UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO SULUNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO SUL

INSTITUTO DE FÍSICAINSTITUTO DE FÍSICA

Mestrado Profissional em Ensino de FísicaMestrado Profissional em Ensino de Física

Ensino de AstronomiaEnsino de Astronomia

Profª: Dra. Maria de Fátima Oliveira SaraivaProfª: Dra. Maria de Fátima Oliveira Saraiva

Aluno: Aluno: Jader da Silva NetoJader da Silva Neto

COMETASCOMETAS

Corpos pequenos, frágeis e irregulares, compostos de uma mistura de grãos não-voláteis e gases congelados.

Têm órbitas altamente elípticas, que os trazem para muito perto do Sol e os jogam para além da órbita de Plutão.

Quando desviados para o interior do sistema solar, não sobrevivem mais do que 1000 passagens periélicas.

Perdem apenas cerca de 1% da sua massa em cada passagem pelo Sol, podendo ser vistos várias vezes;

Quando no periélio são vistos logo após o pôr do Sol ou antes do nascer;

Distante do Sol, o núcleo é sólido e quando se aproxima (Júpiter - Saturno), sua superfície esquenta, evaporando as substâncias voláteis, que carregam pequenas partículas sólidas, formando a coma do cometa.

ESTRUTURA FÍSICAESTRUTURA FÍSICA

NÚCLEONÚCLEO

É o próprio cometa quando está longe do Sol.

É sólido (≈10 km de diâmetro), composto por uma espécie de gelo sujo.

A cada passagem pelo Sol seu diâmetro diminui alguns metros.

COMACOMA

Tem a forma de uma atmosfera (cujo volume pode ser muito maior que a Terra) sobre o núcleo.

É mais brilhante do que a cauda à qual dá origem.

A presença de componentes à base de hidrogênio, e de oxigênio revela que a constituição do cometa é água.

CAUDACAUDA

Formada pela pressão eletromagnética e pelo vento solar;

São astros de pouca consistência, 1 km3 cúbico de cauda tem apenas 5 g de massa;

Cauda de plasma: é reta e azul (monóxido de carbono ionizado pelo vento solar);

Cauda de poeira neutra: é curva e amarelada (reflexo da luz solar), é mais larga e segue a órbita kepleriana (mais distante do Sol mais devagar andam as partículas);

Cometa West - 1975

A coma e a cauda atingem, em média, uma extensão de dez mil a cem milhões de vezes o diâmetro do núcleo.

ORIGEMORIGEM

Jan Hendrik Oort (1950)

Nuvem de Oort: (restos do sistema solar solidificados) origina os cometas de longo período;

Está distribuída de forma esférica ao redor do Sol (≈ 100.000 U.A.), muito além da órbita de Netuno;

Anomalias gravitacionais provocadas pelas estrelas próximas, podem tirar alguns corpos de suas posições e atraí-los para o Sol;

Gerard Peter Kuiper (1951)

Origem dos cometas de curto período, que foi confirmado em 1970 por simulações numéricas;

Os cometas vêm de uma região plana, coincidente com o plano das órbitas dos planetas (Cinturão de Kuiper);

Tem início logo após a órbita de Netuno (≈ 30 a 100 U.A. do Sol);

ÓRBITAÓRBITA

Parabólica e Hiperbólica – são os cometas não periódicos (se aproximam uma única vez do Sol e retornam ao espaço inter-estelar).

Elíptica - são os cometas periódicos. Órbita geralmente provocada pela influência gravitacional dos planetas, principalmente Júpiter e Saturno.

FATORES QUE ATUAM NA FATORES QUE ATUAM NA DESAGREGAÇÃO DO NÚCLEODESAGREGAÇÃO DO NÚCLEO

Perda constante de material;

Choques com outras partículas que se movem pelo céu;

Repulsão entre partículas resultantes da pressão da radiação e da ação do vento solar;

Campo gravitacional dos planetas gigantes como Júpiter;

Núcleo heterogêneo e frágil;

COMETA HALLEYCOMETA HALLEY

Em 1705, Edmund Halley, previu que o cometa visto em 1531, 1607 e 1682, retornaria em 1758;

Núcleo poroso (≈ 0,1g/cm3), talvez por que há muita sujeira remanescente depois do gelo se evaporar;

Período médio é de 76 anos (74,4 anos em 1835 – 1910 e 79,4 anos em 451 - 530);

Afélio a 35,2 U.A. e Periélio a 0,591 U.A. do Sol;

COMETA MCNAUGHTCOMETA MCNAUGHT

Período estimado em 4000 anos;

Magnitude -5 no hemisfério norte e 1,5 no hemisfério sul;

100 vezes mais brilhante que o Halley;

É o mais brilhante dos últimos 40 anos (West em 1975 tinha magnitude -7);

Fotografado por João Santos/ SOAR Telescope

Fotografado por João Santos/ SOAR Telescope

ASTERÓIDESASTERÓIDES

Grupo de pequenos corpos (planetas menores) com órbitas situadas entre as órbitas de Marte e Júpiter (Cinturão de Asteróides);

Os grandes asteróides têm densidade da ordem de 2,5 g/cm3;

Acredita-se que são restos do processo de formação do Sistema Solar (4,6 bilhões de anos);

Há muitos cientistas que acreditam que alguns asteróides são núcleos de cometas extintos;

Cinturão de asteróides

A partir de 1992 foram descobertos asteróides além da órbita de Netuno;

Plutão está na região dos objetos transnetunianos;

Refletem a luz de modo semelhante aos cometas do Cinturão de Kuiper (propriedades e origem comuns);

Tipo C

Material rochoso, à base de carbono e silício; Escuros como o carvão; Compreende cerca de 60% dos asteróides; Situam-se mais próximos de Júpiter;

Tipo S

Mistura de rochas e metais; Refletem mais luz do que o tipo C; Constituem 30% dos asteróides;

Tipo M

Inteiramente metálicos (Ferro e Níquel); Compreende 10% do total); Refletem mais luz do que o tipo S;

Os de tipo S e M tendem a se situar nas órbitas mais internas do cinturão;

LEI DE TITIUS E BODELEI DE TITIUS E BODE

Relação matemática, empírica, que estabelece as distâncias dos planetas ao Sol:

d = 0,4 + 0,3 x 2n

Nesta época, procurava-se um planeta entre Marte e Júpiter, conforme previsto na Lei de Titius e Bode;

Em 1 de Janeiro de 1801, o italiano Giuzeppe Piazzi descobriu Ceres,  entre Marte e Júpiter a distância de 2,77 U.A.;

Seu diâmetro foi estimado em 1000 km e com massa de um centésimo da massa da Lua (muito pequeno para ser um planeta);

Pensou-se que o planeta previsto pela Lei de Titius e Bode havia explodido;

Hoje, acredita-se que estes pedaços de matéria são restos da formação planetária que nunca chegaram a formar um planeta;

Em 1802, Heinrich Olbers descobriu-se Pallas (500 m de diâmetro e orbita com um ângulo de 35˚ em relação ao cinturão);

Olbers também descobriu Vesta (hoje o mais brilhante);

Estima-se que existam mais de meio milhão de asteróides com mais de 500 m de diâmetro e mesmo assim, a massa total não ultrapassa 1/1000 da massa da Terra;

COLISÃO COM A TERRACOLISÃO COM A TERRA

Asteróides em rota de colisão com a Terra são chamados meteoróides;

Quando atingem nossa atmosfera, ocorre queima de matéria, formando um raio de luz (meteoro – meteoron = fenômeno no céu);

Se não queima por completo, atinge a superfície da Terra – meteorito;

Cerca de 25 milhões de asteróides caem na Terra por dia, a grande maioria com algumas microgramas;

No dia 7 de janeiro de 2002, um asteróide passou a 600 mil quilômetros de distância da Terra, duas vezes a distância Terra-Lua (considerada muito pequena em termos astronômicos);

Em 8 de março de 2002, outro asteróide, passou a somente 461 mil quilômetros de distância;

Cratera Barringer, no Arizona, com 1,2 km de diâmetro e 50 mil anos

Sibéria, 1908: tamanho de um campo de futebol;

Sibéria, 1947: asteróide de ferro-níquel (≈ 100 ton) se rompeu no ar, deixou mais de 106 crateras, de até 28 m de diâmetro e 6 m de profundidade. Mais de 28 toneladas em 9000 meteoritos foram recuperados (o maior com 1745 kg);

Em 18 de janeiro de 2000, um meteoro explodiu sobre o Canadá, gerando uma bola de fogo brilhante detectada por satélites e sismógrafos. Foi recuperado um pedaço de 850 g do meteoro (estimado em 200 toneladas e 5 m de diâmetro).

A extinção dos dinossauros (65 milhões de anos) é consistente com o impacto de um asteróide de mais de 10 km de diâmetro, que abriu uma cratera de 200 km de diâmetro no México, liberando energia equivalente a 5 bilhões de bombas atômicas como a usada sobre Hiroshima.

Alterações climáticas atingiram a Terra, com um esfriamento na superfície e a existência de uma fina camada de argila com uma alta taxa de irídio. Uma grande nuvem de pó se espalhou por todo o planeta, reduzindo a fotossíntese e causando a morte dos dinossauros por falta de alimentos.

Apófis

Tem 320 m de extensão;

Passa em 2029 a 35 mil km da Terra;

REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICASREFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS

http://www.apolo11.com/

http://www.if.ufrgs.br/oei/hip.html

http://neo.jpl.nasa.gov/

http://www.observatório.ufmg.br

http://www.spaceweather.com

OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. Astronomia e Astrofísica. Porto Alegre: Editora da Universidade/UFRGS, 2000.