Introdução à AstronomiaIntrodução à AstronomiaSemestre: 2014 1Semestre: 2014 1Semestre: 2014.1Semestre: 2014.1

Sergio Sergio ScaranoScarano Jr Jr 19/05/201419/05/2014

Unidades de Medida de Ângulos ou ArcosUnidades de Medida de Ângulos ou ArcosC d did li did l d i

1 Grau ( º ) – arco que corresponde à fração 1/360 da circunferência

Como para o caso de medidas lineares, medidas angulares podem assumirdiferentes referências:

1. Grau ( ) arco que corresponde à fração 1/360 da circunferência.

2. Grado (gr) – arco que corresponde à fração 1/400 da circunferência.

3. Radiano (rad) – arco cujo comprimento é igual ao raio dacircunferência que o contém.

BR 1 rad

l rad

RO. A

l rad

][radRl RO ][radRl

sec][arcRl

206265

][Rl

Trabalhando com o Sistema SexagesimalTrabalhando com o Sistema SexagesimalEsse procedimento é possível com calculadoras científicasEsse procedimento é possível com calculadoras científicas.

1-) Digite o número de graus e depois

2-) Digite o número de minutos de arco edepois

3-) Digite o número de segundos de arco edepoisdepois

4 ) Digite e o número será exibido na4-) Digite e o número será exibido naparte do display destinada às respostas

5-) Para alternar a visualização do valor emformato sexagesimal e formato decimal,basta digitar

Medindo Grandezas no CéuMedindo Grandezas no CéuSendo a abóboda celeste esférica as grandezas medidas no céu sãoSendo a abóboda celeste esférica, as grandezas medidas no céu são

angulares.

1o = 1/360da circunferência 1´ = 1/60

do grau 1" = 1/60do minuto

d = 2 cm

1 m10

Moeda de 10 centavos

d = 2 cm

70 m1'1'

d = 2 cm

4 km 4 km1"

http://astro.unl.edu/classaction/animations/intro/smallangledemo.html

Coordenadas Coordenadas AltazimutaisAltazimutais

Zênite

0o A < 360oZ

z[Ñ] -90o h +90o [Z]

[Z] 0o 180o [Ñ]L

h

A[Z] 0o z 180o [Ñ]

Plano doHorizonte

Nh

S

W

N diA, hA = azimute

h l

Ñ

Nadir

A, z

h = alturaz = distância zenital

http://astro.unl.edu/naap/motion2/observer.html

Representação do meridiano local do observadorRepresentação do meridiano local do observadorPlano Meridiano

local

N

Movimento diárioAparente do Sol S

EW

LesteOestePS

Movimento Real da Terra

Pontos cardeais a partir do Cruzeiro do SulPontos cardeais a partir do Cruzeiro do Sul

PóloS lSul

HorizonteHorizonteSul

OesteLeste

O Céu em Rotação e as EstrelasO Céu em Rotação e as EstrelasObservando sistematicamente o movimento das estrelas devido aoObservando sistematicamente o movimento das estrelas devido ao

movimento diurno da esfera celeste.

PoloPolo Celeste e Equador CelesteCeleste e Equador CelesteZêniteZênite

Pólo Celeste Sul

Leste

SulNorte

Oeste

Pól C l t N t

Oeste

Pólo Celeste Norte

Sistema Equatorial de CoordenadasSistema Equatorial de CoordenadasPN

: Ascensão reta

: Declinação

PShttp://astro.unl.edu/naap/motion2/animations/siderealTimeAndHourAngleDemo.html

Constelações Zodiacais de 16 a 24h

E

N

Constelações Zodiacais e o Ano SideralConstelações Zodiacais e o Ano SideralSão as constelações pelas quais o Sol passa em sua trajetória anual. PelaSão as constelações pelas quais o Sol passa em sua trajetória anual. Pela

Astrologia são 12 (tentando aproximar 1 por mês do ano), mas pelaAstronomia são 13.

Terra

Sol

Terra

http://astro.unl.edu/classaction/animations/coordsmotion/zodiac.html

Eclíptica e Eclíptica e ObliquidadeObliquidade da Eclípticada Eclíptica Eixo de rotação

PNÉ a trajetória aparente do Sol entre as estrelas devido ao movimento real da Terra

em torno do Sol. Um observador fixo na Terra vê o Sol projetado contraum fundo diferente de estrelas conforme elase move em sua órbita.

PNPNE

PS = obliquidade daeclíptica (~ 23.5o)

PoloPolo Celeste e Equador Celeste e EclípticaCeleste e Equador Celeste e EclípticaZêniteZênite

Pólo Celeste Sul

Leste

SulNorte

Pólo Celeste Norte

Oeste

Pólo Celeste Norte

12

TrajetóriasTrajetóriasdiurnasdiurnas

10

1112

13

diurnasdiurnasdo Soldo Sol

9

14

7

814

6

715

5716

Leste7

17NS

18Oeste

1917

Exemplo de Um Exemplo de Um AppletApplet

http://astro.unl.edu/classaction/animations/coordsmotion/sunsrays.html

Motivo das Estações e Insolação: Usando um Motivo das Estações e Insolação: Usando um AppletApplet

http://astro.unl.edu/classaction/animations/coordsmotion/eclipticsimulator.html

Eclipses e fases da LuaEclipses e fases da LuaLua

LC

LNCom eclipse Terra

LC

EclipseLunar

LC

SOL

LCLC

LN

Terra

TerraEclipseSolar

LCSem eclipses

LNhttp://astro.unl.edu/classaction/animations/lunarcycles/mooninc.html

Sombra sempre circular da TerraSombra sempre circular da Terrah

12h

06h

00hSol TerraSol

18h

00hSol TerraSol

18

S l Terra 00hSol Terraplana

Sol

06h

SolTerraplana

Sol

Conclusão: para a sombra da Terra ser sempre circular, a Terra deve ser esférica!

Procedimento de (Procedimento de (EratóstenesEratóstenes, séc. IV a .C.) , séc. IV a .C.) para Medida do Raio da Terrapara Medida do Raio da Terrapara Medida do Raio da Terrapara Medida do Raio da Terra

3600 - 2 R L - L

R = 3600 L / (2 )AlexandriaAlexandriaR i

= 7,2o

LR Raios

de SolL = ?

T

R SienaSiena

Terra

L 800 km

RR l 6378 km

Alexandria

CairoRReal 6378 km

REratóstenes = RReal + 15% RReal

Egito

Siena

Período orbital da LuaPeríodo orbital da LuaA medida do período de rotação da Lua depende do ponto de referência

LuaLua

A medida do período de rotação da Lua depende do ponto de referênciaassumido para verificar a repetição de um ciclo.

LuaLuaCheiaCheia

A = período orbital da TerraT = período orbital da LuaS = período sinódico da Lua

aTerra

t2

p

Terra:A - 360o

2S - a

Lua:S - 360o + a

a Terra

S - 360 + aT - 360º

LuaLuaCheiaCheia

t1

T = 27,32166 dias

Distância Distância dd da Terra à Lua ( da Terra à Lua ( HiparcosHiparcos, séc. II a .C. ), séc. II a .C. )A

a

bR

L2

A

Q

x

s bcccc

R B

CSol

d

d

L1

LL

R i d T L

LuaL = semi-diâmetro angular da Lua ~16’ (medido)

a = semi-diâmetro angular da Terra vista do Sol ~ 8 794”s = semi-diâmetro angular do Sol ~ 16’ (medido)

R = raio da Terra

No triângulo ABC: a + b + x = 180oa = semi-diâmetro angular da Terra vista do Sol 8,794

No triângulo BCQ: sen b = R / d

d = R / sen b

No triângulo ABC: a + b + x = 180o

Ângulo raso em C: s + x + cc = 180o

a + b + x = s + x + cc

T = período orbital da Lua ~ 27,3 diasPara a Lua:Para a Lua:

d = R / sen ba + b = s + cc ; a 0b s + cc

++ LLcc360360oo.tPara a Lua:Para a Lua:

T ___ 360T ___ 360oo

t ____ t ____ 2(2(c c ++ LL))

++ LLcc = 22 TT

Distância da Terra ao SolDistância da Terra ao Sol(Aristarco(Aristarco, séc. III a .C. ), séc. III a .C. )(Aristarco(Aristarco, séc. III a .C. ), séc. III a .C. )

LuaQuarto

Crescente

cos = d / DD = d / cos

d

S l

D

Terra

Sol

= 87º, para Aristarco 18 a 20 vezes mais longe que a LuaHoje sabemos que ele está ~ 390 vezes mais longe.

Sistema Geocêntrico (Ptolomeu, séc. II )Sistema Geocêntrico (Ptolomeu, séc. II )

O período dos planetas era observado, então esperava-se que quantomaior o período do planeta mais distante ele estava.

Mer

T

LuaLuaMer

Vên

SolSolMar

Detalhe de “A Escola de Atenas” de RafaelTer Mar

Júp

SatSat

de Rafael

SatSat

Esfera das estrelas fixas

Movimento de Laçada dos PlanetasMovimento de Laçada dos Planetas

Os planetas não apenas pareciam se mover entre as estrelas, mas àsvezes também apresentavam movimentos retrógrados.

Mars and Uranus 2003 retrograde loops. Composting of many images registered so that the stars in each frame lined up.

Posição de Mercúrio ou de Vênus em Relação ao SolPosição de Mercúrio ou de Vênus em Relação ao Sol

Mercúrio ou Vênus após o pôr-do-sol

Oeste

Mercúrio ou Vênus antes do nascer do SolMercúrio ou Vênus antes do nascer do Sol

LesteLeste

Sistema Complexo de EpiciclosSistema Complexo de Epiciclos

PlanetaEpiciclo

Planeta

E

Ter

Deferente

Sistema Sistema Heliocêntrico (CopérnicoHeliocêntrico (Copérnico, séc. , séc. XVI)XVI)

TerMer Vên

LuaSol

Mar

Júp

Sat

Esfera das estrelas fixas

Explicação das LaçadasExplicação das LaçadasVi ã P di l à Ó bi

4 12 35

Visão Perpendicular à Órbita

PP4

P1

P2

T3

P3

P5

Visão do CéuVisão do Céu

Sol

T4

T

T2

P03 Visão do Céu

1P1

2P2

3P3

45P

2

Visão do Céu

T1

T0

T5

1P4

P5

Laçada

1

345

Também possível!

http://astro.unl.edu/classaction/animations/renaissance/retrograde.html

ConfiguraçõesConfiguraçõesPlanetáriasPlanetárias

C

PlanetáriasPlanetárias

CSExterior

Interior

C = ConjunçãoO = Oposição

CIM.E.Oc.M.E.Or.

O OposiçãoQ = QuadraturaOc. = Ocidental (W)Or. = Oriental (E)S = Superior

Q OQ Or

S SuperiorI = InferiorME = Máxima Elongação

T

O

Q.Oc.Q.Or.

Distâncias para Planetas InterioresDistâncias para Planetas InterioresObservando sistematicamente planetas interiores no exato momento dop

por ou do nascer do Sol ao longo do tempo é possível registrar um máximoafastamento dos mesmos em relação ao Sol. O mesmo pode ser feito emelongação máxima ocidental ou oriental.g ç

b MáximaDistância X:

sen b = X / D X = D . sen b

b

tempo

elongaçãoocidental

tempo

bX

Oeste LesteD

PST1

Planetas ExterioresPlanetas ExterioresPara obter distâncias de planetas exteriores deve-se combinarp

informações de períodos orbitais de diferentes planetas e registrar eventosde conjunção e oposição.

P2

T2

bd

Terra PlanetaA 360 o T 360 o

t b t c

t = t2 - t1Y

D

T1 P1

cc t b t c

d = b - c

D

cos d = D / YY = D / cos d

Lei de Lei de TitusTitus--BodeBodeConhecidas as distâncias derivou-se uma lei empírica para as mesmas

D = 0,4 + 0,3 * 2n

Conhecidas as distâncias, derivou-se uma lei empírica para as mesmas.

nn DD Real (UA)Real (UA)MercúrioMercúrio 0 40 4 0 390 39

, ,

MercúrioMercúrio -- 0,40,4 0,390,39VênusVênus 00 0,70,7 0,720,72TerraTerra 11 1,01,0 1,001,00MarteMarte 22 1 61 6 1 521 52MarteMarte 22 1,61,6 1,521,52AsteróidesAsteróides 33 2,82,8 2,82,8JúpiterJúpiter 44 5,25,2 5,25,2SaturnoSaturno 55 10 010 0 9 549 54SaturnoSaturno 55 10,010,0 9,549,54UranoUrano 66 19,619,6 19,219,2NetunoNetuno 77 38,838,8 30,0630,06PlutãoPlutão 88 77,277,2 39,439,4utãoutão 88 ,, 39,39,

DDPlaneta

Quadrante MuralQuadrante MuralObservatorio de Ulugh Beg

0

30

9060

Observatório árabe de Samarcanda; ano 1000

Órbita de Marte segundo KeplerÓrbita de Marte segundo KeplerDiagrama polar da órbita de Marte segundo Kepler:

Mo2

Diagrama polar da órbita de Marte segundo Kepler:

Mo7Mo3

Mo1

Mo6

M 4

Mo5

Mo4

M

Elipse !

Primeira Lei de Kepler (1571 Primeira Lei de Kepler (1571 -- 1630)1630)Os planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas sendo que o SolOs planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas, sendo que o Sol

ocupa um dos focos da elípse.

Semieixomenor

Semi-eixo maiorFoco

http://astro.unl.edu/naap/pos/pos.html

Segunda Lei de Kepler (1571 Segunda Lei de Kepler (1571 -- 1630)1630)Um corpo ligado a outro gravitacionalmente gira em torno dele com seuUm corpo ligado a outro gravitacionalmente gira em torno dele, com seu

raio vetor varrendo áreas iguais em tempos iguais.

A t t

FocoA t t

(VA) = dA / dt

Aelipse = abT P í d bit l

http://astro.unl.edu/naap/pos/animations/kepler.html

T = Período orbital (VA) = ab / T

Terceira Lei de KeplerTerceira Lei de Kepler

MM

mr

( r / r’ )3 = ( T / T’ )2

m’r’

mT

( ) ( )

r 3 = k T 2

T’m

Expressão correta:

r 3 = [G/(42)] ( MM + m ) T 2Expressão correta:

( r / r’ )3 = ( (M + m) / (M + m’) ) x ( T / T’ )2

Períodos, Distância Média e ExcentricidadesPeríodos, Distância Média e ExcentricidadesAlgumas medidas associadas às orbitas planetarias Os AsteróidesAlgumas medidas associadas às orbitas planetarias. Os Asteróides,

Urano, Netuno e Plutão não eram conhecidos pelos antigos gregos, nempelos cientistas da Renacença.

T [anos]T [anos] D [UA]D [UA] eeMercúrioMercúrio 0 240 24 0 390 39 0 2060 206MercúrioMercúrio 0,240,24 0,39 0,39 0,2060,206VênusVênus 0,620,62 0,720,72 0.0070.007TerraTerra 1,001,00 1,001,00 0.0170.017MarteMarte 1,881,88 1,521,52 0,0930,093AsteróidesAsteróides 2,802,80 2,802,80 0,000*0,000*Jú itJú it 11 811 8 5 205 20 0 0480 048JúpiterJúpiter 11,811,8 5,205,20 0,0480,048SaturnoSaturno 29,429,4 9,539,53 0,0560,056UranoUrano 84 084 0 19 219 2 0 0470 047UranoUrano 84,084,0 19,219,2 0,0470,047NetunoNetuno 165165 30,130,1 0,0090,009PlutãoPlutão 248248 39,539,5 0,2490,249

Explicação das Fases de VênusExplicação das Fases de VênusVênus apenas teria todas as fases vísiveis se girasse em torno do Solp g

como previsto pelo modelo heliocèntrico:

Satélites de Satélites de Júpiter (GalileuJúpiter (Galileu, séc. , séc. XVII)XVII)

Noite 1Júpiter

Noite 1

O télit

Noite 2

Os satélitesgiram em torno

de Júpiter, e nãoda Terra!

Noite 3

da Terra!

Noite 4

Noite 5

Acelerações atuantes sobre a LuaAcelerações atuantes sobre a Lua

Velocidade

FcTerra

Lua

GM/d2 2 / dgg = GM/d2 gc = v2 / d

Aceleração gravitacional

Aceleração centrípetagravitacional centrípeta

Relacionar aceleração gravitacional e centrípeta agentes Relacionar aceleração gravitacional e centrípeta agentes sobre a Luasobre a Luasobre a Luasobre a Lua

gg = GM/d2 gc = v2 / dgg GM/d

G = ?M = ?

v = . d

2 / T = 2 / T

T = período de revolução da Lua em torno da Terra

g0 = G M / R2 Na superfície da Terra

gg / g0 = [ GM/d2 ] / [ G M / R2 ]

gg = g0 [ R / d ] 2

em torno da Terra

v = d . 2 / T

gc = (d . 2 / T)2 / d

gc = 4 . 2. d / T2

g0 = 9,8 m/s2

R = 6 378 km gc 4 . d / TR 6.378 km

d = 384.000 km T 27,3 dias

gg = 0,0027 m/s2 gc = 0,0027 m/s2

Centro de Massa em um Corpo RígidoCentro de Massa em um Corpo RígidoÉ um conceito limite ideal, de um corpo indeformável que pode girar com, p q p g

todas suas partes travadas conjuntamente sem sofrer qualquer mudança.

y

(xM, yM)(xM, yM)dCM-M

(x y )(xm, ym)

mM · dCM-M = mm · dCM-m

m · (d d ) = m · (d d )mM · (dM-dCM) = -mm · (dm-dCM) mM · dM + mm · dm = mm · dCM + mM · dCM

m · d + m · dx

mM · dM + mm · dmdCM =(mM + mm)

Centro de massa de um sistemaCentro de massa de um sistema(representação usando somatório)(representação usando somatório)( p ç )( p ç )

(m1 + m2 + m3 + ... + mn ) . xCM = m1 x1 + m2 x2+ m3 x3+ ... + mn xn

x = [ m x + m x + m x + + m x ] / (m + m + m + + m )xCM = [ m1 x1 + m2 x2+ m3 x3+ ... + mn xn ] / (m1 + m2 + m3 + ... + mn )

x = (m x ) / (m )xCM = (mi xi) / (mi)

(m1 + m2 + m3 + ... + mn ) . yCM = m1 y1 + m2 y2+ m3 y3+ ... + mn yn

[ + + + + ] / ( + + + + )yCM = [ m1 y1 + m2 y2+ m3 y3+ ... + mn yn ] / (m1 + m2 + m3 + ... + mn )

yCM = (mi yi) / (mi)

Glub-glub...

1PS

2

PS

PSPS 8

SeqüênciaSeqüênciada Maréda Maré

37 da Maréda MaréGlub-glub...

PS

4PS

PS5

PS

6

PSPS

Influência da fase da Lua sobre a altura da maréInfluência da fase da Lua sobre a altura da maréA i t id d d é é f ã d i ã l ti d L d

Di 1 7 14 22 29

A intensidade das marés é uma função da posição relativa da Lua e doSol, o que se reflete nas fases da Lua.

Dia 1 7 14 22 29

Preamar

Baixa marBaixa-mar

Luacheia

Luanova

Quartominguante

QuartoCrescente

Luacheia

Causa das MarésCausa das MarésA maré está associada ao conceito de força gravitacional diferencial noç g

sistema Terra, Sol e Lua.

PCD MFP

FCFD

M

F = G.M.m/d2FC

FPFD

-FC-FC-FC CC

FP - FCF F FP - FCFD - FC

http://astro.unl.edu/classaction/animations/lunarcycles/tidesim.html

Marés TerrestresMarés Terrestres Lua

~ 15 cmPlaca

15 cm

Placa

MagmaM

gpastoso Magma

pastoso

PlacaPlaca

Placa

Gravidade Marés

Atrito

Cal

or

Rotaçãoda Terra

Ciclicidadedas marés

C

Perda deenergia cinéticaenergia cinética

de rotação

A Terra estáA Terra estáe ro

taçã

o

rota

ção

+2,3ms/seculo

parandoparandode girar !de girar !

cida

de d

e

ríodo

de

r

TempoVelo

c

Per

TranslaçãoTranslação da Terra daqui Muitos Anosda Terra daqui Muitos Anos

Sol

RetrogradaçãoRetrogradação do Equinócio segundo do Equinócio segundo HiparcosHiparcos (129 a .C.)(129 a .C.)

’Timocharis: 172º (273 a .C.)

Hipóteses:

Hiparcos : 174º (129 a .C.)

Hipóteses:

Timocharis errou TerraTimocharis errou. Terra172º

Spica se deslocoude 2º em 144 anos.

174º

O ponto Vernal retrocedeu p2 º em 144 anos.

Spica

Precessão dos equinóciosPrecessão dos equinóciosMovimento cíclico dos pontos dos equinócios ao longo da eclíptica, na

PN

PN'

direção oeste com um período de ~26000 anos.

'

Movimento do Pólo Celeste e do Plano do EquadorMovimento do Pólo Celeste e do Plano do EquadorInversão da época das estações do ano pela mudança da direção de

PN

p ç p ç çinclinação da Terra. Estações se adiantam se não consideramos o ano trópico.

PN1

Hoje PN2

PNPN3

Daqui a13 mil anoshttp://faculty.ifmo.ru/butikov/Applets/Gyroscope.html

ConstelaçõesConstelações PolaresPolares

6000

8000

C f id

10000Cisne

4000

Cefeidas

12000

Lira4000

14000

PNE2000

Dragão

UrsaMenor

16000

PNE

18000

Hércules

- 2000

18000

- 400020000

Efeito das componentes equatoriaisEfeito das componentes equatoriaisPNPN

Plano do equador

eG1

G2OH1 H2

PSo raio polar (de 6 357 km) ao raio equatorial (6 378 km)

PN

p ( ) q ( )

PN

G2O

PS

G1Alongar o equador

PS

Achatar os pólos

Efeito das componentes polaresEfeito das componentes polaresPN

Plano doeG O V2 Plano do equador

eG1G2

OV1

V2

PS

Pl dPlano do equador

Torque que tende a girar o plano dogirar o plano do

equador em direção ao plano da eclíptica

NutaçãoNutaçãoÉ a flutuação dos planos de referência em torno de um plano médioÉ a flutuação dos planos de referência em torno de um plano médio.

Costuma-se dizer que a nutação é a parte oscilatória de pequeno período.

PNE

PN

NutaçãoNutação ((BradleyBradley, 1748), 1748)

Dragão

ação

g

Dec

lina

1974

1991

19371955

Ascensão Reta1900

19181937

Tprincipal= 18,6 anos

Características Gerais de Planetas e Planetas AnõesCaracterísticas Gerais de Planetas e Planetas Anões

Características Gerais de Planetas e Planetas AnõesCaracterísticas Gerais de Planetas e Planetas Anões

Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno PlutãoPeríodo de Revolução (d=dias. a=anos)

87.9d 224.7d 365.25d 686.98d 11.86a 29.46a 84.04a 164.8a 247.7a

Período de Rotação (d=dias. h=hora) 58.6d -243d 23h56m 24h37m 9h48m 10h12m -17h54m 19h6m 6d9h

Distância média ao Sol (UA) 0.387 0.723 1 1.524 5.203 9.539 19.18 30.06 39.44

Di tâ i édiDistância média ao Sol (106km) 57.9 108.2 149.6 227.9 778.4 1423.6 2867 4488 5909

Diâmetro Equatorial (km) 4878 12100 12756 6786 142984 120536 51108 49538 2228

Inclinação da ÓrbitaInclinação da Órbita em Relação Eclíptica

7° 3.4° 0° 1.9° 1.3° 2.5° 0.8° 1.8° 17.2°

Inclinação do Eixo 0.1° 177° 23° 27' 25° 59' 3° 05' 27° 44' 98° 30° 120°

Achatamento 0 0 0.003 0.005 0.06 0.1 0.03 0.02 -

Características Gerais de Planetas e Planetas AnõesCaracterísticas Gerais de Planetas e Planetas Anões

Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno PlutãoNo. de Satélites Conhecidos

0 0 1 2 65 62 27 14 5ConhecidosMassa (MTerra) 0.055 0.815 1 0.107 317.9 95.2 14.6 17.2 0.002

Massa (kg) 3.30×1023 4.87×1024 5.97×1024 6.42×1023 1.90×1027 5.69×1026 8.70×1025 1.03×1026 1.3×1022

DensidadeDensidade (g/cm3) 5.4 5.2 5.5 3.9 1.3 0.7 1.3 1.6 2

Gravidade Superficial

l ã à 0.37 0.88 1 0.38 2.64 1.15 1.17 1.18 0.11em relação à Terra (gTerra)

0.37 0.88 1 0.38 2.64 1.15 1.17 1.18 0.11

Velocidade de Escape (km/s) 4.3 10.4 11.2 5 60 35.4 21 24 1.21

Excentricidade da Órbita 0.206 0.0068 0.0167 0.093 0.048 0.056 0.046 0.01 0.248

Principais traços de 98%CO2 78%N2 95%CO2 90%H 97%H 83%H. 74%HComponentes

Atmosfera

traços de Na.He.H.O

98%CO2. 3.5%N

78%N2. 21%O2

95%CO2. 3%N

90%H. 10%He

97%H. 3%He 15%He.CH

4

74%H. 25%He.CH4

CH.N.CO

Temperatura (C) (S=Sólido. 407(S) dia -

183(S) it-43(n) 470(S) 22(S) -23(S) -150(n) -180(n) -210(n) -220(n) -218(S)( ) (

n=nuvens) 183(S) noite 470(S) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( )

Definição Moderna de PlanetaDefinição Moderna de PlanetaPela convenção da IAU de 2006, um objeto para ser considerado planeta

deve:

Formação do Universo e formação do SolFormação do Universo e formação do SolBi BBig-Bang

Formaçãodo Sol

SolAtual

13 - 15 bilhões de anos 4,6 bi

Cosmogonia

Cosmologia

“Pilares da Criação” “Pilares da Criação” –– A Nebulosa da ÁguiaA Nebulosa da Águia