A família solar é bem mais ampla que o tradicional conjunto dos oito planetas e planetas anões orbitando o Sol



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Asteroides
A família solar é bem mais ampla que o tradicional conjunto dos oito planetas e planetas anões orbitando o Sol. Em 1º de Janeiro de 1801, o monge siciliano e fundador do Observatório Astronômico de Palermo, Giuseppe Piazzi descobriu um novo corpo orbitando o Sol em uma posição onde a lei de Titius-Bode previa a existência de um planeta, A lei de Titius-Bode é uma relação que fornece aproximadamente a distância dos planetas ao Sol e previu a existência de um corpo entre as órbitas de Marte e Júpiter. Este corpo encontrado por Piazzi, com diâmetro de 952km foi batizado de Ceres e considerado como um planeta na época, logo após passou a ser considerado um asteroide e desde 2006 é classificado como um planeta anão.

Cerca de um ano após a descoberta de Ceres, o astrônomo alemão Heinrich Olbers, avistou um outro corpo enquanto observava Ceres, este corpo de cerca de 526km de diâmetro médio foi batizado de Palas e despertou grande interesse na comunidade astrônomica que ainda especulava a existência de um corpo entre Marte e Júpiter além de Ceres. A órbita desse novo corpo foi calculada por Gauss e observou-se que o período orbital deste é similar ao de Ceres(4,6 anos).

Em 1804, o astrônomo alemão Karl Harding observou um corpo de 240km de diâmetro. Este corpo foi batizado de Juno e apresentou uma aparente alteração em sua órbita em 1839, provavelmente causada por um impacto.

Em 1807, Olbers descobre novamente mais um asteroide, Vesta, o mais brilhante de todos e que ocasionalmente pode ser observado por binóculos. Apresenta um diâmetro médio de 520km. Diferencia-se dos demais asteroides por apresentar uma provável estrutura em camadas, o que indica que antigamente apresentava um núcleo extremamente quente, a ponto de ter possuído atividade vulcânica, fato evidenciado pela presença de rocha basáltica.

Como podemos perceber, após a descoberta de Ceres muitos outros corpos foram descobertos nessa mesma região, hoje conhecida como Cinturão de Asteroides ou Cinturão Principal que estende-se desde 2,2 até 3,3 U.A. Em 1866 já passavam de 60 novos “planetas”, que possuiam um tamanho pequeno em relação aos demais planetas. Os corpos dessa região passaram a ser chamados então de asteroides, do grego aster(estrela) e oide(sufixo que indica semelhança). Este nome deve-se ao resultado das primeiras observações no século XIX, onde tais astros apareciam como pontos luminosos pois na prática estes corpos em nada se assemelham à estrelas, sendo em sua maioria escuros e disformes, sendo na verdade objetos rochosos ou metálicos que orbitam o Sol, mas que são pequenos para serem considerados como planetas. Apresentam uma grande variedade em tamanho, indo desde o tamanho de um pedregulho até dimensões de centenas de quilômetros.

Há duas hipóteses aceitas acerca da origem destes corpos. A primeira é que um planeta fragmentou-se por anomalias gravitacionais e a segunda, e mais aceita, defende que esses corpos tenham se formado junto com o Sistema Solar a partir de uma nebulosa e que esses corpos são resquícios do disco protoplanetário existente aqui nos primórdios do Sistema Solar. Esses corpos não encontraram as condições necessárias para formarem um planeta graças à presença de Júpiter que influenciou no crescimento desse aglomerado.

Frequentemente o Cinturão de Asteroides é imaginado como uma densa e perigosa barreira de pedregulhos rodando loucamente, sendo um impedimento às viagens interplanetárias. Na realidade, os asteroides levam horas ou semanas inteiras para completar uma simples rotação. Além disso, o cinturão é tão extenso e os asteroides tão poucos que poderia-se facilmente passar a vida inteira em um asteroide e nunca ver um vizinho de perto. Se pudéssemos juntar a massa de todos os asteroides, teríamos uma massa inferior à da Lua. As sondas Pionner foram as primeiras sondas espaciais que atravessaram o cinturão principal, e foi por esta passagem que os astrônomos viram que o cinturão não era tão denso quanto se imaginava.

Os asteroides são classificados de acordo com seu albedo(quantidade de radiação refletida pelo corpo) e sua composição química nos tipos C, S e M.

Asteroides tipo C: escuros, são compostos principalmente por silicatos hidratados e carbono,. São os mais numerosos, representando cerca de 60% de todos os asteroides, encontrados em todas as regiões do cinturão;

Asteroides tipo S: apresentam espectro característico de corpos rochosos, abundantes nas regiões mais internas do cinturão, representando 30% dos asteroides;

Asteroides tipo M: aparentemente, este tipo de asteroide é inteiramente metálico, rico em níquel e ferro.

Devido à irregularidade de formato desses corpos, seu tamanho é considerado como a extensão media do asteroide. Muitas vezes essas medida é calculada com base no brilho e na distância do corpo.

Os asteroides estão divididos também em famílias. Famílias de asteroides são grupos de asteroides que apresentam características em comum, como por exemplo órbitas parecidas. O nome da família de asteroides é dado pelo representante mais importante desta. Acredita-se que asteroides da mesma família são pedaços de um mesmo asteroide em comum, fragmentado no passado por alguma colisão.

Há também os asteroides com satélites, ou asteroides binários, ou seja, dois corpos rochosos, um orbitando o outro. A distância entre esses corpos e o tamanho varia bastante, mas o exemplo mais conhecido é o 243 Ida, que apresenta um satélite pequeno chamado Dactyl. Acredita-se que esse asteroide tenha sido capturado por Ida, por apresentarem superfícies bem distintas.

Apesar de serem encontrados principalmente no cinturão principal (entre marte e Júpiter), há também asteroides em outras regiões do Sistema Solar. Há os asteroides do grupo troianos, que compartilham órbitas estáveis com outros planetas, localizados nos pontos de Lagrange dessas órbitas. Esses pontos correspondem aos locais onde as atrações gravitacionais do Sol e do Planeta equilibram-se e estão localizados em uma posição de cerca de 60° de separação angular do planeta. Júpiter apresenta a maior parte dos troianos do Sistema Solar, mas este tipo de asteroides já foi observado em demais planetas.

Na região entre o Cinturão Principal e a órbita de Júpiter encontram-se os asteroides do grupo Hilda. Esse grupo não forma uma família de asteroides propriamente dita, pois os elementos não descendem de um corpo em comum, mas a importância desses grupo é o fato de apresentar uma interessante dinâmica entre os elementos de grupo e uma ressonância orbital com Júpiter, sendo o período orbital deste grupo de aproximadamente 2/3 do período orbital de Júpiter. Os elementos de Hilda tomados em conjunto formam uma figura dinâmica aproximadamente triangular com vértices localizados nos pontos de Lagrange e que provou ser dinamicamente estável.

Há também os asteroides localizados além do planeta Netuno, na região conhecida como o cinturão de Kuiper. Esses objetos são conhecidos como objetos transnetunianos e começaram a ser identificados em 1992, e assim como o cinturão principal, acredita-se que esses corpos não conseguiram aglutinar-se nos primórdios do Sistema Solar para formar um único planeta.

E há o grupo NEA(Near Earth Asteroids), ou asteroides próximo da Terra. Entre estes asteroides estão os objetos potencialmente perigoso(PHO), que são os corpos maiores de 100 metros e que se aproximam da Terra a menos de 7 milhões de quilômetros. Basicamente, os NEA's estão divididos em três grupos: Apollo, Amor e Atens. Os do grupo Apollo cruzam a órbita terrestre, chegando a atingir uma distância de 96 milhões de quilômetros do Sol. O grupo Amor não chega a cruzar a órbita terrestre, mas aproxima-se muito desta, chegando a aproximadamente 1 milhão de quilômetros de nossa órbita. Um importante elemento da família Amor é o asteroide Eros, descoberto em 1898 pelo astrônomo alemão Gustav Witt. Eros foi primeiro asteroide a ser descoberto que cruzava a órbita de Marte e também foi o primeiro e por enquanto único asteroide em que se fez o pouso de uma sonda e por isso o asteroide do qual possuímos mais informações através da sonda NEAR-Shoemaker. Acredita-se que os asteroides dos grupos Apollo e Amor tenham sido ejetados das falhas de Kirkwood do cinturão principal. O grupo Atens possui órbita próxima à Terra, sendo que o maior asteroide desse grupo é também um troiano da Terra.



Outros asteroides também foram desviados de suas órbitas originais e sendo capturados por outros corpos. Phobos e Deimos, as luas de Marte são exemplos de asteroides desviados de suas órbitas originais e que foram capturados pela gravidade de Marte, passando a orbitá-lo. Júpiter e Saturno também possuem luas que provavelmente são asteroides capturados pelo campo gravitacional do planeta.

  • http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/sessao-astronomia/index-sa-2008.html

  • http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/asteroides.html

  • http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/cinturao-de-kuiper.html

  • http://www.zenite.nu/

  • http://www.apolo11.com/asteroides_podem_colidir.php

  • http://br.geocities.com/ielcinis2/diversos2/Aster.htm

  • http://astro.if.ufrgs.br/comast/comast.htm

  • http://www.astronoo.com/pt/asteroides.html

  • http://en.wikipedia.org/wiki/Hilda_family

  • http://www.ciencia-cultura.com/Astronomia/marte01.html




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