Conteúdo - Planetas com História

Existem diversos objectos que os astrónomos supunham existir, mas que posteriormente 'desapareceram'. Eis as suas histórias.

• Vulcano, o planeta intra-Mercúrio
• A Lua de Mercúrio
• Neith, a Lua de Vénus
• A Segunda Lua da Terra
• As Luas de Marte
• A 14^a Lua de Júpiter
• As Luas 9^a e 10^a de Saturno
• As Seis Luas de Úrano
• Neptuno
• A Procura de Mundos Trans-Neptunianos
  • Evidência de Cometas
  • Estimativas, 1900-1905
  • Predições de Pickering
  • Pesquisas de Lowell
• Plutão
• A Procura do Planeta X
  • Pesquisas Recentes, 1970 até ao Presente
  • Descobertas de Asteróides e Cometas
• Nemesis, a estrela companheira do Sol
• Referências

Conteúdo - Meteoritos

O termo meteoro vem do grego meteoron, que significa fenómeno no céu. É usado para descrever a faixa de luz produzida quando matéria do sistema solar cai na atmosfera terrestre criando incandescência temporária resultante da fricção na atmosfera. Isto ocorre tipicamente a alturas de 80 a 110 quilómetros (50 a 68 milhas) acima da superfície da Terra. O termo também é usado livremente com a palavra meteoróide referindo-se à própria partícula sem relação com o fenómeno que produz ao entrar na atmosfera terrestre. Um meteoróide é a matéria que gira em volta do Sol ou qualquer objecto do espaço interplanetário que é pequeno demais para ser chamado asteróide ou cometa. Partículas ainda mais pequenas são chamadas micrometeoróides ou grãos de poeira cósmica, que inclui material interestelar que ocasionalmente entre no nosso sistema solar. Um meteorito é um meteoróide que atinge a superfície da Terra sem ser completamente vaporizado.

Um dos primeiros objectivos ao estudar meteoritos é determinar a história e origem dos corpos que lhes deram origem. Diversas amostras de acondritos, encontradas na Antártida desde 1981, mostram conclusivamente que tiveram origem na Lua tendo como base semelhanças na composição das rochas lunares obtidas pelas missões Apollo de 1969-1972. A origem de outros meteoritos permanece sem comprovação, apesar de se suspeitar que um outro conjunto de oito acondritos terem a sua origem em Marte. Estes meteoritos contêm gases atmosféricos capturados em minerais fundidos que condizem com a composição da atmosfera marciana conforme medida pelas sondas Viking em 1976. Presume-se que todos os outros grupos tiveram origem em asteróides ou cometas; crê-se que a maioria dos meteoritos são fragmentos de asteróides.

Tipos de Meteoritos & Percentagem que Cai na Terra
Meteoritos rochosos Condritos (85.7%) Carbonados Enstatitos Acondritos (7.1%) Grupo HED Grupo SNC Aubritos Ureilitos	Meteoritos rochosos ferrosos (1.5%) Palasitos Mesosideritos Meteoritos ferrosos (5.7%)

Os meteoritos são difíceis de classificar, mas os três maiores grupos são os rochosos, rochosos ferrosos e ferrosos. Os meteoritos mais comuns são os condritos, que são meteoritos rochosos. A datação radiométrica dos condritos localizou-os com a idade de 4.55 biliões de anos, que é a idade aproximada do sistema solar. São considerados exemplos prístinos de matéria do início do sistema solar, apesar de em muitos casos as suas propriedades se terem modificado por metamorfismo térmico ou alterações glaciais. Alguns meteoriticistas sugeriram que as diferentes propriedades encontradas em vários condritos sugerem a localização da sua formação. Condritos enstatitos contêm os elementos mais refractários e acredita-se que foram formados no interior do sistema solar. Condritos ordinários, que são o tipo mais comum contendo elementos tanto voláteis como oxidados, pensa-se terem sido formados na cintura de asteróides interior. Condritos carbonados, que têm a mais alta proporção de elementos voláteis e são os mais oxidados, pensa-se terem sido originados em distâncias ainda maiores do Sol. Cada uma destas classes pode ainda ser subdividida em grupos mais pequenos com propriedades distintas.

Outros tipos de meteoritos que foram geologicamente processados são acondritos, férreos e palasitos. Acondritos são também meteoritos rochosos, mas são considerados matéria diferenciada e reprocessada. São formados pela fusão e recristalização nos corpos que os originaram, ou entre eles; como resultado, os acondritos têm texturas distintas e mineralogia indicativa de processos ígneos. Palasitos são meteoritos rochosos ferrosos compostos por olivina incluída no metal. Meteoritos ferrosos são classificados em treze grupos maiores e consistem principalmente em ligas de ferro-níquel com pequenas quantidades de carbono, enxofre e fósforo. Estes meteoritos formaram-se quando o metal fundido segregado de silicatos menos densos e arrefecidos, mostrando outro tipo de fusão nos corpos que originaram os meteoritos. Assim, os meteoritos contêm evidências de alterações que ocorreram nos corpos de onde foram removidos ou partidos, presumivelmente por impactos.

O movimento dos meteoritos pode ser severamente perturbado pelos campos gravitacionais de planetas maiores. A influência gravitacional de Júpiter é capaz de modificar a órbita de um asteróide da cintura principal, de tal modo que ele mergulha no interior do sistema solar e atravessa a órbita da Terra. É este aparentemente o caso dos fragmentos de asteróides Apollo e Vesta.

Partículas encontradas em órbitas altamente correlacionadas são chamadas componentes de fluxo e as encontradas em órbitas aleatórias são chamadas de componentes esporádicos. Pensa-se que a maior parte dos fluxos de meteoros são formados pela decomposição de um núcleo de cometa e consequentemente são espalhados pela órbita original do cometa. Quando a órbita da Terra intercepta um fluxo de meteoro, a quantidade de meteoros é aumentada e resulta uma chuva de meteoros. Uma chuva de meteoros tipicamente dura vários dias. Uma chuva de meteoros particularmente intensa é chamada de tempestade de meteoros. Acredita-se que os meteoros esporádicos tiveram uma perca gradual de coerência orbital com uma chuva de meteoros devida a colisões e efeitos radioactivos, posteriormente aumentada por influências gravitacionais. Existe algum debate sobre os meteoros esporádicos e a sua relação com as chuvas de meteoros.

Fotografias de Meteoritos

Meteorito Condrito 

Este meteorito foi colhido nas Colinas Allan Hills na Antarctida. Meteoritos são pedaços de rocha que foram capturados pela gravidade de um planeta e atraídos para a superfície. Este meteorito é do tipo chamado condrito, e pensa-se que foi formado ao mesmo tempo que os planetas da nebulosa solar, há cerca de 4.55 biliões de anos. (Cortesia NASA/JPL) 

Meteorito Acondrito 

Descoberto no Pico Reckling, na Antarctida, este tipo de meteorito é conhecido por acondrito. Tem uma composição basáltica e foi provavelmente formado pela fusão de um asteróide há cerca de 4.5 biliões de anos. O asteróide quebrou-se algum tempo depois e este pequeno fragmento do asteróide foi capturado pela gravidade terrestre e caiu no solo.(Cortesia NASA/JPL) 

Meteorito Férreo 

Este meteorito férreo foi encontrado no Pico Derrick, na Antarctida. Este tipo de meteorito tem esse nome porque é principalmente formado pelos elementos ferro e níquel. Esta amostra é provavelmente um pequeno fragmento do núcleo de um asteróide grande que se partiu. (Cortesia NASA/JPL) 

Meteorito Marciano 

Embora este meteorito tenha sido colhido em Elephant Moraine, na Antárctida in 1979, alguns cientistas acreditam que provém do planeta Marte. Os minerais encontrados nesta rocha são semelhantes aos que os cientistas esperam encontrar em rochas de Marte. Este meteorito também contém vesículas, ou pequenas bolsas, que contêm ar muito semelhante ao ar medido em Marte pela sonda Viking. Este meteorito tem a idade de 180 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL) 

Um Meteorito Marciano 

Este meteorito, denominado EETA 79001, foi encontrado no gelo na Antarctida, e é muito provavelmente de Marte. Para comparação da escala, o cubo em baixo à direita tem 1 centímetro de lado. O meteorito está parcialmente coberto por uma camada vítrea preta, a crosta da fusão. A crosta da fusão forma-se quando o meteorito entra na atmosfera terrestre em alta velocidade. A calor gerado pelo atrito funde a parte exterior do meteorito. Por dentro, o meteorito é cinzento. É um basalto, muito semelhante aos basaltos encontrados em Terra. Formou-se numa erupção vulcânica há cerca de 180 milhões de anos. Este meteorito é muito provavelmente de Marte porque contém uma pequena quantidade de gás que é quimicamente idêntico à atmosfera marciana. (Cortesia LPI) 

Vista Microscópica de um Meteorito Marciano 

As rochas são frequentemente compostas por grãos minerais pequenos que não podem ser vistos claramente sem um microscópio. Para ver estes pequenos grãos, os cientistas têm que moer e polir amostras muito finas de rochas (0.03 milímetros) para a luz poder passar através delas. Esta vista microscópica, com 2.3 milímetros (.09 polegadas) de lado, está em cor falsa, produzida por filtros polarizadores colocados acima e abaixo da lâmina do microscópio. Estes filtros provocam cores distintas em minerais diferentes, permitindo a fácil identificação dos minerais. A maior parte deste meteorito (em amarelo, verde, rosa e preto) é o mineral olivina, que é comum em algumas rochas basálticas. O grão em faixas perto do centro é o mineral piroxene. (Cortesia Allan Treiman, LPI) 

Meteorito Vesta 

Assume-se que este meteorito é uma amostra da crusta do asteróide Vesta, que é o terceiro objecto do sistema solar além da Terra do qual os cientistas têm uma amostra em laboratório (as outras amostras extraterrestres são de Marte e da Lua). O meteorito é único porque é composto quase totalmente pelo mineral piroxene, comum em correntes de lava. A estrutura granulosa do mineral do meteorito indica também que já esteve liquefeito, e os seus isótopos de oxigénio não são idênticos aos isótopos de oxigénio encontrados em todas as outras rochas da Terra e da Lua. A identidade química do meteorito aponta para o asteróide Vesta porque tem a mesma assinatura espectral única do mineral piroxene.

A maior parte dos meteoritos identificados de Vesta estão ao cuidado do Museu Australiano de Oeste (Western Australian Museum). Esta amostra com 1.4 libras (631 gr) vem dos Serviços Meteoríticos de New England (New England Meteoritical Services). É uma amostra completa que mede 9.6 x 8.1 x 8.7 centímetros (3.7 x 3.1 x 3.4 polegadas), mostrando a crusta de fusão, evidência do último estágio na sua viagem para a Terra. (Crédito da Foto: R. Kempton, New England Meteoritical Services)

Conteúdo - Asteróides

Asteróides são objectos rochosos e metálicos que orbitam o Sol mas são pequenos demais para serem considerados planetas. São conhecidos por planetas menores. A dimensão dos asteróides varia desde Ceres, que tem um diâmetro de cerca de 1000 km, até à dimensão de pequenas pedras. Dezasseis asteróides têm um diâmetro de 240 km ou mais. Foram descobertos desde o interior da órbita da Terra até para lá da órbita de Saturno. Muitos, porém, estão dentro de uma cintura que existe entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Alguns têm órbitas que atravessam a órbita da Terra e alguns atingiram até a Terra em tempos passados. Um dos exemplos mais bem conservados é a Cratera de Meteoro Barringer perto de Winslow, Arizona, EUA.

 legendas da figura:

A Cintura Principal de Asteróides

(Órbitas desenhadas aproximadamente à escala)

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"Sol" . . . "Marte" . . . "Cintura de Asteróides" . . . "Júpiter"

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"Minutos Luz" . . . . "Unidades Astronómicas"

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Os asteróides são feitos de material deixado desde a formação do sistema solar. Uma teoria sugere que são os restos de um planeta que foi destruído numa colisão massiva ocorrido há muito tempo. Mais provavelmente, os asteróides são matéria que nunca se uniu para formar um planeta. De facto, se se juntasse a massa total estimada de todos os asteróides num único objecto, esse objecto teria menos de 1,500 quilómetros (932 milhas) de diâmetro -- menos de metade do diâmetro da nossa Lua.

Muito do nosso conhecimento àcerca dos asteróides vem do exame das rochas e dos fragmentos do espaço que caem na superfície da Terra. Os asteróides que estão numa rota de colisão com a Terra são chamados meteoróides. Quando um meteoróide atinge a nossa atmosfera em alta velocidade, a fricção provoca a incineração desta porção de matéria espacial, provocando um raio de luz conhecido por meteoro. Se um meteoróide não arde completamente, o que resta atinge a superfície da Terra e é chamado um meteorito.

De todos os meteoritos examinados, 92.8% são compostos de silicato (pedra), e 5.7% são compostos por ferro e níquel; o restante é uma mistura dos três materiais. Meteoritos de pedra são os mais difíceis de identificar porque parecem-se muito com rochas terrestres.

Por os meteoritos serem matéria do início do sistema solar, os cientistas estão interessados na sua composição. As sondas espaciais que passaram pela cintura de asteróides descobriram que a cintura está bastante vazia e que os asteróides estão separados de grandes distâncias. Antes de 1991, a única informação obtida dos asteróides era de observações terrestres. Em Outubro de 1991, o asteróide 951 Gaspra foi visitado pela sonda Galileo e tornou-se no primeiro asteróide a ter fotos em alta resolução. Em Agosto de 1993 Galileo aproximou-se do asteróide 243 Ida. Este foi o segundo asteróide a ser visitado por sondas espaciais. Tanto Gaspra como Ida estão classificados como asteróides do tipo S compostos por silicatos ricos em metais.

Em 27 de Junho de 1997 a sonda NEAR aproximou-se em alta velocidade do asteróide 253 Mathilde. Este encontro deu aos cientistas a primeira vista de perto de um asteróide do tipo C rico em carbono. Esta visita foi única porque NEAR não estava preparada para encontros em voo. NEAR é uma sonda destinada ao asteróide Eros em Janeiro de 1999.

Os astrónomos estudaram vários asteróides por observações de Terra. Alguns asteróides notáveis são Toutatis, Castalia, Geógrafos e Vesta. Os astrónomos estudaram Toutatis, Geógrafos e Castalia usando observações de radar de Terra durante as maiores aproximações ao nosso planeta. Vesta foi observado pelo Telescópio Espacial Hubble.

Resumo dos Asteróides

Num	Nome	Raio (km)	Dist�ncia* (10^6km)	Albedo	Descoberto por	Data
1	Ceres	466	413.9	0.10	G. Piazzi	1801
511	Davida	168	475.4	0.05	R. Dugan	1903
433	Eros	17.5 x 6.5	218	?	G. Witt, A. Charlois	1893
15	Eunomia	136	395.5	0.19	De Gasparis	1851
52	Europa	156	463.3	0.06	Goldschmidt	1858
951	Gaspra	17x10	330.0	0.20	Neujmin	1916
10	Hygiea	215	470.3	0.08	De Gasparis	1849
243	Ida	58x23	428	?	J. Palisa	29 Set 1884
704	Interamnia	167	458.1	0.06	V. Cerulli	1910
253	Mathilde	28.5 x 25	396	0.03	J. Palisa	1885
2	Pallas	261	414.5	0.14	H. Olbers	1802
16	Psyche	132	437.1	0.10	De Gasparis	1852
87	Sylvia	136	521.5	0.04	N. Pogson	1866
4	Vesta	262.5	353.4	0.38	H. Olbers	1807

* Distância média ao Sol.

Conteúdo - Cometas

Cometas são corpos pequenos, frágeis e de formato irregular compostos por uma mistura de grãos não voláteis e gases congelados. Têm órbitas muito elípticas que os trazem muito próximo do Sol e os levam longe no espaço, por vezes para além da órbita de Plutão.

A estrutura dos cometas é diversa e muito dinâmica, mas todos desenvolvem uma nuvem de matéria difusa, chamada coroa, que geralmente cresce em diâmetro e brilho enquanto o cometa se aproxima do Sol. Geralmente vê-se no meio da coroa um núcleo pequeno (menos de 10 km de diâmetro) e brilhante. A coroa e o núcleo juntos constituem a cabeça do cometa.

Componentes dos Cometas

"Cauda de Iões" . . . "Invólucro de Hidrogénio"

"Núcleo" . . . "Coroa" . . . "Cauda de Poeira"

"Órbita do Cometa" . . . "Sol"

Quando os cometas se aproximam do Sol desenvolvem enormes caudas de matéria luminosa que se estendem por milhões de quilómetros da cabeça, na direcção oposta ao Sol. Quando estão longe do Sol, o núcleo está muito frio e a sua matéria está congelada dentro do núcleo. Neste estado os cometas são muitas vezes referidos por "icebergs sujos" ou "bolas de neve sujas", porque mais de metade do seu material é gelo. Quando o cometa se aproxima a menos de algumas UA do Sol, a superfície do núcleo começa a aquecer e volatiliza-se. As moléculas evaporadas carregam consigo partículas sólidas, formando a coroa do cometa, de gás e poeira.

Quando o núcleo está congelado, pode ser visto apenas pela luz do Sol reflectida. No entanto, quando a coroa se desenvolve, as partículas de pó reflectem ainda mais luz solar, e o gás na coroa absorve a radiação ultravioleta e começa a fluorescer. A cerca de 5 UA do Sol, a fluorescência normalmente torna-se mais intensa do que a luz reflectida.

Enquanto o cometa absorve luz ultravioleta, os processos químicos libertam hidrogénio, que escapa à gravidade do cometa, e forma um invólucro de hidrogénio. Este invólucro não pode ser visto da Terra porque a sua luz é absorvida pela nossa atmosfera, mas foi detectado pelas naves espaciais.

A pressão da radiação solar e o vento solar aceleram os materiais afastando-os da cabeça do cometa a velocidades diferentes conforme a dimensão e a massa dos materiais. Por isso, caudas de poeira relativamente massivas são aceleradas lentamente e tendem a ser curvas. A cauda de iões é muito menos massiva, e é acelerada de tal modo que aparece como uma linha quase direita afastando-se do cometa na direcção oposta ao Sol. A vista seguinte do Cometa West mostra duas caudas distintas. A cauda de plasma fina e azul é feita de gases e a cauda larga e branca é feita de partículas de pó microscópicas.

O Cometa West

Cada vez que um cometa visita o Sol, perde alguns dos seus materiais voláteis. Eventualmente, torna-se noutra massa rochosa no sistema solar. Por esta razão, diz-se que os cometas têm vida curta, numa escala de tempo cosmológica. Muitos cientistas acreditam que alguns aster�ides são núcleos de cometas extintos, cometas que perderam todos os seus materiais voláteis.

Animação De Um Cometa

• Antecendentes históricos dos cometas.

Vistas de Cometas

Cometa Kohoutek 

Esta fotografia colorida do cometa Kohoutek foi obtida por membros do laboratório fotográfico lunar e planetário da Universidade de Arizona. Eles fotografaram o cometa do observatório de Catalina com uma câmara de 35mm em 11 de Janeiro de 1974. (Cortesia NASA) 

Cometa Hyakutake 

Estas imagens do Telescópio Espacial Hubble do cometa Hyakutake foram obtidas em 25 de Março de 1996, quando o cometa passou a uma distância de 9.3 milhões de milhas daTerra. Estas imagens focaram uma região muito pequena perto do coração do cometa, o núcleo sólido e gelado, e fornecem uma vista excepcionalmente clara da região perto do núcleo do cometa.

A imagem da esquerda tem 2070 milhas de diâmetro (3340 km) e mostra que muita da poeira é produzida no hemisfério do cometa voltado para o Sol. Em cima à esquerda há três pequenos pedaços que se separaram do cometa e formam as suas próprias caudas. Regiões de gelo do núcleo são activadas no seu movimento de rotação, na luz solar, ejectando grandes quantidades de poeira nos jactos que são pouco visíveis nesta imagem. A luz solar que atinge esta poeira eventualmente faz com que rode e o "empurre" para o hemisfério na direcção da cauda.

A imagem inferior direita é uma vista expandida da região próxima do núcleo e tem apenas 470 milhas (760 km) de diâmetro. O núcleo está próximo do centro da imagem, mas a área mais brilhante é provavelmente o extremo do jacto de poeira mais forte e não o próprio núcleo. Presumivelmente, a superfície do núcleo está logo abaixo deste jacto brilhante. A imagem acima à direita mostra pedaços do núcleo que aparentemente se separaram. A imagem mostra pelo menos três objectos distintos que são provavelmente feitos de poeira granulada. Grandes fragmentos do núcleo não poderiam ser acelerados na cauda, o que parece ser o caso nesta imagem. (Crédito: H. A. Weaver--Applied Research Corp., HST Comet Hyakutake Observing Team, and NASA) 

Primeiros Raios-X Descobertos do Cometa Hyakutake 

Esta imagem mostra a descoberta de uma radiação forte de raios-X vindo do cometa Hyakutake. A imagem foi obtida em 27 de Março de 1996 utilizando o satélite alemão ROSAT em órbita. O cometa estava perto da sua maior aproximação da Terra a uma distância inferior a 10 milhões de milhas, quando as emissões de raios-X foram primeiro detectadas pelo ROSAT. Tanto a extensão como as mudanças rápidas em intensidade dos raios X do cometa surpreenderam e confundiram os astrónomos. "Nunca esperámos que os cometas brilhassem em raios-X", disse o Dr. Michael J. Mumma do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, em Greenbelt, MD. Nunca tinham sido vistos raios X em cometas e os cientistas numa forma optimista previram uma intensidade que se mostrou ser cerca de 100 vezes mais fraca do que a radiação de facto detectada pelo ROSAT. Mudanças intensas no brilho dos raios X foram outra surpresa. Havia aumentos e diminuições pronunciadas no brilho dos raios X de uma observação do ROSAT para outra, tipicamente com uma diferença de poucas horas.

Outro mistério é a natureza do processo físico que gera os raios X, mas a imagem do ROSAT pode conter pistas para este processo. Na imagem, os raios X do cometa parecem vir de uma região em forma de crescente no lado virado para o Sol do Cometa Hyakutake. Uma teoria preliminar é que a emissão de raios X do Sol foi absorvida por uma nuvem de moléculas de água gasosa que rodeiam o núcleo do cometa e foi depois reemitida pelas moléculas num processo que os físicos chamam de "fluorescência". De acordo com esta ideia, a nuvem é tão espessa que o lado virado para o Sol absorve quase todos os raios X solares, de tal modo que nenhum atinge o resto da nuvem. Isto pode explicar a razão de as radiações X dos cometas terem a forma de um crescente e não de uma esfera à volta do núcleo. Uma segunda possível explicação é que os raios X são produzidos de uma colisão violenta entre o material do cometa e o "vento" supersónico de plasma e partículas vindas do Sol. 

Cometa 1993a Mueller 

Esta é uma imagem CCD do cometa 1993a Mueller, obtida em 6 de Outubro de 1993 com um telescópio Schmidt-Cassegrain de 288mm f/5.2. O cometa tem uma coroa de diâmetro 3 pés (90 cm) e uma cauda em forma de hélice, com 7 pés (210 cm) de comprimento. (Cortesia Erich Meyer and Herbert Raab, Austria) 

O Cometa West (1975) 

Esta fotografia foi obtida pelo astrónomo amador John Loborde em 9 de Março de 1976. Esta figura mostra duas caudas distintas. A cauda de plasma fina e azul é feita de gases e a cauda mais larga e branca é feita de partículas de pó microscópicas. (Cortesia John Laborde) 

Cometa West (1975) 

Esta imagem do cometa West foi obtida por John Laborde no Observatório Tierra Del Sol no estado de San Diego. A exposição foi de 30 minutos com uma lente Nikon de 135 mm. (Cortesia John Laborde) 

O Cometa Hale-Bopp 

Estas figuras do Telescópio Espacial Hubble da NASA, do cometa Hale-Bopp, mostram um padrão notável de "fuso" e um aglomerado de poeiras livres perto do núcleo. O clarão brilhante ao longo da espiral (acima do núcleo, que está próximo do centro da imagem) pode ser um fragmento da crusta gelada do cometa que foi ejectada no espaço por uma combinação de evaporação do gelo e da rotação do cometa, e que depois se desintegrou numa nuvem brilhante de partículas.

Apesar do "aglomerado" ser cerca de 3.5 vezes mais fraco do que a porção mais brilhante do núcleo, o clarão aparece mais brilhante porque cobre uma área maior. As poeiras formam um padrão em espiral porque o núcleo sólido está em rotação tal como um aspersor de água de relvado, completando uma rotação cerca de uma vez por semana. 

Cometa Hale-Bopp 

Esta imagem do cometa Hale-Bopp foi obtida por John Laborde com uma câmara Wright Schmidt de 8.8" f/3.7 desenhada e construída por ele. A imagem foi obtida no Observatório Tierra Del Sol no estado de San Diego com uma exposição de 25 minutos num filme Kodak PPF400. (Cortesia John Laborde) 

Cometa Ikeya-Seki 

Esta imagem do cometa Ikeya-Seki foi obtida por John Laborde em Poway, Califórnia, pouco antes do nascer-do-Sol. Fez uma exposição de 15 minutos com uma lente Nikon de 55 mm. (Cortesia John Laborde) 

Conteúdo - Sol

O Sol é a característica mais proeminente no nosso sistema solar. É o maior objecto e contém aproximadamente 98% da massa total do sistema solar. Seria necessárias cento e nove Terras para preencher o disco solar, e no seu interior poderiam caber para cima de 1.3 milhões de Terras. A camada exterior visível do Sol é chamada fotosfera e tem uma temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta camada tem um aspecto manchado devido às erupções turbulentas de energia à superfície.

A energia solar é criada na zona profunda do núcleo. É aqui que a temperatura (15,000,000° C; 27,000,000° F) e pressão (340 biliões de vezes a do ar na Terra ao nível do mar) é tão intensa que ocorrem as reacções nucleares. Esta reacção causa a fusão de quatro protões ou núcleos de hidrogénio para formar uma partícula alfa ou núcleo de hélio. A partícula alfa é 0.7 por cento menos massiva que os quatro protões. A diferença em massa é expelida como energia e transportada para a superfície do Sol, por um processo conhecido por convecção, onde é libertada em forma de luz e calor. A energia gerada no núcleo do Sol leva um milhão de anos a atingir a superfície. Em cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogénio são convertidas em cinzas de hélio. No processo, são libertadas 5 milhões de toneladas de energia pura; assim, ao longo do tempo o Sol está a ficar cada vez mais leve.

A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa por esta zona no seu caminho para fora do centro do Sol. Irrompem chamas e fáculas na cromosfera. Fáculas são nuvens de hidrogénio luminosas e brilhantes que surgem nas zonas em que as manchas solares estão prestes a formar-se. Chamas são filamentos brilhantes de gás incandescente que emergem das zonas das manchas solares. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4,000°C (7,000°F).

A coroa é a parte de fora da atmosfera solar. É a zona em que aparecem as proeminências. As proeminências são nuvens imensas de gás brilhante que emergem da cromosfera superior. A zona exterior da coroa alonga-se muito pelo espaço e consiste de partículas que se afastam lentamente do Sol. A coroa só pode ser vista durante um eclipse total do Sol. (Ver a Imagem do Eclipse Solar).

O Sol parece estar activo desde há 4.6 biliões de anos e tem ainda combustível suficiente para continuar durante outros cerca de cinco biliões de anos. No fim da sua vida, o Sol iniciará a fusão do hélio em elementos mais pesados e começará a inchar, crescendo tanto que engolirá a Terra. Após um bilião de anos como gigante vermelha, irá subitamente colapsar numa anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Poderá ainda levar um trilião de anos até arrefecer completamente.

Estatísticas do Sol
Massa (kg)	1.989e+30
Massa (Terra = 1)	332,830
Raio equatorial (km)	695,000
Raio equatorial (Terra = 1)	108.97
Densidade média (gm/cm^3)	1.410
Período de rotação (dias)	25-36*
Velocidade de escape (km/sec)	618.02
Luminosidade (ergs/seg)	3.827e33
Magnitude (Vo)	-26.8
Temperatura média à superfície	6,000°C
Idade (biliões de anos)	4.5
Principal composição química Hidrogénio Hélio Oxigénio Carbono Nitrogénio Néon Ferro Silício Magnésio Enxofre Todos os restantes	92.1% 7.8% 0.061% 0.030% 0.0084% 0.0076% 0.0037% 0.0031% 0.0024% 0.0015% 0.0015%

* O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias no equador a 36 dias nos polos. Na profundidade, abaixo da zona de convecção, parece ter uma rotação com um período de 27 dias.

Filmes do Sol e de Eclipses

• SOHO - Evento de Ejecção de Massa.
• SOHO - Evento de Ejecção de Massa - Ampliado.
• SOHO - Ejecção Explosiva de Massa da Coroa Solar.
• Cometa SOHO-6 a 2-6 raios solares do Sol.
• Mapa do Campo Magnético Solar
• Fascínio do Homem pelo Sol.
• O interior do Sol, a fotosfera e a coroa.
• O campo magnético do Sol, proeminências, vento solar, auroras.
• Animação das Proeminências Solares.
• 1993-1994: Animação do Sol visto por raios-X.
• Eclipse de 1994.
• Um filme QuickTime (15 Mbyte) do eclipse acima.
• Um filme 3d da convecção. (Cortesia de Andrea Malagoli)

Vistas do Sol

Proeminências do Sol 

Esta imagem foi feita pela Skylab, a estação espacial da NASA, em 19 de Dezembro de 1973. Mostra uma das mais espectaculares chamas solares alguma vez registada, afastando-se do Sol, propulsionada por forças magnéticas. Estende-se por mais de 588,000 km (365,000 milhas) da superfície solar. Nesta fotografia, os polos solares distinguem-se por uma relativa ausência de granulação, e uma tonalidade muito mais escura do que na parte central do disco. (Cortesia NASA) 

Cometa SOHO-6 e as Chamas Polares do Sol 

Esta imagem da coroa solar foi registada em 23 de Dezembro de 1996 pelo instrumento LASCO na nave espacial SOHO. Mostra a faixa interior no equador solar, onde se origina e é acelerado o vento solar de baixa latitude. Acima das regiões polares, pode-se ver as chamas solares afastando-se até ao limite do campo visível. O campo visível desta imagem da coroa estende-se a 8.4 milhões de quilómetros (5.25 milhões de milhas) da heliosfera interior. Esta imagem foi escolhida para mostrar o Cometa SOHO-6, um dos sete que se aproximaram do Sol descobertos até agora por LASCO, quando a cabeça entra na região do vento solar equatorial. Provavelmente acabou por mergulhar no Sol. (Cortesia ESA/NASA) 

Origens do Vento Solar? 

"Plumas" de gás quente fluindo da atmosfera solar podem ser uma das fontes de "vento" solar de partículas carregadas electricamente. Estas imagens, obtidas em 7 de Março de 1996, pelo Observatório Solar e Heliosférico (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), mostra (em cima) campos magnéticos na superfície do sol perto do polo sul solar; (ao centro) uma imagem ultravioleta das "plumas" de 1 milhão de graus da mesma região; e (em baixo) uma imagem ultravioleta da atmosfera solar "calma" próximo da superfície. (Cortesia ESA/NASA) 

O Sol Inquieto 

Esta sequência de imagens do Sol em luz ultravioleta foi obtida pela nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) em 11 de Fevereiro de 1996 no seu ponto vantajoso "L1" de gravidade neutra a 1 milhão de milhas da Terra em direcção ao Sol. Uma "proeminência eruptiva" ou bolha de gás a 60,000°C, com mais de 80,000 milhas de comprimento, foi ejectada a uma velocidade de pelo menos 15,000 milhas por hora. Vê-se esta bolha gasosa à esquerda de cada imagem. Estas erupções ocorrem quando uma quantidade significativa de plasma denso mais frio ou gás ionizado escapa dos campos magnéticos da atmosfera solar fracos, normalmente fechados e confinados e é expelido para o espaço interplanetário, ou heliosfera. Erupções deste género podem produzir grandes transtornos no ambiente da região mais próxima da Terra, afectando comunicações, sistemas de navegação e até mesmo sistemas de distribuição eléctrica. (Cortesia ESA/NASA) 

Um Novo Olhar Sobre o Sol 

Esta imagem de gás a 1,500,000°C da fina atmosfera solar exterior (coroa) foi obtida em 13 de Março de 1996 pelo Extreme Ultraviolet Imaging Telescope a bordo da nave espacial do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO). Cada pormenor na imagem mostra estruturas de campos magnéticos. Devido à alta qualidade dos instrumentos utilizados, as ocorrências devidas ao magnetismo podem ser vistas com maior precisão e melhor do que anteriormente. (Cortesia ESA/NASA) 

Imagem em Raios-X 

Esta imagem do Sol em raios-X foi obtida em 21 de Fevereiro de 1994. As regiões mais brilhantes são fontes de emissões mais potentes de raios-X. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e Yohkoh) 

Disco Solar em H-Alpha 

Esta é uma imagem do Sol vista em H-Alpha. H-Alpha é uma luz vermelha num comprimento de onda curto que é emitida e absorvida pelo elemento hidrogénio. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 

Chamas Solares em in H-Alpha 

Esta é uma imagem de uma chama solar vista em H-Alpha. (Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 

Campos Magnéticos Solares 

Esta imagem foi obtida em 26 de Fevereiro de 1993. As regiões escuras mostram a localização de polaridade magnética positiva e as regiões claras são a polaridade magnética negativa. (Cortesia GSFC NASA) 

Manchas Solares 

Esta imagem mostra a região à volta de uma mancha solar. Note-se o aspecto granulado. Esta granulação é o resultado de erupções turbulentas de energia à superfície.(Cortesia National Solar Observatory/Sacramento Peak) 

Eclipse Solar de 1991 

Esta foto mostra o eclipse solar total de 11 de Julho de 1991, visto da Baixa Califórnia. É um mosaico digital resultado de cinco imagens, cada uma exposta correctamente para um raio diferente da coroa solar. (Cortesia Steve Albers, Dennis DiCicco, e Gary Emerson) 

Eclipse Solar de 1994 

Esta fotografia do eclipse solar de 1994 foi obtida em 3 de Novembro de 1994, da câmara White Light Coronal do High Altitude Observatory, no Chile. (Cortesia HAO, NCAR)