroa por vezes atinge valores superiores ao da velocidade de escape imposta pela gravidade do Sol. Como resultado algum do gás da coroa consegue escapar dando origem ao chamado vento solar. Isso ocorre sobretudo nos chamados buracos coronais (zonas onde a densidade da coroa é menor). Em cada segundo são ejetados para o espa¸co 109 _milh˜_{oes de toneladas de g´}_as. Trata-se essencialmente de eletrões, núcleos de hidrogénio e hélio. Apenas 0.1% corresponde a iões de

(9)

Figura 8: Imagem da coroa solar obtida durante o eclipse total de 11 de julho de 1991 [9].

cálcio, crómio, sil´ıcio, enxofre, n´ıquel, ferro e árgon.O vento solar atinge a Terra com velocidades da ordem dos 400-450 km/s e uma densidade de 5 part´ıculas por cada 10 cm3.

1.3 O Sol activo

Grânulos, esp´ıculas e vento solar são processos que ocorrem continuamente no Sol. São caracter´ısticos do chamado Sol quieto. Existem, no entanto, outros processos como, por exemplo, as manchas solares ou as eje¸cões de massa coronais que ocorrem apenas periodicamente e são caracter´ısticos do chamado Sol ativo.

1.3.1 Manchas Solares

As manchas solares são regiões escuras de forma irregular que aparecem sobre a superf´ıcie do Sol de forma isolada ou em grupo. A sua dimensão é variável. As maiores podem atingir os milhares de km. O seu tempo de vida pode ir desde algumas horas a alguns meses.Cada mancha solar tem uma zona central mais escura chamada umbra e uma zona exterior mais clara chamada penumbra. As manchas parecem escuras por causa do contraste com o brilho da fotosfera. No entanto a umbra tem um tom avermelhado (4300 K) e a penumbra é cor de laranja (5000 K). A umbra emite cerca de 30% da luz que emitiria se não estivesse perturbada (Figura 9).

A observa¸cão das manchas solares permite observar a rota¸cão do Sol. O Sol dá uma volta completa em cerca de 4 semanas e um grupo de manchas pode durar até dois meses o que permite servir de referência para duas rota¸cões completas. Podemos também observar que a rota¸cão do Sol é diferencial. Um conjunto de manchas próximas do equador demora 25 dias a circundar o Sol, a 33◦N demora cerca de 27 dias e meio, a 75◦N cerca de 33 dias e junto aos polos cerca de 35 dias.

O número médio de manchas solares não é constante no tempo. Apresentam uma varia¸cão periódica em ciclos de 11 anos designados por ciclos de manchas solares. Um per´ıodo com muitas manchas solares é designando por máximo solar ao passo que um per´ıodo com poucas é designado por m´ınimo solar. No in´ıcio de cada novo ciclo as manchas come¸cam por aparecer nos 30◦N ou 30◦S. Com o decorrer do ciclo aparecem cada vez mais próximas do equador. Daqui resulta o Diagrama em Borboleta (Figura 10).

As manchas solares estão relacionadas com zonas onde o campo magnético do Sol é mais intenso. Um campo magnético intenso desvia o fluxo de plasma que sobe por convexão. Assim, nessas zonas, o

(10)

Figura 9: Imagem de alta resolu¸c˜ao mostrando uma mancha solar bem desenvolvida onde podemos ver clara-mente as zonas da umbra e da penumbra [9].

Figura 10: Cada ponto do diagrama indica a latitude, norte ou sul, onde foram detetadas manchas solares. Com o desenrolar do ciclo solar as manchas surgem cada vez mais perto do equador. Este diagram ´e usualmente designado por Diagrama em Borboleta [10].

que vemos é o gás frio e, portanto, uma mancha escura. As manchas solares assemelham-se a um ´ıman gigante com uma das extremidades exibindo polaridade magnética Sul e outra Norte. Todos os grupos de manchas no hemisfério norte do Sol apresentam a mesma orienta¸cão na polariza¸cão. Todos os grupos de manchas no hemisfério Sul apresentam a polariza¸cão sendo esta contrária à do hemisfério norte. A cada 11 anos a polaridade é invertida tanto nas manchas como no próprio Sol. Assim o padrão repete-se a cada dois ciclos solares de manchas solares, ou seja, a cada 22 anos. Assim, o ciclo solar são 22 anos correspondendo a dois ciclos de manchas solares de 11 anos cada.

Estes ciclos não se repetem todavia sempre com a mesma intensidade. Entre 1645 e 1715 praticamente não foram observadas manchas. Designou-se este per´ıodo, que provavelmente já se repetiu em épocas mais recuadas, por M´ınimo de Maunder. Este per´ıodo coincidiu com uma época onde a Europa registou limites inferiores de temperatura. Pelo contrário nos séculos XI e XII tivemos per´ıodos de grande atividade solar e um aumento da temperatura na Terra. Estas rela¸cões ainda não são bem

(11)

Figura 11: Arcos de mat´eria coronais seguindo as linhas de campo magn´etico acima da superf´ıcie do Sol [11].

Figura 12: As linhas de campo magnético são arrastadas com o plasma nas camadas mais externas do Sol. Como o Sol roda mais rapidamente na zona equatorial do que nas zonas mais próximas dos polos as linhas do campo ficam mais esticadas sobre o equador. Na imagem mais à direita mostra-se como as manchas solares surgem em zonas de grande concentra¸cão do campo magnético [9].

entendidas.

1.3.2 A inversão dos pólos magnéticos do Sol

A convexão do gás na fotosfera cria emaranhados nas linhas do campo magnético. Algumas das linhas do campo magnético estão de tal forma torcidas que acabam por projetar-se sobre a superf´ıcie solar (Figura 11). As manchas solares surgem precisamente nas zonas onde o campo magnético se projeta sobre a fotosfera. A rota¸cão diferencial do Sol altera a configura¸cão do emaranhado de linhas do campo magnético. Em consequência disso as manchas da frente do grupo dirigem-se para o equador enquanto que as da retaguarda movem-se em dire¸cão aos pólos.

Manchas provenientes de hemisférios diferentes têm polaridades diferentes pelo que estas cancelam-se sobre o equador. As que vão para os pólos acabam por anular e depois inverter a polaridade do próprio Sol. Assim come¸ca tudo de novo mas agora com a polaridade invertida (Figura 12). Contudo os pólos magnéticos do Sol não se invertem sempre em simultâneo. O Sol pode permanecer durante algum tempo com, por exemplo, dois pólos Norte e nenhum pólo Sul (não sabemos ainda a razão para tal).

(12)

Figura 13: Eje¸c˜ao de massa coronal (CME) [12].

1.3.3 Eje¸c˜oes de massa coronais

Nas eje¸cões de massa coronais (CME – Coronal Mass Ejections) mais de 1012 kg de gás podem ser lan¸cados para o espa¸co à velocidade de centenas de km/s (Figura 13). Este tipo de evento repete-se de merepete-ses a merepete-ses (embora possam ocorrer erup¸cões menores entre duas grandes). Parecem estar relacionadas com altera¸cões de grande escala no campo magnético do Sol.

1.4 Observa¸

c˜

ao do Sol

Aten¸cão: a observa¸cão do Sol deve ser feita apenas mediante a utiliza¸cão de equipamento adequado e na presen¸ca de quem o saiba manejar. Olhar diretamente para o Sol (à vista desarmada, com óculos de Sol ou com binóculos) pode provocar lesões graves e irrevers´ıveis na nossa vista.

Em particular devem ser utilizados telescópios próprios para a observa¸cão do Sol ou telescópios con-vencionais munidos de um filtro solar. Antes de cada utiliza¸cão deve verificar-se se o equipamento está em boas condi¸cões.

Atualmente o Sol é observado em permanência por telescópios espaciais como o Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) em opera¸cão desde 1995 [14].

2 Os Planetas do Sistema Solar

2.1 Merc´

urio

Mercúrio, na sua fase mais brilhante, é um dos objetos mais luminosos do céu (reflete cerca de 12% da luz recebida do Sol, ou seja tem de albedo 0.12). No entanto, o facto de ser muito pequeno e estar muito perto do Sol (0.387 UA; 57.9 milhões de km) dificulta o seu estudo e simples observa¸cão a partir da Terra. A observa¸cão de Mercúrio é mais fácil quando este está na sua elonga¸cão máxima o que nunca ultrapassa os 28◦ acima da linha do horizonte (estando no máximo vis´ıvel apenas duas horas antes do nascer do Sol ou duas horas antes do pôr do Sol).

Em 1962 foram detetadas ondas de rádio emitidas por Mercúrio o que revelou a sua temperatura. Em 1965 foram enviadas ondas de radar para Mercúrio que, ao serem refletidas de volta para a Terra,

(13)

Figura 14: Aspeto da superf´ıcie de Merc´urio. A foto foi tirada pela sonda Mariner 10 a uma altitude de 55000 km. Podemos ver diversas crateras rodeadas por zonas planas extensas [15].

permitiram determinar o per´ıodo de rota¸cão do planeta (efeito Doppler). Apenas em 1974 o planeta pode ser observado de perto quando a sonda Mariner 10 o visitou fazendo três passagens (fly-by) pelo planeta (uma delas a apenas 300 km da superf´ıcie). Ficamos assim a saber que o seu per´ıodo orbital é de 88 dias, que o per´ıodo de rota¸cão é de 58.6 dias e que a temperatura é de ≈ 100 K no lado escuro e ≈ 700 K no lado iluminado. Esta grande diferen¸ca entre temperaturas diz-nos que não existe no planeta uma boa condu¸cão de calor (via atmosfera ou via solo) entre a face escura e iluminada.

2.1.1 A superf´ıcie de Merc´urio

Mercúrio apresenta uma superf´ıcie repleta de crateras muito semelhante à observada na Lua. As crateras da Lua parecem, no entanto, muito mais concentradas do que as de Mercúrio. No planeta existem zonas planas (que provavelmente foram cobertas por lava) com extensões ∼ 100 km entre crateras (Figura 14).

Rodeando as referidas plan´ıcies existem escarpas com 20 a 500 km de comprimento e até 3 km de altura. Estas devem ter-se formado quando o planeta arrefeceu e se contraiu. Como não existem sinais do derrame de lava junto das escarpas podemos concluir que a sua forma¸cão ocorreu já numa fase tardia da forma¸cão do planeta quando o seu interior já estava solidificado. Uma das crateras mais proeminentes na superf´ıcie de Mercúrio é Caloris Basin (diâmetro ≈ 1300 km). Esta cratera é relativamente jovem em rela¸cão às restantes uma vez que não se encontra ainda salpicada por crateras menores. O impacto meteórico que deu origem a Caloris Basin foi tão violento que deixou marcas do lado oposto de Mercúrio. A Mariner 10 detetou uma vasta zona formada por montes do lado oposto `

a cratera. Estes montes podem ter-se formado quando as ondas s´ısmicas do impacto se focaram nessa regi˜ao depois de atravessarem o interior do planeta.

2.1.2 O interior de Merc´urio

Mercúrio tem um núcleo rico em ferro como a Terra. No caso de Mercúrio o núcleo ocupa 42% do volume do planeta (correspondendo a cerca de 70% da massa total) fazendo de Mercúrio um dos corpos mais ricos em ferro no Sistema Solar (Figura 15). A crusta de Mercúrio parece ser composta por uma única placa.

Os aparelhos da Mariner 10 detetaram a existência de uma campo magnético global em Mercúrio (cerca de 100 vezes inferior ao terrestre). Um resultado completamente inesperado pois para termos um

(14)

Figura 15: Esquema mostrando a estrutura interna do planeta Mercúrio. O núcleo de ferro do planeta destaca-se claramente pela sua dimensão [16].

campo magnético implica que deve existir material l´ıquido no interior do planeta capaz de movimentar cargas elétricas. Para além disso a velocidade de rota¸cão do planeta tem de ser relativamente elevada o que não é o caso.

2.2 V´

enus

Vénus é por vezes o objeto mais brilhante no céu noturno (albedo de 0.59) sendo muitas vezes designado por estrela da manhã ou por estrela da tarde. Na sua elonga¸cão máxima Vénus atinge 47◦ acima da linha do horizonte.

Vénus foi durante muito tempo um planeta misterioso. É muito semelhante à Terra em termos de massa e tamanho mas está sempre coberto por uma espessa camada de nuvens. Durante muito tempo pensou-se que Vénus poderia ser um planeta repleto de vida. Esta questão só ficou devidamente esclarecida com as primeiras sondas enviadas para o planeta. A primeira nave a passar por Vénus, a pouco mais de 34000 km da superf´ıcie, foi a Mariner 2 em 1962.

2.2.1 A rota¸c˜ao de V´enus

Vénus roda sobre si próprio no sentido retrogrado (sentido oposto ao do movimento orbital) sendo o seu per´ıodo de rota¸cão de 243.01 dias o que é superior ao per´ıodo orbital que é de 224.7 dias. Em Vénus o Sol e as estrelas deslocam-se de oeste para este. Não sabemos a razão pela qual Vénus apresenta este comportamento. Sabemos, todavia, ser um ponto importante para entendermos a forma¸cão e dinâmica do Sistema Solar. As primeiras medi¸cões relativas à rota¸cão do planeta foram feitas nos anos 60 do século XX, a partir da Terra, com recurso a radar. Vénus não tem campo magnético, provavelmente, devido à sua rota¸cão ser muito lenta.

2.2.2 A atmosfera de V´enus e a cobertura de nuvens

Os dados enviados pela pioneira Mariner 2 permitiram concluir que a temperatura na superf´ıcie de Vénus é superior a 400◦C. Isto exclui a possibilidade de existência de água l´ıquida na superf´ıcie ou de vapor de água na atmosfera do planeta. A sonda Venera 7 desceu à superf´ıcie do planeta em 1970 tendo registado uma temperatura de 460◦C, uma pressão equivalente a 90 atmosferas e uma densidade

(15)

Figura 16: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de V´enus e a varia¸c˜ao da temperatura com a altitude [17].

do ar cerca de 50 vezes superior `a verificada na Terra ao n´ıvel do mar.

A atmosfera é composta por 96.5% CO2 (na Terra temos apenas 1% de CO2) e 3.5% N2. A enorme quantidade de CO2 causa um forte efeito de estufa contribuindo para que a temperatura à superf´ıcie do planeta seja sempre 460◦C independentemente do local, da hora do dia e da época do ano.

As nuvens venusianas definem três camadas distintas: 48-52 km, 52-58 km e 58-68 km. As camadas mais baixas são mais opacas e mais densas. Acima da camada mais externa e abaixo da camada mais interior existem camadas de neblina. Entre a camada de neblina mais inferior e o solo (últimos 30 km) a atmosfera é limpa (Figura 16).

O Enxofre é um elemento abundante na atmosfera de Vénus. Este aparece em compostos como SO2 (dióxido de enxofre), H2S (sulfeto de hidrogénio) e H2SO4 (ácido sulfúrico). As nuvens de Vénus são compostas por H2SO4 concentrado. Quando chove as gotas ácidas não conseguem atingir o solo pois, dada a alta temperatura, elas evaporam em plena queda e voltam a subir.

As altas camadas da atmosfera rodam em torno de Vénus em apenas 4 dias o que contrasta com a lenta rota¸cão do planeta. Os gases presentes na atmosfera de Vénus são aquecidos pelo Sol principalmente na zona do equador. Decorre depois um processo de convexão que leva este calor para os polos. Em Vénus, dada a sua lenta rota¸cão, existem apenas duas células de convexão, uma para cada hemisfério (na Terra existem seis ao todo). Na Terra a rota¸cão, mais alta, é capaz de distorcer e dividir as células de convexão. A rota¸cão de Vénus, mais baixa, consegue apenas arrastar as células de convexão formando uma espécie de V (Figura 17).

2.2.3 O interior de V´enus e a atividade vulcˆanica

O facto de a atmosfera de Vénus ser rica em SO2 (e outros derivados do enxofre) é uma consequência da atividade vulcânica registada no planeta. Em 1990 a sonda Magalhães detetou cerca de 1600 vulcões em Vénus e diversas correntes de lava (Figura 18). A maior parte destes vulcões está inativa no presente. Foram, no entanto, detetados fluxos de lava com idade inferior a 10 milhões de anos. De acordo com os dados enviados pela Venera 13 e outras sondas que desceram à superf´ıcie o solo venusiano é composto por rochas basálticas (origem vulcânica).

Na Terra, compostos como SO2, H2O e CO2, libertados pelos vulcões, acabam por se dissolver nos oceanos, sendo mais tarde incorporados em rochas sedimentares. No caso de Vénus, como não existem oceanos, não ocorre essa reciclagem. O SO2 e o CO2 ficam na atmosfera (enquanto que as moléculas

(16)

Figura 17: Vénus fotografado em UV pela sonda Pioneer Venus em 1979. Consegue-se ver nitidamente a forma de V devida ao arrastamento das células de convexão [18].

Figura 18: Maat Mons: uma monte de origem vulcânica em Vénus fotografado pela sonda Magalhães [19].

de H2O s˜ao separados por radia¸c˜ao UV proveniente do Sol).

O interior do planeta é formado por um núcleo metálico (muito provavelmente semelhante ao da Terra) rodeado por um manto de rocha fundida e exteriormente por uma crusta rochosa. Embora apresente bastantes sinais de vulcanismo Vénus é composto por uma única placa tectónica.

2.2.4 A superf´ıcie de V´enus

O mapa superficial de Vénus, obtido pelo radar da sonda Magalhães, mostra um relevo bastante suave com apenas 5% da superf´ıcie a se desviar mais do que 2 km do seu raio médio. Destacam-se duas zonas no planeta: Terra de Ishta no hemisfério norte (onde se destacam os Maxwell Montes com 12 km de altura) e Terra de Afrodite no hemisfério sul.

Vénus apresenta cerca de 100 crateras com dimensão superior a 1 km (muito mais do que foi encontrado na Terra mas muito menos do que existe em Mercúrio ou em Marte). A distribui¸cão destas crateras é mais ou menos uniforme pelo que se julga que a superf´ıcie do planeta tem mais ou menos a mesma idade a qual está avaliada em 500 milhões de anos.

(17)

2.3 Terra

Uma das grandes diferen¸cas entre a Terra e os restantes planetas reside no seu dinamismo. A Terra apresenta, por exemplo, um ciclo da água e a sua superf´ıcie é constantemente rejuvenescida por meio de erup¸cões vulcânicas ou através do material expelido por fendas submarinas. Embora a idade da Terra ronde os 4.5 mil milhões de anos a sua superf´ıcie tem uma idade da ordem dos 100 milhões de anos. Existem três fontes de energia responsáveis pelos efeitos dinâmicos observados na atmosfera, oceanos e superf´ıcie da Terra: radia¸cão solar, for¸cas de maré da Lua e calor interno da Terra.

2.3.1 Atmosfera da Terra

A composi¸cão atual da atmosfera da Terra é: 78% N2, 21% O2, 0.035% CO2e ≈ 1% H2O. Nem sempre foi assim. Ao longo da história o material expelido pelos vulcões, por exemplo, alterou gradualmente a composi¸cão da atmosfera. Os próprios processos associados à existência de vida também deram a sua contribui¸cão.

O albedo da Terra é de 0.4 o que significa que apenas 60% da energia proveniente do Sol é absorvida pela Terra. Os restantes 40% são devolvidos para o espa¸co essencialmente na banda do IV. No entanto, nem toda a radia¸cão IV emitida pela Terra escapa para o espa¸co devido ao efeito de estufa. Este é provocado pelo vapor de água e CO2 existentes na atmosfera, os quais deixam passar a luz vis´ıvel mas não deixam escapar a radia¸cão IV. A temperatura média da superf´ıcie da Terra é, assim, de 287 K (14◦C) o que corresponde a um valor cerca de 40 ◦C mais elevado do que seria sem o efeito de estufa. A pressão atmosférica ao n´ıvel do mar é de 1 atm. À medida que subimos em altitude a pressão vai diminuindo. No caso da temperatura a varia¸cão da altitude pode traduzir-se num aumento do seu valor ou num decréscimo. Tudo depende da forma como cada uma das camadas da atmosfera é aquecida. A seguir indicam-se as diferentes camadas da atmosfera terrestre e algumas das suas caracter´ısticas (ver também Figura 19):

• Troposfera (0-12 km) é aquecida de baixo para cima pelo calor radiado pela Terra. A condu¸cão de calor é feita por intermédio de células de convexão. O clima é uma consequência direta desta convexão. Se o movimento de rota¸cão da Terra fosse muito lento existiria apenas uma célula de convexão levando o ar quente do equador para os pólos e trazendo o ar mais frio dos pólos para o equador. A velocidade de rota¸cão da Terra é, no entanto, suficiente para quebrar esta célula noutras mais pequenas. Os aviões deslocam–se na troposfera.

• Estratosfera (12-50 km). Nesta camada existe o ozono que é muito eficiente a absorver a radia¸cão UV do Sol. Esta camada é, assim, aquecida de cima para baixo o que faz com que aqui a temperatura aumente com a altitude. Não existem células de convexão na estratosfera. Alguns balões meteorológicos sobem até a estratosfera.

• Mesosfera (50-85 km). Nesta camada o ozono ´e praticamente inexistente. A temperatura diminui com a altitude atingindo -75oC a 80 km. Os meteoros ocorrem nesta camada da atmosfera.

• Termosfera (85-700 km). Nesta camada o azoto e o oxigénio aparecem na forma monoatómica absorvendo a radia¸cão UV de comprimento de onda maior (que o N2 e o O2 não absorveriam). Assim, na Termosfera, a temperatura aumenta com a altitude. A 300 km de altitude são atingidos cerca de 1000oC. No entanto deve real¸car-se que a densidade desta camada é muito baixa (cerca de 10−11 a densidade do ar ao n´ıvel do mar). Na Termosfera podem circular naves espaciais sem grande atrito. A barreira dos 100 km é conhecido por linha de Kármán. Cerca de 99.99997% da massa da atmosfera situa-se abaixo desta linha. Por conven¸cão esta linha marca

(18)

Figura 19: As diferentes camadas da atmosfera terrestre [20].

o in´ıcio do espa¸co (embora a atmosfera continue para cima): a partir daqui os viajantes s˜ao considerados astronautas.

• Exosfera (700-10 000 km). Trata-se da camada mais externa da atmosfera. ´E composta por ´

atomos de hidrogénio e de hélio que descrevem autênticas trajetórias bal´ısticas uma vez que as colisões entre eles são extremamente raras.

A Ionosfera é a parte da atmosfera que é ionizada pelo vento solar. Come¸ca próximo dos 50 km e engloba as camadas mais exteriores da atmosfera (mesosfera, termosfera e exosfera). Tem grande influência na forma como se propagam as ondas de rádio.

2.3.2 O interior da Terra

A Terra ainda não teve tempo para arrefecer completamente desde o seu processo de forma¸cão. O seu interior continua quente. A juntar a isso temos a energia libertada pelo decaimento radioativo do Urânio e outros elementos presentes no interior da Terra. No entanto, a energia proveniente do interior da Terra é cerca de 6000 vezes inferior à energia que recebemos do Sol.

A densidade média das rochas encontradas à superf´ıcie da Terra é de 3000 kg/m3. A densidade média da Terra ronda os 5515 kg/m3. Podemos, assim, concluir que no interior da Terra existem substâncias mais densas do que aquelas que encontramos à superf´ıcie. Um bom candidato é o Ferro. Os seus ´

atomos são pesados e o Ferro é o sétimo elemento mais abundante nesta zona da galáxia (existem elementos mais pesados mas em muito menor abundância). A estrutura interna da Terra consiste num:

• Núcleo - zona mais interior da Terra composta por ferro e n´ıquel. Estudando as vibra¸cões da Terra durante sismos foi poss´ıvel determinar que o núcleo ocupa apenas 17% do volume do planeta. O núcleo apresenta duas camadas: uma camada sólida no centro (núcleo interno) e uma camada l´ıquida em volta da primeira (núcleo externo).

(19)

Figura 20: O interior da Terra e a propaga¸c˜ao das ondas s´ısmicas [21].

• Manto - composto por minerais ricos em ferro. A espessura do manto atinge os 2900 km. Embora seja sólido as camadas mais externas são plásticas e podem deslizar lentamente umas sobre as outras.

• Crusta - composta pelos elementos mais leves. A sua espessura varia entre 5 e 35 km. A crusta está dividida em placas tectónicas que se deslocam sobre o manto provocando ocasionalmente sismos e vulcões. Uma consequência, a longo prazo, deste movimento, é a forma¸cão de grandes cadeias montanhosas ou de grandes falhas.

Os sismos ocorrem no interior da crusta, em geral, a grandes profundidades. Produzem trˆes tipos de ondas s´ısmicas que viajam em torno da Terra a diferentes velocidades e de diferentes formas:

Ondas de superf´ıcie: semelhantes às ondas do mar são as que sentimos junto ao epicentro do sismo. Ondas P e ondas S: deslocam-se pelo interior da Terra. As ondas P oscilam na mesma dire¸cão em que se deslocam. As ondas S oscilam na dire¸cão perpendicular ao seu deslocamento.

Os sismógrafos na zona do sismo registam ondas S e P. Todavia, em zonas do lado oposto da Terra apenas detetam ondas P. Isto acontece porque as ondas S não se propagam em l´ıquidos e o interior da Terra (manto) é l´ıquido. O estudo das ondas P permite sondar as regiões mais interiores da Terra. Grande parte das ondas P é refletida pela camada mais externa do núcleo ao passo que uma pequena fra¸cão atravessa esta camada sendo apenas refletida pela camada mais interna. Assim ficamos a conhecer a estrutura interna da Terra (Figura 20).

2.3.3 O campo magn´etico da Terra

O campo magnético da Terra tem a sua origem no movimento de cargas elétricas na camada exterior do núcleo a qual é liqu´ıda. A rota¸cão da Terra desempenah um papel essencial na cria¸cão do campo magnético. Vénus, por exemplo, embora tenha um núcleo muito semelhante ao da Terra não apresenta um campo magnético comparável. Isso acontece devido a Vénus rodar muito devagar sobre si mesmo. O campo magnético da Terra interage fortemente com o vento solar (composto maioritariamente por protões e eletrões) desviando o fluxo de part´ıculas do seu trajeto normal. Nas proximidades da Terra o vento solar desloca-se à velocidade supersónica de aproximadamente 450 km/s.

A zona em torno de um planeta na qual o movimento de part´ıculas com carga el´etrica passa a ser dominado pelo campo magn´etico do planeta designa-se por magnetosfera. Quando o vento solar

(20)

Figura 21: O interior da Lua [22].

entra na magnetosfera as suas part´ıculas são desaceleradas para velocidades subsónicas. Para além da magnetosfera existe uma outra camada chamada magnetopausa para a qual a pressão exercida pelo vento solar iguala a pressão exercida pelo campo magnético da Terra. Se as part´ıculas do vento solar tiverem energia suficiente para atravessar a magnetopausa então elas acabam por ficar aprisionadas nas chamadas Cinturas de Van Allen. Estas cinturas consistem em dois anéis em torno da Terra: 2000-5000 km e 13000-19000 km. A intera¸cão do vento solar com as altas camadas da atmosfera dá origem às chamadas auroras que se podem observar junto aos polos da Terra.

Rochas vulcânicas com mais de 30 000 anos estão magnetizadas com a polariza¸cão magnética invertida em rela¸cão à verificada atualmente. Isto significa que a polariza¸cão do campo magnético da Terra deve ter-se invertido algures no passado. Os registos geológicos mostram que devem ter ocorrido mais de 170 inversões do campo magnético da Terra nos últimos 71 milhões de anos.

2.3.4 A Lua

A Lua tem rota¸cão sincronizada com a Terra: dá uma volta completa sobre si própria no mesmo inter-valo de tempo em que completa uma volta em torno da Terra (aprox 27.3 dias). Como consequência a Lua apresenta sempre a mesma face virada para a Terra. O facto de a órbita da Lua em torno da Terra ser ligeiramente el´ıptica e do seu eixo de rota¸cão estar ligeiramente inclinado em rela¸cão ao plano da ´

orbita faz com que se consiga ver da Terra cerca de 60% da superf´ıcie da Lua e não apenas 50%: a esta oscila¸cão que permite ver mais 10% da superf´ıcie da Lua chama-se movimento de libra¸cão da Lua.

A Lua não tem atmosfera. Isto implica que não pode existir água l´ıquida na superf´ıcie da Lua pois não existe pressão atmosférica. Na superf´ıcie da Lua podemos observar crateras, ”mares”e ”terras”(zonas altas). As crateras resultam de impactos de meteoritos e não de atividade vulcânica. De facto, nas grandes crateras lunares, existe um pico central caracter´ıstico de impactos a grande velocidade. Os mares (15% da superf´ıcie lunar) são regiões onde existem menos crateras e, portanto, mais jovens. São zonas que foram inundadas por correntes de lava no passado.

A Lua não tem campo magnético no presente. No entanto, o estudo das rochas lunares revela que existiu um pequeno campo magnético no passado o que significa que a Lua já teve uma camada l´ıquida no seu interior. A Lua tem um núcleo rico em ferro, parcialmente l´ıquido, cujo diâmetro é de 700 km. A crusta tem 60 km de espessura. Na Lua não existem placas tectónicas. Os sismos registados têm origem apenas nas for¸cas de maré exercidas pela Terra (Figura 21).

(21)

Figura 22: Relevo do planeta Marte. No hemisfério sul a superf´ıcie eleva-se, em geral, 5 km acima do que acontece no hemisfério norte pelo que estes são designados, respectivamente, por Terras Altas e Terras Baixas [24].

2.4 Marte

Observa¸cões feitas a partir da Terra, desde o século XVII, permitiram concluir que o per´ıodo de rota¸cão de Marte é semelhante ao da Terra, que o seu eixo de rota¸cão está inclinado cerca de 25◦ em rela¸cão ao plano da órbita (o que sugere a existência de esta¸cões como na Terra) e que existem calotes polares que aumentam e diminuem de tamanho consoante as esta¸cões.

A observa¸cão de algumas estruturas na superf´ıcie marciana (erradamente traduzidas do italiano para canais) levou mesmo à especula¸cão sobre a existência de vida inteligente em Marte. Os canais eram vistos como condutas que levavam água das zonas polares para as zonas equatoriais. A altera¸cão da colora¸cão da superf´ıcie era interpretada como um coberto vegetal em desenvolvimento. Entre 1964 e 1967 passaram por Marte as sondas Mariner 4, 6 e 7. Nas imagens e dados enviados não existem quaisquer evidências de canais ou de vegeta¸cão. Desde então foram enviadas dezenas de missões para Marte (sistemas orbitais, sistemas de descida, rovers) – ver [23].

2.4.1 A superf´ıcie Marciana

A superf´ıcie de Marte está coberta de crateras resultantes de impactos de meteoritos. Algumas delas são relativamente grandes. As crateras são mais abundantes no hemisfério Sul o que significa que a superf´ıcie do hemisfério Norte foi alvo de um processo de rejuvenescimento (que ainda não sabemos bem qual foi). No hemisfério sul a superf´ıcie eleva-se, em geral, 5 km acima do que acontece no hemisfério norte pelo que estes são designados, respectivamente, por Terras Altas e Terras Baixas (Figura 22).

Existem diversos vulcões inativos em Marte. O maior deles (e maior conhecido no Sistema Solar) com 24 km de altura e uma base com 600 km de diâmetro é Olympus Mons (Figura 23). Este está rodeado por escarpas de 6 km de altura. Perto deste monte existe uma cadeia de montanhas vulcânicas designada por faixa de Tharsis. No lado oposto do planeta existe uma montanha vulcânica de menores dimensões designada por Elysium Mons.

(22)

Figura 23: Imagem 3D de Olympus Mons, a maior montanha vulcˆanica conhecida no Sistema Solar [25].

Figura 24: Valles Marineris: um grande desfiladeiro em Marte [26].

A este da região de Tharsis existe um grande desfiladeiro, paralelo ao equador, designado por Valles Marineris (Figura 24). A extensão de Valles Marineris atinge os 4000 km e sua profundidade chega, nalgumas partes, aos 7 km. Este desfiladeiro deve ter–se formado em resultado de uma fratura na crusta do planeta talvez quando a atividade vulcânica estava no seu auge. Na mesma região encontramos desfiladeiros mais pequenos.

Em Marte existe uma única placa tectónica. Por isso mesmo existe apenas um grande vulcão (Olympus Mons). Na Terra o movimento das placas deslocam os montes vulcânicos dando lugar à forma¸cão de novas montanhas (como acontece nas ilhas do Havai). Em Marte, não existindo esse deslocamento, assistimos ao avolumar de uma única montanha.

A superf´ıcie do planeta está em geral coberta de poeira formando dunas em alguns locais. são comuns as tempestades de poeira. Por vezes estas assumem um carater global envolvendo todo o planeta. Devido à magnetite existente na poeira o céu marciano apresenta um aspeto amarelado. O solo marciano é rico em ferro, enxofre e sil´ıcio.

Um dos objetivos das sondas Viking 1 e 2, que desceram em Marte em 1976 (de facto as primeiras a descerem no planeta), era o de procurar vest´ıgios da existência de vida. Embora tenham sido registados alguns processos qu´ımicos interessantes não foi encontrada qualquer pista conclusiva que suporte a existência de vida – ver [23].

(23)

Figura 25: Um dust devil fotografado em Marte pelo rover da sonda Spirit [27].

2.4.2 O interior de Marte

O núcleo de Marte deve estender-se até aos 0.5 raios marcianos. Esse núcleo deve ser rico em enxofre e deve ser suficientemente quente para que esteja derretido (a massa do planeta é suficiente para tal). As propriedades elétricas do enxofre diferem das do ferro pelo que no caso de Marte não temos um campo magnético global como na Terra. Existem, no entanto, regiões fracamente magnetizadas no hemisfério sul do planeta o que sugere que em tempos pode ter existido um campo magnético.

2.4.3 A atmosfera Marciana

A atmosfera de Marte é muito ténue se comparada com a da Terra. A pressão na superf´ıcie ronda as 0.0063 atmosferas (o mesmo que na Terra à altitude de 35 km). é composta por 95.3% de CO2, 2.7% de N2 e vest´ıgios de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. Formam-se algumas nuvens compostas por cristais de vapor de água e de CO2. No entanto, nunca chove em Marte. Os gases presentes na atmosfera de Marte são os necessários para que ocorra o efeito de estufa. No entanto como a atmosfera é ténue o efeito não é muito acentuado aumentando a temperatura em apenas 5◦C. O CO2 foi libertado pelos vulcões. Na Terra aconteceu o mesmo mas com o CO2 a se dissolver nos oceanos e a ficar aprisoando nos sedimentos. Em Marte isso não aconteceu e por isso a atmosfera continua a ser composta maioritariamente por CO2.

Durante um dia marciano a temperatura pode variar entre −76◦C e −10◦C como registou a Mars Pathfinder que chegou a Marte em 1997. Todas as tardes formam-se diabos de poeira (dust devils) como nos desertos da Terra (Figura 25). Em Marte, dada a menor gravidade, estes chegam a atingir os 6 km de altitude. Durante o inverno forma-se neve carbónica (CO2) fazendo com que a pressão atmosférica baixe. No verão volta tudo ao valor inicial.

2.4.4 Agua em Marte´

Existem diversos ind´ıcios na superf´ıcie marciana que apontam para a existência de água corrente no passado especialmente no hemisfério sul. Existem canais fluviais (Figura 26), crateras com o fundo plano (depósito de sedimentos), sinais de erosão provocados por água corrente e vest´ıgios de inunda¸cões repentinas (Figura 27). Isso deve ter acontecido, todavia, num pasado remoto do planeta uma vez que essas estruturas apresentam já bastantes crateras sem sinais de erosão significativa.

(24)

Figura 26: Canais fluviais onde se julga ter existido água corrente em Marte. A imagem é muito semelhante à de canais fluviais secos observados em desertos da Terra. [28].

Figura 27: Ilhas marcianas resultantes de um grande inunda¸cão no assado remoto do planeta. Nota–se clara-mente a dire¸cão tomada pela água. [17].

A água no estado l´ıquido pode existir mediante uma pressão e temperatura adequadas. A combina¸cão destes valores no Marte atual apenas possibilita a existência de água no estado sólido ou no estado vapor (como nos nossos congeladores). A existência de água l´ıquida no passado implica que a atmosfera do planeta era então mais densa e mais quente.

Para onde foi a água marciana? Na atmosfera não está. Pode estar nas calotes polares. Sabemos, no entanto, que as calotes polares não podem ser apenas água gelada. A temperatura no inverno marciano desce ao ponto de possibilitar a congela¸cão do CO2 e, portanto, parte do gelo é também CO2. Com a chegada da primavera as calotes polares recuam. A Mariner 9 em 1972 registou o recuo da calote polar norte. No entanto com a chegada do Verão o recuo deteve-se abruptamente ficando uma calote polar residual (correspondendo talvez à água). A existência de água gelada foi finalmente confirmada em 2004 pela Mars Express.

Existem ind´ıcios da existência de água não só nos polos mas também noutras regiões. Neste caso a ´

agua está gelada no subsolo. Existem sinais de que emergiu água do subsolo no momento da forma¸cão de algumas crateras. Existem também vest´ıgios de água corrente relativamente recentes.

(25)

Figura 28: Imagem do mesmo local captadasem 1999 e 2005. Na imagem mais recente pode observar–se um depósito de matreial que antes não existia. Isto pode indicar a existênica de alguma água corrente rotando do subsolo no presente [29].

2.4.5 As duas luas Marcianas

Marte tem duas pequenas luas de forma irregular e com bastantes crateras: Phobos e Deimos. Não é conhecida a origem destas luas. Podem tratar-se de antigos asteroides capturados por Marte ou então podem ter-se formado juntamente com Marte. Phobos aproxima-se gradualmente de Marte devendo colidir com este daqui a cerca de 40 milhões de anos. Por seu turno Deimos afasta-se gradualmente de Marte.

2.5 J´

upiter

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar. A melhor altura para observar Júpiter é quando este se encontra em oposi¸cão. Nessa situa¸cão, que ocorre a cada 13 meses, é cerca de 3 vezes mais brilhante do que S´ırius (a estrela mais brilhante), ocupando no céu 50 segundos de arco.

2.5.1 A atmosfera de J´upiter

Júpiter é o planeta que roda mais rápido sobre si mesmo em todo o Sistema Solar. A rápida rota¸cão leva ao aparecimento de fenómenos atmosféricos comos as bandas e as manchas. De facto, Júpiter apresenta bandas coloridas paralelas ao equador alternadamente escuras (chamadas cinturas) e claras (chamadas zonas). Predominam os tons de vermelho, laranja, castanho e amarelo (Figura 29). As zonas parecem ser formadas por gás quente subir ao passo que as cinturas parecem ser formadas por gás frio a descer.

Uma das caracter´ısticas de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha situada no hemisfério sul do planeta (Figuras 29 e 30). Foi observada pela primeira vez em 1644 por Robert Hoke mas pode ser muito mais antiga. Trata-se de uma tempestade persistente na dinâmica atmosfera do planeta. Têm sido observadas outras tempestades cuja dura¸cão é da ordem das semanas ou meses.

Embora a Grande Mancha Vermelha seja uma tempestade persistente não é estática. Entre as pas-sagens da sondas Pioneer (1973 e 1974) e as Voyager (1979) foram detetadas altera¸cões em torno dos contornos da mancha. Para além disso ao longo dos últimos 300 anos têm-se verificado varia¸cões no tamanho da mancha. A mancha é formada por nuvens de grande altitude e por uma camada mais

(26)

Figura 29: Imagem de J´upiter obtida pela sonda Cassini a caminho de Saturno. Podemos ver bem a Mancha Vermelha e as bandas paralelas ao equador. A pequena sombra sobre o disco do planeta ´e provocada pela lua Europa. [30].

Figura 30: Imagem da Grande Mancha Vermelha obtida pela Voyager 1 em 1979. Na imagem ´e tamb´em vis´ıvel uma oval branca [31].

inferior de nuvens cerca de 50 km abaixo. Roda no sentido anti-horário com um per´ıodo de aproxi-madamente 6 dias. No lado norte da mancha os ventos sopram para oeste ao passo que no lado sul sopram no sentido contrário. Um fenómeno semelhante na Terra tenderia a modificar-se e a dissipar-se ao interagir com os oceanos ou massas continentais. O facto de isso não ser poss´ıvel em Júpiter pode explicar a grande longevidade desta tempestade.

Outro fenómeno observado na atmosfera de Júpiter são as designadas ovais brancas (ver Figura 30). Estas têm caracter´ısticas semelhantes à da Grande Mancha Vermelha, entre as quais alguma longevidade (estão no mesmo local desde que foram observadas em 1938). Aparecem sobretudo no hemisfério sul. No hemisfério norte são mais comuns as ovais castanhas. Os estudos revelam que as ovais castanhas são buracos na atmosfera ao passo que as brancas são zonas onde existem nuvens altas.

A velocidade do vento pode exceder os 500 km/h. Os ventos alteram de dire¸cão entre zonas e cinturas. Em Júpiter existem cerca de cinco ou seis correntes diferentes em cada hemisfério (na Terra temos apenas duas).

(27)

Figura 31: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de J´upiter e a varia¸c˜ao da temperatura com a altitude [32].

de Júpiter até se desintegrar quando a pressão atingiu as 24 atm. Mesmo assim a sonda pode registar a ocorrência de trovoadas e ventos ainda mais fortes (650 km/h). A temperatura no topo das nuvens ronda os 125 K. A cada km de descida a temperatura aumenta em 2 K. Quanto à composi¸cão em massa da atmosfera temos: 75% hidrogénio molecular; 24% hélio atómico; 1% para o metano, amónio, vapor de água e outros gases.

2.5.2 O interior de J´upiter

Embora Júpiter seja o planeta com maior massa no Sistema Solar (318 vezes a massa da Terra) a sua densidade é inferior à da Terra. O planeta é composto em grande parte por hidrogénio (71%) e hélio (24%). A parte mais exterior do planeta é composta por um envelope de hidrogénio molecular (H2) e hélio. À medida que vamos descendo para o interior do planeta a temperatura e pressão aumentam fazendo com que o hidrogénio se torne liqu´ıdo e depois liqu´ıdo-metálico. Nesta zona concentra-se mais de 70% da massa de todo o planeta. Estima-se que no centro exista um núcleo (equivalente a 4% da massa do planeta) rochoso e/ou composto por hidrogénio metálico (talvez no estado sólido). A pressão no centro do planeta deve rondar os 70 milhões de atmosferas e a temperatura deve ser próxima de 22 000 ◦C. Entre zonas adjacentes existem camadas de transi¸cão (Figura 32).

Júpiter emite cerca de duas vezes mais energia do que aquela que recebe do Sol. Essa energia emitida na banda do IV resulta da contra¸cão gravitacional do planeta. No interior do planeta está ainda armazenado, desde o tempo da sua forma¸cão, um excesso de energia potencial gravitacional que ainda não escapou completamente. Deve ser esta a fonte de energia responsável pela emissão observada em Júpiter.

Júpiter, sendo um planeta gasoso, tem rota¸cão diferencial. No equador o per´ıodo de rota¸cão é de 9h 50m 28s ao passo que perto dos polos é de 9h 55m 41s. Se o planeta não estivesse a rodar sobre si mesmo seria uma esfera perfeita. No entanto, devido à sua rota¸cão apresenta nos pólos um achatamento de 6.5% em rela¸cão ao equador.

(28)

Figura 32: O interior do planeta J´upiter [32].

2.5.3 O campo magn´etico de J´upiter

Júpiter emite uma grande quantidade de energia na banda do rádio. Uma pequena parte dessa radia¸cão é térmica (radia¸cão do corpo negro) mas o grosso da radia¸cão é não térmica. Esta apresenta-se em dois comprimentos de onda espec´ıficos:

• 10 m (ondas decamétricas) - observam-se nesta banda explosões esporádicas provavelmente devidas a descargas elétricas na ionosfera do planeta. A ocorrência destas descargas é provocada pela passagem de Io, a lua mais interior de Júpiter;

• 10 cm (ondas decimétricas) - nesta banda é emitido um fluxo constante de radia¸cão resultante do movimento, a velocidades relativistas (velocidades muito próximas da velocidade da luz), dos eletrões no campo magnético de Júpiter. Esta radia¸cão é designada por radia¸cão de sincrotrão.

A radia¸cão de sincrotrão é um indicador claro da existência de um campo magnético. No caso de Júpiter o campo magnético é cerca de 14 vezes superior ao registado na Terra ao n´ıvel do equador. O campo magnético de Júpiter é provocado pelo movimento de cargas elétricas no seu interior. Neste caso trata-se de hidrogénio metálico no estado l´ıquido o qual ocorre 700 km abaixo da superf´ıcie do planeta onde a pressão é suficiente para que o hidrogénio exista nesse estado. O campo magnético de Júpiter está inclinado cerca de 11◦ em rela¸cão ao eixo de rota¸cão do planeta e tem a polaridade invertida em rela¸cão ao da Terra.

2.5.4 Os an´eis de J´upiter

Em 1979 a sonda Voyager 1 descobriu que Júpiter também tem um sistema de anéis. Estes são compostos por pequenas part´ıculas de rocha com tamanhos da ordem de 1 micrómetro as quais refletem apenas 5% da luz recebida do Sol. Resultam provavelmente do impacto de meteoros nas pequenas quatro luas mais interiores de Júpiter (Amalthea, Thebe, Adrastea e Metis).

2.5.5 Os sat´elites de J´upiter

Os 4 maiores satélites de Júpiter (Io, Europa, Ganimedes e Calisto) foram observados pela primeira vez em 1610 por Galileu. são, por isso, designados atualmente por satélites galileanos. A sua

(29)

Figura 33: Erup¸cão vulcânica em Io captada pela sonda Voyager 2. Trata–se da primeira imagem que mostrou um vulcão em plena atividade para além da Terra [33].

Figura 34: Da esquerda para a direita: Calisto, Ganimedes, Europa e Io (as quatro maiores luas de J´upiter)[34].

observa¸cão está ao alcance de qualquer pequeno telescópio. Só não são vis´ıveis a olho nu pelo facto de estarem muito próximos de Júpiter (que é muito mais brilhante) e os nossos olhos não terem o poder de resolu¸cão necessário para os separar. Rodam relativamente rápido em torno de Júpiter pelo que em noites de observa¸cão sucessivas podem ser observados em configura¸cões diferentes. Podem observar-se regularmente trânsitos (passagem de um satélite sobre o disco de Júpiter) e oculta¸cões (satélite escondido por Júpiter).

Estes quatro satélites apresentam sempre a mesma face voltada para Júpiter. A rela¸cão entre o per´ıodo orbital de cada satélite e respetivo per´ıodo rotacional é assim de 1:1. Curiosamente existe também uma rela¸cão de 1:2:4 entre os per´ıodos orbitais de Io, Europa e Ganimedes. Enquanto Ganimedes completa uma volta, Europa completa duas e Io completa quatro voltas em torno de Júpiter.

Io

Tem uma densidade superior à da Lua pelo que deve ser essencialmente rochoso na sua composi¸cão. Das quatro luas galileanas Io é a única que não tem vest´ıgios da presen¸ca de água. Io é um corpo vulcanicamente ativo (ver Figura 33) pelo que a sua superf´ıcie está constantemente em renova¸cão não apresentando quaisquer sinais de crateras. O material expelido pelos vulcões, essencialmente enxofre e dióxido de enxofre, sobe a mais de 250 km de altitude. A maior parte deste material volta à superf´ıcie dando a Io a sua colora¸cão caracter´ıstica (Figura 34).

(30)

Figura 35: A crusta gelada de Europa [35].

Como Io se encontra dentro da magnetosfera de Júpiter alguns dos iões expelidos pelos vulcões acabam por ser capturados por outros iões presentes na magnetosfera de Júpiter, formando, assim, uma espécie de toro (com raio igual ao da órbita de Io) em torno de Júpiter. Com tantas cargas elétricas presentes e um campo magnético tão intenso acaba por estabelecer–se uma corrente elétrica intensa entre Júpiter e Io (400 000 Volt, 5 milhões de Ampere). Parte dessa corrente é devida ao movimento de eletrões. Estes acabam por emitir ondas de rádio na banda dos 10 m.

Europa

Europa é o corpo mais liso e suave observado no Sistema Solar. O seu relevo não regista varia¸cões superiores a algumas centenas de metros. Praticamente não tem crateras (Figura 34). A sua superf´ıcie está coberta por um manto de água gelada bastante pura onde se podem observar um emaranhado de riscos, ranhuras e fraturas (Figura 35). A água sobe à superf´ıcie através das fraturas (o que justifica a pureza da água) transportando consigo alguns minerais (o que justifica a colora¸cão castanha de certas zonas).

Europa não tem calor interno que justifique a sua dinâmica. Esta deve-se às for¸cas de maré impostas por Júpiter e também por Io e Ganimedes. Estas for¸cas de maré não são suficientemente fortes para originar vulcanismo como em Io. Tem todavia uma densidade superior à da crusta terrestre pelo que deve ser essencialmente rochosa na sua composi¸cão correspondendo apenas 10-15% da sua massa total `

a água. O núcleo rochoso tem um raio de cerca de 600 km. A camada externa, com uma espessura de cerca de 200 km é composta por água no estado l´ıquido e no estado sólido. Não se sabe ainda qual a fra¸cão de cada uma das componentes.

Ganimedes

Ganimedes é o maior satélite de Júpiter e do Sistema Solar sendo mesmo maior do que o planeta Mercúrio. A sua densidade é muito inferior à da Lua pelo que para além de uma parte rochosa deve ter na sua composi¸cão bastante água no estado sólido. Apresenta bastantes crateras formadas no gelo. As crateras mais escuras são, regra geral, mais velhas do que as mais claras (Figura 34). A superf´ıcie é sulcada por extensas estrias (com centenas de km de extensão) e com profundidades de até 1 km. Também se observam longos e profundos sulcos (Figura 36). Tudo isto indica que no passado Ganimedes foi geologicamente bastante ativo. Tem um núcleo metálico com cerca de 500 km de raio rodeado por um manto rochoso e uma camada externa de gelo.

Calisto

(31)

Figura 36: A superf´ıcie de Ganimedes com os seus longos e profundos sulcos [36].

composi¸cão bastante água no estado sólido. Apresenta bastante crateras formadas no gelo embora tenha muito poucas com menos de 1 km o que significa que estas devem ter sofrido algum processo de erosão. A sua superf´ıcie parece coberta por um mineral bastante escuro cuja composi¸cão e origem ainda nos são desconhecidas (Figura 34). Tem um campo magnético e tem uma atmosfera ténue composta por CO2.

Outros sat´elites de J´upiter

Ao todo Júpiter tem mais de 60 satélites de pequenas dimensões (1 km a 270 km) na sua grande maioria com forma irregular. Quatro deles estão mais próximos de Júpiter do que Io. são eles Metis, Adrastea, Amalthea e Thebe. Amalthea tem uma cor avermelhada devido ao enxofre proveniente de Io. Todos os restantes satélites conhecidos estão mais distantes de Júpiter do que Calisto. Muitos deles têm orbitas em sentido retrogrado pelo que devem ser asteroides capturados por Júpiter.

2.6 Saturno

Saturno é o segundo maior planeta do Sistema Solar. A melhor altura para observar Saturno é quando este se encontra em oposi¸cão. Nessa situa¸cão, que ocorre a cada um ano e duas semanas, é um dos objetos mais brilhantes do céu noturno embora sem ultrapassar a estrela S´ırius. O per´ıodo orbital é de 29.37 pelo que entre duas oposi¸cões consecutivas a Terra encontra Saturno quase na mesma posi¸cão. Saturno apresenta bandas coloridas paralelas ao equador mas não tão marcantes como as de Júpiter (Figura 37).

2.6.1 A atmosfera de Saturno

A composi¸cão em massa da atmosfera de Saturno consiste em 92% de hidrogénio molecular, 6% de hélio atómico e 2% de outros gases. O facto da percentagem de hélio ser muito inferior à da atmosfera de Júpiter levanta um problema uma vez que é admitido que os dois planetas formaram-se na mesma época. Uma poss´ıvel explica¸cão tem a ver com o facto de Saturno ser mais pequeno. Sendo mais pequeno arrefeceu mais rapidamente do que Júpiter pelo ém que o hélio inicialmente existente na atmosfera acabou por cair tambmais rapidamente para o interior do planeta.

Têm sido observadas algumas tempestades na atmosfera de Saturno com dura¸cão da ordem das se-manas ou meses mas nada que fa¸ca lembrar a Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A velocidade do vento junto ao equador pode atingir a ordem de 1800 km/h. Existem três camadas de nuvens como em

(32)

Figura 37: O planeta Saturno e o seu sistema de an´eis fotografados pela sonda Voyager 2 em 21 de julho de 1981 [37].

Figura 38: As diferentes camadas de nuvens na atmosfera de Saturno e a varia¸c˜ao da temperatura com a altitude [32].

Júpiter (Figura 38). A composi¸cão das nuvens é análoga mas as altitudes a que ocorrem as diferentes camadas diferem (em Saturno estão menos comprimidas pois a gravidade é menor).

2.6.2 O interior de Saturno

A densidade de Saturno é inferior à da Terra e até mesmo inferior à da água. O planeta é composto em grande parte por hidrogénio e hélio: 71% hidrogénio molecular, 24% hélio atómico e 5% de elementos pesados. Tal como Júpiter, Saturno também emite para o espa¸co mais energia do que aquela que recebe do Sol.

Saturno, não sendo um corpo r´ıgido, como os planetas rochosos, tem rota¸cão diferencial. No equador o per´ıodo de rota¸cão é de 10h 13m 59s ao passo que perto dos polos é de 10h 39m 24s. Saturno apresenta um achatamento nos polos de 9.8% em rela¸cão ao equador. Se não estivesse a rodar seria

(33)

Figura 39: Compara¸c˜ao entre os interiores dos planetas J´upiter e Saturno [32].

uma esfera perfeita. O achatamento não depende apenas da rota¸cão mas também da forma como a massa do planeta está distribu´ıda no seu interior. Assim estima-se que exista em Saturno um núcleo sólido com mais ou menos com 10% da massa do planeta.

O campo magnético de Saturno atinge apenas cerca de 3% do de Júpiter. Isto significa que no interior de Saturno a quantidade de hidrogénio metálico no estado l´ıquido deve ser bem menor (o que é de esperar pois a pressão é também inferior, dada a menor massa do planeta). Na Figura 39 é apresentado um esquema com a estrutura interior dos planetas Júpiter e Saturno.

2.6.3 Os an´eis de Saturno

Saturno apresenta um amplo conjunto de anéis sem paralelo no Sistema Solar (Figura 37). Os anéis são compostos por part´ıculas soltas. Se fossem sólidos seriam despeda¸cados pela gravidade de Saturno. As part´ıculas devem ser gelo pois os anéis são bastante brilhantes refletindo cerca de 80% da luz recebida do Sol (Saturno reflete apenas 46%). O tamanho médio das part´ıculas é de 10 cm embora se tenham observado aglomerados com até 5 m. A sua temperatura varia entre −180◦C e −200 ◦C.

A origem destas part´ıculas é desconhecida. Pode ter sido um satélite que nunca se chegou a formar ou então um que foi destru´ıdo pelas for¸cas de maré provocadas pela proximidade de Saturno. A massa total que forma os anéis deve rondar os 1017− 1019 _{kg. Juntando toda a mat´}_{eria que forma os an´}_eis obter´ıamos uma lua com um diâmetro máximo de 100 km.

Do ponto de vista de um observador terrestre a configura¸cão do sistema de anéis vai-se alterando à medida que Saturno orbita em torno do Sol. Os anéis estão no plano do equador de Saturno e este tem o eixo de rota¸cão inclinado cerca de 27◦ em rela¸cão ao seu plano orbital. Quando vistos de frente os anéis parecem desaparecer. Isto significa que são muito finos.