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O Sistema Solar

 

TerraSistema Solar

*Clique no nome para obter mais detalhes sobre os mesmos

SolSol

Planetas

Mercúrio MercúrioJúpiter Júpiter
Vênus VênusSaturno Saturno
Terra TerraUrano Urano
Marte MarteNetuno Netuno
 Lua Lua
AsteróideAsteroideCometaCometaNuvem de oortNuvem de Oort

Metereóides e meteorosMetereóides e meteoritos

Cinturão de KuiperCinturão de Kuiper

Planetas anões

ÉrisÉrisPlutãoPlutãoCeresCeres
HaumeaHaumeaMakemakeMakemake

Nosso sistema solar é composto pela nossa estrela, o Sol, pelos oito planetas com suas luas e anéis, pelos planetas anões, asteroides e pelos cometas. Os cinco planetas mais brilhantes, que são visíveis a olho nu, já eram conhecidos desde a antiguidade. A palavra planeta em grego quer dizer astro errante. Depois da invenção do telescópio, outros 2 planetas do Sistema Solar foram descobertos: Urano em 1781 por William Herschel (1738-1822), Netuno em 1846 por previsão de Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877) e John Couch Adams (1819-1892).

Plutão foi descoberto em 1930 por Clyde William Tombaugh (1906-1997), e classificado até agosto de 2006 como o nono planeta do sistema solar. Desde então a União Astronômica Internacional reclassificou Plutão como "planeta anão", constituindo uma nova categoria de corpos do sistema solar, na qual também foram encaixados Ceres, o maior objeto do cinturão de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter, e Éris (2003UB313) o maior asteroide do cinturão de Kuiper.

Os nomes dos planetas são associados a deuses romanos: Júpiter, deus dos deuses; Marte, deus da guerra; Mercúrio, mensageiro dos deuses; Vênus, deusa do amor e da beleza; Saturno, pai de Júpiter, deus da agricultura; Urano, deus do céu e das estrelas, Netuno, deus do Mar e Plutão, deus do inferno.

O corpo dominante do sistema é 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

ComponenteMassa
Sol99,85%
Júpiter0,10%
Demais planetas0,04%
Cometas0,01% (?)
Satélites e anéis0,000 05%
Asteroides0,000 000 2%
Meteoroides e poeira0,000 000 1% (?)

Composição Química da Atmosfera do Sol

ElementoZAPercentagemPercentagem
   em massaem número
    de partículas
H1170,57 %91,2%
He2427,52%8,7%
O8160,9592%0,078%
C6120,3032%0,043%
Ne10200,1548% 
Fe26560,1169% 
N7140,1105% 
Si14280,0653% 
Mg12240,0513% 
S16320,0396% 
Ne12240,0208% 
Mg12260,0079% 
Ar18360,0077% 
Fe26540,0072% 
Mg12250,0069% 
Ca20400,0060% 
Al13270,0058% 
Ni28580,0049% 
C6130,0037% 
He230,0035% 
Si14290,0034% 
Na11230,0033% 
Fe26570,0028% 
Si14300,0024% 
H120,0023% 

Origem do Sistema Solar

nebula ssanim

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), em seu livro Exposition du Systéme du Monde. Laplace, que desenvolveu a teoria das probabilidades, calculou que como todos os planetas estão no mesmo plano, giram em torno do Sol na mesma direção, e também giram em torno de si mesmo na mesma direção (com exceção de Vênus), só poderiam ter se formado de uma mesma grande nuvem discoidal de partículas em rotação, a nebulosa solar. A versão moderna da teoria nebular propõe que uma grande nuvem rotante de gás interestelar 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, com o passar do tempo, 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.

Weizacker 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 1940 pelo físico alemão Carl Friedrich Freiherr von Weizäcker (1912-2007). 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.

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 Vênus, o albedo não se refere à superfície. Júpiter, Saturno e Netuno emitem quantidade significativa de energia própria, às custas de seus calores residuais de contração. A convecção necessária para o transporte desta energia é que causa as grandes manchas (tornados) nestes planetas.

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

Marte Marte apresenta uma superfície com montanhas, vales e canais.

Vênus 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 (marias) 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 ativo 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. Io Também acontece atividade geológica em Io, o satélite de Júpiter mais próximo do planeta. Io apresenta um alto nível de atividade vulcânica.
Ariel 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

Crateras 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 terreno mais cratereado será sempre o mais antigo.


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