A foto acima foi tirada em 2004 pela sonda Mars Explorer Spirit. Nela, aparece uma formação que aparenta ter a forma humana. Seria um suposto extraterrestre? Um marciano verde?

A maior coincidência é que ela é igual àquela famosa e polêmica foto do Pé Grande. A foto já tomou parte nas teorias da conspiração e ficou famosa nos meios ufológicos. Para mim me cheira mais a uma photoshopada. Confira a semelhança com a suposta foto do Pé Grande Abaixo.
SÂO PAULO – Novo anel de Saturno é, de longe, o mais largo dos muitos que envolvem o planeta.

O cinturão é tão espesso que sua altura é cerca de 20 vezes o diâmetro do planeta, chegando a mais de dois milhões de quilômetros.
Se pudéssemos enxergá-lo, ele apareceria no céu como duas Luas cheias, uma de cada lado de Saturno. Considerando que o planeta está a mais de 11 bilhões de quilômetros da Terra, enquanto a Lua se encontra a pouco mais de 380 mil, dá para ter uma ideia de seu tamanho.

O telescópio espacial Spitzer localizou o novo cinturão orbitando a 27º do plano principal de anéis. Suas bordas começam a cerca de seis milhões de quilômetros do planeta, e sua largura é de 12 milhões de quilômetros.

Além de refletir muito pouca luz, a fina camada de partículas de gelo e poeira que constitui o anel é muito difusa, e se estende em direção ao planeta e ao espaço.
Além de refletir muito pouca luz, a fina camada de partículas de gelo e poeira que constitui o anel é muito difusa, e se estende em direção ao planeta e ao espaço.

Por isso, ele só pode ser localizado graças ao uso de lentes infravermelhas que conseguem captar objetos frios - a temperaturas como os -193º C em que se encontra o anel.

A recém divulgada descoberta pode explicar alguns mistérios a respeito das Luas de Saturno. Phoebe, uma das mais distantes, gira em direção contrária à de todos os sete anéis já conhecidos e à maioria das outras luas. Agora, sabe-se que ela é a provável fonte do material que constitui o novo cinturão, e que circula dentro dele e na mesma direção.

Já outro satélite natural de Saturno, Iapetus, intrigava pesquisadores por sua aparência estranha: um lado brilhante e o outro muito escuro. Com os dados de que o novo anel circula em direção contrária à de Iapetus, é possível supor que um pouco de seu material escuro atinge a superfície gelada da lua, se prendendo a ela.



A foto acima foi tirada em 2004 pela sonda Mars Explorer Spirit. Nela, aparece uma formação que aparenta ter a forma humana. Seria um suposto extraterrestre? Um marciano verde?

A maior coincidência é que ela é igual àquela famosa e polêmica foto do Pé Grande. A foto já tomou parte nas teorias da conspiração e ficou famosa nos meios ufológicos. Para mim me cheira mais a uma photoshopada. Confira a semelhança com a suposta foto do Pé Grande Abaixo.



Galáxias
A descoberta das galáxias

Por volta do século XVIII vários astrônomos já haviam observado, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram "nebulosas". Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, cascas de gás ejectadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas. Mas algumas nebulosas - as nebulosas espirais - eram galáxias individuais, como a nossa Via Láctea.

M86 M91 M92
M86=S0 M91=SBb M92=Irr

Immanuel Kant (1724-1804), o grande filósofo alemão, influenciado pelo astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares totalmente comparáveis à nossa Galáxia. Citando Kant: "[A] analogia [das nebulosas] com o sistema estelar em que vivemos... está em perfeita concordância com o conceito de que esses objetos elípticos são simplesmente universos [ilha], em outras palavras, Vias Lácteas ...". Essa idéia ficou conhecia como a "hipótese dos universos-ilha". No entanto, as especulações cosmológicas de Kant não foram bem aceitas na época, de forma que a natureza das nebulosas permaneceu assunto de controvérsia.

Até 1908, cerca de 15 000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. A maioria, porém, permanecia com natureza inexplicada. O problema maior era que a distância a elas não era conhecida, portanto não era possível saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não.

ShapleyShapley CurtisCurtis
Dois dos maiores protagonistas nessa controvérsia foram Harlow Shapley (1885-1972), do Mount Wilson Observatory, e Heber Doust Curtis (1872-1942), do Lick Observatory, ambos nos Estados Unidos. Shapley defendia que as nebulosas espirais eram objetos da nossa Galáxia, e Curtis defendia a idéia oposta, de que eram objetos extragalácticos. A discussão culminou num famoso debate em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências. Mas o debate não resolveu a questão.
Hubble Somente em 1923 Edwin Powell Hubble (1889-1953) proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31).
M31
Montagem da foto da galáxia Andrômeda, M31, que tem B=3,4, declinação de +41° e está a 2,2 milhões de anos-luz de nós, 190'×60', vr=-300 km/s, z=-0.001, com a imagem da Lua na mesma escala, mas a Lua é 1,5 milhão de vezes mais brilhante (15,5 magnitudes). A Lua não passa próxima da posição da galáxia no céu. A galáxia M 110, sua satélite, está na parte inferior. ©Adam Block e Tim Puckett. O primeiro registro conhecido da galáxia é do ano 905 d.C., pelo astrônomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi (903-986).
A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de 2,2 milhões de anos-luz. Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro. Ficou assim provado que Andrômeda era um sistema estelar independente.
Cefeida
Uma cefeida na galáxia IC4182, (m-M) = 28.36 ± 0.09, observada pelo Telescópio Espacial Hubble

Classificação morfológica de galáxias

As galáxias diferem bastante entre si, mas a grande maioria têm formas mais ou menos regulares quando observadas em projeção contra o céu, e se enquadram em duas classes gerais: espirais e elípticas. Algumas galáxias não têm forma definida, e são chamadas irregulares. Atualmente se sabe que as galáxias nascem nas regiões de maior condensação da matéria escura. A distribuição destas condensações é aleatória. Se há assimetria na distribuição das condensações em uma região do espaço, a força de maré produzida pela assimetria gera momentum angular na nuvem, e uma galáxia espiral se forma. Se a distribuição local é simétrica, não haverá momentum angular líquido, e uma galáxia elíptica se forma.

Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias, que é usado até hoje, aparece no livro de 1936 de Edwin Hubble, The Realm of the Nebulae. O esquema de Hubble consiste de três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta classe de objetos.
Classificao
Esquema de Hubble para a classificação de galáxias.

Espirais (S)

As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. Andrômeda (M31) e a nossa própria Galáxia são espirais típicas. Elas possuem um núcleo, um disco, um halo, e braços espirais. As galáxias espirais apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. Assim, elas são subdivididas nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco
a núcleo maior, braços pequenos e bem enrolados
b núcleo e braços intermediários
c núcleo menor, braços grandes e mais abertos
Por exemplo, uma galáxia Sa é uma espiral com núcleo grande e braços espirais pequenos, bem enrolados, de difícil resolução.
espirais
Fotos de galáxias obtidas por Jim Wray, no McDonald Observatory.

Existem algumas galáxias que têm núcleo, disco e halo, mas não têm traços de estrutura espiral. Hubble classificou essas galáxias como S0, e elas são às vezes chamadas lenticulares. As galáxias espirais e lenticulares juntas formam o conjunto das galáxias discoidais.
S0

Mais ou menos metade de todas as galáxias discoidais apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Elas são chamadas barradas e, na classificação de Hubble elas são identificadas pelas iniciais SB. As galáxias barradas também se subdividem nas categoria SB0, SBa, SBb, e SBc. Nas espirais barradas, os braços normalmente partem das extremidades da barra. O fenômeno de formação da barra ainda não é bem compreendido, mas acredita-se que a barra seja a resposta do sistema a um tipo de perturbação gravitacional periódica (como uma galáxia companheira), ou simplesmente a consequência de uma assimetria na distribuição de massa no disco da galáxia. Alguns astrônomos também acreditam que a barra seja pelo menos em parte responsável pela formação da estrutura espiral, assim como por outros fenômenos evolutivos em galáxias.
barradas

Normalmente se observa, nos braços das galáxias espirais, o material interestelar. Ali também estão presentes as nebulosas gasosas, poeira, e estrelas jovens, incluindo as super-gigantes luminosas. Os aglomerados estelares abertos podem ser vistos nos braços das espirais mais próximas e os aglomerados globulares no halo. A população estelar típica das galáxias espirais está formada por estrelas jovens e velhas.

As galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz. Estima-se que suas massas variam de 10 bilhões a 10 trilhões de vezes a massa do Sol. Nossa Galáxia e M31 são ambas espirais grandes e massivas.

M83M83
NGC1365NGC1365
Exemplos de galáxias espirais e espirais barradas.

Elípticas (E)

As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais.
elipticas
As galáxias elípticas são chamadas de En, onde n=10(a-b)/a, sendo a o semi-eixo maior e b o semi-eixo menor.

Hubble subdividiu as elípticas em classes de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento. Imagine-se olhando um prato circular de frente: essa é a aparência de uma galáxia E0. Agora vá inclinando o prato de forma que ele pareça cada vez mais elíptico e menos circular: esse achatamento gradativo representa a sequência de E0 a E7. Note que Hubble baseou sua classificação na aparência da galáxia, não na sua verdadeira forma. Por exemplo, uma galáxia E0 tanto pode ser uma elíptica realmente esférica quanto pode ser uma elíptica mais achatada vista de frente, já uma E7 tem que ser uma elíptica achatada vista de perfil. Porém nenhuma elíptica jamais vai aparecer tão achatada quanto uma espiral vista de perfil.

As galáxias elípticas variam muito de tamanho, desde super-gigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetros de milhões de anos-luz, ao passo que as menores têm somente poucos milhares de anos-luz em diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até 10 trilhões de massas solares, são raras, mas as elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias.

M87 A galáxia elíptica gigante M87.

Irregulares (I)

Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas que eram privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura caótica ou irregular. Muitas irregulares parecem estar sofrendo atividade de formação estelar relativamente intensa, sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente. Em contraste, observações na linha de 21 cm, que revela a distribuição do gás hidrogênio, mostra a existência de um disco de gás similar ao das galáxias espirais. As galáxias irregulares também lembram as espirais no seu conteúdo estelar, que inclui estrelas de população I e II (jovens e velhas).

Os dois exemplos mais conhecidos de galáxias irregulares são a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães, as galáxias vizinhas mais próximas da Via Láctea, visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, identificadas pelo navegador português Fernão de Magalhães (1480-1521), em 1519, mas incluídas em 964 no Livro de Estrelas Fixas, de Abd-al-Rahman Al Sufi. A Grande Nuvem, com diâmetro aparente de 650'×550', V=0,1, tem uma barra, embora não tenha braços espirais. Aparentemente ela orbita a Via Láctea, com velocidade de 387 km/s. Nela está presente o complexo 30 Doradus, um dos maiores e mais luminosos agrupamentos de de gás e estrelas super-gigantes conhecido em qualquer galáxia. A Supernova 1987A ocorreu perto de 30 Doradus. A massa da Grande Nuvem é da ordem de 6 × 109 massas solares, e sua distância da ordem de 176 mil anos-luz. A Pequena Nuvem de Magalhães, com 280'×160', V=2,3, v=302 km/s, d=210 mil anos-luz.
GNM
A Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia irregular. A mancha vermelha à esquerda é a região de formação estelar gigante 30 Doradus. Foto por Wei-Hao Wang.
A Pequena Nuvem é bastante alongada e menos massiva do que a Grande Nuvem. Aparentemente é o resultado de uma colisão com a Grande Nuvem acontecida há uns 200 milhões de anos atrás.
LMC e SMC
Foto das galáxias irregulares Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães, obtida por Wei-Hao Wang.
Propriedade Espirais Elípticas Irregulares
Massa ($ M_\odot$) $ 10^9$ a $ 10^{12}$ $ 10^5$ a $ 10^{13}$ $ 10^8$ a $ 10^{11}$
Diâmetro ($ 10^3$ parsecs) 5 - 30 1 - 1000 1 - 10
Luminosidade ($ L_\odot$) 108 a 1011 106 a 1012 107 a 2 × 109
População estelar Velha e jovem Velha Velha e jovem
Tipo espectral A a K G a K A a F
Gás Bastante Muito pouco Bastante
Poeira Bastante Muito pouca Varia
Cor Azulada no disco Amarelada Azulada
Amarelada no bojo
Estrelas mais velhas $ 10^{10}$ anos $ 10^{10}$ anos $ 10^{10}$ anos
Estrelas mais jovens Recentes $ 10^{10}$ anos Recentes

Principais características dos diferentes tipos de galáxias
As galáxias elípticas foram formadas de nuvens com baixo momentum angular, enquanto as espirais de nuvens com alto momentum angular. Como a rotação inibe a formação estelar pois dificulta a condensação da nuvem, as estrelas se formam mais lentamente nas galáxias espirais, permitindo que o gás perdure e a formação estelar se estenda até o presente.

Você também pode participar da classificação de galáxias no Zoológico de Galáxias..

Massas de galáxias

Assim como a massa de uma estrela é a sua característica física mais importante, também nas galáxias a massa tem um papel crucial, não apenas em sua evolução como sistemas individuais, mas na evolução do próprio Universo. Por exemplo, da quantidade de massa das galáxias depende a densidade de matéria visível do Universo.

A melhor maneira de medir a massa é a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas. Em galáxias elípticas, as velocidades medidas são velocidades médias, pois os movimentos das estrelas nesses sistemas têm componentes de mesma magnitude nas três direções, e todas seguem órbitas bastante elípticas.

Massas de galáxias elípticas
Eorbits

As massas das galáxias elípticas podem ser determinadas a partir do Teorema do Virial, segundo o qual num sistema estacionário (cujas propriedades não variam no tempo), a soma da energia potencial gravitacional das partículas e o dobro de sua energia cinética, é nula, ou seja:
E_G + 2E_C = 0

onde $ E_G$ é a energia potencial gravitacional e $ E_C$ é a energia cinética.

Podemos considerar uma galáxia como um sistema estacionário (pois ela não está nem se contraindo nem se expandindo), cujas partículas são as estrelas.

A energia cinética das estrelas na galáxia pode ser escrita como:
E_C = \frac{Mv^2}{2}

onde M é a massa total da galáxia e v é a velocidade média das estrelas, medida pelo alargamento das linhas espectrais 1.

A energia potencial gravitacional é
E_G = -\frac{GM^2}{2R}

onde R é um raio médio da galáxia que pode ser estimado a partir da distribuição de luz. Combinando as três equações acima achamos que
{M^{elipticas} = \frac{2v^2\,R}{G}}

Esse mesmo método pode ser usado também para calcular as massas de aglomerados de galáxias, assumindo que eles são estacionários. Nesse caso, consideraremos cada galáxia como uma partícula do sistema. A energia cinética pode ser calculada pelos deslocamentos das linhas espectrais, e a energia potencial gravitacional pela separação média das galáxias do aglomerado.

Massas de galáxias espirais
As galáxias espirais têm grande parte das estrelas confinadas ao plano do disco, com órbitas quase circulares, e velocidades que dependem da distância ao centro.
Sporbits
Curva de rotação para a galáxia espiral NGC3198.
rotation

Em galáxias espirais, nas quais o movimento circular das estrelas no disco é dominante sobre o movimento desordenado das estrelas do bojo, a massa pode ser determinada através da curva de rotação, v(R), que é um gráfico da velocidade de rotação em função da distância galactocêntrica. As velocidades de rotação em cada ponto são obtidas medindo o deslocamento Doppler das linhas espectrais.

Assumindo que a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno, e que portanto o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo, podemos determinar essa massa através da igualdade da força gravitacional com a força centrífuga, da mesma maneira como determinamos a massa da nossa Galáxia.
$F_G=F_c \rightarrow \frac{GM_Gm}{R^2} = \frac{mv^2}{R} \rightarrow M_G = \frac{Rv^2}{G}$
Chamando M(R) a massa interna ao raio R, temos que
{M(R)^{espirais} = \frac{R[v(R)]^2}{G}}

Nas partes externas de muitas espirais, a velocidade v(R) não depende mais de R, ou seja, v(r) permanece constante, de forma que quanto maior o raio R, maior a massa M(R) interna a ele. Como as partes externas das galáxias são muito fracas, a partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais, mas de acordo com a curva de rotação a massa continua crescendo. Isso significa que uma grande parte da massa das galáxias deve ser não luminosa, e é conhecido como o problema da massa escura.

A formação e evolução das galáxias

Qual a causa de existirem diferentes tipos de galáxia? Quando os primeiros estudos sobre galáxias iniciaram, o fato de as galáxia elípticas terem estrelas em geral mais velhas do que as galáxias espirais levou os astrônomos a pensarem que as diferenças se deviam à evolução, ou seja, as galáxias quando jovens seriam espirais e mais tarde evoluiriam a elípticas.

Entretanto, se determinarmos as idades das estrelas mais velhas em sistemas espirais e em sistemas elípticos, encontramos que em todos os tipos, essas estrelas são igualmente velhas, em torno de 10 bilhões de anos. Portanto, todas as galáxias que vemos começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e portanto têm mais ou menos a mesma idade. A diferença é que nas espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.
DeepField
Imagem de longa exposição do telescópio Espacial Hubble, mostrando que todos os tipos de galáxias já eram encontradas no passado remoto.

Uma diferença importante entre elípticas e espirais é a velocidade com que ocorre a formação estelar. Parece que nas elípticas a formação estelar aconteceu de forma mais rápida no início de sua evolução, talvez porque tenham se originado de nuvens protogalácticas mais densas do que as espirais. Da mesma forma, nas regiões centrais das espirais, onde a densidade era maior, a formação estelar foi rápida, mas nos braços se procedeu mais lentamente, de forma que o gás não foi consumido todo de uma vez, e a formação estelar pode continuar.

Outro fator importante é a quantidade de momentum angular (quantidade de rotação) da nuvem de gás primordial: quanto mais momentum angular a nuvem tinha inicialmente, mais achatada será a forma final. Levando isso em conta, as elípticas teriam se formado de nuvens que tinham pouca rotação quando começaram a se contrair, ao passo que as espirais teriam se formado do colapso de nuvens com mais rotação.

Aglomerados de galáxias

Olhando-se fotografias do céu, nota-se facilmente que as galáxias tendem a existir em grupos.
Hydra Grupo Local
Foto do Aglomerado de Hydra e desenho do Grupo Local
Jan Hendrik Oort (1900-1992) demonstrou que as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas concentram-se em grupos, como o Grupo Local, que contém cerca de 50 galáxias, e grande cúmulos, como o grande cúmulo de Virgem, que contém 2500 galáxias. Oort demonstrou também que as 2500 galáxias do cúmulo de Virgem, movendo-se a 750 km/s, são insuficientes por um fator de 100 para manter o cúmulo gravitacionalmente estável, indicando novamente que a matéria escura deve ser dominante. Recentemente a detecção pela emissão de raio-X dos gás quente no meio entre as galáxias dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente. Mas pelo menos dois terços da matéria escura não pode ser bariônica, ou a quantidade de hélio e deutério do Universo teria que ser diferente da observada, como explicitado no capítulo de Cosmologia.

abell2218
Imagem de lentes gravitacionais no cúmulo Abell 2218, fotografado pelo Telescópio Espacial Hubble.

O Grupo Local
O grupo de galáxias ao qual a Via Láctea pertence chama-se Grupo Local. É um aglomerado pequeno, com cerca de 50 membros, que ocupa um volume de 3 milhões de anos-luz na sua dimensão maior. A Via Láctea e Andrômeda (M31) são de longe os dois membros mais massivos, estando um em cada borda do aglomerado. A terceira galáxia mais luminosa do grupo é outra espiral, M33, que tem 20% da luminosidade da Via Láctea e 13% da luminosidade de Andrômeda. Entre os demais membros existem duas elípticas, M32, satélite de M31, e M110, e várias irregulares e galáxias anãs.
As Nuvens de Magalhães (Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães), galáxias irregulares satélites da nossa Galáxia , também fazem parte desse grupo. A Grande Nuvem de Magalhães, localizada a 150 mil anos-luz (46 kpc) da Via Láctea, era até 1994 considerada a galáxia mais próxima2. Desde 2003 foram descobertas várias galáxias anãs na região do Grupo Local, entre as quais uma anã localizada a apenas 25 mil anos-luz de distãncia, na direção do centro galáctico. Essa é atualmente a galáxia mais próxima, e só não foi detectada antes devido a estar numa região de grande extinção e ter brilho superficial muito baixo.
No total, o grupo local contém pelo menos 3 galáxias espirais, 2 elípticas, 15 galáxias irregulares de diferentes tamanhos, e 17 anãs elípticas. A maioria das galáxias se encontram orbitando a Via Láctea ou Andrômeda, dando uma aparência binária ao Grupo Local.
Outros aglomerados de galáxias

Virgo
Fotografia de parte do cúmulo de Virgem, obtida por David Malin com o UK Schmidt Telescope do ©Anglo-Australian Telescope. O cúmulo contém mais de 2500 galáxias e cobre mais de 5° no céu. A galáxia elíptica brilhante M84 é a que está logo acima do centro e M86 é a elíptica brilhante à direita.
Outros aglomerados de galáxias variam de grupos pequenos a aglomerados compactos. O aglomerado de Fornax, relativamente próximo, apresenta um conjunto variado de tipos de galáxias, embora tenha poucos membros.
Fornax
Imagem do centro do aglomerado de galáxias do Fornax, a 15 Mpc de distância e RA=3h 36m, DEC=-35°37m. No centro está a galáxia elíptica tipo E1 NGC 1399. Abaixo desta a E1 NGC 1404 e a esquerda desta a irregular NGC 1427.
O grande aglomerado de Coma cobre 20 milhões de anos-luz no espaço (2 graus de diâmetro) e contém milhares de membros. O aglomerado de Virgem tem no centro as galáxias elípticas gigantes M84 e M86, situadas a uma distância de 34 milhões de anos-luz. Ele também cobre 20 milhões de anos-luz no espaço e é um dos mais espetaculares do céu. Suas quatro galáxias mais brilhantes são galáxias elípticas gigantes, embora a maior parte das galáxias membros visíveis sejam espirais.
Coma
Aglomerado de Coma: quase todo objeto visto nesta foto é uma galáxia do aglomerado.
O aglomerado de Virgem é tão massivo e tão próximo que influencia gravitacionalmente o Grupo Local, fazendo com que nos movamos na sua direção. A galáxia elíptica gigante M87, também do aglomerado, contém um buraco-negro massivo em seu centro, com massa de 1,3 \times 10^9 MSol.

M87Jato A galáxia elíptica gigante M87, do aglomerado de Virgem, a 50 milhões de anos-luz da Terra, fotografada pelo Hubble Space Telescope. A galáxia está muito distante mesmo para o telescópio espacial detectar estrelas individuais. As formas puntuais são cúmulos estelares. O jato de elétrons relativísticos é acelerado pelo buraco negro massivo central.
O aglomerado de galáxias de Hydra. hydra.epsf

A denominação M das galáxias vem de Charles Messier (1730-1817), um buscador de cometas, que em 1781 registrou a posição de 103 objetos extensos (nebulosas) para não confundí-los com cometas.

Superaglomerados

Depois de descobrir que as galáxias faziam partes de aglomerados ou cúmulos de galáxias, os astrônomos se perguntaram se existiam estruturas ainda maiores no Universo. Em 1953, o astrônomo francês Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) demonstrou que os aglomerados de galáxias também formam superaglomerados.

O superaglomerado mais bem estudado é o Supercúmulo Local, porque fazemos parte dele. Ele tem um diâmetro de aproximadamente 100 milhões de anos-luz e aproximadamente uma massa de cerca de $ 10^{15}$ massas solares, contendo o Grupo Local de galáxias, e o cúmulo de Virgem.
Estrutura em Grande Escala

Entre estes superaglomerados observam-se grandes regiões sem galáxias, mas onde foram detectadas nuvens de hidrogênio neutro. Margaret J. Geller (1947-) e John Peter Huchra (1948-), do Center for Astrophysics da Universidade de Harvard, e os brasileiros Luiz Alberto Nicolaci da Costa (1950-) e Paulo Sergio de Souza Pellegrini (1949-), do Observatório Nacional, têm estudado a distribuição de galáxias em grande escala, mostrando que as galáxias não estão distribuídas uniformemente, mas formam filamentos no espaço. Um exemplo destes filamentos é a Grande Parede (Great Wall), um concentração de galáxias que se estende por cerca de 500 milhões de anos-luz de comprimento, 200 milhões de anos-luz de altura, mas somente 15 milhões de anos-luz de espessura. Esta estrutura está a uma distância média de 250 milhões de anos-luz da nossa Galáxia, e tem uma massa da ordem de $ 2\times 10^{16}~M_\odot$. Entre estes filamentos estão regiões, de diâmetros de 150 milhões de anos-luz, sem galáxias. A estrutura lembra um esponja. O Sloan Digital Sky Survey continua este mapeamento
Distribuição de galáxias no espaço, conforme observações de Margaret Geller e John Huchra. Cada ponto nesta figura representa uma das 9325 galáxias, na direção do pólos sul e norte da nossa galáxia. Nossa galáxia está no centro da figura, onde as duas partes se unem; as regiões não mapeadas são obscurecidas pelo disco da nossa galáxia. A Grande Parede é a banda de galáxias que se estende de lado a lado quase no meio da parte superior da figura.
wall1.epsf

3D
6df
Distribuição espacial de 100 mil galáxias próximas determidado pela Busca de Galáxias 6df, na Austrália. Cada galáxia é representada por um ponto. Nossa Galáxia está no centro da distribuição e a faixa onde não foram observadas galáxias indica o disco de nossa Galáxia (Dr Chris Fluke, Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology).

Colisões entre galáxias

Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas das outras, isto é, as separações entre elas não são grandes comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre as galáxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho, enquanto a distância média entre as estrelas é da ordem de 1 parsec = 22 milhões de diâmetros solares). Isso significa que provavelmente essas galáxias estão em frequentes interações umas com as outras.
Tadpole Imagem do Telescópio Espacial Hubble da galáxia do girino (tadpole).
Nos catálogos existentes de galáxias peculiares há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra. Podemos entender muitos desses casos em termos de efeitos de maré gravitacional. Os efeitos de marés entre pares de galáxias que casualmente passam perto uma da outra têm sido estudados por Alar e Juri Toomre. Eles assinalaram três propriedades fundamentais nas interações por maré: (1) a força de maré é proporcional ao inverso do cubo da separação entre as galáxias; (2) as forças de maré sobre um objeto tende a alongá-lo; assim, os bojos de maré se formam no lado mais próximo e no lado mais distante de cada galáxia em relação à outra; (3) as galáxias perturbadas geralmente giravam antes do encontro de maré e a distribuição posterior de seu material deve portanto refletir a conservação de seu momentum angular.

Como um primeiro resultado, é de se esperar que uma interacção de maré entre duas galáxias puxe matéria de uma em direção à outra. Essas "pontes" de matéria realmente se formam entre as galáxias interagentes, mas também se formam caudas de matéria que saem de cada galáxia na direção oposta à outra. Devido à rotação das galáxias, as caudas e pontes podem assumir formas esquisitas, especialmente se levarmos em conta o fato de que os movimentos orbitais das galáxias estarão em um plano que forma um ângulo qualquer com a nossa linha de visada. Os irmãos Toomre têm conseguido calcular modelos de galáxias interagentes que simulam a aparência de diversos pares de galáxias com formas estranhas, vistas realmente no céu.
NGC4038 colisao
NGC 4038/9: um exemplo clássico de galáxias em colisão.

Fusão de galáxias e canibalismo galáctico

Se as galáxias colidem com velocidade relativamente baixa, elas podem evitar a disrupção por maré. Os cálculos mostram que algumas partes das galáxias que colidem podem ser ejectadas, enquanto as massas principais se convertem em sistemas binários (ou múltiplos) com pequenas órbitas ao redor uma da outra. O sistema binário recentemente formado, encontra-se envolto em um envelope de estrelas e possivelmente matéria interestelar, e eventualmente pode se fundir formando uma única galáxia. Esse processo é especialmente provável nas colisões entre os membros mais massivos de um aglomerado de galáxias, que tendem a ter velocidades relativamente mais baixas. A fusão pode converter galáxias espirais em elípticas.

O termo fusão de galáxias é usado em referência à interacção entre galáxias de tamanhos semelhantes. Quando uma galáxia muito grande interage com outra muito menor, as forças de maré da galáxia maior podem ser tão fortes a ponto de destruir a estrutura da galáxia menor cujos pedaços serão então incorporados pela maior. Astrônomos chamam este processo de canibalismo galáctico.

Observações recentes mostram que galáxias elípticas gigantes, conhecidas como galáxias cD, têm propriedades peculiares, tais como: halos muito extensos (até 3 milhões de anos luz em diâmetro), núcleos múltiplos, e localização em centros de aglomerados. Essas propriedades sugerem que essas galáxias se formaram por canibalismo galáctico.

Muitas vezes, o encontro entre as galáxias não é forte o suficiente para resultar em fusão. Numa interacção mais fraca, ambas as galáxias sobrevivem, mas o efeito de maré pode fazer surgirem caudas de matéria, em um ou ambos lados das duas galáxias. Muitas galáxias com aparências estranhas, que não se enquadram em nenhuma das categorias de Hubble, mostram evidências de interações recentes. Simulações por computador mostram que sua forma pode ser reproduzida por interacção de maré, em colisões. Um resultado recente de simulações em computador é a possibilidade de que colisões possam transformar galáxias espirais em elípticas: a interacção pode retirar gás, estrelas e poeira das duas galáxias, transformando-as em uma elíptica. A colisão pode também direcionar grande quantidade de gás ao centro da elíptica resultante, propiciando a criação de um buraco negro.

Quasares

Imagem no ótico do quasar 3C 279, obtida com o Canada-France-Hawaii Telescope de 3,6 m de diâmetro. O quasar tem magnitude aparente V=17,75 e magnitude absoluta estimada de MV=-24,6 (uma estrela O5V tem MV=-5). O nome vem do fato de ser o objeto número 279 do terceiro catálogo de rádio fontes de Cambridge. Pelo módulo de distância, r=2,951 Gpc.
3c279.epsf

Os quasares, cujo nome vem de "Quasi Stellar Radio Sources", foram descobertos em 1961, como fortes fontes de rádio, com aparência ótica aproximadamente estelar, azuladas. Mais provavelmente são galáxias com buracos negros fortemente ativos no centro, como proposto em 1964 por Edwin Ernest Salpeter (1925-2008) e Yakov Borisovich Zel'dovich (1914-1989). São objetos extremamente compactos e luminosos, emitindo mais do que centenas de galáxias juntas, isto é, até um trilhão de vezes mais do que o Sol. São fortes fontes de rádio, variáveis, e seus espectros apresentam linhas largas com efeito Doppler indicando que eles estão se afastando a velocidades muito altas, de até alguns décimos da velocidade da luz. O primeiro a ter seu espectro identificado foi 3C 273, pelo astronomo holandêz Maarten Schmidt (1929-), em 1963. Maarten foi orientando de Oort, em Leiden, em 1956. Este quasar tem magnitude aparente V=12,85, mas magnitude absoluta estimada de $ M_V=-26,9.$ Pelo módulo de distância, r=891 Mpc.
redshift
O espectro do quasar 3C 273 no ótico e infravermelho próximo é dominado pelas linhas do hidrogênio em emissão e deslocadas para o vermelho (redshifted) por efeito Doppler. Por exemplo, a linha H$\beta$ está deslocada de 4861Å para 5630Å.

quasar.epsf
Modelo de um quasar, com um buraco negro no centro, um disco de acresção em volta deste, e jatos polares.

No modelo mais aceito, o buraco negro central acreta gás e estrelas da sua vizinhança, emitindo intensa radiação enquanto a matéria se acelera, espiralando no disco de acresção, e parte da matéria é ejetada por conservação de momento angular. Na aceleração da matéria, a energia liberada é da ordem de 0,1mc2, comparada com 0,007mc2 na reação nuclear mais energética conhecida, a transformação de 4 átomos de hidrogênio em um átomo de hélio. Quando o buraco negro consumir toda matéria circundante, ele cessará de emitir.

quasares
Imagens obtidas por John N. Bahcall (1934-2005) e Mike Disney com o Telescópio Espacial Hubble, da NASA, mostrando que os quasares ocorrem tanto em galáxias normais quanto em galáxias perturbadas. Por exemplo, PG 0052+251 (canto esquerdo superior), a 1,4 bilhões de anos-luz da Terra, reside em uma galáxia espiral normal; PHL 909, a 1,5 bilhões de anos-luz (canto inferior esquerdo), em uma galáxia elíptica; IRAS04505-2958, PG 1212+008, Q0316-346 e IRAS13218+0552, em vários tipos de galáxias em interação.
Hoje o modelo mais aceito é que os quasares são buracos negros com massas de 1 milhão a 1 bilhão de vezes a massa do Sol localizados no núcleo de galáxias ativas.
modelo=5
Um dos quasares mais distantes tem deslocamento para o vermelho (redshift) z=5,0 e foi descoberto pelo Sloan Digital Sky Survey em 1998. Abaixo estão sua foto e seu espectro.
fotoz=5
z=5
Mais recentemente Daniel Stern (JPL), Hyron Spinrad (Berkeley), Peter Eisenhardt (JPL), Andrew Bunker (Cambridge), Steve Dawson (Berkeley), Adam Stanford (Davis,IGPP) e Richard Elson (Florida) descobriram o quasar RD300 com z=5,5, utilizando o 4m do KPNO, o 5m do Palomar e os 10m dos Kecks.
z=5,5

Para os quasares precisamos usar a fórmula relativística do efeito Doppler para medir a velocidade através do avermelhamento z:

z\equiv \frac{\Delta \lambda}{\lambda} = \frac{v}{c}\cos \theta \left(\frac{1}{1-\frac{v^2}{c^2}}\right)^{1/2}

onde $ \theta$ é o ângulo entre o vetor velocidade e a linha de visada.
z
Região do espectro do objeto que é observado no ótico aqui na Terra.
Como os deslocamentos para o vermelho (redshifts) dos quasares são em geral grandes, $ z\equiv\frac{\Delta \lambda}{\lambda}$, precisamos utilizar a fórmula do deslocamente Doppler relativístico para calcular sua velocidade. Por exemplo, um quasar que tem deslocamento Doppler $ \frac{\Delta \lambda}{\lambda}=5$ indicaria uma velocidade de 5 vezes a velocidade da luz, se utilizarmos a fórmula do deslocamento Doppler não relativístico, $ \frac{v}{c}=\frac{\Delta \lambda}{\lambda}$. Mas o deslocamento Doppler relativístico é dado por:

$z\equiv\frac{\Delta \lambda}{\lambda}=\sqrt{\frac{((1+v/c)}{(1-v/c)}}-1$

de modo que a velocidade é dada por:

$\frac{v}{c}=\frac{(1+z)^2-1}{(1+z)^2+1}$

z=6,4
Em janeiro de 2003, Xiaohui Fan, Michael Strauss, Eva Grebel, Don Schneider e colaboradores do Sloan Survey divulgaram o mais distante quasar até então, com z=6,4, que representa o Universo quando este tinha somente 800 milhõs de anos.
Mas o record desde 2007 é do CFHQS J2329-0301, deslocamento para o vermelho de z = 6,43, descoberto por Chris Willott, da Universidade de Ottawa, no Canadá e colaboradores, com o telescópio Canada-France-Hawaii e confirmado com o Gemini. Emmanuel Momjian, Christopher L. Carilli e Ian D. McGreer, publicaram o artigo de 2008, Very Large Array and Very Long Baseline Array Observations of the Highest Redshift Radio-Loud QSO J1427+3312, Astronomical Journal, 136, 344, com z=6,12.

Variação do espectro com z
O detentor do record atual é o quasar CFHQS J2329-0301, com z=6,43, dois milhões de anos mais velho que o anterior.

Radiogaláxias
3C219 0313-192
Superposição da imagem ótica (em azul) com a imagem em rádio (em vermelho) da rádio-galáxia 3C219, que está a 500 Mpc. Enquanto a galáxia tem 100 mil anos-luz de diâmetro, os jatos cobrem 1 milhão de anos-luz. À direita, o jato em rádio em torno da galáxia espiral 0313-192 (NASA/NRAO).

Radiogaláxias são galáxias que têm uma emissão em rádio muito intensa, em torno de 1033 a 1038 watts, lembrando que a luminosidade do Sol é de 3,83 × 1026 watts. Observadas no ótico, geralmente têm a aparência de uma galáxia elíptica grande, mas, observadas em rádio, apresentam uma estrutura dupla, com dois lóbulos emissores em rádio, localizados um em cada lado da galáxia elíptica, e a distâncias que chegam a 6 Mpc de seu centro. Outra característica das rádiogaláxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da galáxia. A explicação mais plausível para os jatos é a mesma dos quasares: partículas carregadas se movendo em um campo magnético. Como a trajetória seguida pelas partículas é helicoidal, seu movimento é acelerado e elas irradiam energia. Uma das radiogaláxias mais brilhantes é Centauro A, localizada na constelação do Centauro, no Hemisfério Sul celeste.
Centaurus A
Imagem da galáxia peculiar Centauro A, obtida no Cerro Tololo Interamerican Observatory, mostrando um grande anel de massa em torno da galáxia.

Galáxias Seyfert

Circinus
Foto da galáxia Seyfert Circinus, com dois anéis, um de diâmetro de 1300 anos-luz e outro de 260 anos-luz, obtida com o Telescópio Espacial Hubble.
As galáxias Seyfert, descobertas por Carl Keenan Seyfert (1911 - 1960), em 1943, são galáxias espirais com núcleos pontuais muito luminosos, em torno de 1036 a 1038 Watts, contribuindo com aproximadamente metade da luminosidade total da galáxia no ótico. O espectro nuclear apresenta linhas de emissão alargadas, de elementos pesados altamente ionizados, e um contínuo não-térmico muito intenso no ultravioleta, cuja estrutura é explicada como devida a movimentos internos muito rápidos no núcleo. Geralmente, a emissão dessas galáxias sofre variabilidade em períodos relativamente curtos, o que leva a concluir que a fonte emissora deve ser compacta, como um buraco negro. Estima-se que aproximadamente 1% de todas as galáxias espirais são Seyfert.

Objetos BL Lacertae (BL Lac)

Os objetos BL Lacertae, também chamados blazares, constituem uma outra classe de objetos exóticos, que apresentam um núcleo muito brilhante e compacto. Têm como principais características a extraordinária variabilidade em curtos períodos de tempo, luz polarizada, e um espectro não-térmico sem linhas de emissão ou absorção. O primeiro objeto desse tipo, e que deu nome à classe, foi BL Lacertae, observado em 1929, na constelação do Lagarto. No princípio, foi confundido com uma estrela, por seu brilho poder variar por um fator de 15, em poucos meses. Muitos desses objetos são também fontes de rádio, e acredita-se que eles sejam rádiogaláxias, orientadas de forma que a linha de visada fica na direção do jato. Atualmente a maioria dos astrônomos aceita que as diversas formas de galáxias com núcleo ativo, como galáxias Seyfert, quasares e blazares, tenham sua fonte de energia originada no mesmo processo básico: gás sendo acelerado por um buraco negro central, liberando energia potencial na forma de radiação.
Comparação entre diferentes tipos de galáxias ativas
Propriedade Radiogaláxias Galáxias Objetos Quasares
Seyfert BL Lac
Espectro contínuo não-estelar não-estelar não-estelar não-estelar
Linhas de emissão largas e largas e nenhuma largas e
estreitas estreitas ou fracas estreitas
Forma no ótico elíptica espiral incerta estelar
Forma em rádio jatos e emissão emissão jatos e
lóbulos fraca fraca lóbulos

O catálogo de galáxias ativas dos franceses Marie-Paule Véron-Cetty e Philippe Véron, Quasars and Active Galactic Nuclei (12th Ed.), publicado em 2006, contém 85 221 quasars (definidos como objetos mais brilhantes que magnitude absoluta B=-23), 21 737 AGNs (Active Galactic Nuclei, definidos como objetos mais fracos que magnitude absoluta B=-23) e 1122 blazares.
O Catálogo de Galáxias do Data Release 4 do SDSS contém 88 178 galáxias com linhas de emissão.
Em 2004 Scott M. Croom et al. (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 349, 1397) publicou o catálogo de espectros de 40 220 quasares observados no hemisfério sul pelo 2dF Galaxy Redshift Survey.
O Quarto Catálogo de Quasares do publicado em 2007, contém 77 429 quasares. O Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey, publicado em out/2008, contém espectros de 929 124 galáxias.

As maiores dúvidas sobre as galáxias concentram-se em como elas se formaram, qual é a composição de sua massa escura - que pode corresponder a 85-90% de sua massa total, e porque algumas galáxias parecem ter um buraco negro central que libera uma quantidade colossal de energia.

ESO U

1Alargamento espectral acontece porque, como as estrelas estão em movimento aleatório, algumas produzirão um deslocamento das linhas espectrais para o azul e outras para o vermelho. Esses dois deslocamentos, juntos, resultam em um alargamento das linhas.
2Considerando apenas as galáxias grandes e luminosas como a Via Láctea, Andrômeda é a mais próxima, mas incluindo todos os tipos de galáxias, as Nuvens de Magalhães são mais próximas.

Movimentos Superluminais
Relação de Tully-Fisher, Luminosidade e Brilho das Galáxias
proxima Cosmologia

Volta Astronomia e Astrofísica
© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva
Modificada em 25 set 2009

Vaticano monta exibição de instrumentos astronômicos

Exibição trará ainda um manuscrito original de Galileu Galilei, que foi condenado pela Igreja

AP

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Globo celeste com constelações, de 1567, um dos objetos da mostra no Vaticano

Pier Paolo Cito/AP

Globo celeste com constelações, de 1567, um dos objetos da mostra no Vaticano
CIDADE DO VATICANO - Telescópios rudimentares, globos celestes e manuscritos originais de Galileu serão exibidos nos museus do Vaticano como parte de uma celebração dos 400 anos das primeiras observações astronômicas feitas pelo cientista italiano.



Telescópio de Galileu é atração principal em exposição nos EUA



Astrum 2009: Astronomia e Instrumentos segue a história da astronomia a partir de suas ferramentas, de um globo zodiacal do ano 300 aos telescópios cada vez mais complexos usados em tempos recentes.



Na entrevista que marcou o lançamento da exibição, nesta terça-feira, 13, o monsenhor Gianfranco Ravasi, principal autoridade do Vaticano para assuntos culturais, absteve-se de comentar a condenação de galileu pela Igreja Católica no século 17, por afirmar que a Terra gira em torno do Sol.



Ravasi disse que, embora seja necessário reconhecer os erros do passado, "continuo a acreditar que é preciso olhar mais para o futuro".



A condenação de Galileu ajudou a alimentar a opinião de que a Igreja é hostil à ciência, uma reputação da qual o Vaticano tenta se livrar há tempos.



Em 1992, o papa João Paulo II afirmou que a sentença contra Galileu foi um erro causado por "trágica incompreensão mútua".



A exibição e outras iniciativas do Vaticano para marcar os 400 anos do uso do telescópio como instrumento científico por Galileu e o Ano Internacional da Astronomia é parte do esforço de reabilitação da cúpula católica.



Um dos pontos altos da mostra é o manuscrito original de Sidereus Nuncius, livreto de 1610 que registra as primeiras descobertas astronômicas de Galileu.

(Fonte: Revista Planeta , Edição 443 Ago/2009)


20 de julho de 1976: a sonda Viking recolheu algumas amostras do terreno marciano e as combinou com substâncias nutritivas radioativas. Se dessa mistura fosse gerado metano, concordaram os cientistas, si
gnificaria que alguma coisa estaria metabolizando as substâncias e emitindo gás. Embora o resultado do experimento tenha sido positivo , a Nasa nega que exista vida em Marte. Alguma coisa liberou metano em Marte: era viva ou não?

Abaixo uma imagem das sondas Viking em marte:

(Fonte: Revista Planeta , Edição 443 Ago/2009)


Nos anos 1970 , a Nasa lançou duas sondas em direção aos confins do Sistema Solar: Pionner 10 e Pionner 11. No caminho , alguma coisa acelerou a trajetória delas em cerca de 13 mil quilômetros por ano. Teremos de rever a lei da gravitação universal de Newton com basae na qual foi calculada a rota das sondas ou acreditar que elas foram desviadas por alguma força misteriosa?

Abaixo uma imagem da sonda Pionner 11:


(Fonte: Revista Planeta, Edição 433 Ago/2009.)

Se fossem compostas apena
s de matéria visível , as galáxias se fragmentariam porque a gravidade gerada não seria suficiente para mantê-las "coladas". Como isso não acontece , deve existir no universo muito mais matéria escura funcionando como aglutinador gravitacional. Essa matéria representaria 90% da massa do universo , mas até agora ninguém descobriu sua natureza.

Abaixo uma das poucas imagens da matéria negra:

Corpos Menores do Sistema Solar

asteroides

Asteróides Ida

Asteróides são um grupo numeroso de pequenos corpos (planetas menores) com órbitas situadas na grande maioria no Cinturão Principal de Asteróides, entre as órbitas de Marte e Júpiter, a uma distância média da ordem de 2,8 unidades astronômicas (UA) do Sol. Mais de 12000 asteróides têm órbitas bem determinadas. Eles orbitam o Sol aproximadamente na mesma direção dos planetas (de oeste para leste) e a maioria no mesmo plano. A partir de 1992 foram descobertos vários asteróides além da órbita de Netuno, chamados objetos transnetunianos. A maioria desses objetos têm órbitas alinhadas com a eclíptica, formando um anel em torno do Sol, a uma distância média de 40 UA, chamado "Cinturão de Kuiper". Todos os asteróides são menores do que a Lua.

Asteróides do Cinturão Principal

O Cinturão de Asteróides principal contém asteróides com semi-eixo maior de 2,2 a 3,3 UA, correspondendo a períodos orbitais de 3,3 a 6 anos. Provavelmente mais de 90% de todos os asteróides estão neste Cinturão. Os grandes asteróides têm densidade da ordem de 2,5 g/cm3.

O maior asteróide do Cinturão principal, e o primeiro asteróide conhecido é Ceres, descoberto em 1801 pelo italiano Giuseppe Piazzi (1746-1826), com massa de um centésimo da massa da Lua, e diâmetro de 1000 km. Nessa época os astrónomos estavam procurando insistentemente um planeta que, de acordo com a lei de Titius-Bode, deveria existir entre as órbitas de Marte e Júpiter. Piazzi achou que tinha encontrado tal planeta, mas em seguida as descobertas de novos "pequenos planetas" nessa região se multiplicaram, e todos foram agrupados sob o nome de "asteróides. Pallas foi descoberto em 1802, por Heinrich Wilhelm Mattäus Olbers (1758-1840) e Juno em 1804 por Karl Ludwig Harding (1765-1834).
O asteróide Ida, com 50 km de diâmetro, foi fotografado em 1993 pela sonda Galileo e foi então descoberto que ele possui um satélite, Dactyl, de 1,5 km de diâmetro, a 100 km de distância. Aproximadamente 10% dos asteróides têm satélites.

Asteróides do Cinturão de Kuiper

Kuiper Este cinturão foi predito pelos cálculos do astrônomo irlandês Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972) em 1949 e do holandês Gerard Peter Kuiper (1905-1973) em 1951. Esta teoria reapareceu no início dos anos 1970, quando simulações numéricas provaram que os cometas de longo período, provenientes da Nuvem de Oort, não podem ser capturados pelos planetas gigantes do sistema solar para transformarem-se em cometas de curto período. Desde a primeira descoberta de um asteróide transnetuniano por David C. Jewitt & Jane X. Luu em 1992, foram descobertos mais de 1000 asteródes do Cinturão de Kuiper, a maioria com cerca de 100 km de diâmetro. Eris com 1200 km de raio, Plutão com 1160 km, Caronte com 635 km, 2005 FY9 com cerca de 625 km, Haumea (2003 EL61) com cerca de 600 km, Sedna com cerca de 750 km, 2004 DW com cerca de 750 km, Quaoar, com 625 km de raio, Ixion, com 550 km, Varuna, com 450 km de raio e 2002 AW197, também com 450 km de raio, são alguns dos maiores asteróides do cinturão de Kuiper. Devem existir mais de 70 000 asteróides com mais de 100 km de diâmetro no cinturão de Kuiper.

O asteróide transnetuniano 2001 KX76 KX76 , com 1200 km de diâmetro, desbancou Ceres como o maior asteróide conhecido até então. Na figura ao lado, as distâncias não estão em escala.
O asteróide Quaoar foi descoberto em 2002 por Michael E. Brown e Chadwick Trujillo, do Caltech. Tem cerca de 1250 km de diâmetro e está localizado a cerca de 1,6 bilhões de km além de Plutão, no cinturão de Kuiper. Seu nome oficial é 2002 LM60, mas os descobridores o chamaram de Quaoar, ''força de criação'' na língua da tribo Tongva, os primeiros habitantes da bacia de Los Angeles. (2002 LM60 i=8.0° e=0.034 d=43.377UA)

Quaoar Quaoar
O asteróide Sedna, com diâmetro entre 1300 e 1600 km, com 3/4 do tamanho de Plutão, que tem 2240 km de diâmetro, estava a uma distância de 13 bilhões de km, além do cinturão de Kuiper, pois sua distância de periélio é de 76 UA. Seu nome oficial é 2003 VB12, descoberto por Michael E. Brown do Caltech, Chad Trujillo do Gemini Observatory e David Rabinowitz, de Yale (K03V12B i=11.932° e=0.85059 a=509.10733UA).
Sedna
Sedna

Eris Eris (2003 UB313), um asteróide do cinturão de Kuiper (asteróide transnetuniano), descoberto em 2005 por Michael E. Brown (1965-), Chadwick A. Trujillo (1973-) e David Lincoln Rabinowitz (1960-), é maior do que Plutão, conforme as medidas feitas com o Telescópio Espacial Hubble em 9 e 10 de dezembro de 2005, que resultaram em um diâmetro de 2398 ± 97 km, comparado com 2288 km de Plutão. O asteróide Eris varia de distância ao Sol entre 38 UA e 98 UA (a=67,73 UA, P=557,44 anos), provavelmente foi deslocado de sua órbita por Netuno, e tem um plano de órbita bem inclinado em relação ao dos planetas (44°).
Gabrielle O asteróide 2003 UB313 tem um satélite, S/2005 (2003 UB313) 1, fotografado pela primeira vez por Michael E. Brown com telescópio de 10m do W.M. Keck Observatory. O planeta anão 2003 UB313 recebeu em 13 set 2006 o nome oficial de Eris, a deusa da discórdia na mitologia grega. Seu satélite recebeu o nome Dysnomia, que na mitologia é o espírito demoníaco da falta de lei. Pela órbita de Dysnomia se mede que Eris é 27% mais massivo que Plutão.

Até mar/2008 existiam 404 578 asteróides catalogados, e 2 461 cometas.

Asteróides muito pequenos são chamados meteoróides.

Cores dos asteroides
Cores de 6612 asteróides imageados pelo Sloan Digital Sky Survey, dos 204 mil objetos com movimento detectados até 2004, de acordo com Zeljko Ivezic, Mario Juric, Zagreb University, Robert Lupton, Serge Tabachnik e Tom Quinn. No eixo vertical, sin(i) é o seno do ângulo de inclinação da órbita em relação a eclíptica. As cores estão correlacionadas à composição química.

Planetas anões

Desde agosto de 2006 o sistema solar tem uma nova categoria de objetos, que são os planetas anões. Enquadram-se nessa categoria objetos que:

  1. estão em órbita em torno do Sol (como os planetas);
  2. têm forma determinada pela auto-gravidade, ou seja, são esféricos (como os planetas);
  3. não tem tamanho significativamente maior do que os outros objetos em sua vizinhança (ao contrário dos planetas).
Até o momento, os planetas anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e Makemake.

Plutao Plutão tem 3 satélites. Imagens de maio de 2005 obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble mostraram, além do satélite Caronte descoberto em 1978, dois outros objetos menores orbitando Plutão. Em fevereiro de 2006 novas observações confirmaram estes dois novos satélites, chamados de Hydra (monstro com corpo de serpente e nove cabeças - S/2005 P1) e Nix (deusa da escuridão, S/2005 P2).

Meteoros Foto da reentrada da nave MIR sobre Fiji em 23 de março de 2001

Meteoros são pequenos asteróides (meteoróides) que se chocam com a Terra. Ao penetrar na atmosfera da Terra geram calor por atrito com a atmosfera, deixando um rastro brilhante facilmente visível a olho nu, chamados de estrelas cadentes. O termo vem do grego meteoron, que significa fenômeno no céu. Existem aproximadamente 2000 asteróides com diâmetro maior de 1 km, que se aproximam da Terra, colidindo com uma taxa de aproximadamente 1 a cada 1 milhão de anos. 2 a 3 novos são descobertos por ano e suas órbitas são muitas vezes instáveis, devido a interações gravitacionais com os vários corpos (planetas e asteróides).

Chuvas de Meteoros

Quando a Terra cruza a órbita de um cometa, encontra poeira ejetada deste e uma chuva de meteoros ocorre.
Chuva

Meteoritos Meteorito ant

Meteoritos são meteoróides que atravessam a atmosfera da Terra sem serem completamente vaporizados, caindo ao solo. Do estudo dos meteoritos se pode aprender muito sobre o tipo de material a partir do qual se formaram os planetas interiores, uma vez que são fragmentos primitivos do sistema solar.

Existem 3 tipos de meteoritos: os metálicos, os rochosos, e os metálico-rochosos. Os rochosos são os mais abundantes, compreendendo 90% de todos meteoritos conhecidos. Um tipo de meteoritos rochosos são os condritos carbonáceos, que representam o tipo mais antigo de meteoritos, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e parecem não ter sofrido qualquer alteração desde a época de sua formação. Os metálicos são compostos principalmente de ferro e níquel. Na Terra caem aproximadamente 25 milhões por dia, a grande maioria com algumas microgramas.

ALH84001 Em agosto de 1996 cientistas da NASA revelaram evidências indiretas de possíveis fósseis microscópicos que poderiam ter se desenvolvido em Marte 3,6 bilhões de anos atrás, no meteorito marciano ALH84001. Sua denominação vem do fato de ter sido o meteorito número 001, colectado em 1984, na região chamada Allan Hills, na Antártica. Este meteorito, de 1,9 kilos, é um dos 30 meteoritos já coletados na Terra que acredita-se foram arrancados de Marte por colisões de asteróides. ALH84001 cristalizou-se no magma de Marte 4,5 bilhões de anos atrás, foi arrancado de Marte 16 milhões de anos atrás e caiu na Antártica 13 mil anos atrás. Ele mostra traços de hidrocarbonetos policíclicos aromáticos e depósitos minerais parecidos com os causados por nanobactérias na Terra e, portanto, indicando que poderia ter havido vida em Marte no passado remoto. Esta é a primeira evidência da possível existência de vida fora da Terra e levanta a questão de se a vida começou em outros pontos do Universo além da Terra, espontaneamente. Em outubro de 1996, cientistas ingleses descobriram traços de carbono orgânico em outro meteorito marciano, ETA79001, novamente uma evidência circunstancial para a qual vida é somente uma das possíveis interpretações. Entretanto muitos cientistas argumentam que os resíduos são na realidade partes de superfícies de cristais de piroxeno e carbonatos e não nanofósseis. A sonda Sojourner, da missão Mars Pathfinder de julho a setembro de 1997, comprovou que a composição química das rochas marcianas é de fato muito similar à composição dos meteoritos como o ALH84001.

rochas
Composição química de várias rochas e meteoritos. Scooby Doo, Yogi e Barnacle Bill são nomes de rochas de Marte estudadas pela sonda Pathfinder.

Impactos na Terra Barringer

A foto acima é da Meteor Crater, ou Cratera Barringer [Daniel Moreau Barringer (1860-1929), que demonstrou que a cratera era devido ao impacto de um meteorito], no Arizona, tem 1,2 km de diâmetro e 50 mil anos.

Duas vezes no século XX grandes objetos colidiram com a Terra. Em 30 de junho de 1908, um asteróide ou cometa de aproximadamente 100 mil toneladas explodiu na atmosfera perto do Rio Tunguska, na Sibéria, derrubando milhares de tex2html_wrap_inline20 de árvores e matando muitos animais.

Tunguska
Foto a 20 km do centro da explosão na região do Rio Tunguska, no centro-norte da Sibéria, tirada em 1927 (20 anos depois da explosão).
O asteróide, rochoso, explodiu no ar e somente pequenos pedaços, encrustados nas árvores, foram encontrados. Simulações indicam que o asteróide deveria ter 30 a 60 metros de diâmetro e energia equivalente de 5 a 15 Mton TNT, uma bomba de hidrogênio (a primeira bomba de hidrogênio, chamada Bravo, foi testada em 1 de março de 1954, pelos americanos, no Atol de Bikini, e tinha 15 Mton TNT. A bomba de hidrogênio mais poderosa foi testada pelos russos e atingiu 50 Mton TNT). Várias testemunhas viram quando o meteorito/meteoro explodiu no ar.

O segundo impacto ocorreu em 12 de fevereiro de 1947, na cadeia de montanhas Sikhote-Alin, perto de Vladivostok, também na Sibéria. O impacto, causado por um asteróide de ferro-níquel de aproximadamente 100 toneladas que se rompeu no ar, foi visto por centenas de pessoas e deixou mais de 106 crateras, com tamanhos de até 28 m de diâmetro e 6 metros de profundidade. M de 28 toneladas em 9000 meteoritos metálicos foram recuperados. O maior pedaço pesa 1745 kilos.

Sikhote-Alin
Esta foto mostra a recuperação do maior pedaço do meteorito de Sikhote-Alin, de 1745 kg, sendo tirado de sua cratera por um caminhão. Mais de 9000 pedaços, compondo 28 toneladas foram recuperados.
Em 18 de janeiro de 2000, um meteoro explodiu sobre o território de Yukon, no Canadá, gerando uma bola de fogo brilhante detectada por satélites de defesa e também por sismógrafos. A energia liberada foi da ordem de 2 a 3 kton TNT. Denominado Tagish Lake, em referência ao local da queda, foram recuperados alguns pedaços, 850 g, do meteoro que deve ter tido 200 toneladas e 5 m de diâmetro.
impactos

A cada dia a Terra é atingida por corpos interplanetários, a maioria deles microscópicos, com uma massa acumulada de 10 000 toneladas.

dino
chicxlub A extinção dos dinossauros, 65 milhões de anos atrás, é consistente com um impacto de um asteróide ou cometa de mais de 10 km de diâmetro, que abriu uma cratera de 200 km de diâmetro perto de Chicxulub, na península de Yucatan, no México. O impacto liberou uma energia equivalente a 5 bilhões de bombas atômicas como a usada sobre Hiroshima em 1945. A imagem mostra as variações gravimétricas do local, já que parte está sob o oceano. Outras crateras com a mesma idade têm sido descobertas, como a cratera Boltysh, de 24 km de largura na Ucrânia e a cratera Silverpit, no fundo do Mar do Norte na costa da Inglaterra, com 19 km de largura. A proposta de que a grande extinção de organismos terrestres e marinhos, vertebrados e invertebrados que ocorreu há 65 milhões de anos (transição do período Cretáceo para o Terciário) tem origem num grande impacto é do físico americano Luis Walter Alvarez (1911-1988), ganhador do prêmio Nobel em 1968 por seus estudos de partículas sub-atômicas, e seu filho Walter L. Alvarez (1940-), geólogo americano, que notaram que a extinção se deu por alterações climáticas que atingiram toda a Terra, com um esfriamento na superfície e pela existência de uma fina camada de argila com uma alta taxa de irídio (um metal raro, similar à platina), com uma concentração 30 vezes maior do que a média de 0,3 partes por bilhão, em mais de cem partes do globo nesta época, consistente com uma grande nuvem de pó que se espalhou por todo o planeta, cobrindo a luz do Sol. Com a queda da fotossíntese, as plantas morreriam e os dinossauros morreriam por falta de alimentos. Um evento similar poderia ser uma grande explosão vulcânica, mas isto não explicaria a deposição de irídio, nem a existência da cratera de Chicxulub. Irídio é encontrado no interior da Terra, mas os asteróides são mais ricos em irídio do que a crosta da Terra.

Outros grandes impactos sobre a Terra podem ter causado o rompimento do grande supercontinente, Pangea, 250 milhões de anos atrás, e outro há 13 mil anos, cerca de 10 mil a.C., no fim do último período glacial, quando os mamutes desapareceram.

Satélites ganimedes

Em geral, o número de satélites de um planeta está associado à sua massa. O maior satélite do sistema solar é Ganimedes, um dos quatro satélites galileanos de Júpiter, com raio de 2631 Km. O segundo é Titan, de Saturno, com 2575 Km de raio (5150 Km de diâmetro). Ambos são maiores do que o planeta Mercúrio, que tem 2439 km de raio (4878 km de diâmetro). Note que a Lua, com 3475 km de diâmetro, é maior do que Plutão, que tem 2350 km de diâmetro.

NomeDiâmetroMassaDensidade
(km)(Lua=1)(g/cm3)
Ganimedes52802,01,9
Titan51501,91,9
Calisto48201,51,9
Io36401,23,5
Lua34751,03,3
Europa31300,73,0
Tritão27100,32,1

Os três maiores satélites têm a mesma densidade e aproximadamente o mesmo tamanho e, portanto, devem ter a mesma composição química; provavelmente têm um interior estratificado, com um núcleo rochoso do tamanho da Lua cercado por uma camada espessa de gelo ou possivelmente água. Titan Titan apresenta a notável característica de possuir uma atmosfera densa, rica em compostos de carbono e metano. Titan, como Vênus, é cercado por uma camada opaca de nuvens.

A maioria dos satélites revolve em torno do respectivo planeta no sentido de oeste para leste e a maioria tem órbita aproximadamente no plano equatorial de seu planeta.

pastoresSatélites pastoreiros do anél F de Saturno, Prometeu (o interno, 145×85×62 km) e Pandora (114×84×62 km), descobertos em 1980 pela sonda Voyager. O mecanismo de "pastoreamento", em linhas gerais, funciona assim: a lua pastoreira mais interna tem velocidade orbital maior do que a das partículas do anel, e a luz pastoreira mais externa tem velocidade orbital menor (movimento kepleriano). Quando a lua mais interna ultrapassa as partículas em um determinado ponto do anel, lhes tranfere momentum angular, fazendo com que elas espiralem para uma órbita mais externa. Por outro lado, as partículas do anel externo, ao ultrapassarem a lua pastoreira externa, transferem para ela parte de seu momentum angular, indo para uma órbita mais interna. Dessa maneira as partículas ficam confinadas em um anel estreito e bem definido.

Anéis aneis

Os quatro planetas jovianos apresentam um sistema de anéis, constituídos por bilhões de pequenas partículas orbitando muito próximo de seu planeta. Nos quatro planetas, os anéis estão dentro do limite de Roche e devem ter se formado pela quebra de um satélite ou a partir de material que nunca se aglomerou para formar um satélite. Saturno é, de longe, o que possui anéis mais espetaculares. Eles são constituídos principalmente por pequenas partículas de gelo, que refletem muito bem a luz. Já os anéis de Urano, Netuno e Júpiter (nesta ordem de massa constituinte), são feitos de partículas escuras, sendo invisíveis da Terra. A massa total dos anéis de Saturno é menor do que 3 milionésimos da massa de Saturno. Já em 1857, James Clerk Maxwell (1831-1879) demonstrou que os anéis só poderiam permanecer em órbitas estáveis se fossem constituídos de pequenas partículas.
Aneis Sat aneis
Anéis de Saturno.

Jupiter Urano
Anéis de poeira em torno de Júpiter e Urano.

Cometas Giotto West

Os cometas constituem outro conjunto de pequenos corpos orbitando o Sistema Solar. Suas órbitas são elipses muito alongadas. Eles são muito pequenos e fracos para serem vistos mesmo com um telescópio, a não ser quando se aproximam do Sol. Nessas ocasiões eles desenvolvem caudas brilhantes que algumas vezes podem ser vistas mesmo a olho nu.

Borrelly Borrelly 1
Imagens do cometa periódico Borrelly (19P) obtidas pela sonda Deep Space 1. A foto do núcleo foi obtida quando a nave passou a 3417 km dele. O cometa tem um período de 6,8 anos e um núcleo com 8 km. Lançada em outubro de 1998, a Deep Space 1 completou seu projeto principal de estudar a propulsão iônica antes de fotografar o cometa.
Os cometas são feitos de uma mistura de gelo e poeira, como uma bola de gelo sujo, segundo o modelo proposto por Fred Lawrence Whipple (1906-2004) em 1950. À medida que eles se aproximam do Sol, parte do gelo derrete, formando uma grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa, chamada coma, com diâmetro da ordem de 100 mil km. A parte sólida e gelada no interior é o núcleo e normalmente tem 1 a 10 km de diâmetro. O calor e o vento solar proveniente do Sol sopram o gás e a poeira da coma formando a cauda. Essa cauda sempre aponta na direção oposta à do Sol e pode estender-se até 1 UA de comprimento.
Cometa
Normalmente podem ser observadas duas caudas, uma cauda de gás e uma cauda de poeira. A cauda de poeira é mais larga, curva e amarela porque brilha devido à reflexão da luz solar na poeira. A poeira segue a órbita kepleriana, isto é, quanto mais distante do Sol mais devagar andam as partículas. A cauda de gás é reta e azul, pois brilha devido à emissão do monóxido de carbono ionizado (plasma), que fica em tex2html_wrap_inline27. O gás expelido do cometa é ionizado pela radiação solar e segue as partículas ionizadas expelidas pelo Sol, chamadas de vento solar. A cauda de hidrogênio, somente visível em ondas de rádio, é a mais extensa; por ser composta das partículas mais leves, é a mais afetada pela pressão de radiação.

Algumas vezes é observada também uma anti-cauda, isto é, uma cauda na direção do Sol. Essa cauda é um efeito de perspectiva, causado por partículas grandes (0,1 a 1 mm de diâmetro), ejetadas do núcleo, que não são arrastadas pela pressão de radiação do Sol, permanecendo na órbita.

caudas

Giotto Giotto
Foto do núcleo irregular do Cometa Halley obtida pela nave européia Giotto a 1000 km do núcleo do cometa, que tem 13 por 8 km, densidade próxima a 1,0 g/cm3 e massa de 6 × 1014 kg.

Edmund Halley Edmund Halley (1656-1742), astrônomo britânico amigo de Isaac Newton, foi o primeiro a mostrar que os cometas vistos em 1531, 1607 e 1682 eram na verdade o mesmo cometa e, portanto, periódico, que é desde então chamado de Cometa Halley.

Se um corpo pequeno apresenta uma atmosfera volátil visível, chama-se cometa. Se não, chama-se asteróide.

Shoemaker-Levy Jupiter
Em julho de 1994 o cometa Shoemaker-Levy 9 que tinha se fragmentado em mais de 21 pedaços, os maiores de até 1 km, colidiu com Júpiter, explodindo nas nuvens de amômia da atmosfera de Júpiter. A mancha mais brilhante, no canto superior direito da imagem infra-vermelha de Júpiter, é do satélite Io. As manchas na parte inferior foram causadas pelos impactos.

O cometa McNaugth (C/2006 P1) foi o mais brilhante dos últimos 40 anos, atingindo magnitude aparente de -5 (Venus chega a -4). Ele foi descoberto pelo astronônomo Robert H. McNaught em 7 de agosto de 2006, a partir do Siding Spring Observatory, na Austrália. Fatima Foto tirada por Maria de Fátima Oliveira Saraiva em Porto Alegre, no dia 18/01/2007, ao anoitecer.
Hale-Bopp No início de 1997, o Cometa Hale-Bopp foi visível a olho nu em quase todo o planeta.
Acredita-se que os cometas são corpos primitivos, presumivelmente sobras da formação do sistema solar, que se deu pelo colapso de uma nuvem molecular gigante.
Oort Jan Hendrik Oort (1900-1989)

Nuvem de Oort Esses corpos formariam uma vasta nuvem circundando o Sistema Solar, em órbitas com afélios a uma distância de tex2html_wrap_inline29 50 000 UA do Sol: a "Nuvem de Oort". Haveria tex2html_wrap_inline29 100 bilhões de núcleos cometários nessa nuvem. Eventualmente, a interação gravitacional com uma estrela próxima perturbaria a órbita de algum cometa, fazendo com que ele fosse lançado para as partes mais internas do sistema solar. Uma vez que o cometa é desviado para o interior do sistema solar, ele não sobrevive mais do que 1000 passagens periélicas antes de perder todos os seus elementos voláteis.
Um outro cinturão de restos gelados é chamado de Cinturão de Kuiper e, ao contrário da Nuvem de Oort, está no plano do sistema solar, de 30 a 50 UA do Sol, portanto logo após a órbita de Netuno.

Luz Zodiacal

A reflexão da luz solar na poeira cometária, concentrada na região do zodíaco perto do Sol, pode ser vista em locais muito escuros, algumas horas após o pôr do Sol, e antes do nascer.

Asteróides Próximos à Terra

Os asteróides próximos à Terra (Near Earth Asteroides) são aqueles que têm órbitas que os aproximam da Terra e portanto têm maior chance de colidir com a Terra. A maioria têm uma probabilidade de 0,5% de colidir com a Terra no próximo um milhão de anos. O número total de asteróides maiores que um km é da ordem de 1000 a 2000, que corresponde a uma probabilidade de 1% de colisão no próximo milênio. A atmosfera da Terra não oferece proteção para objetos maiores que 100 m de diâmetro. Corpos maiores que 1 km causam efeitos globais na Terra. Mesmo que caiam nos oceanos, as ondas gigantescas que causariam destruiriam as cidades costeiras.
NEA
Número de asteróides que passam próximos à Terra em relação a seu diâmetro, conforme cálculos de David Rabinowitz et al. (2000), Nature, 403, 165. Os círculos abertos mostram as observações. Os quadrados e triângulos mostram a amostra corrigida pela dificuldade de observar os mais fracos.

Efeito Yarkovsky

Além das alterações nas órbitas dos asteróides e cometas causadas por interações gravitacionais entre eles e com os planetas, o Efeito Yarkovsky, proposto em 1900 pelo engenheiro russo Ivan Osipovich Yarkovsky (1844-1902) e observado no asteróide 6489 Golevka por Steven R. Chesley, Steven J. Ostro, David Vokrouhlický, David Capek, Jon D. Giorgini, Michael C. Nolan, Jean-Luc Margot; Alice A. Hine, Lance A. M. Benner e Alan B. Chamberlin, ["Direct Detection of the Yarkovsky Effect via Radar Ranging to Asteroid 6489 Golevka", Science 302, 1739-1742 (2003)], explica o deslocamento gradual pela reemissão assimétrica (maior no lado não iluminado) da luz absorvida do Sol. Outra fonte de deslocamento é a emissão de jatos nos cometas.

Lixo Espacial

Lixo

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© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva
Modificada em 11 jan 2009