Quando conhecemos a cor / aparência de todos os planetas em nosso sistema solar?

Quando conhecemos a cor / aparência de todos os planetas em nosso sistema solar?

Quando descobrimos a cor / aparência de todos os planetas em nosso sistema solar? Esse processo se espalhou por um longo período de tempo?


O site Vector fornece um bom resumo do que sabemos sobre os planetas. Essa será a fonte da minha resposta.

Alguns planetas eram bastante conhecidos pelos antigos, mas eles só podiam usar seus olhos até o nascimento e proliferação do telescópio (começando em 1600) e depois telescópios modernos e sondas espaciais (1900).

Os planetas conhecidos pelos antigos eram Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. Destes, Vênus e Marte podem ser observados mais de perto pelos olhos (com Marte aparecendo em vermelho), mas Júpiter e Saturno aparecem como estrelas distantes mais brilhantes. No entanto, eles tinham uma órbita clara e, portanto, caíram na categoria "planeta". Mesmo os planetas mais próximos são confusos à vista - Mercúrio e Vênus estão na parte baixa da atmosfera e / ou coincidem com o Sol, tornando difícil ver qualquer detalhe a olho nu.

Telescópios de 1600 até o início de 1900 não podiam dizer muito. Usando matemática e mecânica orbital, combinada com observações de telescópio, os astrônomos puderam determinar a densidade relativa, massa, parâmetros orbitais e assim por diante. Luas proeminentes também podem ser vistas: Galileu avistou quatro luas com sua primeira observação de Júpiter em 1610.

Os planetas mais distantes exigiam telescópios mais fortes. Urano não foi localizado até a década de 1780 e seus anéis não foram identificados até 1977.

A compreensão da mecânica orbital de Urano se desenvolveu em 1800 para sugerir a presença de outro planeta, e então os astrônomos começaram a procurar. Com a compreensão mais recente da estranha órbita de Urano e um pouco de matemática, Le Verrier traçou a posição do que deveria ser a fonte do problema - e assim Netuno foi encontrado em 1846. Galileu realmente avistou Netuno em 1613, mas atribuiu a isso um Estrela. A primeira lua de Netuno, Tritão, foi avistada pouco depois, mas parecia tão pequena e tênue que era difícil calcular suas propriedades.

Plutão não foi localizado até 1930. Evitarei o debate sobre o planeta aqui, mas as informações sobre Plutão demoraram a chegar e foram difíceis de interpretar. Caronte, que define parte do comportamento de Plutão e é incomum como sistema binário, não foi encontrado até 1978.

Os telescópios também podem ser enganosos. O caso mais famoso são os canais de Marte. A presença de canais, que pareciam ligar oceanos ou oásis, apareceu em observações no século XIX. Giovanni Schiaparelli produziu um mapa de Marte em 1877 que os mostrou com destaque. Os canais e suas possíveis origens capturaram a imaginação dos astrônomos e da comunidade de ficção científica por anos, embora outros astrônomos afirmassem que não podiam vê-los. Essa mania incluía um livro, MARS E SEUS CANAIS, de Percival Lowell em 1906. Quando a Mariner 4 observou Marte em 1965, não havia canais ou oásis - apenas um planeta estéril.

Os limites dos telescópios clássicos começaram a ser alcançados no final do século XIX. Por exemplo, a quinta lua conhecida de Júpiter seria observada em 1892 e seria a última até que a fotografia e a tecnologia de imagem (ou seja, telescópios modernos) se tornassem úteis. A astronomia de radar forneceria dados adicionais e corrigiria algumas observações anteriores, como mostrar que Vênus era muito quente na década de 1950 (anteriormente, Vênus era considerado pantanoso).

A maioria dessas observações baseadas na Terra ainda eram relativamente básicas na década de 1960. As sondas espaciais tiveram que esclarecer e confirmar muitas dessas observações, começando no início dos anos 1960 com sondas simples. Para os gigantes gasosos, os Pioneers 10 e 11 foram os primeiros visitantes, mas eram bastante básicos, mas as que viriam a seguir Voyagers forneceram dados fantásticos que acrescentaram muito ao que agora é conhecido - embora ainda existam muitos mistérios por aí. Os observatórios baseados na Terra ainda desempenham um papel proeminente também.

Para resumir a resposta, apenas alguns planetas tinham cor e aparência que podiam ser estimadas e adivinhadas até recentemente. O telescópio certamente ajudou no início do século 16, mas ainda havia erros e limitações (a controvérsia do canal de Marte é um exemplo). As observações baseadas na Terra expandiram nosso conhecimento, mas estão mais preocupadas com as propriedades físicas (massa, densidade, taxas de rotação, parâmetros atmosféricos, etc). As sondas espaciais são as melhores na determinação de cor e aparência.


Tl; dr

Se definirmos "cor" como a verdadeira cor da luz visível e "aparência" como sendo capaz de distinguir as características da superfície, restará apenas "planeta".

Se incluirmos Plutão, 2015 quando a New Horizons voou por Plutão.

Se não incluirmos Plutão, 1989 quando a Voyager 2 voou por Netuno. Para muitos dos planetas externos, as missões da Voyager Grand Tour foram as primeiras imagens realmente boas que obtivemos.

Por causa da ambigüidade sobre "planeta", a resposta depende de quando você pergunta e do que você acredita que sejam planetas. Se você perguntasse até 1989, a resposta seria "ainda não temos boas imagens de Netuno e Plutão". Se você perguntasse sobre a passagem da Voyager 2 por Netuno em 1989, mas antes do rebaixamento de Plutão em 2008, a resposta seria "ainda não temos boas imagens de Plutão". Depois que Plutão foi rebaixado a planeta anão em 2008, a resposta tornou-se retroativamente "1989". E se encontrarmos a hipótese do Planeta Nove, a resposta será "ainda não vimos todos os planetas". Esquisito.

Todo esse absurdo se resume ao que é um "planeta" e que vamos descobrindo novos. Também o que significa "conhecer" sua cor e aparência. Estas são definições arbitrárias. Vamos tirar o "planeta" do caminho primeiro. É o mais controverso e também de maior relevância histórica.

"Planeta"

Antes do século 21, não havia uma definição formal de planeta. E o que é e o que não é um planeta mudou com o tempo. Existe um padrão ao longo da história de decidir que um conjunto de coisas são "planetas". Então encontramos muitas coisas novas que deveriam estar naquele conjunto, mas então teríamos muitos planetas. Portanto, escolhemos um conjunto mais restritivo.

"Planeta" é uma categoria que criamos. Não existe uma linha rígida entre "planeta" e "não é um planeta". É uma coisa cultural e histórica. Não é uma categoria que ajuda os cientistas. Para os cientistas, existem objetos de massa planetária, que são corpos grandes o suficiente para serem puxados para uma esfera por sua própria gravidade, mas não tão grandes a ponto de sofrer fissão. Eles nem precisam estar orbitando uma estrela, planetas rebeldes.

Os cientistas tendem a dividir ainda mais os "planetas" em planetas rochosos (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte) e gigantes gasosos (Júpiter, Saturno, Urano, Netuno).

Sob Geocentrismo

Na antiguidade, "planetas" eram as "estrelas errantes" visíveis a olho nu girando em torno da Terra. Dependendo de quem você perguntou, era Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter, Saturno, o Sol e a Lua. Ptolomia incluiu o sol. Sim, a Lua e o Sol foram considerados por muitos "planetas" porque no geocentrismo todos eles orbitavam a Terra. E a Terra não era um planeta, porque era a coisa que todo o resto orbitava.

O modelo de duas esferas da Idade Média latina

Sob Heliocentrismo

Então as pessoas notaram que Júpiter e Saturno têm suas próprias coisas orbitando-os. Coisas que não orbitam a Terra! Algumas pessoas os chamam de planetas, outras de satélites. Por fim, percebemos que planetas são coisas que orbitam o Sol e que, por fim, incluíam a Terra. Agora, os planetas eram Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno.

Cometas, asteróides e luas, meu Deus!

A descoberta de Ceres em 1801, e outros asteróides, causou um novo problema. Para os astrônomos do século 19, parece um planeta: uma coisa orbitando o sol. Originalmente, ele e outros grandes asteróides eram considerados planetas. Mas em meados do século ficou claro que eles eram muito menores, agrupados, e havia MUITOS deles. Portanto, a categoria de "asteróide" foi inventada para separá-los dos planetas.

A descoberta de Netuno em 1846, descoberto por predição matemática, parecia ser o fim dos planetas. Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno eram os planetas, não existiam mais.

Planeta X

Após a descoberta de Netuno pela observação de perturbações na órbita de Urano, as pessoas começaram a prever um décimo planeta, o Planeta X. Em 1930, um americano encontrou Plutão, apenas um minúsculo ponto que se movia entre duas imagens, mas foi o suficiente.

Inicialmente, as pessoas pensaram que era o "Planeta X" com uma massa próxima à da Terra. Então, em 1948, estava mais perto de Marte. Em 1976, percebeu-se que Plutão é muito mais reflexivo do que se pensava e tinha talvez 1% da massa da Terra. Agora sabemos que tem 0,2% da massa da Terra e considerado um planeta binário com Caronte, eles orbitam um ponto fora de ambos os corpos.

Mas era tarde demais para um downgrade, Plutão era um planeta. Até…

Plutinos, objetos transnetunianos, objetos do cinturão de Kuiper e planetas anões

Em 1992, foi descoberto 15760 Albion, um planeta além de Plutão. Como a descoberta de Ceres dois séculos antes, isso foi considerado uma espécie de anomalia e amplamente ignorado pelo público. Nem mesmo recebeu um nome próprio.

Agora a busca começou e milhares foram encontrados. Mas eles eram pequenos e chamados de "planetas menores" ou Trans-Neptunianos e ainda mais Objetos do Cinturão de Kuiper. Nenhuma ameaça à ordem estabelecida.

Então, em 2005, Eris é descoberta, um objeto transnetuniano mais massivo que Plutão. Isso é um planeta? Mais rapidamente se seguiu e Plutão parecia menos com um planeta e mais com apenas o primeiro TNO encontrado.

Novamente surgiu o problema: o que queremos que um planeta seja? Se Plutão é um planeta, então Eris e Ceres também são os outros grandes TNOs e asteróides. Queremos oito planetas ou oitenta planetas? Ou dizemos arbitrariamente que Plutão é um planeta e Eris e Ceres não?

Exoplanetas

Em 1989, descobrimos o primeiro exoplaneta, um planeta em torno de outra estrela. Como antes, começou com um ou dois por ano. Em 1996, descobrimos seis. 13 em 1999. 30 em 2002… Com o lançamento do Kepler, dedicado a encontrar exoplanetas em 2009, as descobertas chegaram. Estamos agora em 3.730.

Agora que estamos encontrando "planetas" ao redor de outros sistemas solares, e em massa, tornou-se ainda mais importante definir o que é um "planeta".

Definição IAU

A União Astronômica Internacional, que preferia não ter se envolvido no que era uma questão cultural, não científica, finalmente interveio. Eles tiveram a nada invejável tarefa de chegar a uma definição científica retroativa para justificar um conjunto cultural e histórico de Planetário Objetos de massa. Em 2008, eles definiram formalmente um planeta como tendo ...

  1. uma órbita ao redor do Sol,
  2. massa suficiente para assumir o equilíbrio hidrostático (uma forma quase redonda), e
  3. "limpou a vizinhança" em torno de sua órbita.

Ninguém ficou feliz desde então.

"Limpar a vizinhança" é o mais polêmico e difícil de definir, embora existam definições propostas. Qualquer coisa que satisfaça 1 e 2, mas não 3, é um "planeta anão". Qualquer coisa que satisfaça 2 e 3, mas orbite uma estrela diferente, é um "exoplaneta" (embora essa definição não seja formal).

"Limpar a vizinhança" é o que derrubou os TNOs (incluindo Plutão) e os grandes asteróides. Outras propostas que mantiveram Plutão dentro eram arbitrárias ou nos deixariam com (então) dezenas ou (agora) centenas de planetas. Por exemplo, um corte em massa que incluísse Plutão seria arbitrário e ainda nos deixaria com dezenas de planetas. Um corte a uma certa distância do Sol seria arbitrário e ainda nos deixaria com dezenas de grandes asteróides. Definir simplesmente uma lista de planetas era arbitrário. Então é "limpar a vizinhança".

Conhecendo a história de quantas vezes o que é um "planeta" mudou, e que tem pouco significado científico, eu pessoalmente não posso ficar muito animado sobre o que é e o que não é um "planeta". Quer chamemos Plutão de planeta ou planeta anão, de objeto transnetuniano ou de objeto de massa planetária, ver a missão New Horizons revelar Plutão foi igualmente incrível.

Planeta Nove

E nós ainda espere encontrar mais planetas! O sistema solar externo é mal compreendido e, para onde quer que olhemos, encontramos mais planetas anões.

Examinando as órbitas dos TNOs, os cientistas notaram que há uma tendência incomum de planetas além da influência de Netuno se agruparem no mesmo lado do Sistema Solar. Isso poderia ser o resultado de um grande planeta rochoso com uma órbita altamente elíptica de 15.000 anos no lado oposto do Sistema Solar: o Planeta Nove.

Orbitas de TNOs propostas para serem influenciadas por um hipotético Planeta Nove. O Planeta Nove está em laranja.

"Cor" e "Aparência"

Qual é a cor da Terra? É um ponto azul claro? Ou é um redemoinho de azul, verde, marrom e branco? Qual é a cor de Plutão? É o preto e o marrom do Telescópio Espacial Hubble? Ou é o mármore rosa e prata revelado pela New Horizons?

É mesmo luz visível? E quanto à luz ultravioleta e infravermelha muito mais útil para a astronomia. Poucas observações astronômicas são feitas na faixa de luz visível, o Hubble é um dos últimos grandes observatórios de luz visível. Geralmente é feito em outras frequências que revelam dados mais úteis sobre o objeto e para os quais nossa atmosfera é opaca. Por exemplo, as câmeras da Voyager 2 eram sensíveis à luz ultravioleta e visível, usavam filtros para faixas de comprimento de onda correspondentes a "UV", "violeta", "azul", "verde", "laranja" e para comprimentos de onda específicos de metano.

Quando soubemos que a "cor" de um planeta é com você. É uma questão de quão boa era a resolução de nossas imagens na época. Geralmente, quando um planeta é descoberto pela primeira vez, ele nada mais é do que um ponto de luz em algumas fotografias em preto e branco ou alguns pixels em um único comprimento de onda capturados por um CCD. Mais observações são feitas com resoluções mais altas e em mais frequências. Muitas imagens de planetas que você vê são imagens de "cores falsas", composições de muitas imagens obtidas em uma única frequência.

Da mesma forma, "aparência" é uma questão de resolução. Por muito tempo, Plutão foi alguns pixels borrados e Caronte foi uma pequena protuberância que aparecia periodicamente.

Quando?

Digamos que "aparência" significa que somos capazes de distinguir grandes características da superfície, como crateras. E "cor" significa que sabemos algo como sua verdadeira cor de luz visível.

Nesse caso, se incluirmos Plutão, então é muito claro que não sabíamos a cor e a aparência de todos os "planetas" até que a New Horizons começou a enviar imagens em 2015.

Plutão via Hubble em 2003.

Plutão via New Horizons em 2015.

Se formos com oito planetas, não saberemos a cor e a aparência de todos os planetas até que a Voyager 2 visitou Netuno em 1989 e enviou de volta nossas primeiras imagens nítidas reais.

Em vez de passar por todos os planetas, e porque esta postagem ficou um pouco longa, encorajo você a olhar para nossas observações de cada um ao longo do tempo e decidir por si mesmo.


Isso depende muito exatamente do que você entende por "cor / aparência de todos os planetas".

Se você considerar apenas os planetas clássicos (Mercúrio a Saturno), sabíamos sua cor em tempos pré-históricos. Tivemos uma vaga ideia de como eles eram de perto com a invenção do telescópio no início de 1600 - Galileu viu bandas em Júpiter e os anéis de Saturno - e isso melhorou mais ou menos continuamente à medida que os telescópios melhoraram até década de 1960, quando as sondas planetárias assumiram o controle.

Começando com a Mariner 4 em 1965, começamos uma série de missões interplanetárias que - eventualmente, em 2015, quando a New Horizons fotografou metade da superfície de Plutão - completou o reconhecimento de todos os planetas, clássicos e telescópicos.


Aqui está uma discussão das cores simbólicas astrológicas de vários planetas.

http://cura.free.fr/22plcome.html1

Mercúrio: variável, marrom ou multicolorido.

Vênus: branco, azul ou verde.

Marte: vermelho.

Júpiter: laranja, azul, verde ou roxo-azulado.

Saturno: cinza, preto ou marrom-escuro.

Urano: vários ou azul. (descoberto em 1781)

Netuno: lilás ou roxo. (descoberto em 1846)

Plutão: preto. (contado como um planeta 1930-2006)

Aqui está uma discussão sobre as cores reais de vários planetas, que muitas vezes são confundidas pelo uso de imagens de cores falsas:

http://curious.astro.cornell.edu/about-us/58-our-solar-system/planets-and-dwarf-planets/planet-watching/249-what-color-is-each-planet-intermediate2

Mercúrio: cinza.

Vênus: amarelo pálido.

Terra: azul.

Marte: marrom avermelhado.

Júpiter: com faixas laranja e branco.

Saturno: ouro pálido.

Urano: azul claro.

Netuno: azul claro.

Plutão: castanho claro.

Portanto, as observações a olho nu desde os tempos antigos estabeleceram claramente que Marte é avermelhado, e nenhum astrólogo atribuiu qualquer outra cor a Marte.

E é possível que os antigos astrônomos e astrólogos da Babilônia tenham atribuído a cor laranja a Júpiter porque eles puderam ver que Júpiter parecia laranja-branco para eles.

Mas os outros planetas apenas apareceram como pontos esbranquiçados, e aparentemente os astrólogos se sentiram livres para atribuir a eles quaisquer cores simbólicas que se encaixassem em sua estrutura teórica sobre os deuses pagãos e as influências místicas atribuídas a esses planetas.

Portanto, ninguém parece ter conhecido as cores de quaisquer planetas, exceto Marte (e possivelmente Júpiter) até o início das observações telescópicas em 1609. E ninguém sabia quaisquer outros detalhes sobre o aparecimento dos planetas até a era das observações telescópicas, começando em 1609 - e até a era das sondas espaciais, começando na década de 1960, para alguns dos planetas.


Quais são as cores dos planetas?

Quando olhamos para belas imagens dos planetas de nosso Sistema Solar, é importante notar que o que estamos olhando nem sempre é preciso. Especialmente no que diz respeito às suas aparências, essas representações podem às vezes ser alteradas ou aprimoradas. Esta é uma prática comum, em que filtros ou realce de cor são empregados para garantir que os planetas e suas características sejam claros e discerníveis.

Então, como são exatamente os planetas do Sistema Solar quando eliminamos todos os truques adicionais? Se tivéssemos que tirar fotos deles do espaço, sem o realce de cores, retoques de imagem e outros métodos projetados para realçar seus detalhes, quais seriam suas verdadeiras cores e aparências? Já sabemos que a Terra se parece com uma espécie de mármore azul, mas e as outras?

Para simplificar, a cor de cada planeta em nosso Sistema Solar depende fortemente de sua composição. Se for um planeta terrestre & # 8211, ou seja, um composto de minerais e rochas de silicato & # 8211, sua aparência provavelmente será cinza ou terá a aparência de minerais oxidados. Ao mesmo tempo, as atmosferas do planeta & # 8217s desempenham um grande papel & # 8211, ou seja, como eles refletem e absorvem a luz do sol determinará quais cores eles apresentam para um observador externo.

A presença de uma atmosfera também pode determinar se há ou não vegetação ou água corrente quente na superfície do planeta. Se, no entanto, estamos falando de gigantes de gás ou gelo, então a cor do planeta & # 8217s dependerá de quais gases o compõem, sua absorção de luz e quais estão mais próximos da superfície. Tudo isso entra em jogo quando observamos os planetas de nosso Sistema Solar.

O planeta Mercúrio, conforme imageado pela espaçonave MESSENGER. Crédito: NASA / Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins / Instituição Carnegie de Washington


The Wanderers

Tendemos a imaginar os planetas como tendo sido descobertos por astrônomos com telescópios, mas isso só aconteceu duas vezes, com Urano e Netuno. Dos outros seis, cinco deles - Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno - estão entre as mais brilhantes & # 8220 estrelas & # 8221 visíveis no céu noturno.

Os primeiros astrônomos descobriram que esses cinco planetas gradualmente derivam no céu noturno, mudando sua posição de noite para noite em comparação com as estrelas vizinhas. A Universidade de Oregon observou que os relatórios antigos desses movimentos planetários podem ser rastreados há pelo menos 4.000 anos.

Outro planeta importante é o que está sob nossos pés, a Terra: também não precisamos descobri-lo, embora reconhecer que se trata de um planeta tenha sido uma conquista incrível.


O sistema solar consiste no Sol, os oito planetas oficiais, pelo menos três & # 8220 planetas anões & # 8221, mais de 130 satélites dos planetas, um grande número de pequenos corpos (os cometas e asteróides) e o meio interplanetário. (Provavelmente também existem muitos outros satélites planetários que ainda não foram descobertos.)

O sistema solar interno contém o Sol, Mercúrio, Vênus, Terra e Marte:

O cinturão de asteróides principal (não mostrado) fica entre as órbitas de Marte e Júpiter. Os planetas do sistema solar externo são Júpiter, Saturno, Urano e Netuno (Plutão agora é classificado como um planeta anão):

A primeira coisa a notar é que o sistema solar é basicamente um espaço vazio. Os planetas são muito pequenos em comparação com o espaço entre eles. Mesmo os pontos nos diagramas acima são muito grandes para estar na escala adequada com relação ao tamanho das órbitas.

As órbitas dos planetas são elipses com o Sol em um foco, embora todos, exceto Mercúrio, sejam quase circulares. As órbitas dos planetas estão todas mais ou menos no mesmo plano (chamada de eclíptica e definida pelo plano da órbita da Terra & # 8217s). A eclíptica está inclinada apenas 7 graus em relação ao plano do equador do Sol & # 8217s. Os diagramas acima mostram os tamanhos relativos das órbitas dos oito planetas (mais Plutão) de uma perspectiva um pouco acima da eclíptica (daí sua aparência não circular). Todos eles orbitam na mesma direção (no sentido anti-horário olhando para baixo de cima do pólo norte do Sol & # 8217) todos, exceto Vênus, Urano e Plutão, também giram no mesmo sentido.

(Os diagramas acima mostram as posições corretas para outubro de 1996, conforme gerado pelo excelente programa de planetário Starry Night, também há muitos outros programas semelhantes disponíveis, alguns gratuitos. Você também pode usar o Emerald Chronometer em seu iPhone ou o Emerald Observatory em seu iPad para encontrar o atual posições. Esta informação também é útil para projetar um sistema de painel solar.)

Tamanhos

A composição acima mostra os oito planetas e Plutão com tamanhos relativos aproximadamente corretos (veja outra composição semelhante e uma comparação dos planetas terrestres ou o Apêndice 2 para mais informações).

Uma maneira de ajudar a visualizar os tamanhos relativos no sistema solar é imaginar um modelo em que tudo tenha seu tamanho reduzido por um fator de um bilhão. Então, o modelo da Terra teria cerca de 1,3 cm de diâmetro (o tamanho de uma uva). A Lua estaria a cerca de 30 cm (cerca de trinta centímetros) da Terra. O Sol teria 1,5 metros de diâmetro (cerca da altura de um homem) e 150 metros (cerca de um quarteirão) da Terra. Júpiter teria 15 cm de diâmetro (o tamanho de uma grande toranja) e 5 quarteirões de distância do sol. Saturno (do tamanho de uma laranja) estaria a 10 quarteirões de Urano e Netuno (limões), a 20 e 30 quarteirões de distância. Um humano nesta escala seria do tamanho de um átomo, mas a estrela mais próxima estaria a mais de 40.000 km de distância.

Não são mostrados nas ilustrações acima os numerosos corpos menores que habitam o sistema solar: os satélites dos planetas o grande número de asteróides (pequenos corpos rochosos) orbitando o Sol, principalmente entre Marte e Júpiter, mas também em outros lugares os cometas (pequenos corpos gelados ) que vêm e vão das partes internas do sistema solar em órbitas altamente alongadas e em orientações aleatórias para a eclíptica e os muitos pequenos corpos gelados além de Netuno no Cinturão de Kuiper. Com algumas exceções, os satélites planetários orbitam no mesmo sentido que os planetas e aproximadamente no plano da eclíptica, mas isso geralmente não é verdade para cometas e asteróides. A classificação desses objetos é uma questão de pequena controvérsia. Tradicionalmente, o sistema solar foi dividido em planetas (os grandes corpos orbitando o Sol), seus satélites (também conhecidos como luas, objetos de vários tamanhos orbitando os planetas), asteróides (pequenos objetos densos orbitando o Sol) e cometas (pequenos objetos gelados com alta órbitas excêntricas). Infelizmente, descobriu-se que o sistema solar é mais complicado do que isso sugere:

  • existem várias luas maiores que Plutão e duas maiores que Mercúrio
  • existem muitas pequenas luas que provavelmente começaram como asteróides e só mais tarde foram capturadas por um planeta
  • cometas às vezes desaparecem e se tornam indistinguíveis dos asteróides
  • os objetos do Cinturão de Kuiper (incluindo Plutão) e outros como Quíron não se encaixam bem neste esquema
  • Os sistemas Terra / Lua e Plutão / Caronte são às vezes considerados & # 8220planetas duplos & # 8221.

Outras classificações baseadas na composição química e / ou ponto de origem podem ser propostas que tentam ser mais válidas fisicamente. Mas geralmente acabam com muitas classes ou muitas exceções. O resultado final é que muitos dos corpos são únicos e a situação real é muito complicada para uma categorização simples. Nas páginas a seguir, usarei as categorizações convencionais.

Os oito corpos oficialmente categorizados como planetas são frequentemente classificados de várias maneiras:

  • por composição:
    • terrestre ou rochoso planetas: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte:
      • Os planetas terrestres são compostos principalmente de rocha e metal e têm densidades relativamente altas, rotação lenta, superfícies sólidas, sem anéis e poucos satélites.
      • Os planetas gasosos são compostos principalmente de hidrogênio e hélio e geralmente têm baixas densidades, rotação rápida, atmosferas profundas, anéis e muitos satélites.
      • pequena planetas: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte.
        • Os pequenos planetas têm diâmetros inferiores a 13.000 km.
        • Os planetas gigantes têm diâmetros superiores a 48.000 km.
        • planetas internos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
        • planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano, Netuno.
        • O cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter forma a fronteira entre o sistema solar interno e o sistema solar externo.
        • inferior planetas: Mercúrio e Vênus.
          • mais perto do Sol do que da Terra.
          • Os planetas inferiores mostram fases como a Lua & # 8217s quando vistos da Terra.
          • mais longe do Sol do que a Terra.
          • Os planetas superiores sempre parecem cheios ou quase.
          • clássico planetas: Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno.
            • conhecido desde os tempos pré-históricos
            • visível a olho nu
            • nos tempos antigos, este termo também se referia ao Sol e à Lua, a ordem geralmente era especificada como: Saturno, Júpiter, Marte, Sol, Vênus, Mercúrio e Lua, com base no tempo para eles irem & # 8220 todo o caminho de volta & # 8221 a esfera das estrelas & # 8220 fixas & # 8221).
            • descoberto nos tempos modernos
            • visível apenas com auxílio óptico

            PicturesNote: a maioria das imagens em Os Nove Planetas não são cores verdadeiras. A maioria deles foi criada pela combinação de várias imagens em preto e branco tiradas por meio de vários filtros de cores. Embora as cores possam parecer & # 8220 certas & # 8221, é provável que não sejam & # 8217 exatamente o que seus olhos veriam.

            • Montagem dos nove planetas (versão ampliada acima) 36k jpg
            • Outra comparação de tamanho relativo (de LANL) 93k gif
            • Comparação entre o Sol e o planeta grande (de Extrema) 15k jpg
            • Comparação da Terra e do corpo pequeno (de Extrema) 13k jpg
            • Mosaico da Voyager 1 do sistema solar de 4 bilhões de milhas a 36k jpg html (legenda)
            • Imagens da Voyager 1 de 6 planetas a 4 bilhões de milhas 123k jpg html
            • Ponto Azul Pálido, reflexos na imagem acima de Carl Sagan.
            • Os corpos maiores, menores, mais brilhantes, etc.
            • A história da descoberta do sistema solar
            • Introdução ao sistema solar de LANL
            • Solar System Family Portrait do NSSDC, o Orrery da Web interativo.
            • notas sobre o objeto mais distante do sistema solar e as temperaturas da superfície dos planetas de RGO
            • modelos em escala do sistema solar
                (links para muitos outros) no National Mall em Washington DC
            • Lakeview Museum Community Solar System, o maior modelo mundial do sistema solar da LPI nº 8217
            • Sagan Planet Walk em Ithaca, NY, um modelo de calculadora em escala elegante Sidewalk Solar System
            • Caminhada do sistema solar em Gainesville, Flórida
            • Bonsall Elementary, um modelo em escala do sistema solar para Pasadena
            • As grandes questões

              Qual é a origem do sistema solar? É geralmente aceito que se condensou de uma nebulosa de poeira e gás. Mas os detalhes estão longe de ser claros.

              Quão comuns são os sistemas planetários em torno de outras estrelas? (Atualizado em junho de 2014)
              O número de planetas em torno de outras estrelas aumentou dramaticamente desde as primeiras descobertas de HD 1144762 b em 1989 e gama Cephei b em 1988 (confirmado em 2003). exoplanet.eu lista 1.811 planetas até 25 de julho de 2014, incluindo mais de 400 sistemas de planetas múltiplos. Além disso, existem mais de 3.000 planetas potenciais adicionais indicados pela espaçonave Kepler de acordo com o Arquivo de Exoplanetas da NASA. O leitor notará que pode haver diferenças nos números relatados entre os dois sites referenciados.

              Que condições permitem a formação de planetas terrestres? Parece improvável que a Terra seja totalmente única, mas ainda não temos evidências diretas de uma forma ou de outra.

              Existe vida em outro lugar do sistema solar? Se não, por que a Terra é especial? (Atualizado em junho de 2014)
              Ainda não sabemos da vida em outro lugar. Uma das coisas que torna a Terra especial de interesse particular para a pesquisa de exoplanetas é a nossa localização em relação ao nosso Sol & # 8212 a habitável ou a chamada “zona de cachos dourados”. A “zona goldilocks” é a área ao redor de uma estrela onde a água seria um líquido na superfície de um planeta. A localização e a extensão dependeriam de vários critérios, como o tamanho da estrela-mãe e a temperatura. Uma vez que os planetas nessas zonas habitáveis ​​são encontrados, o tamanho do planeta é levado em consideração. O tamanho é o que pode possibilitar uma atmosfera adequada para nossas formas de vida familiares. O Laboratório de Habitabilidade Planetária da Universidade de Porto Rico em Arecibo mantém o Catálogo de Exoplanetas Habitáveis

              Existe vida além do sistema solar? Vida inteligente?

              A vida é um evento raro e incomum ou mesmo único na evolução do universo ou é adaptável, difundido e comum?

              As respostas a essas perguntas, mesmo as parciais, seriam de enorme valor. As respostas às perguntas menores nas páginas a seguir podem ajudar a responder a algumas dessas perguntas importantes.


              Datas futuras de alinhamentos planetários

              8 de setembro de 2040: Neste dia, as órbitas planetárias e os movimentos de Saturno, Marte, Júpiter, Mercúrio e Vênus serão tais que parecerão estar alinhados em linha reta.

              6 de maio de 2492: Os cientistas têm uma teoria de que esta é a data mais próxima possível em que todos os oito planetas de nosso sistema solar parecerão estar alinhados.

              Em conclusão, devemos notar que é impossível para os planetas se alinharem perfeitamente (por causa de suas inclinações diferentes), às vezes eles parecerão estar na mesma área irregular do céu. No entanto, como isso nada mais é do que aparência dependente da percepção, é preciso estar em um ponto específico para que pareçam estar alinhados.


              Os 9 planetas do sistema solar e suas características

              Existem 9 planetas conhecidos que gira em suas órbitas ao redor do sol. Esses planetas são diferentes em seus nomes, tamanhos e muitas outras características das quais falaremos neste artigo. Aqui está uma lista dos 9 planetas em sua ordem no sistema solar:

              1. Mercúrio: É o planeta mais próximo do sol, então orbita o sol muito rapidamente em apenas 88 dias. Sua superfície é de cor cinza a laranja e é coberta por crateras. É um planeta pequeno, apenas 4850 quilômetros (

              3000 milhas) de diâmetro. O lado de sua superfície voltado para o sol é extremamente quente, pois 700 o K.

              2. Vênus: Sua superfície é amarelo-acastanhada devido à sua atmosfera espessa, composta em grande parte por ácido sulfúrico e CO2. Seu tamanho é um pouco mais de 12.000 quilômetros (7300 milhas) de diâmetro. Ele gira o sol em 243.

              3. Terra: Ele gira o sol a cada 365 dias (ano) e gira em seu eixo a cada 24 horas (dia). Seu tamanho é um pouco mais de 12.000 quilômetros de diâmetro. Este planeta é diferente de outros planetas, pois mantém a vida em sua superfície. Ele tem uma lua.

              4. Marte: Leva 687 dias para girar em torno do sol. Sua superfície é coberta com crateras, vulcões e grandes desfiladeiros e tem uma atmosfera muito fria. Tem duas luas.

              5. Júpiter: É o maior planeta do sistema solar como um diâmetro de 142.980 quilômetros. Ele orbita o sol a cada 12 anos.

              6. Saturno: É um grande planeta como 120.536 quilômetros. Ele orbita o sol em 12 anos. É bem conhecido por seu sistema de três anéis, também possui 47 luas.

              7. Urano: Ele gira o sol em 84 anos, seu tamanho é 51.118 quilômetros de diâmetro. Está rodeado por um sistema de nove anéis.

              8. Netuno: Seu tamanho é 49.500 quilômetros de diâmetro. Ele orbita o sol a cada 165 anos.

              9. Plutão: É conhecido como o planeta mais distante do sol. Ele orbita o sol em 248 anos.

              Para alunos: Para lembrar os 9 planetas com seus nomes na ordem correta, você pode usar esta frase simples para lembrá-lo & # 8220 MINHA MÃE MUITO TERRESTRE ACABOU DE NOS SERVIR NOVAS PICKLES & # 8221


              A teoria nebular moderna

              Os planetas se originam em um disco denso formado de material na nuvem de gás e poeira que colapsa para nos dar o sol. A densidade desse disco tinha que ser suficiente para permitir a formação dos planetas e ainda ser fino o suficiente para que a matéria residual fosse soprada pelo Sol conforme sua produção de energia aumentasse.

              Em 1992, o Telescópio Espacial Hubble obteve as primeiras imagens de discos proto-planetários na nebulosa de Orion. Eles estão aproximadamente na mesma escala do Sistema Solar e fornecem um forte apoio a essa teoria.


              É assim que a Voyager 1 tirou um retrato do sistema solar

              É aqui que a Voyager 1 estava em relação aos planetas em 14 de fevereiro de 1990.

              A NASA lançou recentemente uma atualização de uma das imagens mais famosas da história do espaço: a fotografia de longa distância da Voyager 1 de uma minúscula e frágil Terra, sozinha na escuridão do espaço. O software de processamento de imagem moderno tornou a imagem mais nítida, conhecido como “Ponto Azul Pálido”. Mas é apenas uma parte de um "retrato de família" muito maior de nosso sistema solar, que a Voyager 1 tirou 30 anos atrás em 14 de fevereiro de 1990, pouco antes de os engenheiros da NASA desligarem suas câmeras pela última vez.

              Um rastro de 39 fotos em tons de cinza - com inserções coloridas ampliadas de cada planeta, reunidas a partir de outras 21 fotos filtradas por cores - traça o layout do sistema solar (ou pelo menos a faixa em zigue-zague que continha planetas visíveis) da Voyager 1 Elevada vantagem 32 ° acima do plano da maioria das órbitas dos planetas.

              6,4 bilhões de quilômetros (3,7 bilhões de milhas) do centro do sistema solar, a Voyager 1 olhou para trás, para a casa que deixou para trás em 1977, o gigante gasoso Júpiter, por onde passou voando em 1979 e Saturno, por onde passou em 1980 . Ele também olhou para trás, para os gigantes de gelo Urano e Netuno, que seu irmão Voyager 2 havia visitado mais recentemente, em 1986 e 1989. Para a Voyager 1, correndo em direção ao infinito do espaço interestelar, todo o nosso sistema solar parecia "uma corda de pequenos pontos coloridos agrupados à direita da constelação de Órion ”(como a Sociedade Planetária descreveu mais tarde).

              “Ele capturou a Terra como um grão de luz na vastidão do sistema solar, que é nossa vizinhança local na galáxia da Via Láctea, em um universo repleto de galáxias”, disse Ed Stone, cientista do projeto Voyager no California Institute of Technology em 2000. Na época, a Voyager 1 ainda estava se aproximando da borda do sistema solar, onde a "bolha" protetora do vento solar de nosso Sol dá lugar ao espaço interestelar, mas mesmo então, Stone disse: "O retrato de família dá a você um senso da escala de nossa vizinhança e de que ainda há muito além dela a ser descoberto. ”

              Na imagem original, a Terra ocupava apenas uma fração de pixel.

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              Acabamos de encontrar a maior "coisa" giratória do universo?

              Nessa faixa, mesmo os 140.000 km (87.000 milhas) de diâmetro de Júpiter ocupam um pouco mais do que um pixel na versão original em tamanho real das imagens coloridas ampliadas (as fotos do planeta parecem granuladas porque ampliado para facilitar a visualização). Saturno parece ter aproximadamente o mesmo tamanho, mas se você apertar os olhos e cruzar os dedos, poderá ver o arco tênue e borrado de seus anéis. Urano e Netuno são borrões esticados, acidentalmente ampliados pela maneira como a espaçonave se movia enquanto tirava as fotos, o que manchou a luz refletida dos planetas nas imagens. E a Terra ocupa apenas cerca de um oitavo de pixel, embora o astrofísico Carl Sagan tenha chamado nosso mundo de "ponto azul claro", no mosaico da Voyager 1 é na verdade um crescente azul claro.

              Vênus também ocupa apenas uma fração de pixel, e Mercúrio está tão perto da luz ofuscante do Sol que fica invisível nas fotos da Voyager 1. Mercúrio é aquele membro da família que sempre consegue se esconder atrás de alguém mais alto antes da foto. E Marte é um pouco como a pessoa que pisca no momento em que a câmera dispara, seu fino crescente se perdeu no brilho da luz solar dispersa. Plutão - que ainda era considerado um planeta na época, porque ainda não tínhamos percebido que os planetas anões eram uma categoria totalmente diferente de objetos, à qual o mundinho de gelo pertence por direito - também não aparece na foto, porque é muito pequeno e muito escuro para aparecer. (Não se preocupe, Plutão, você e os outros planetas anões ainda fazem parte da família.)

              Configurando uma sessão de fotos interplanetária

              Cada uma das fotos coloridas dos planetas, na verdade, teve que ser montada a partir de três fotos, que a câmera de ângulo estreito da Voyager tirou em rápida sucessão: uma foto cada com três filtros de cores diferentes em violeta, verde e azul. A Voyager 1 começou seu panorama na borda externa do sistema solar e avançou para dentro, tirando fotos de fundo em tons de cinza com sua câmera grande angular e fotografando cada planeta em cores com a câmera de ângulo estreito conforme chegava até eles.

              Os engenheiros da Terra tinham que programar toda aquela sequência de comandos - onde e quando apontar a câmera, qual filtro usar e quanto tempo demoraria a exposição - com antecedência, porque as instruções de casa demoravam cerca de 5,5 horas para chegar à antena de rádio da Voyager 1 . Urano e Netuno, nas marchas escuras do sistema solar, precisaram de exposições de 15 segundos com a câmera de ângulo estreito, enquanto as fotos de grande angular perto do Sol usaram um filtro claro e exposições curtas de 1 segundo. Para o próprio Sol, a Voyager 1 usou um filtro escuro para fotografar os comprimentos de onda nos quais o metano absorve luz - e 1/5000 de uma segunda exposição.

              E mesmo com toda aquela filtragem cuidadosa e tempo de exposição, as fotos do sistema solar interno estão cheias de feixes refletidos e manchas de luz solar que a Terra está centrada em um deles em sua foto de inserção colorida. Essa imagem em particular é uma despedida comovente para a humanidade de nossa criação mais distante 34 minutos depois que as fotos foram tiradas, os engenheiros da NASA ordenaram que a Voyager 1 desligasse suas câmeras para economizar energia para o longo vôo para o desconhecido. Afinal, não há muito para ver no espaço interestelar.

              Uma década em construção

              A Voyager 1 é a única espaçonave que já esteve na posição certa para capturar todo o sistema solar em uma imagem (ou mesmo um mosaico de 60 imagens). A Voyager 2 e a New Horizons viajaram para longe o suficiente do centro de nossa pequena vizinhança cósmica, mas seus caminhos ainda são muito próximos da eclíptica - o plano em que a maioria dos planetas orbita o sol. Mas quando a Voyager 1 passou zunindo por Saturno em 1980, a gravidade do gigante gasoso ajudou a impulsionar a espaçonave para fora da eclíptica em um ângulo de cerca de 32⁰. Uma década depois, isso deu à Voyager 1 o ponto de vista perfeito para um "retrato de família" planetário.

              Sagan, então membro da Voyager Imaging Team e também presidente da Planetary Society, passou a maior parte da década defendendo o projeto fotográfico. Mas tirar 60 fotos nos limites do sistema solar foi apenas o começo. Em seguida, os engenheiros tiveram que levar as fotos dos gravadores da Voyager 1 de volta aos computadores na Terra - o que significou esperar semanas pela chance de transmitir os dados via rádio para os satélites da Deep Space Network em órbita ao redor da Terra, porque a Voyager 1 estava presa em uma fila atrás da espaçonave Magellan (que estava ocupada mapeando Vênus) e da espaçonave Galileo (que estava orbitando Júpiter em uma missão construída com base nos dados de voo da Voyager 1).

              Finalmente, os dados chegaram à Terra de bilhões de quilômetros no espaço, e então a equipe de imagem teve que processar e montar o mosaico. A NASA divulgou o mosaico em uma conferência de imprensa no verão de 1990, alguns meses depois que a Voyager 1 tirou suas fotos finais e voou na escuridão.

              30 anos depois

              A Voyager 1 colocou outros 12 bilhões de quilômetros (7,5 bilhões de milhas) ou mais entre ela e a Terra desde que fez as imagens finais. Desde 2012, ele está navegando pelo espaço interestelar, enviando para casa informações sobre radiação e nuvens esparsas de gás na vastidão entre as estrelas (o mesmo fez a Voyager 2, em um caminho diferente). Seu fornecimento de energia diminui a cada ano, à medida que o material radioativo em seu núcleo decai e, em 2025, a espaçonave provavelmente ficará escura. Mas em algum lugar lá fora, ele ainda estará voando cada vez mais longe.


              Pergunte a Ethan: Marte e Vênus já viveram planetas?

              Embora Marte seja conhecido como um planeta vermelho e congelado hoje, ele tem todas as evidências que poderíamos pedir de a. [+] passado aquoso, durando aproximadamente os primeiros 1,5 bilhões de anos do Sistema Solar. Poderia ter sido semelhante à Terra, ao ponto de ter vida nela, durante o primeiro terço da história do nosso Sistema Solar?

              Uma das questões mais elusivas em toda a ciência é a questão da vida no Universo. Sabemos que existe na Terra, que todos os organismos vivos existentes na Terra descendem do mesmo ancestral comum que remonta bilhões de anos, e que a vida esteve na Terra continuamente por mais de 4 bilhões de anos: pelo menos 90% da existência do nosso planeta. Mas não sabemos o quão onipresente é a vida. Não temos informações sobre a vida em outros mundos do nosso Sistema Solar, sobre a vida em outros Sistemas Solares ou sobre a vida inteligente em qualquer outro lugar do Universo. Tudo o que temos são restrições sobre o que pode estar lá fora.

              Cada planeta que poderia ter vida nele, em qualquer ponto, representa uma chance para a vida se desenvolver. Sabemos que a Terra foi uma daquelas chances que deu certo, mas pelo menos dois outros mundos em nosso jovem Sistema Solar - Marte e Vênus - também representavam chances potenciais. Eles poderiam ter tido vida, senão agora, do que em nosso passado distante? Isso é o que Carol Lake quer saber, escrevendo para perguntar:

              “Seria possível que Marte e Vênus fossem mundos vivos? Como a mudança climática da Terra está matando-o, então a mudança climática vai matar todos os seres vivos e então a Terra se tornará apenas mais um planeta que a nova vida questiona sobre a possibilidade de nós? ”

              É uma questão interessante de explorar, já que Marte e Vênus sofreram eventos climáticos catastróficos bilhões de anos atrás. Aqui está o que ainda é possível com base no que sabemos.

              Embora agora acreditemos que entendemos como o Sol e nosso sistema solar se formaram, esta visão inicial é um. [+] ilustração apenas. Quando se trata do que vemos hoje, tudo o que nos resta são os sobreviventes. O que existia nos estágios iniciais era muito mais abundante do que o que sobrevive hoje.

              LABORATÓRIO DE FÍSICA APLICADA À UNIVERSIDADE JOHNS HOPKINS / INSTITUTO DE PESQUISA DO SUDOESTE (JHUAPL / SWRI)

              Vamos voltar, voltar cerca de 4,6 bilhões de anos: de volta aos primeiros dias da formação do nosso Sistema Solar. Quando os sistemas solares gostam de nossa primeira forma, há uma série de coisas que devem ocorrer em uma ordem específica. No caso do que deu origem ao nosso Sistema Solar, acreditamos que era o que deveria ocorrer:

              Um ‘evento de rescisão’ no Sol pode ser iminente conforme a atividade solar aumenta, dizem os cientistas

              Novas descobertas astronômicas desafiam o "princípio copernicano" de 500 anos

              Acabamos de encontrar a maior "coisa" giratória do universo?

              1. uma nuvem molecular de gás se contrai sob sua própria gravidade,
              2. as regiões com as maiores concentrações de matéria colapsam mais rapidamente,
              3. levando à formação de novas estrelas e sistemas estelares nas regiões de maior colapso,
              4. onde os aglomerados de maior massa crescem mais rápido, tornando-se as estrelas mais massivas,
              5. mas aglomerados menores crescem mais devagar, tornando-se estrelas de menor massa,
              6. e que um desses aglomerados menores, com apenas uma grande massa inicial (central), tornou-se a proto-estrela que se transformaria em nosso sol.

              Essa massa central continuará a crescer, emitindo grandes quantidades de radiação e lentamente aquecendo em seu núcleo. À medida que o material continua a cair suavemente sobre a proto-estrela central, um disco circunstelar emerge ao seu redor. Instabilidades gravitacionais se formarão nesse disco, levando aos planetesimais: as sementes do que eventualmente se tornará planetas.

              O que acontece a seguir não é um processo fácil de prever, já que a formação de planetas é um processo caótico. Existem basicamente três "zonas" em relação à estrela ou proto-estrela que está se formando no centro, o que define com quais tipos de elementos você termina.

              • Na região mais interna, mais próxima da estrela, está o que é conhecido como "linha de fuligem". No interior dessa zona, muitas das moléculas baseadas em carbono que são consideradas precursoras da vida, como os hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, são destruídas. Apenas elementos pesados, como metais, podem sobreviver nesta região mais interna.
              • Além disso, fora da linha de fuligem, você pode ter esses compostos complexos, mas nenhum gelo: gelo de água, gelo de amônia, gelo seco, gelo de nitrogênio, etc. Enquanto você ainda estiver dentro da linha de geada, esses compostos voláteis será vaporizado. Um jovem Vênus, Terra e Marte estavam todos fora da linha de fuligem, mas dentro da linha de geada.
              • E fora da linha de gelo, você pode ter todos os compostos voláteis que existem. Vários sorvetes são bons, grandes quantidades de hidrogênio e hélio podem sobreviver facilmente quando ligados a um asteróide gigante de gás e corpos semelhantes a cometas são comuns.

              Com o tempo, os planetesimais que se formam irão interagir gravitacionalmente, crescer, se fundir e se influenciar caoticamente. Alguns corpos são lançados no Sol, outros fora do Sistema Solar, outros agregam-se a massas maiores. Eventualmente, uma configuração planetária estável é alcançada.

              O início do Sistema Solar estava cheio de cometas, asteróides e pequenos aglomerados de matéria que atacaram. [+] praticamente em todo o mundo. Este período, conhecido como bombardeio pesado tardio, pode ser o mecanismo responsável por trazer a maior parte da água encontrada nos mundos internos do sistema solar para esses mundos, incluindo a Terra.

              Nestes últimos estágios, os compostos voláteis vinculados aos objetos localizados além da linha de gelo sofrem dois destinos: ou eles acabam bombardeando um dos planetas sobreviventes ou acabam se espalhando em outro lugar. (Pensa-se que é provavelmente de onde vem a água encontrada na Terra e nos outros planetas internos.) Normalmente, existem apenas dois locais, a longo prazo, onde esses objetos acabam: exterior à linha de gelo inicial, mas interior à órbita do próximo planeta fora, e além da órbita do planeta final no sistema solar. Essas localizações, em nosso próprio Sistema Solar, correspondem ao cinturão de asteróides e ao cinturão de Kuiper / nuvem de Oort, respectivamente.

              Por fim, chegamos a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, quando em nosso Sistema Solar, tínhamos três mundos que suspeitamos serem relativamente semelhantes. Vênus, Terra e Marte eram planetas rochosos, com atmosferas finas, mas substanciais, água em suas superfícies, algumas das quais provavelmente na forma líquida, e todos eram extremamente ricos em compostos orgânicos: as moléculas precursoras da vida.

              A Terra, à esquerda, e Vênus, visto no infravermelho à direita, têm raios quase idênticos aos de Vênus. [+] sendo aproximadamente

              90-95% do tamanho físico da Terra. No entanto, devido à sua proximidade com o Sol, Vênus sofreu um destino tremendamente diferente no início. É possível que, daqui a cerca de um bilhão de anos, a Terra finalmente siga o exemplo.

              Arie Wilson Passwaters / Rice University

              A grande questão que devemos nos colocar é: o que aconteceu?

              O que aconteceu, em Vênus, para transformá-lo no inferno de um inferno que é hoje? Quando isso ocorreu, como aconteceu, e poderia ter havido vida prosperando e sobrevivendo naquele planeta antes deste evento catastrófico?

              O que aconteceu, em Marte, para fazer com que ele perdesse sua atmosfera, secasse e congelasse, tornando os processos biológicos que associamos à vida impossíveis ou tão raros que ainda não os detectamos?

              E o que está acontecendo agora, na Terra, e isso tem o potencial de levar a um destino semelhante a Vênus ou Marte: onde um planeta outrora habitável (ou, pelo menos, potencialmente habitável) agora é totalmente inóspito para a vida como o conhecemos ?

              Uma coisa é certa: apesar de todas as incertezas que cercam a origem da vida na Terra, sabemos que uma vez que tomou conta do nosso planeta - um evento que ocorreu há mais de 4 bilhões de anos - ela sobreviveu e prosperou em uma cadeia ininterrupta de eventos que ocorreram desde então. Embora tenham ocorrido muitos eventos de extinção em massa, eles apenas serviram para abrir caminho para que as espécies sobreviventes se reproduzissem e preenchessem os nichos ecológicos então vagos. Nosso planeta continua vivo.

              O instrumento Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), parte da Mars Global Surveyor, coletou mais de 200. [+] milhões de medições de altímetro a laser na construção deste mapa topográfico de Marte. Todos os lugares que aparecem com uma cor azul escuro ou azul claro, bem como algumas das áreas mais verdes, provavelmente já estavam cobertos de água há muito tempo.

              Equipe Mars Global Surveyor MOLA

              Nos primeiros estágios de nosso Sistema Solar, entretanto, a Terra não era necessariamente o único planeta vivo. Todos os três mundos - Vênus, Terra e Marte - experimentaram eventos de impacto externo e tiveram que lidar com processos geológicos internos. Ocorreram eventos magnéticos no núcleo, elevação e erosão continentais e a eventual presença de cadeias de montanhas e bacias. Todos esses mundos experimentaram uma extensa atividade vulcânica, que adicionou compostos voláteis e grandes quantidades de dióxido de carbono à atmosfera, enquanto também criava fundos oceânicos relativamente lisos. Todos os três mundos, muito provavelmente, tiveram um passado aquoso.

              Mas existem três diferenças principais entre esses planetas que provavelmente levaram a seus destinos muito diferentes.

                Uma delas são suas distâncias orbitais diferentes do Sol, com Vênus orbitando apenas

              72% da distância Terra-Sol e Marte orbitando muito mais longe, em torno de

              Esta ilustração de quatro painéis mostra um possível caminho para a eventual terraformação de Marte. [+] mais parecido com a Terra. O que muito provavelmente aconteceu no passado, no entanto, foi uma reversão desse processo: onde um Marte antes aquoso, úmido e possivelmente rico em vida perdeu seu campo magnético protetor, o que levou à destruição de sua atmosfera. Hoje, a água líquida é praticamente impossível na superfície marciana.

              Usuário da Wikipédia em inglês Ittiz

              A vida em um mundo é geralmente considerada uma força estabilizadora, da mesma forma que uma solução tampão em química evita que a adição de um ácido ou base torne a solução inteira muito ácida ou muito básica. A vida atinge uma espécie de estado de equilíbrio com o meio ambiente, onde quaisquer grandes mudanças na temperatura - seja na direção positiva ou negativa - levarão a processos vitais trabalhando para neutralizar essa mudança. Somente se uma grande mudança ocorrer para alterar fundamentalmente o estado de equilíbrio, como o grande evento de oxigenação fez na Terra, o que as células de levedura fazem em um ambiente de nutrientes ilimitados ou o que os humanos estão fazendo com os combustíveis fósseis hoje, um evento descontrolado pode ocorrer.

              Mas em Vênus e Marte, mesmo que a vida já tenha existido nesses mundos, sua presença foi insuficiente para interromper os processos descontrolados que muito provavelmente foram iniciados por fatores astrofísicos e geológicos. Vênus pode ter sido um mundo próspero por centenas de milhões de anos, possivelmente até 2 bilhões, de acordo com alguns. Suas condições podem ter sido semelhantes às da Terra, com água líquida na superfície e possivelmente muito mais. Da mesma forma, Marte já teve oceanos, rios, rochas sedimentares formadas e esférulas de hematita, e foi temperado e úmido por pelo menos 1,5 bilhão de anos.

              Esta fotografia icônica dos mirtilos marcianos, ou esferas de hematita, foi tirada pelo Opportunity em. [+] as terras baixas de Marte. Pensa-se que um passado aquoso levou à formação dessas esférulas, com evidências muito fortes provenientes do fato de que muitas das esférulas se encontram unidas, o que deveria ocorrer apenas se tivessem uma origem aquosa.

              JPL / NASA / Universidade Cornell

              A grande questão, claro, é "o que aconteceu?"

              Em Vênus, o fator que o condenou é provavelmente muito simples: sua proximidade com o sol. Dado o quão perto está, ele recebe cerca do dobro da quantidade de energia incidente em cada metro quadrado de sua superfície em comparação com a Terra. Mesmo com uma pequena quantidade de vapor d'água na atmosfera do início de Vênus, um grande efeito estufa se seguiria, aumentando ainda mais a temperatura de Vênus. Em temperaturas mais altas, a concentração de vapor d'água na atmosfera aumenta ainda mais, o que aumenta ainda mais a temperatura.

              Infelizmente para Vênus, esse processo não pode simplesmente aumentar gradualmente para sempre. Em algum momento crítico, as temperaturas da superfície de Vênus atingirão um valor crítico: cerca de 100 ° C (212 ° F), ou talvez um pouco mais alto, dependendo da pressão atmosférica no momento. Quando isso ocorrer, a água líquida na superfície de Vênus começará a ferver, lançando uma enorme quantidade de vapor d'água - basicamente, a soma de todos os oceanos venusianos - na atmosfera, e isso leva a um efeito estufa descontrolado. De repente, a atmosfera de Vênus está quente demais para admitir vida na superfície; o único lugar onde teoricamente poderia ter persistido é na atmosfera superior de Vênus,

              60 km acima ou mais. Sempre que isso ocorresse, qualquer vida que existisse anteriormente em Vênus provavelmente teria seu fim.

              Missão hipotética do HAVOC da NASA: Conceito Operacional de Vênus em Alta Altitude. Este balão. [+] missão poderia procurar vida nas nuvens do nosso vizinho mais próximo, como a condição em Vênus que são

              60 km acima da superfície são surpreendentemente semelhantes à Terra em termos de pressão e temperatura. Como isso estaria acima das camadas de ácido sulfúrico, a vida pode ter persistido aqui por bilhões de anos.

              Centro de Pesquisa Langley da NASA

              Enquanto isso, em Marte, ele recebe apenas

              43% da energia que a Terra recebe (do Sol) em cada metro quadrado. Para que Marte fosse aguado e úmido - o que há uma quantidade impressionante de evidências geológicas - deve ter havido uma atmosfera espessa e substancial em Marte há muito tempo. Somente um forte efeito estufa poderia ter mantido as temperaturas e as pressões onde deveriam estar para a existência de água líquida na superfície marciana.

              A única coisa que poderia ter mantido a atmosfera de Marte intacta era a proteção de um campo magnético em todo o planeta, semelhante ao que a Terra tem hoje. Sem ele, a atmosfera de Marte seria arrancada pelo vento solar: algo que a missão MAVEN da NASA mediu diretamente. Devido ao tamanho muito menor de Marte em comparação com a Terra, seu núcleo resfriou muito mais rapidamente, levando à morte do dínamo magnético interno que desvia ativamente essas partículas solares. Sem um campo magnético protetor - que estimamos morreu após cerca de

              1,5 bilhão de anos - praticamente toda a atmosfera marciana teria sido arrancada em apenas

              0,01 bilhão de anos: um piscar de olhos cósmico.

              Sem essa atmosfera, a água líquida congelou ou sublimada, qualquer vida ficou adormecida ou morreu, e Marte ficou frio e (em grande parte) sem vida para o

              3 bilhões de anos que se passaram desde então.

              Marte, o planeta vermelho, não tem campo magnético para protegê-lo do vento solar, o que significa que ele perde. [+] sua atmosfera de uma forma que a Terra não faz. A escala de tempo em que Marte perderá uma atmosfera semelhante à da Terra é da ordem de

              10 milhões de anos apenas, mas o campo magnético da Terra deve permanecer intacto por muitos bilhões de anos, este mecanismo não resultará na habitabilidade da Terra.

              A humanidade acabará destruindo toda a vida na Terra? É uma perspectiva improvável.Não é impossível, pois já entramos no que os cientistas classificaram como a 6ª grande extinção em massa. O clima está mudando nossos lugares selvagens estão desaparecendo (menos de um terço da superfície da Terra agora é deserto) os oceanos estão acidificando a concentração de CO2 na atmosfera é maior do que em milhões de anos e continua a aumentar em um recorde taxa devido às atividades humanas. Se não tomarmos cuidado, a possibilidade de um colapso ecológico é muito real e pode muito bem resultar na erradicação da humanidade e possivelmente até mesmo na queda total dos mamíferos.

              Mas a vida, de alguma forma, ainda deve persistir em nosso planeta. Assim como foi o caso em Vênus e Marte, o momento de “fim de jogo” para a vida na Terra provavelmente surgirá da influência do sol. Conforme o tempo passa e o Sol continua a queimar seu combustível nuclear, ele se aquece e fica mais luminoso. Depois de aproximadamente outro

              1 bilhão de anos, mais ou menos, sua produção de energia ferverá os oceanos da Terra também, pondo fim à vida como a conhecemos aqui em nosso planeta. Embora a mudança climática causada pelo homem possa causar nossa própria morte, a vida na Terra é muito mais resistente. Se pudermos sobreviver à nossa infância tecnológica, teremos pelo menos muitas centenas de milhões de anos até que chegue uma crise que ameaça o planeta. Que possamos continuar a enfrentar o desafio de encontrar um equilíbrio com a natureza. É nossa única esperança de sobrevivência a longo prazo.


              A Formação e Evolução do Sistema Solar

              A formação e evolução do nosso sistema solar (e sistemas planetários em torno de outras estrelas) estão entre os campos mais desafiadores e intrigantes da ciência moderna. Como produto de uma longa história de evolução da matéria cósmica, esse importante ramo da astrofísica é conhecido como cosmogonia planetária estelar. Interdisciplinar por meio de seu conteúdo, é baseado em conceitos teóricos fundamentais e dados observacionais disponíveis sobre os processos de formação de estrelas. Dados observacionais modernos sobre evolução estelar, formação de disco e descoberta de planetas extrasolares, bem como propriedades mecânicas e cosmoquímicas do sistema solar, colocam restrições importantes nos diferentes cenários desenvolvidos, cada um apoiando o conceito básico de cosmogonia (como enraizado no Kant -Laplace hipótese). Basicamente, a sequência de eventos inclui a fragmentação de uma nuvem molecular interestelar original, o surgimento de uma nebulosa primordial e o acréscimo de um disco protoplanetário de gás-poeira em torno de uma estrela-mãe, seguido por instabilidade do disco e divisão em corpos sólidos primários (planetesimais) e suas interações de colisão, eventualmente formando um planeta.

              As últimas décadas testemunharam grandes avanços na área, devido a estudos teóricos e experimentais aprofundados. Esses avanços esclareceram um novo cenário, que em grande parte suporta a formação estelar-planetária simultânea. Aqui, o colapso do núcleo interno de uma nebulosa protosolar dá origem à ignição da fusão e ao nascimento de uma estrela com um disco de acreção deixado para trás: sua evolução contínua resultando em protoplanetas e formação planetária. As observações astronômicas nos permitiram resolver em grande detalhe a estrutura turbulenta dos discos de gás-poeira e sua dinâmica em relação à origem do sistema solar. De fato, a datação por radioisótopos de amostras de meteoritos condritos traçou a idade e a cronologia dos processos-chave na formação do sistema solar. Progresso significativo também foi feito no estudo teórico e modelagem computacional de regimes térmicos de disco de acreção protoplanetário evaporação / condensação de partículas primordiais dependendo de sua distância radial, mecanismos de agrupamento, colisões e dinâmica. No entanto, essas descobertas ainda são insuficientes para resolver muitos problemas intrinsecamente relacionados à cosmogonia planetária. Novas questões significativas também foram colocadas, as quais exigem respostas. De grande importância são as questões sobre como as condições naturais contemporâneas apareceram nos planetas do sistema solar: especificamente, por que os três planetas internos vizinhos - Terra, Vênus e Marte - revelam diferentes caminhos evolutivos.

              Palavras-chave

              Assuntos

              • Planetas e sistemas extrassolares
              • Técnicas Observacionais e Experimentais
              • Dinâmica do sistema solar e estrutura orbital
              • Formação de Planeta

              Introdução

              Nas últimas décadas, grande progresso foi alcançado no estudo de nosso ambiente espacial mais próximo - o sistema solar. A exploração do espaço em conjunto com as observações astronômicas avançadas baseadas em solo expandiram dramaticamente o conhecimento sobre nossa estrela - o Sol e todos os oito planetas principais com seus numerosos satélites e anéis, bem como sobre incontáveis ​​corpos menores - asteróides, meteoróides e cometas e o espaço interplanetário ao redor o Sol - a heliosfera. Sabíamos muito sobre a natureza desses corpos, com implicações nas idéias básicas de valor científico fundamental sobre a formação e evolução do sistema solar. A descoberta de discos circunstelares e especialmente de sistemas planetários em torno de outras estrelas colocou este problema desafiador da astronomia moderna em um novo terreno e nos permitiu integrar diferentes visões teóricas junto com os dados de observações e modelagem de computador para conceitos mais coerentes. Este é um dos ramos mais intrigantes da astrofísica, que costumava ser conhecido como cosmogonia planetária (Marov, 2015). Sendo multidisciplinar por sua essência, está na fronteira das ciências naturais envolvendo matemática, física e química com grande relevância para a biologia ao abordar o problema da origem e proliferação da vida.

              A formação de planetas é um processo difundido, embora muito complexo, que se acredita ser a sucessão de vários estágios afetados por diferentes mecanismos de interações físicas, transformações químicas e numerosas perturbações no disco gás-poeira. Os cenários e a abordagem do modelo para a origem das nebulosas protoplanetárias e sua evolução são geralmente apoiados por dados observacionais. As características mecânicas, astrofísicas e cosmoquímicas do sistema solar servem como conceito inicial para a formação de planetas em torno das estrelas. A arquitetura dos planetas e satélites do sistema solar, bem como os padrões existentes nos sistemas de planetas extrasolares, definitivamente apontam para um processo unificado de formação de cada sistema, embora com diferentes restrições. Os dados disponíveis sobre as propriedades da superfície e composição da matéria para os planetas do sistema solar ao confrontar as amostras de material de seus embriões (pequenos corpos) e "detritos" (meteoritos) fornecem uma visão sobre as prováveis ​​fontes, caminhos e cronologia deste processo.

              É geralmente aceito que, como outros sistemas planetários, nosso sistema solar se formou a partir de uma nuvem molecular original (nuvem protosolar) consistindo principalmente de hidrogênio e hélio com uma pequena mistura de elementos mais pesados. O processo começou com o colapso de algum fragmento de uma enorme nuvem molecular. A maior parte de sua massa concentrou-se no centro, formando um protosun, enquanto o resto se achatou em um disco comprimido de gás-pó, todo o sistema mantendo a rotação devido à conservação do momento angular. No processo de acompanhamento da evolução contínua do disco, surgiram os planetas com seus satélites e enxames de asteróides e cometas, que acabaram constituindo a família do sistema solar. Os dados de laboratório sobre os minerais meteoríticos formados durante a condensação de elementos químicos, bem como a refusão das fases condensadas, nos permitem julgar as condições termodinâmicas no disco circunsolar e, por sua vez, servem como as restrições cosmoquímicas mais importantes impostas aos numerosos analíticos e modelos de computador em desenvolvimento.

              Tópicos básicos: compreensão e contexto

              Destaques históricos

              As primeiras tentativas de entender como os planetas nasceram e como o sistema solar se estruturou foram realizadas na Idade Média. No século 16, o monge italiano, doutor em teologia e autor Giordano Bruno se manifestou contra o dogma da igreja de que a Terra é o centro do mundo, defendendo, em vez disso, uma configuração do sistema solar com a Terra orbitando o sol. Mas a verdade nunca é gratuita e muitas vezes é necessário pagar um alto preço pela convicção pessoal, às vezes com a própria vida. Foi o que aconteceu com Giordano Bruno: por esta proclamação da verdade, ele foi condenado pela inquisição a ser queimado no fogo. Nicolau Copérnico, que revolucionou o conceito de sistema mundial, teve um destino mais afortunado, e nos referimos a seu conceito como o verdadeiro avanço na astronomia e na filosofia em geral. Immanuel Kant, pai da filosofia clássica alemã, publicou em 1755 o livro História Natural Geral e Teoria do Céu com base em uma hipótese apresentada em 1749 pelo autor místico sueco Emmanuel Swedenborg, que sugeriu que as estrelas são formadas nos movimentos redemoinhos da matéria da nebulosa espacial. Kant formulou a hipótese de que os planetas se formaram a partir de uma nuvem empoeirada que ele associou ao Caos original. O famoso matemático francês Pier Simon Laplace apresentou independentemente uma ideia quase análoga e deu suporte matemático a ela. Basicamente, essas ideias foram preservadas até agora e estão na base dos principais conceitos de origem do sistema solar.

              De fato, as hipóteses de Kant e Laplace levantadas no século 18 sobre a formação simultânea do Sol e da nuvem protoplanetária, juntamente com a ideia de instabilidade rotacional responsável pela separação sucessiva de anéis concêntricos planos da periferia da nuvem, fundamentam a corrente. Visualizações. Atualmente, acredita-se que o sistema solar tenha se formado 4,567 bilhões de anos atrás através do colapso gravitacional de um fragmento denso (núcleo) de uma nuvem molecular interestelar com uma densidade & gt 10-20 gcm -3, uma temperatura T

              5–30K, uma massa maior do que a solar em 10–30% e uma fração de massa de poeira de

              1% (ver, por exemplo, Cassen, 1994 Cassen & amp Summers, 1984). Acredita-se também que após o colapso do núcleo central comprimido da nuvem, dando origem à estrela central, o material das regiões externas da nuvem continua a se acumular no disco, causando forte turbulência do meio gás-pó devido à diferença entre os ângulos específicos momento da queda da matéria e do disco particulado envolvido na rotação azimutal (Kepleriana). As observações apoiaram o conceito inicial de que uma determinada parte do material da nuvem-mãe (nebulosa), com um momento angular apreciável, permanece em órbita ao redor da aglomeração central e é incorporada ao disco protoplanetário no processo de colapso estelar. Ao mesmo tempo, a matéria do disco continua a se acumular na protoestrela durante 1-5 Ma (Myr) e durante este tempo o fluxo de massa diminui em 2-3 ordens de magnitude, enquanto o processo geral de formação dos primeiros corpos sólidos e, eventualmente, seu crescimento para planetas leva outro 10–100 Ma (ver Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Lissauer & amp de Pater, 2013 Safronov, 1969).

              Vista esquemática da formação do sistema solar a partir de um fragmento colapsado de nuvem molecular seguido pela formação do proto-Sol e disco protoplanetário, sua quebra em grupos de anéis individuais de partículas sólidas dando origem a planetesimais e, finalmente, planetas por meio de interações colisionais são mostrados em Figura 1a. Um diagrama mais detalhado da evolução da nebulosa protoplanetária de acordo com Otto Schmidt (Schmidt, 1957) que se referiu às idéias pioneiras sobre a fragmentação de uma camada de poeira primordial incluindo comprimento de onda e massa críticos (Gurevich & amp Lebedinsky, 1950) é mostrado na Figura 1b.

              Figura 1a. Um conceito básico da origem do sistema solar. Esquema para a formação do sistema solar, desde o colapso de um fragmento de nuvem molecular até a formação do proto-Sol e do disco protoplanetário (1,2), seguido de sua quebra em aglomerados de anéis individuais de partículas sólidas, eventualmente dando origem a planetesimais (3,4). As interações colisionais contínuas de planetesimais levam, em última instância, à formação de planetas (5). Adaptado da Wikipedia.

              Figura 1b. Um conceito básico da origem do sistema solar. Evolução da nebulosa protoplanetária de acordo com O. Schmidt. Lado esquerdo: sequência de transformações do disco original de gás e poeira em bolhas que se transformam em rochas e se aglutinam em aglomerados de planetesimais. O intervalo de tempo é de aproximadamente 10 4 a 10 5 anos. Lado direito: Esses embriões de planetas continuam a crescer por meio de colisões mútuas, eventualmente para se tornarem protoplanetas e, finalmente, um sistema planetário, aqui atribuído ao sistema solar. O intervalo de tempo é de cerca de 10 8 anos.

              Envolve a sequência de transformações do disco original de gás-pó em aglomerados devido à crescente instabilidade e formação de planetesimais em colisões mútuas. Essas idéias básicas foram posteriormente desenvolvidas por vários autores, formando a publicação-chave (Goldreich & amp Ward, 1973 Safronov, 1969).

              Restrições importantes

              Ao discutir o problema da origem do sistema solar, primeiro abordamos algumas de suas características mecânicas e cosmoquímicas óbvias, servindo como pré-requisitos e colocando restrições importantes nos cenários desenvolvidos:

              Todos os planetas orbitam o Sol na mesma direção prógrada (sentido anti-horário ao olhar do Pólo Norte), em coincidência com a rotação intrínseca do Sol em torno de seu eixo. As órbitas são quase circulares e têm uma inclinação muito pequena para a eclíptica - o plano imaginário que contém a órbita circunsolar da Terra. Da mesma forma, todos os planetas (exceto Vênus e Urano) giram em direção progressiva e o mesmo é verdadeiro para a maioria de seus satélites, o que argumenta que os sistemas planetários formados em um processo unificado a partir da mesma matéria do disco original. Os satélites estão travados em ressonância com a rotação intrínseca do planeta e, portanto, eles estão voltados para o planeta do mesmo lado, semelhante à nossa Lua. Os satélites mais externos orbitando planetas gigantes se comportam de forma mais aleatória, exibindo órbitas e rotações prógradas e retrógradas, e são considerados pequenos corpos capturados posteriormente pelo campo gravitacional do planeta.

              Existe uma distribuição peculiar de massa e momento angular no sistema solar: Enquanto o Sol compreende 99,8% de toda a massa do sistema solar, os planetas compreendem quase 98% de seu momento angular. Basicamente, isso resultou do processo de evolução do disco e formação de planetas, embora ainda não esteja claro como ocorreu a redistribuição do momento angular no início da história do sistema solar.

              Há abundância cósmica semelhante de elementos químicos não voláteis no Sol e na maioria dos meteoritos primitivos (condritos carbonáceos), que são vistos como substância prístina original parcialmente herdada da nebulosa protosolar e quase toda perdida. Há alguma evidência de que os planetas internos foram formados de matéria semelhante à da composição do meteorito condrito e experimentaram transformações dramáticas no curso da evolução, enquanto os planetas gigantes gelados preservaram sua composição química essencialmente inalterada desde a origem, enquanto as composições de fase mudaram definitivamente à medida que os planetas cresciam.

              Existe uma correlação óbvia da composição do volume planetário com sua distância do Sol (com uma pequena exceção para Urano e Netuno), em apoio à teoria da condensação que favorece o surgimento de diferentes substâncias do disco de gás quente dependendo da distribuição radial da temperatura e, portanto, na distância do sol. De fato, a teoria da condensação, postulando o surgimento sucessivo de condensados ​​de alta e baixa temperatura da matéria do disco protoplanetário dependendo da distância radial do Sol, pode ser reconhecida invocando algumas restrições geoquímicas e dinâmicas. Acredita-se que este fracionamento seja responsável pelos planetas internos rochosos próximos ao Sol e planetas externos gasosos-gelados mais distantes, ou seja, a composição rochosa dos planetas terrestres contendo muitos elementos / compostos refratários e a composição principalmente gasosa e gelada de planetas gigantes .

              A composição dos asteróides no cinturão de asteróides principal entre as órbitas de Marte e Júpiter é intermediária entre os planetas internos ricos em silicato / metal e os planetas externos ricos em voláteis, o que também dá suporte à teoria da condensação e troca dinâmica. Por sua vez, os cometas são compostos principalmente de gelo de água e outros voláteis congelados, e esses corpos retêm a matéria mais primitiva a partir da qual o sistema solar se formou. Os processos de migração e colisão ao longo da história do sistema solar e transporte de matéria parecem desempenhar um papel crucial na evolução subsequente do planeta. As superfícies dos planetas terrestres foram marcadas por impactos asteroidais e cometários e pintadas com um verniz de compostos orgânicos e voláteis feitos de elementos potencialmente formadores de vida que, sob certas condições, se transformaram em uma infestação biológica, pelo menos na Terra.

              A descoberta de discos de poeira de gás protoplanetários circunstelares e planetas extrasolares tornou-se o grande marco no avanço da cosmogonia planetária. A estrutura e composição dos discos e as diferentes configurações dos sistemas exoplanetários colocaram restrições importantes na origem da nebulosa protosolar e vários cenários da evolução do sistema planetário e, com base neste ataque, alimentaram teorias de refinamento e modelagem computacional da origem do sistema solar no comparativo abordagem.

              Cenário Básico

              A pedra angular do cenário geral é a origem da própria nebulosa protosolar compacta e rotativa, fragmentada de uma nuvem molecular primordial - um dos residentes típicos do espaço sideral (Figura 2).

              Figura 2. Sequência de formação do disco protoestrela a partir de uma nuvem difusa original. São apresentadas as alterações dos parâmetros envolvidos no processo de evolução.

              Ele foi continuamente achatado pela rotação intrínseca, resultando em um disco de gás-pó em rotação diferencial de centenas de unidades astronômicas formando-se em torno do núcleo central colapsado, onde a pressão e a temperatura aumentaram progressivamente até que as reações termonucleares foram acesas (ver Figura 1a). A composição original do disco de gás-poeira circunsolar frio, que saiu da nebulosa protosolar, consistia principalmente do hidrogênio e hélio mais abundante cosmicamente na proporção de 70,5% a 27,5% em massa (

              10: 1 pelo número de partículas), enquanto os 1,5% restantes eram feitos de elementos e compostos mais pesados ​​em estados gasosos ou sólidos (poeira) (Lodders, 2003). Uma parte deles são os elementos formadores de rocha, como silício e metais, que foram cozidos dentro das estrelas a partir de átomos de hidrogênio primordiais. Esses produtos foram pulverizados no meio interestelar na fase final da evolução de estrelas massivas, alguns entrando em nebulosas protoplanetárias frias a partir das quais novas estrelas e, presumivelmente, planetas podem se formar, como era aparentemente o caso da origem do sistema solar com seus planetas rochosos e planetas gasosos com núcleos rochosos.

              A ideia de que a nebulosa protosolar foi produzida por uma explosão de supernova nas proximidades de uma nuvem de gás compacta inicialmente formada pela fragmentação de um aglomerado de gás mais massivo é reconhecida quando se trata da origem do sistema solar (Wasserburg, 1985). O suporte para esta hipótese vem do enriquecimento observado do meteorito Allende em 26 Mg. Este isótopo estável é o produto do decaimento radioativo do radionuclídeo 26 Al, de vida curta, com meia-vida de apenas 0,74 Ma. Provisoriamente, este e outros isótopos de vida curta produzidos na nucleossíntese de supernova foram implantados na nebulosa protosolar no processo de uma injeção muito rápida de produtos de supernova. Ao mesmo tempo, há indicações de que o sistema solar formou-se como parte de um aglomerado de estrelas (Pfalzner et al., 2015) que é suportado pela abundância observada de radionuclídeos de vida curta implantados em nebulosa protosolar de um grupo bastante grande de estrelas, com um advertir que aglomerados estelares são ambientes potencialmente perigosos para sistemas planetários (Kobayashi & amp Ida, 2001).

              Ambas as idéias favorecem visões gerais sobre o importante papel dos radionuclídeos de vida curta na evolução inicial do sistema solar. O conceito de uma explosão de supernova que desencadeou a fragmentação da nuvem molecular também é favorecido pelos resultados da modelagem, que sugerem que o excesso de pressão foi necessário para causar o colapso gravitacional de uma nuvem difusa causando o rápido (

              10 3 anos) contração do núcleo, semelhante à nuvem-mãe do sistema solar e a separação do disco (Lissauer & amp de Pater, 2013). Em princípio, esse excesso de pressão, junto com a turbulização acelerada do processo do meio interestelar, poderia ser fornecido pelas ondas de choque geradas por uma explosão de supernova (Belloche, Hennebelle, & amp André, 2006). Antes do início ou durante o colapso, o núcleo rotativo da nuvem molecular pode se quebrar em fragmentos, o que daria origem a uma estrela única, binária ou múltipla. Um fator importante que contribui para a estabilidade e neutraliza a fragmentação do núcleo proto-estelar (ou o objeto proto-estelar em colapso) é o campo magnético (Klein, Inutsuka, Padoan, & amp Tomisaka, 2007).

              Nossas idéias atuais sobre a evolução da nebulosa protosolar envolvendo a formação original do disco de gás e poeira têm suas raízes na comparação com estrelas em evolução do tipo solar. Com base nos resultados de observações astronômicas e conceitos astrofísicos-chave, argumentamos que os planetas se formam em um processo comum de origem estelar e podem ser vistos como um subproduto mais ou menos rotineiro da formação de estrelas, com o sistema solar não sendo uma exceção. Basicamente, estrelas rodeadas por um disco revelaram-se um fenômeno bastante comum encontrado em regiões de formação estelar (White, Greene, Doppmann, Covey, & amp Hillenbrand, 2007). As observações astronômicas mostraram (ver exemplos nas Figuras 3–5) que cerca de 20-30% das estrelas recém-nascidas têm objetos em forma de disco ao seu redor, mas nem todas parecem evoluir para a formação de planetas.

              Figura 3. A região de formação de estrelas NGC 1333 de observações do Spitzer Space Infrared Telescope Facility (SIRTF). Os discos circundantes são claramente vistos em torno de várias estrelas.

              Figura 4. Discos de gás-poeira ao redor de várias estrelas. As faixas escuras entre as regiões claras são vistas claramente.

              Figura 5. Disco ao redor da estrela Beta Pictoris. Sua extensão em todas as direções da estrela é de 25 UA; a estrutura não homogênea claramente distinguível é atribuída a processos turbulentos no meio gás-poeira em que perturbações gravitacionais dos planetas se formando dentro do disco podem ser sobrepostas.

              A probabilidade de formação de planetas depende fortemente da massa e metalicidade (abundância de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio) de uma estrela definida por sua posição no diagrama de Hertzsprung-Russell da evolução estelar (Johansen, Youdin, & amp Mac Low, 2009). A restrição de massa para um corpo se tornar uma estrela (para iniciar a reação de fusão nuclear regular no interior) é M ≥ 0.08 MO. Corpos com M& lt 0,01 MO são considerados planetas (este limite é 10 vezes maior do que a massa de Júpiter), enquanto os corpos na faixa intermediária de massa (0,01 MOM ≤ 0.08 MO) são chamadas de anãs marrons. As estrelas mais relevantes para possuir planetas são aquelas de classes espectrais tardias (G, K, M) Pode-se especular sobre o cenário de formação de diferentes objetos provenientes de uma parte do diagrama Hertzsprung-Russell (H-R) na Figura 6 (Marov, 2015).

              Figura 6. Imagens de discos de gás-poeira obtidas a partir de observações do STS OPO e do Telescópio Espacial Hubble.

              Observe que o principal parâmetro que define o destino de uma nebulosa em colapso e da arquitetura do sistema planetário é seu momento angular específico, que resulta em uma formação de estrela única ou binária. Estrelas únicas de rotação rápida com discos protoplanetários são formadas apenas a partir de uma nebulosa com algum alcance restrito de (Cassen, 1994, Dutrey, Guilloteau, & amp Ho, 2007). Durante a acumulação de matéria da nebulosa, um momento angular é transferido para a estrela, acelerando sua rotação, como foi o caso do Sol, enquanto um processo inverso ocorreu no curso de uma nebulosa que se estende em estágios posteriores de decadência do envelope de gás de acumulação , para satisfazer a lei de conservação do momento angular. De fato, os discos de acreção protoplanetários têm uma viscosidade significativa, que, aliás, em combinação com a rotação diferencial da matéria, leva à presença de uma fonte “intrínseca” constante de energia térmica interna. Acredita-se que, devido às forças viscosas de atrito (decorrentes da turbulência que acompanha o deslocamento relativo dos elementos de suspensão de gás durante seu movimento orbital), a matéria do disco se desloca em direção ao protosun ao longo de uma trajetória espiral muito suavemente inclinada como seu momento angular com um menor parte da massa do disco é transportada para fora das regiões internas do disco para as externas, fazendo com que a velocidade de rotação da protoestrela permaneça bem abaixo do limite de instabilidade (Fridman et al., 2003 Königl & amp Pudritz, 2000 Pudritz, Ouyed, Fendt, & amp Brandenburg, 2007). Este transporte é provavelmente devido à viscosidade turbulenta com coeficiente α (Shakura & amp Sunyaev, 1973) em um disco de gás rotativo e convectivamente instável, que determina o fluxo de massa radial e o transporte de momento, bem como a escala de tempo da expansão do disco. Grandes tensões de cisalhamento viscosas emergindo no disco Kepleriano entre camadas cilíndricas diferencialmente girando foram assumidas como uma fonte de movimentos turbulentos (Dubrulle, 1993).

              Basicamente, a fonte mais realista para a perda de momento angular pelo Sol em um estágio inicial da rotação de evolução ainda é debatida. No entanto, hoje em dia está principalmente associada à presença de um meio de disco parcialmente ionizado e à ação de forças eletromagnéticas ou ao surgimento de turbulência de cisalhamento local em um campo magnético poloidal impulsionado pela instabilidade magnetorotacional - MRI (Balbus & amp Hawley, 1991, 1998 Bisnovaty-Kogan & amp Lovelace, 2001 Suzuki, Ogihara, Morbidelli, Crida, & amp Guillot, 2016). Além disso, a turbulência no meio gasoso ionizado pode ser desencadeada por instabilidade hidrodinâmica, como a instabilidade baroclínica e atuar em todo o α Disco (Bitsch, Johansen, Lambrechts, & amp Morbidelli, 2015). Além disso, foi sugerida a contribuição potencial para a acumulação viscosa e, portanto, a perda de momento angular devido à saída do vento estelar. Observe que esse mecanismo, que foi chamado de ventos de disco magnetotérmico de um disco protoplanetário, diminuiria o papel da ressonância magnética (Bai, Ye, Goodman, & amp Yuan, 2016).

              O papel fundamental das forças eletromagnéticas com o envolvimento da turbulência para explicar o fenômeno de transferência se justifica do ponto de vista físico. De acordo com as presentes vistas, turbulência de cisalhamento e campos magnéticos caóticos com energia comparável (ou superior) à energia da turbulência hidrodinâmica, são as causas mais prováveis ​​de viscosidade nos discos girando diferencialmente. Além de linhas de campo magnético regulares penetrando no disco, campos magnéticos caóticos que se estendem com plasma de acréscimo, misturados devido à rotação diferencial do disco, e experimentando reconexão nos limites entre células caóticas também devem contribuir para a viscosidade nas regiões internas e externas do disco. Pode-se admitir que os campos magnéticos de pequena e grande escala (o último responsável, em particular, pelas saídas bipolares colimadas, consulte a Figura 8) desempenham um papel importante tanto no transporte do momento angular quanto no mecanismo físico de acreção (Balbus & amp Hawley , 1998 Kolesnichenko & amp Marov, 2008 Marov & amp Kolesnichenko, 2013). Os campos magnéticos de pequena escala no disco de acreção como importante fonte de viscosidade turbulenta do disco e mecanismo de transporte do momento angular foram confirmados pela respectiva modelagem numérica (Marov & amp Kuksa, 2015).

              A história térmica do disco protoplanetário primordial é controlada pelos vários processos principais que influenciam de maneira crucial sua estrutura e composição. Eles incluem aquecimento de gás / partículas e foto-evaporação por radiação eletromagnética de raios-X EUV de um protosun causando dispersão de partículas, liberação de energia turbulenta e condensação da fase gasosa após declínio da temperatura do disco (gradiente de temperatura) com distância radial. A transferência radiativa do protosun foi estipulada pela opacidade variável da matéria do disco e distribuição de energia espectral, enquanto a turbulência afetou de forma mais eficiente a transferência de gás da matéria do disco em rotação diferencial e sua evolução viscosa com base nos parâmetros locais do disco.

              Em altas temperaturas perto do Sol, os gases não puderam ser retidos nas regiões internas do disco e foram exilados para fora, deixando para trás corpos rochosos esgotados com voláteis, estes últimos acumulados em gigantes. Um exercício interessante é estimar que massa a Terra teria se os voláteis não tivessem sido perdidos (Morrison & amp Owen, 1988). Para fazer isso, pode-se escalar as razões cósmicas de H e He para Si com base em suas abundâncias cósmicas. Para o hidrogênio, temos: H / Si = 2,6 x10 4 em número ou 940 em massa. Para o hélio, temos: He / Si = 1,8 x10 3 em número ou 250 em massa. Lembremos que a Terra contém 6 x 10 26 g de Si (10% da massa total da Terra). Então, com os voláteis incorporados, a massa da Terra seria: (1 + 940 + 250) x 6x10 26 = 7,1 x10 29 g. Isso é cerca de 120 vezes a massa da Terra contemporânea (6x10 27 g), ou mais do que a massa de Saturno!

              No processo de evolução, ocorre o acúmulo de matéria da nebulosa no disco de gás-poeira e do disco no protosun. Matéria de disco (& lt 0.1MO) experimenta compressão / achatamento acompanhada pela formação de subdisco empoeirado fino e relativamente denso devido ao assentamento das partículas no plano médio, em combinação com a deriva radial no estágio inicial da evolução do disco. No subdisco, a pressão interna do gás não é suficiente para evitar o colapso gravitacional de partículas de poeira bastante grandes em uma região preenchida com matéria de poeira de gás. Se as velocidades turbulentas caóticas das partículas de poeira não forem muito altas e a densidade da superfície da camada de poeira maciça for grande o suficiente, uma instabilidade gravitacional (Jeans) se desenvolve, em conformidade com o cenário clássico de Goldreich-Ward de formação de planetesimais (Goldreich & amp Ward, 1973) . Pensa-se que a instabilidade gravitacional é responsável pelo aparecimento de aglomerados de poeira primária na configuração de subdisco em forma de anel predominante (Ziglina & amp Makalkin, 2016 Nakamoto & amp Nakagawa, 1994 Toomre, 1964 Youdin & amp Shu, 2002). Mais recentemente, uma modificação do critério de instabilidade de Jeans para discos astrofísicos foi sugerida com base na generalização da abordagem estatística de Boltzmann-Gibbs (estatísticas não extensas, Tsallis, 1988) (Kolesnichenko & amp Marov, 2014). O critério foi derivado de uma equação cinética modificada com forma especial da integral de colisão com aplicação em meio de disco uniforme com estrutura fractal no espaço de fase.

              Uma abordagem alternativa (ou melhor, complementar) é de natureza hidrodinâmica. O conceito subjacente é o desequilíbrio entre a densidade de gás-poeira da superfície e a transferência de massa. Dois cenários principais de tal instabilidade foram sugeridos. O primeiro decorre de uma ideia de que a turbulência disco / subdisco pode produzir regiões locais (manchas) com as razões poeira / gás aumentadas que crescem e evoluem eventualmente em direção aos planetesimais (Youdin & amp Goodman, 2005). Basicamente, é focado em uma concentração passiva de partículas por turbulência em grande escala (comparável à escala de dissipação turbulenta) tanto dentro de vórtices servindo como armadilhas de partículas (Marov & amp Kolesnichenko, 2013) ou em fluxos zonais (Johansen, Youdin, & amp Klahr , 2009) incluindo regiões aerodinamicamente promovidas entre vórtices (Cuzzi, Hogan, & amp Shariff, 2008 Pan, Padoan, Scalo, Kritsuk, & amp Norman, 2011). O segundo cenário invoca a existência de feedback entre o gás e as partículas condensadas no fluxo de duas fases, em outras palavras, a reação reversa de partículas forçando em um fluxo de gás. Tal acoplamento entre o gás e a poeira é normalmente referido como instabilidade de fluxo linear (Youdin & amp Goodman, 2005 Youdin & amp Shu, 2002) responsável pela geração das sementes pré-planetesimais originais. Na modelagem numérica, as densidades de poeira / gás e alguns outros parâmetros necessários para o funcionamento desse mecanismo foram revelados. Grandes aglomerados empoeirados, especificamente aqueles contendo grãos em escala de cm cultivados nos processos de colisão / coagulação anteriores, podem influenciar uma eficiência de instabilidade de fluxo. Também foi mostrado que a evolução não linear da instabilidade de streaming pode ser seguida por instabilidade gravitacional sob proporções menores de poeira / gás (ver Armitage, 2007 Bai & amp Stone, 2010 Chiang & amp Youdin, 2010 Drazkowska & amp Dullemond, 2014 Jacquet, Balbus, & amp Latter, 2011 Johansen et al., 2007 Johansen, Youdin, & amp Klahr, 2009 Yang & amp Johansen, 2014 para discussão posterior). Além disso, a turbulência de cisalhamento causada por diferentes velocidades de gás e poeira na matéria do disco heterogêneo é responsável pelo início da instabilidade de Kelvin-Helmholtz (Garaud & amp Lin, 2004 Marov & amp Kolesnichenko, 2013).

              Os aglomerados resultantes de instabilidades de fluxo / gravidade parecem conter grãos de tamanho mícron, incluindo poeira presolar e condensados ​​nebulares. Este último se formou em diferentes temperaturas dependendo da distância radial - de compostos refratários nas proximidades do protosun até gelos mais distantes. Supõe-se que as colisões mútuas de aglomerados e partículas de poeira com distribuição de tamanho diferente neles levam ao crescimento de mais partículas com o envolvimento adicional de processos de coagulação / coalescência e a formação de estruturas mais densas. O processo de acompanhamento envolve o crescimento contínuo dos corpos em formação com o surgimento dos maiores, que acumulam a maior parte dos corpos menores e poeira por meio de colisões e atração da gravidade, enquanto o gás restante fluindo para dentro é perdido. O processo eventualmente resulta na formação de vários planetesimais mais densos de dezenas a centenas de quilômetros de diâmetro e, em seguida, embriões planetários a partir dos quais os planetas são formados (ver, por exemplo, Kolesnichenko & amp Marov, 2013 Marov, 2005 Weidenschilling, 2000 Wetherill & amp Stewart, 1989).

              Supõe-se que o disco de acreção protoplanetário esteja totalmente dissipado por volta dos primeiros 4-5 milhões de anos após a origem do sistema solar. Durante este período, ocorreu a acumulação de corpos sólidos primários por meio do crescimento descontrolado (oligárquico) enquanto varriam os planetesimais residuais de sua região de acreção, bem como o processo de acreção de gás nos planetas gigantes externos ocorreu (Lissauer & amp de Pater, 2013). Um tempo mais longo (cerca de 30-100 milhões de anos) foi necessário para a formação de planetas terrestres por meio do crescimento colisional clássico de corpos herdados da fase anterior, garantindo o bombeamento de suas velocidades relativas suficientes para o acúmulo mútuo dos maiores embriões em planetas. O processo geral de formação do sistema solar ocupou cerca de 10 8 anos. Asteróides e cometas são considerados remanescentes desse processo. Processos semelhantes parecem ocorrer na formação do sistema planetário extrassolar em torno não apenas de estrelas únicas, mas também binárias e múltiplas com a dinâmica peculiar dos sistemas (Marov & amp Shevchenko, 2014, 2017).

              Cosmoquímica e cronologia da evolução

              De importância primordial é a oportunidade de obter informações sobre a cronologia dos principais mecanismos físicos e químicos responsáveis ​​pela evolução inicial do sistema solar. O estudo de meteoritos é a principal ferramenta da cosmoquímica que visa reconstruir os processos de origem e transformações da matéria no disco protoplanetário e nos corpos formadores.

              A sequência de tempo foi estabelecida com base nas medições das razões dos isótopos de vida longa e curta e produtos de sua decadência em materiais meteoríticos. Os principais sistemas isotópicos utilizados no estudo foram U, Th-Pb, Sm-Nd, Al-Mg, Mn-Cr, Rb-Sr, I-Xe, Hf-W. Muitos meteoritos indiferenciados (condritos) contêm as inclusões refratárias de mícrons a cm de tamanho enriquecido em elementos refratários, como Al e Ca (CAlcium UMAlumínio euconclusões ou CAIs). Eles foram considerados pertencentes ao antigo material sólido que se condensou perto do Sol (r & lt 0,5 AU) em Т

              2000–1700 K (Grossman, Ebel, & amp Simon, 2002 MacPherson, 2005 Meibom et al., 2007). Esses objetos, incluindo alguns nódulos minerais ultra-refratários (Ivanova, Krot, Nagashima, & amp MacPherson, 2012 Ivanova, Lorenz, Krot, & amp MacPherson, 2015), permitiram a determinação da idade absoluta do sistema solar. Os valores medidos variam de 4567,1 ± 0,1 Ma a 4568,67 ± 0,17 Ma (Amelin et al., 2010 Bouvier & amp Wadhwa, 2009 Shukolyukov & amp Lugmair, 2003), com o mais confiável sendo 4567,30 ± 0,16 Ma (Connelly et al., 2012) . Assim, o tempo de origem do sistema solar é determinado com precisão melhor que

              1 Ma ou 0,02%. Ao mesmo tempo, a idade absoluta do ferro e dos meteoritos pedregosos de diferentes classes petrológicas foi definida de 1 a alguns Ma mais jovens CAI (McSween & amp Huss, 2010). Notemos que os côndrulos submilimétricos (esférulas) embutidos em meteoritos pedregosos e compostos de silicatos ferromagnesianos são datados na faixa de 4567,32 ± 0,42 a 4564,71 ± 0,30 Ma, indicando uma lacuna de idade entre CAIs e côndrulos, com a implicação de que a formação de côndrulos durou

              3 Ma. Esta escala de tempo está de acordo com o tempo de vida do disco protoplanetário inferido a partir de observações astronômicas.

              Pode-se supor que, durante alguns milhões de anos, ocorreu a acumulação de intervalo e a evolução térmica (diferenciação) dos corpos pais desses meteoritos antigos. Provisoriamente, os primeiros corpos-pais primordiais de

              100 km de tamanho se formaram nos primeiros milhões de anos desde a origem do sistema solar.Esse tamanho foi suficiente para que o corpo experimentasse a diferenciação devido ao intenso aquecimento pelos nuclídeos de curta duração 26 Al e 60 Fe com uma emergência de núcleo de ferro. A fragmentação subsequente do núcleo e da concha de silicato causada por numerosas colisões foram provavelmente responsáveis ​​pelos meteoritos de ferro e pedregosos existentes. Caso contrário, sua existência é difícil de explicar, em contraste com os condritos não diferenciados que não experimentaram derretimento pela fonte de calor dos isótopos de vida curta exaurida.

              A escala de tempo acima está de acordo com os resultados da modelagem de computador que argumenta que o acréscimo de matéria do disco no protosun terminou em 1–2,5 Ma após a formação do sistema. Acredita-se que o subdisco de poeira composto, presumivelmente, de partículas de 1–10 cm se formou muito mais cedo, em 0,01–0,1 Ma na distância radial r

              1 UA. Aqui, a densidade crítica foi alcançada e a instabilidade gravitacional desenvolvida. Evidentemente, esse tempo foi suficiente para o acúmulo e evolução térmica dos primeiros corpos sólidos. Supondo que a massa do disco protoplanetário Md era

              0.1 MS e isso levando em consideração a dissipação parcial do disco

              0.1 Md finalmente entrou nos planetas, podemos estimar

              100 km de corpos originais nasceram no primeiro

              2 Ma. Esta ideia está de acordo com os modelos que favorecem a distribuição de asteróides da geração inicial de planetesimais de tamanho quase semelhante em que os côndrulos foram presumivelmente agregados (Bottke, Nesvorny, Grimm, Morbidelli, & amp O'Brien, 2006 Morbidelli, Bottke, Nesvorny, & amp Levison, 2009 Matsumoto, Oschino, Hasegawa, & amp Wakita, 2017).

              Avanço Adicional e Estado Atual

              Discutiremos agora o estado da arte em nossas visões sobre os principais mecanismos de origem do sistema solar. Na astronomia moderna, a chave consiste em imagens de alta resolução e características espectrais de objetos relevantes para a formação de planetas em diferentes estágios de evolução. Na modelagem computacional, o foco é dado ao tratamento teórico e ao desenvolvimento de modelos robustos e algoritmos eficazes que nos permitem obter uma visão sobre a gênese da origem do sistema planetário a partir da matéria primordial do espaço exterior envolvendo a formação de disco, sua compressão radial / vertical e poeira distribuição / tamanho crescem afetando a estrutura do disco. Infelizmente, ao contrário dos discos de acreção protoplanetários cuja estrutura e evolução são acessíveis a observações astronômicas, o mecanismo dos corpos sólidos primários estabelecidos no disco de gás-poeira e seu crescimento em embriões planetários permanece bastante especulativo porque ainda não pode ser testado experimentalmente. Portanto, a modelagem por computador é essencialmente a única ferramenta para reconstruir os múltiplos processos envolvidos com o uso de restrições de observação para verificação de modelos.

              Observações Astronômicas

              Geralmente, nossa compreensão atual do mecanismo de origem do sistema solar está de acordo com os dados experimentais disponíveis. A descoberta de discos circunstelares por meio de observações visuais, infravermelhas e submilimétricas de alta resolução, e especialmente planetas extrasolares, amplia consideravelmente nossas visões da estrutura e propriedades dos discos de sistemas planetários emergentes com uma variedade de configurações. Telescópios espaciais como Hubble, Spitzer e Herschel forneceram uma imagem empolgante de como todos os ingredientes do guisado cósmico que faz os sistemas planetários de uma nebulosa protoestar se misturarem. O conceito necessita, no entanto, de apoios mais rigorosos e acrescidos e este é o foco dos modelos progressivamente refinados com o objetivo final de reconstruir um cenário de evolução e os processos envolvidos.

              O fato de uma fração significativa de estrelas jovens ser cercada por discos já havia se tornado óbvio no início da década de 1990, embora historicamente os primeiros discos tenham sido descobertos em torno de estrelas mais massivas que o Sol, como Vega (α Lyra). As observações de jovens objetos protoestelares e estelares são atualmente realizadas em uma ampla faixa de comprimento de onda: dos raios X à banda de rádio. Um dos métodos mais informativos para estudar esses objetos é analisar suas distribuições de energia espectral. Os estudos dos espectros infravermelho, submilímetro e milímetro revelaram discos de gás-poeira com rotação Kepleriana em torno de centenas de estrelas T Tauri (estrelas jovens de menos de 2 massas solares) com idades variando de 10 5 a 10 7 anos. Discos de gás e poeira foram descobertos em torno da maioria das estrelas T Tauri observadas com idades entre 10 6 anos e cerca de

              20-30% das estrelas com idades entre 10 e 7 anos com uma vida média do disco de 3-6 milhões de anos. As massas do disco giraram

              0.01–0.2 МO enquanto sua extensão até

              100 AU (Andrews & amp Williams, 2005 Beckwith & amp Sargent, 1996 Cieza, Kessler-Silacci, Jaffe, Harvey, & amp Evans, 2005 Dullemond, Natta, & amp Testi, 2006 Eisner & amp Carpenter, 2006 Haisch, Lada, & amp Lada, 2001 Hueso & amp Guillot, 2005).

              Hoje em dia, é reconhecido que tanto estrelas jovens (10 6 –10 7 anos) quanto estrelas mais velhas (10 7 –10 8 anos) possuem discos antes de entrar ou já residem na Sequência Principal do diagrama H-R. No entanto, estrelas jovens (do tipo T-Tauri) são agrupadas nas regiões de formação de estrelas (como a nebulosa de Orion), onde dominam (& gt 70–80%) e contêm mais gás e poeira do que as mais antigas. Obviamente, isso ocorre porque o processo de formação do planeta se completou nos discos mais antigos e, respectivamente, a maior parte da matéria está nos corpos sólidos enquanto o gás foi perdido. A poeira nesses discos parece ter origem secundária como resultado de numerosas colisões e detritos deixados para trás após a formação dos planetas e é parcialmente esgotada por acréscimo em corpos em crescimento.

              Medições de emissão de gás e poeira de infravermelho térmico e observações de alta resolução angular em comprimento de onda submilimétrico e milimétrico fizeram a contribuição mais significativa para o estudo da estrutura e química dos discos, embora a interpretação dos dados não seja direta. Eles revelaram que a maior parte da matéria está concentrada em uma região interna com um raio de

              40 AU (limite interno dos Objetos do Cinturão de Kuiper - localizações KBO no sistema solar) e esta similaridade de parâmetros por si só sugere que esses discos com idades de 10 6 a 10 7 anos são prováveis ​​precursores de sistemas planetários (Beckwith & amp Sargent, 1996 Cieza, Kessler-Silacci, Jaffe, Harvey & amp Evans, 2005). A taxa de acreção (fluxo de massa total) do disco para a estrela central a ser estimada: para a maioria das estrelas, encontra-se dentro do intervalo M ˙

              10 –9 –10 –7 МO / ano com um valor médio de

              10 –8 МO/ ano na faixa de idades estelares de 10 5 a 10 7, há uma tendência para o fluxo diminuir de 10 –7 para 10 –9 МO / ano (Calvet, D’Alessio, Hartmann, Wilner, Walsh, & amp Sitko, 2002 Hueso & amp Guillot, 2005). Um conteúdo de gás bastante baixo na faixa de 10 -2 a 10 -3 massa do disco foi encontrado, indicando baixa proporção de gás para massa de poeira da ordem de 10 em contraste com uma estimativa anterior de quase uma ordem de magnitude maior (Williams & amp Best, 2014).

              Muitas espécies moleculares foram identificadas e suas composições isotópicas foram medidas (Dutrey, Guilloteau, & amp Ho, 2007 Rab, Baldovin-Saavedra, Dionatos, Vorobyov, & amp Gudel, 2016). Numerosas moléculas encontradas em discos protoplanetários (como H2O, СО, N2, H2CO, HCN, etc.) são provavelmente geneticamente relacionados aos voláteis contidos nos grânulos congelados do material de acréscimo primordial. Eles devem ser subsequentemente submetidos a um substancial processamento químico e térmico. Algumas dessas moléculas estão aparentemente ionizadas ou em estado de não equilíbrio devido à fotólise atribuível ao ultravioleta distante e à radiação de raios-X de uma estrela jovem. As observações realizadas com o Telescópio Espacial Spitzer permitiram a descoberta de várias estrelas jovens rodeadas por discos em uma região de formação estelar bastante pequena (ver Figura 3). O tamanho de alguns discos é comparável à órbita de Netuno no sistema solar (Figura 7).

              Figura 7. Uma parte do diagrama de Hertzsprung-Russell. As linhas diagonais que vão da esquerda superior à direita inferior são raios do disco de 10 AU a 0,1O. A curva sólida representa a sequência principal. Trajetos para protoestrelas das massas solares (maiores e menores) são mostrados. Objetos tendo М& lt & lt МO não residem no MS.

              Observe que o cinturão de Kuiper pode ser considerado análogo aos discos de detritos empoeirados de baixa massa observados ao redor de muitas estrelas da Sequência Principal, onde a existência de planetas é evidenciada por algum empenamento do disco (Lagrange, Backman & amp Artymovich, 2000).

              De grande importância para a compreensão da evolução do disco de acreção protoplanetário, em particular sua estrutura não homogênea, regime térmico e dinâmica de suas regiões internas, são os dados sobre a composição e evolução da poeira (Alexander, Boss, Keller, Nuth, & amp Weinberger, 2007) . As observações foram realizadas nas faixas espectrais do infravermelho óptico, próximo e térmico e incluíram medições dos espectros de emissão com a interferometria de linha de base longa no comprimento de onda milimetrado. Muitas características específicas nas emissões térmicas de gás-poeira foram reveladas, incluindo fontes para processamento químico de matéria gasosa do disco e localização de anéis de poeira espetaculares (Parceria ALMA) (Parceria ALMA, Brogan et al., 2015 Andrews et al., 2016 van der Marel et al., 2013 Perez, Isella, Carpenter, & amp Chandler, 2014 Pinte et al., 2016). As características físicas e a mineralogia das partículas de poeira foram inferidas assumindo uma analogia próxima com as partículas de meteoros na atmosfera da Terra. Curiosamente, as partículas do disco revelaram-se muito maiores do que a poeira do tamanho de um mícron no meio interestelar difuso: as maiores têm milímetros a centímetros de diâmetro e se assemelham a areia ou mesmo seixos (Beckwith, Henning, & amp Nakagawa, 2000 Natta et al., 2007) . Além disso, eles exibem a estratificação de altura, com as partículas de tamanho mícron menores sendo concentradas perto da superfície do disco. Acredita-se que essa estratificação persista por milhões de anos. Naturalmente, o conteúdo e a distribuição do tamanho das partículas sólidas (grânulos) afetam a opacidade do meio do disco e os padrões de turbulência do fluxo. Eles influenciam fortemente o regime térmico do disco, propriedades viscosas, transformações químicas em um meio gasoso e, no final, sua evolução, incluindo a dependência dos processos da distância radial do protosun e a formação inicial do subdisco (ver Figura 8).

              Figura 8. Esquema para a formação de um disco de acreção de gás-pó e um subdisco. O proto-Sol no qual a matéria da nebulosa protoplanetária (a cor vermelha) continua a se acumular está no centro. A cor verde indica o subdisco de poeira em formação, próximo ao qual ocorre o escoamento de gás e poeira, incluindo os condensados ​​de alta temperatura formados na zona interna, como CAIs refratários. A cor azul indica os fluxos bipolares de matéria atribuíveis ao campo magnético solar.

              Com base nas propriedades das partículas observadas, pode ser razoavelmente assumido que sua gênese está relacionada à formação muito próxima à protoestrela e que algumas delas podem ter sofrido os processos de acompanhamento de evaporação-cristalização durante o movimento radial no disco. Além disso, eles podem sofrer aquecimento por ondas de choque na zona de acreção e subsequente resfriamento rápido. De acordo com este conceito está a descoberta do mesmo tipo de materiais bastante refratários em cometas, em particular aqueles vindos da periferia gelada de nosso sistema solar. Sabe-se que os cometas nasceram em regiões além da linha onde a água fica congelada (chamada de linha da neve) e são chamados de remanescentes dos planetesimais gelados. Um cenário provável que se pode supor é que cometas formados devido ao colapso gravitacional de nuvens de seixos emergiram através da instabilidade de fluxo (Lorek, Gundlach, Lacerda, & amp Blum, 2016), que adquiriu os sólidos que teriam sido congelados em cometas no planeta- formando regiões de disco.

              Modelagem de Computador e Laboratório

              A matéria do disco protoplanetário de gás-poeira é um sistema complexo de diferentes composições de fases, densidades, temperaturas e graus de ionização, que variam com a distância radial. Basicamente, é um meio não homogêneo composto de partículas de gás e poeira de vários tamanhos e origens. Esta matéria, que geralmente é plasma empoeirado magnetizado, está em um estado de turbulência dependendo da posição radial e azimutal de uma parcela da matéria (Marov & amp Kolesnichenko, 2013). Quando as principais forças dinâmicas controlam o achatamento do disco rotativo (gravitacional e centrífugo ) estão em equilíbrio, fatores mais fracos, como os processos térmicos / viscosos, turbulência e fenômenos eletromagnéticos dominam a evolução do disco. Eles certamente afetam a condensação de voláteis, incluindo em primeiro lugar a água, e têm um efeito significativo no conteúdo e abundância relativos de espécies gasosas e partículas sólidas, bem como no transporte energético e de momento angular do disco.

              Quando os efeitos do plasma são desconsiderados, o movimento de um meio de disco contendo poeira suspensa em gás pode ser modelado mais adequadamente dentro da estrutura da mecânica de meios turbulentos heterogêneos com tolerância feita para as propriedades físico-químicas das fases, calor e transporte de massa, radiação incidente / mudanças de opacidade, variações de viscosidade, reações químicas, transições de fase, coagulação, fragmentação, etc. O tratamento matemático rigoroso do problema é apresentado em Marov e Kolesnichenko (2013). Especificamente, é focado na interação dinâmica de gás turbulento e poeira, incluindo a modificação da energia de turbulência da fase portadora por partículas sólidas (ou seja, o efeito reverso do componente de poeira nos regimes turbulento e térmico do componente de gás do disco), influência da turbulência nas taxas de transições de fase (evaporação, condensação) nos processos de acumulação de partículas dispersas semelhantes a saltos, como coagulação e fragmentação durante colisões mútuas entre partículas no fluxo de massa e, finalmente, na sedimentação de partículas sólidas através do gás para o plano intermediário do disco, onde formam uma camada de poeira achatada - um subdisco geometricamente fino.

              Obviamente, a presença de mistura polidispersa (tamanhos de partículas diferentes) em um meio turbulento complica significativamente a hidrodinâmica do disco, contribuindo para a realização de regimes adicionais de fluxo de matéria cósmica. Observe que os processos de auto-organização coletiva sinérgica no sistema termodinamicamente aberto do disco protoplanetário contra o pano de fundo de um fluxo de cisalhamento em grande escala de matéria cósmica associado à sua rotação diferencial são considerados mecanismos muito importantes que moldam as propriedades de um disco de acreção viscoso em vários estágios de sua evolução (Kolesnichenko & amp Marov, 2006b Nakagawa, Sekiya, & amp Hayashi, 1986).

              Qualquer que seja o caráter dos eventos em consideração, é claro que os complexos processos físicos e químicos que acompanham a evolução do meio heterogêneo onde as colisões de partículas de poeira dominam, são responsáveis ​​pela origem dos primeiros sólidos e formação do planetesimal. Os modelos desenvolvidos incluem a sequência de mudanças no estado agregado dos principais componentes da matéria protoplanetária a localização das frentes de condensação-evaporação dependendo dos parâmetros termodinâmicos do disco o papel da sublimação e coagulação das partículas no meio bifásico com a conta para distribuição de tamanho de partícula, a contribuição relativa da radiação e turbulência para o transporte de calor e massa e os mecanismos para o desenvolvimento de instabilidades de fluxo e gravitacionais com tolerância feita para as tensões de cisalhamento em camadas limites e partículas de poeira suspensas polidispersas (ver, por exemplo, Armitage , 2007 Marov & amp Kolesnichenko, 2013).

              Na abordagem mais abrangente, um modelo contínuo de meio de disco heterogêneo deve levar em conta a influência conjunta dos efeitos MHD e turbulência na dinâmica e processos de transporte de calor e massa em matéria diferencialmente girando com tolerância feita para as propriedades inerciais da mistura polidispersa de partículas sólidas, coagulação, radiação e alteração da partição de elementos entre as fases gasosa e condensada. A turbulência gerada nos limites das camadas do disco protoplanetário e causada por fluxos de cisalhamento corresponde em caráter aos parâmetros de uma camada limite (Ekman) e afeta significativamente a dinâmica do disco, incluindo a instabilidade de Kelvin-Helmholtz. É importante enfatizar que a geração e manutenção de turbulência de cisalhamento em vários estágios evolutivos do disco envolve um meio bifásico (gás-pó) com uma velocidade angular diferencial de rotação, diferentes conteúdos relativos de partículas de poeira, sua distribuição de tamanho e processos de coagulação. Em geral, uma abordagem de mecânica heterogênica deve ser aplicada para explicar o surgimento de ordem coerente contra o pano de fundo de movimentos aleatórios em estruturas turbulentas de grande escala. Além disso, a evolução da turbulência no disco de acreção giratório é supostamente influenciada pela helicidade hidrodinâmica responsável pelo processo em cascata da transferência inversa de energia de pequenos para grandes redemoinhos e aparecimento de viscosidade negativa no meio (Kolesnichenko & amp Marov, 2007).

              Atualmente, uma solução numérica da maioria dos problemas com tolerância feita para a heterogeneidade de um meio turbulento, radiação, difusão, química e efeitos MHD é dificilmente possível e apenas abordagens limitadas são viáveis. Observe que, como os planetas terrestres se formam perto do Sol, o foco na modelagem é especialmente restrito às regiões do disco interno mal resolvidas dentro de várias unidades astronômicas, onde a matéria se acumula ativamente na jovem estrela. Isso resulta na mudança da relação poeira / gás, da opacidade óptica e do regime térmico, além da significativa contribuição dos processos fotoquímicos na transformação da composição e transferência da matéria.

              Regime Térmico

              O regime térmico do disco é considerado a chave de sua estrutura interna original e da formação dos primeiros sólidos. A evolução do disco viscoso com a taxa de lapso de temperatura radial é considerada o cenário mais realista da formação dos corpos do sistema solar (Alexander, Boss, Keller, Nuth, & amp Weinberger, 2007 Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Makalkin & amp Dorofeeva, 1995 Lynden-Bell & amp Pringle, 1974 Marov et al., 2013).

              Um modelo quente, em vez de frio, de acumulação de planetas a partir da matéria, semelhante a metereoritos condríticos, parece mais plausível. É apoiado pelas diferenças estabelecidas na abundância de muitos elementos e suas razões isotópicas entre o Sol, meteoritos indiferenciados e a Terra. Na verdade, todos os condritos (exceto CI) e nosso planeta estão esgotados em elementos moderadamente voláteis (Na, K, Rb, Sn, etc.) e altamente voláteis (Cs, Pb, etc.) em relação às abundâncias solares que são semelhantes aos seus abundâncias em condritos carbonáceos CI.O esgotamento é mais pronunciado em elementos como Bi, Cd, Cs, Hg, In, Pb, Se, Te, Tl, Zn, S, etc. (Lodders, 2003 Palme & amp Boyton, 1993) que foi considerado típico não apenas para vários tipos de condritos, mas também para a composição em massa dos planetas terrestres e alguns planetesimais grandes, por exemplo, para os corpos pais dos acondritos basálticos - eucritos. Portanto, pode-se concluir que a diferenciação de elementos moderadamente e altamente voláteis foi um importante processo em grande escala nos primeiros estágios evolutivos do disco de acréscimo protoplanetário sob temperatura relativamente alta (Marov et al., 2013).

              Basicamente, o esgotamento observado de elementos altamente e moderadamente voláteis pode resultar da evaporação parcial ou condensação incompleta da proto-matéria dos planetas e dos corpos-mãe dos condritos, porque quanto maior a volatilidade de um elemento, maior será o esgotamento. Cálculos termodinâmicos mostraram que temperaturas não inferiores a 1200–900 K são necessárias em ambos os casos (Petaev & amp Wood, 1998 Saxena & amp Eriksson, 1986). Sob tais temperaturas, apenas a evaporação parcial fora do equilíbrio pode ocorrer e, de fato, alguns CAIs mostram evidências químicas e isotópicas claras disso. É interessante notar que um estudo experimental da evaporação fracionada do material de condritos CI visando a obtenção do material de condritos de outros tipos mostrou que, independentemente das condições de evaporação redox, o resíduo obtido por aquecimento difere radicalmente do real. material de condritos em abundância de elementos altamente e moderadamente voláteis (Lipschutz, Biswas, & amp McSween, 1983). Essas diferenças foram consideradas particularmente verdadeiras para as abundâncias de pares de elementos como Zn e Se Sn e Pb Rb e Cs etc., com graus semelhantes de depleção em relação às abundâncias em condritos. Os resultados, no entanto, não são inequívocos porque todos os meteoritos condríticos são sedimentos cósmicos, ou seja, seus componentes se formaram em condições muito diferentes dentro da nebulosa e experimentaram uma história térmica diferente antes de serem agregados mais tarde.

              O mecanismo de condensação para a diferenciação de elementos moderadamente e altamente voláteis acompanhados por sua acumulação incompleta na proto-matéria dos planetas e nos corpos pais dos condritos parece mais justificado. Para a maioria dos elementos, há uma correlação clara entre o grau de esgotamento e a temperatura de condensação de um gás de composição solar. É mais provavelmente atribuível à influência das restrições cinéticas nas reações heterogêneas em um sistema gás-sólido associada à redução da superfície de reação de pequenas partículas de poeira durante seu acúmulo e alguns outros fatores (Fegley, 2000). Isso nos permitiu concluir que grande parte do material dos condritos se formou pela condensação da fase gasosa do disco protoplanetário. A temperatura aumentou inicialmente na fase de formação do disco, atingindo a temperatura de evaporação dos silicatos magnesianos e do ferro metálico a uma distância de 1 UA (1400 K) e depois diminuiu com o decorrer da evolução do disco viscoso. Na região de formação dos planetas terrestres, sempre se manteve bem acima do H2Temperatura de condensação O - não caiu abaixo de 300–500 K.

              Além das fases minerais contendo elementos moderadamente voláteis, existem silicatos contendo Mg e Fe cristalinos em condritos que suportam o modelo de formação de disco protoplanetário quente. Pode-se supor que esses silicatos amorfos e cristalinos se formaram como resultado dos processos de condensação na zona interna dos discos circunstelares. Os silicatos amorfos da nuvem molecular interestelar do fragmento do qual o sistema solar se formou, acredita-se que evaporaram em sua zona interna nos estágios evolutivos iniciais para serem condensados ​​como grãos de silicato cristalino de tamanho nano a micrômetro durante o resfriamento subsequente do disco fase gasosa (Arakawa & amp Nakamoto, 2016 Ciardi et al., 2005 Honda et al., 2003). Pode-se sugerir que as inclusões enriquecidas nos elementos mais refratários (como Са e Al que compõem os CAIs, bem como os raros Hf, Sc, Lu, etc.) foram os primeiros condensados ​​formados perto do Sol (r & lt 0,5 AU) em Т

              2000–1700 K e parcialmente realizado para fora através da deriva radial até a zona de formação dos corpos-mãe de condritos com côndrulos refratários embutidos em sua matriz e entraram em planetesimais rochosos. Obviamente, uma pequena fração deles atingiu r

              5-10 AU, conforme evidenciado pelas descobertas de cristais de olivina no material dos cometas Halley e Hale-Bopp, bem como no núcleo do Cometa 9 P / Tempel investigado no experimento Deep Impact (Wooden, Desch, Harker, Gail, & amp Keller, 2007).

              Vários estágios de formação importantes do disco de gás-poeira em torno do proto-Sol e sua subsequente evolução dinâmica, térmica e cosmoquímica, incluindo a evaporação parcial de desequilíbrio, condensação e compactação da matéria protoplanetária foram traçados na estrutura de um self bastante abrangente -modelo numérico consistente (Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Marov et al., 2013 Morbidelli et al., 2009). Em particular, rendeu as distribuições de parâmetros termodinâmicos (Т — Р) no disco viscoso ao redor do jovem Sol passando pelo T Tauri estágio, em função da distância radial-vertical (o rz coordenadas). Perfis de temperatura radial no plano médio do disco nos diferentes estágios de sua evolução foram derivados, como é mostrado na Figura 9.

              Figura 9. Distribuição de temperatura radial T(r) no plano médio de um disco protoplanetário entre 10 e 0,5 UA. 1-4 - estágio de formação entre 0,12 e 0,45 Ma (medido em milhões de anos) a partir da origem do disco 5, 6 - estágio de dissipação viscosa entre 0,65 и 1,8 Ma 7а-7в - estágios de compactação do subdisco de poeira e formação de aglomerados de poeira em cerca de 2 Ma. As temperaturas são controladas pelos processos de condensação / evaporação de forsterita, enstatita e valores máximos de ferro Tsi ≥ 1.600 К em r = 0,1 AU e Tsi ≤ 1.400 К em r = 1,4 UA. O gelo de água é formado em TC

              140-160 К sob pressão de gás Р = 10 ‒7 –10 ‒4 bar em cerca de 3 AU (quebra na curva pontilhada). A zona verde mostra a faixa de temperaturas possíveis no estágio de formação dos aglomerados de poeira.

              Variação da densidade da superfície de poeira do subdisco ρd em função da distância radial r, a proporção de densidades de poeira / gás e o tamanho das partículas de poeira são mostrados na Figura 10 como uma sequência de evolução da densidade de poeira do subdisco, antes que a densidade de superfície crítica seja atingida e o subdisco se divida em aglomerados de poeira.

              Figura 10. Variação da densidade de poeira do subdisco ρd dependendo da distância radial r de 100 UA para partículas de tamanho médio de 10 cm (esquerda) e 1 cm (direita). Banda diagonal ampla - densidade crítica de poeira ρdcr correspondendo à instabilidade da gravidade do disco e sua fragmentação em aglomerados de poeira. Curvas 1–6 - sequência de tempo 0, 1 × 10 3, 5 × 10 3, 2 × 10 4, 5 × 10 4 e 1 × 10 5 (ano) desde o início da evolução do subdisco.

              Dinâmica

              Deve-se notar especialmente que a formação do sistema solar estava intrinsecamente relacionada aos processos dinâmicos em todos os estágios de origem e evolução, incluindo diferentes tipos de ressonâncias definindo a estrutura, configuração e estabilidade do sistema. Processos dinâmicos não lineares complexos impõem certas restrições aos modelos de evolução do disco e origem dos embriões planetários. O papel da dinâmica é manifestado, em particular, por observações da formação de algumas configurações peculiares nos sistemas planetários extra-solares em torno das estrelas do tipo solar pai (ver, por exemplo, Barucci, Boehnhardt, Cruikshank, Morbidelli, & amp Dotson, 2008 Ferraz- Mello, Michtchenko, Beaugé, & amp Callegari, 2005 Marov & amp Shevchenko, 2017 para discussão posterior).

              Os princípios básicos dos sistemas dinâmicos foram derivados por Anri Puankare e completamente desenvolvidos por numerosos pesquisadores (ver Contopoulos, 2002, e citações nele). Os principais parâmetros que definem a configuração do sistema planetário são ressonâncias e caos dinâmico. O estudo é usado para ser realizado como um problema geral de N-corpos ou no quadro de aproximação restrita de três corpos com envolvimento de algumas restrições. Além dos movimentos ressonantes e caóticos, essa abordagem nos permitiu descrever órbitas periódicas, colisões, escape e outros processos da dinâmica de longo prazo com base na análise ou (principalmente) na integração numérica direta de um conjunto de equações diferenciais ordinárias. Foi mostrado que as órbitas dos planetas do sistema solar com pequenas excentricidades e inclinações são fracamente caóticas e não exibem variações seculares essenciais nas escalas de tempo comparáveis ​​com a idade do sistema solar. Ressonâncias (uma relação quase exata entre frequências características, por exemplo, períodos orbitais, de dois corpos) e oscilações de maré são pronunciadas nos sistemas de pequenos corpos e suas interações de maré com planetas, o que exerce forte influência na estabilidade de suas órbitas sendo responsáveis ​​por processos de migração. Os problemas de estabilidade, incluindo a interação de ressonâncias não lineares em sistemas hamiltonianos, foram analisados ​​em detalhes no quadro de Kolmogorov-Аrnold-Мoser (КАМ-teoria). Recentemente, esses e alguns outros estudos (ver Chirikov, 1979, 1982) estabeleceram as bases para a investigação da estrutura e dinâmica dos sistemas de exoplanetas em torno de estrelas binárias e múltiplas (Marov & amp Shevchenko, 2017).

              A migração envolvendo planetas em formação e pequenos corpos pode desempenhar um papel importante na história do sistema solar inicial, afetando sua configuração e composição de planetas. A grande diversidade de corpos revelada pelo mapeamento composicional do cinturão de asteróides principal implica uma mistura substancial de corpos de diferentes classes taxonômicas através dos vários processos dinâmicos afetados pela migração planetária (DeMeo & amp Carry, 2014). A instabilidade dos planetas externos pode causar influxo maciço de corpos ao sistema solar interno (por exemplo, Walsh, Morbidelli, Raymond, O’Brien, & amp Mandell, 2012). Asteróides hidratados do tipo C e cometas transportados de regiões externas do sistema solar contribuiriam para a diversidade acima e também seriam responsáveis ​​pelo fornecimento de água e voláteis para a Terra e planetas terrestres depositados como um verniz no estágio final de acumulação desses planetas (Anders & amp Owen, 1977 Marov & amp Ipatov, 2005).

              Ao contrário dos modelos clássicos da evolução dos planetas terrestres com as posições de órbita estável de Júpiter-Saturno (por exemplo, Raymond, O'Brien, Morbidelli, & amp Kaib, 2009 Wetherill, 1996), foram desenvolvidos diferentes cenários para explicar a água do sistema solar interno em ação da instabilidade dinâmica dos planetas externos. A migração de corpos e poeira das regiões trans-Neptunianas perturbadas em Jupiter Crossing Orbits (JCO) e depois no cinturão de asteróides principal para eventualmente se tornarem NEOs foi estudada nos modelos numéricos (Marov & amp Ipatov, 2005, 2005). O mecanismo envolvendo posições instáveis ​​dos planetas gigantes no curso de sua formação foi explorado por várias equipes. Migração interna de Júpiter de

              5AU e capturá-lo em ressonância 2: 3 ou 1: 2 com o crescimento de Saturno (que poderia interromper e reverter a migração interna de Júpiter) foi considerado no modelo conhecido como cenário Grand Tack (Jacobson & amp Morbidelli, 2014 Mandell, Raymond, & amp Sigurdsson, 2007 Walsh, Morbidelli, Raymond, O'Brien, & amp Mandell, 2012). Foi assumido que este processo pastorearia os corpos dos cinturões externos para dentro e exerceria influência sobre os embriões planetários na região interna. Isso resultaria em implantação volátil por meio de impactos de planetesimais durante a formação de planetas terrestres e armazenamento de corpos prístinos remanescentes no cinturão de asteróides principal, bem como a posição e coexistência de asteróides de diferentes composições (Morbidelli, Lunine, O'Brien, & amp Walsh, 2009 Villeneuve, Chaussidon, & amp Liboured, 2009). Além disso, tal cenário foi invocado para explicar o esgotamento da água na zona de formação dos planetas terrestres em termos de uma posição da linha de neve "fossilizada" fora da órbita do precursor de Júpiter além da linha de neve em

              3 AU impedindo a condensação de água e gelo no interior (Morbidelli et al., 2015) e / ou mecanismo de distribuição de água relacionado a impactos gigantes (O’Brien, Walsh, Morbidelli, Raymond, & amp Mandell, 2014).

              Protoplanetas embutidos em um disco gasoso experimentariam a deriva mudando suas posições orbitais. Supõe-se que o movimento de Urano e Netuno do local de sua formação inicial próximo à zona Júpiter-Saturno, mais longe do Sol, exerce a formação do cinturão de Kuiper transnetuniano. Este cenário foi justificado pela avaliação do tempo necessário para o acréscimo de Urano e Netuno em suas órbitas atuais. Na verdade, a modelagem mostrou que tal época ultrapassaria a idade do sistema solar. O modelo, que às vezes é referido como reconfiguração de órbitas de planetas gigantes ("Nice model", Morbidelli, Levison, Tsiganis, & amp Gomes, 2005 Tsiganis, Gomes, Morbidelli, & amp Levison, 2005) sugeriu a existência do disco primordial de vários dezenas de massas terrestres feitas de objetos semelhantes a cometas residindo fora das órbitas iniciais dos planetas gigantes. Acredita-se que o disco esteja espalhado por todo o sistema solar por interações gravitacionais entre os planetas gigantes, levando também à sua migração. É importante notar que o movimento de Urano-Netuno para fora devido às interações gravitacionais com os planetesimais acabaria por ejetá-los em órbitas hiperbólicas.

              Os modelos dinâmicos envolvendo instabilidade na zona dos planetas gigantes foram associados ao dramático evento de Bombardeio Pesado Tardio (LHB) da Lua e planetas terrestres (Gomes, Levison, Tsiganis, & amp Morbidelli, 2005) e a cronologia da cratera lunar. No entanto, o momento da instabilidade (bem antes do LHB ou mais tarde) subjacente a esses modelos permanece obscuro. Mais recentemente (Morbidelli et al., 2017), em vez de usar a hipótese do cataclismo terminal que mal explicava o fluxo de desencadeamento de corpos do cinturão de asteróides externo, ligou a fonte de projéteis LHB com sobras de planetesimais ("extremidade final do acúmulo de planetas" ) desde o momento da formação dos planetas externos. Em apoio a essa ideia, eles trouxeram algumas evidências de registros de crateras lunares e densidade correspondente de crateras com os Elementos Altamente Siderófilos (HSE) no manto lunar. Esses elementos “amantes do ferro” foram encontrados em meteoritos condritos e presumivelmente foram entregues com projéteis de composição semelhante após um grande evento de diferenciação da matéria lunar, com o surgimento do núcleo e afundamento do HSE original no núcleo. Conseqüentemente, as restrições geoquímicas da composição de grandes crateras formadas por projéteis e a escala de tempo da cristalização do manto do oceano (

              4,35 Ma, com a conta para a segregação Fe-S), defendem a impressão do evento LHB na cauda do acréscimo do planeta (Morbidelli et al., 2017). O modelo moderno de acoplamento LHB em

              3.9 Ma com o tempo de instabilidade dos planetas externos parece acomodar o conhecimento atual com suposições mínimas.

              O papel crítico dos C-condritos e do transporte de água no sistema solar interno pode ser desempenhado pelo processo de formação dos planetas externos sem mudança de suas posições orbitais (Raymond & amp Izidoro, 2017). Este é um tipo de modelo de espalhamento que postula uma lenta acumulação de gás na ampla faixa externa rica em voláteis (

              5–20 UA) pelos núcleos do gigante até algum limiar com o início do crescimento descontrolado de Júpiter. Este processo fornece desestabilização, espalhamento gravitacional de planetesimais próximos por Júpiter e Saturno e sua mistura radial em grande escala, alguns deles se movendo para dentro e residindo (ressonância) nas órbitas do interior ao de Júpiter. À medida que o gás se dissipa, as órbitas dos planetesimais do disco tornam-se progressivamente excêntricas, incluindo aquelas presas no cinturão de asteróides principal e cruzando a região de crescimento dos planetas terrestres e terrestres, fornecendo água com C-condritos e outros tipos de meteoritos. A implantação posterior dessas espécies por espalhamento desencadeado pelo crescimento e possível migração de Saturno e planetas gelados revelou-se não eficiente. Este cenário com suposições-chave nenhuma ou muito limitadas relacionadas aos modelos Grand Tack ou Nice parece bastante plausível e implica em uma relação próxima da formação dos planetas internos e externos.

              Crescimento de partículas e formação de corpos sólidos

              O principal problema da origem do sistema solar é como os corpos do sistema solar (poeira original e condensados, bem como aqueles produzidos na coagulação) cresceram progressivamente em escalas que variam de partículas de tamanho nano e mícron para planetesimais e planetas, portanto, variando em dezenas de ordens de magnitude em massa. Como mencionado acima, a modelagem dependente do tempo com as diferentes funções de distribuição de tamanho de partícula e experimentos de laboratório limitados é a única ferramenta para obter uma visão do problema. Numerosas tentativas de reconstruir o processo levando em consideração a posição das frentes de evaporação da estrutura térmica da nebulosa (EFs ') para diferentes componentes, dependendo das taxas de lapso de temperatura radial no crescimento de partículas do plano médio do disco, aderindo limitado pela fragmentação saltando e deriva radial devido ao arrasto do vento contrário da nebulosa de crescimento corpos que influenciam a redistribuição em massa etc., foram realizados (ver, por exemplo, Birnstiel, Dullemon, & amp Brauer, 2010 Dominik, Blum, Cuzzi, & amp Wurm, 2007 Estrada, Cuzzi, & amp Morgan, 2016 Nakagawa, Sekiya, & amp Hayashi, 1986 Ormel , Spaans, & amp Tielens, 2007 Wada, Tanaka, Suyama, Kimura, & amp Yamamoto, 2008, 2009 Weidenschilling, 1980). Além disso, experimentos de laboratório com colisões de partículas de silicato e gelo em condições de microgravidade revelaram alguns padrões importantes de formação de partículas e agregados de partículas. Algumas restrições importantes foram deduzidas para partículas saltando e aderindo, incluindo energia translacional e coeficientes de estimativas de restituição dependendo dos parâmetros de impacto (ver, por exemplo, Beitz et al., 2011 Blum, 2004 Blum, Schrapler, Davidson, & amp Trigo-Rodriguez, 2006 Brisset et al., 2013 Chiang & amp Youdin, 2010 Güttler, Blum, Zsom, Ormel, & amp Dullemond, 2010 Hill, Heißelmann, Blum, & amp Fraser, 2015 Ida, Guilot, & amp Morbidelli, 2016 Lankowski, Teiser, & amp Blum, 2008 Schrapler, Blum, Seizinger, & amp Kley, 2012 Weidling, Güttler Blum e amp Brauer, 2009 Weidling, Güttler, & amp Hium, 2011).

              De acordo com as visões modernas, o processo começou devido ao desenvolvimento de instabilidade gravitacional / streaming acima mencionado no subdisco denso formado a partir do componente de poeira estabelecido para o plano médio do disco de gás-poeira (Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Kolesnichenko & amp Marov , 2014 Makalkin & amp Dorofeeva, 1996 Marov et al., 2013 Youdin & amp Shu, 2002). Isto foi seguido pela formação de aglomerados de poeira porosa primária a partir da qual os primeiros corpos sólidos do tamanho de seixo-pedra e eventualmente planetesimais do tamanho de asteróide emergiram. Alguns desses seixos de tamanho cm e maiores foram possivelmente montados em aglomerados porosos dando origem a cometas. Esta abordagem acomoda a teoria da pilha de entulho primordial, embora outra teoria postule que os cometas foram feitos de destroços remanescentes da fase de construção do planeta principal, preservando assim remanescentes da matéria da nebulosa protosolar. No entanto, a teoria da pilha de entulho colisional explica melhor um tamanho bastante pequeno do núcleo do cometa (

              5–10 km) e até mesmo a forma bi-lobulada de alguns deles, por causa de sua formação gradual em baixa velocidade de sobras de seixos / grãos após corpos maiores terem se acumulado e o gás no disco ter desaparecido, seguido por colisões suaves devido à agitação do órbitas cometárias, especificamente na saia do sistema planetário.

              A sequência de crescimento de sólidos e escala de tempo de tal cenário é mostrada esquematicamente na Figura 11

              Figura 11. Sequência da evolução do disco protosolar. (a) Formação de disco devido ao gás de acreção e poeira da nebulosa protosolar e emergência do protosun no centro. (b) Achatamento do disco e sedimentação de partículas de poeira em direção ao plano médio e crescimento de partículas de formação de subdiscos de poeira densa. (c) Fragmentação do subdisco em aglomerados de poeira devido ao desenvolvimento de instabilidade de fluxo e gravidade, interação colisional de aglomerado e crescimento sólido, incluindo primeiro acúmulo proto-planetesimal com domínio de gravidade. (d) Planetesimais e formação de embriões planetários, dissipação de gás e configuração da arquitetura original do sistema solar evoluindo em última instância para a configuração contemporânea. Intervalo de tempo: (a) - (b) 10 5 - 10 6 anos (c) - (d) 10 6 - 10 7 anos.

              o processo inicial deve durar menos de 10 5 a 10 6 anos do total

              10 8 anos de formação de planetas. Observe que a mesma escala de tempo curta é assumida para a formação dos cometas, bem como para a fase inicial de crescimento dos TNOs, provavelmente influenciando a origem e evolução dos corpos semelhantes aos cometários. O mecanismo de turbulência de cisalhamento promoveria a contração de poeira em forma de anel na nuvem protoplanetária em um disco fino (h & lt & lt r) de formato não regular alargando-se em direção à periferia. Corpos sólidos que se tornam embriões de planetas são formados a partir de aglomerados de gás-poeira (porosos) inicialmente "soltos" que preenchem a parte principal de sua esfera de atração (esfera de Hill) e se contraem lentamente devido às forças gravitacionais internas. Lembremos que, enquanto o crescimento das partículas durante suas colisões é dificultado na turbulência caótica, sua coalescência e alargamento podem ocorrer dentro de estruturas coerentes de redemoinhos turbulentos, promovendo aglomerados de poeira formados em vórtices de natureza baroclínica em uma ampla faixa do número de Stokes (St) definido pela razão de arrasto de partícula em um gás ambiente ao tempo característico do sistema (definido como frequência Kepler inversa Ω -1) e dependente do tamanho e densidade de uma partícula. Partículas sólidas também podem ser concentradas nos discos com turbulência bastante fraca, onde estruturas de matéria mais densas do que a média (com grande proporção de poeira para gás) criariam uma grande população de agregados e desencadeariam instabilidade de fluxo. Este poderia ser o caso na zona externa de discos massivos, onde o rápido crescimento de agregados para planetesimais foi sugerido (Krijt, Ormel, Dominik, & amp Tielens, 2016).

              Geralmente, ambos os mecanismos de instabilidade apóiam as idéias básicas de Safronov e Goldreich-Ward sobre a acreção viscosa do disco e o colapso gravitacional da matéria do subdisco. Como vimos, nos modelos modernos, o foco também é dado aos processos concorrentes de fotoevaporação de gás e poeira pela radiação solar EUV-X-ray e condensação / condensação de gás, bem como ao aprisionamento de poeira, agrupamento e coagulação, incluindo distribuição de tamanho de partículas e turbulência estratificada. Esses processos são acompanhados pela formação / reestruturação de agregados de poeira através da aderência de partículas, diminuição do acoplamento gás-poeira, crescimento de sólidos e deriva radial, resultando em planetesimais gravitacionalmente ligados e origem de embriões de planeta (Armitage, 2007 Birnstiel, Fang, & amp Johansen, 2016 Carrera, Gorti, Johansen, & amp Davies, 2017 Johansen et al., 2014 Marov & amp Kolesnichenko, 2013 Raettig, Klahr, & amp Lyra, 2015 Schaefer, Yang, & amp Johansen, 2017).

              Embora o cenário básico de crescimento contínuo de partículas seja geralmente compreendido, muitos detalhes dos processos envolvidos nos diferentes estágios permanecem obscuros. Em primeiro lugar, ainda são incertos os detalhes dos mecanismos físicos responsáveis ​​pelo crescimento de pequenas partículas primárias de poeira antes que as interações gravitacionais de corpos de cem metros-quilômetros se tornem efetivas. O processo de colisões mútuas de partículas é geralmente invocado como o fator que presumivelmente deu origem à agregação de pequenas partículas para produzir aglomerados de partículas densas (Carrera, Johansen, & amp Davies, 2015) ou agregados compactos do tamanho de pedregulho / pedregulho que migram no disco protoplanetário e crescimento de planetesimais de controle (Güttler, Blum, Zsom, Ormel, & amp Dullemond, 2010 Ida, Guilot, & amp Morbidelli, 2016 Krijt, Ormel, Dominik, & amp Tielens, 2016 Nakagawa, Nakazawa, & amp Hayashi, 1981 Zsom, Ormel, Güttler, Blum, & amp Dullemond, 2010 Ormel, Spaans, & amp Tielens, 2007). No entanto, uma probabilidade de destruição em vez de crescimento de corpos em formação pode ser maior se as velocidades relativas de colisão e as barreiras de salto para agregados de partículas forem significativas, até que a atração gravitacional de planetesimais se torne dominante. Assim, uma eficiência de colagem de partículas de poeira em agregados por meio de colisões é um mecanismo bastante delicado, especificamente se partículas de tamanho igual de

              tamanho mm são considerados (Blum & amp Wurm, 2000). Acredita-se que a formação de objetos maiores limitados pelo salto seja aumentada pela instabilidade de fluxo, colapso gravitacional, comportamento coletivo das partículas e / ou pela compressão estática de agregados de poeira fofa (Kataoka, Tanaka, Okuzumi, & amp Wada, 2013 Ward, 2000 Yang , Johansen, & amp Carrera, 2016).

              Como um compromisso garantindo maior eficiência da criação de aglomerados, defendemos a integração colisional de aglomerados fofos compostos por partículas de tamanho mícron em vez de partículas individuais em si, em apoio aos experimentos de laboratório mencionados acima. É ainda assumido nos modelos desenvolvidos que os clusters e suas partículas individuais têm estrutura fractal. Tal abordagem foi exaustivamente explorada e validada teoricamente (Kolesnichenko & amp Marov, 2013) envolvendo a simultaneidade de coagulação gravitacional e browniana de monômeros de poeira, crescimento de agregados e interação / crescimento de corpos porosos.

              O resultado final de nosso modelo numérico é a aglomeração de pequenas partículas nos agregados primários de poeira fofa de baixa densidade e natureza fractal deste último, dando origem à sua compressão e formação dos primeiros corpos densos de tamanho progressivamente maior. Ao contrário de uma abordagem usada nas simulações anteriores (por exemplo, Dominik, Blum, Cuzzi, & amp Wurm, 2007 Wada, Tanaka, Suyama, Kimura, & amp Yamamoto, 2008, 2009), o modo de partículas na cabeça e colisões de deslocamento dentro de aglomerados de poeira foi avaliado de forma mais rigorosa em modelos numéricos de N-body (Marov & amp Rusol, 2011, 2015a, 2015b). Método de partículas permeáveis ​​e modelo de Newton modificado de colisões foram utilizados em termos de coeficiente de restituição Kr dependente da distância entre os centros de partículas e sua velocidade relativa, levando em consideração a estrutura interna das partículas em aglomerados fofos e padrões complicados de suas interações, especificamente em a zona de contato. Isso nos permitiu examinar a evolução colisional de aglomerados fofos, começando com nanopartículas aderindo por meio de forças eletrostáticas e crescendo até agregados comprimidos de tamanho maior e padrões diferentes. Um exemplo de modelagem 3D da evolução de aglomerados fractais empoeirados com diferentes números de partículas submicrônicas povoadas é mostrado nas Figuras 12 e 13.

              Figura 12. Modelagem numérica 3D de partículas submicrônicas, interação colisional e crescimento dentro de uma grade na nuvem de poeira primordial (densidade d = 1,5 × 10 ‒21 g / nm 3. (a) Um exemplo da estrutura 3D original de uma grade selecionada. (b) Exemplos de formação de aglomerados no processo de evolução colisional de partículas em algumas grades.


              Assista o vídeo: DESCOBRINDO As CORES dos PLANETAS do Sistema SOLAR