Ceres (planeta anão): diferenças entre revisões
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'''Ceres''' é um [[planeta anão]] |
'''Ceres''' (na [[Designação de planeta menor|designação de planeta menor]] '''1 Ceres''') é um [[planeta anão]] localizado no [[cinturão de asteroides]] entre [[Marte (planeta)|Marte]] e [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], sendo [[Lista de asteroides notáveis|o maior dos asteroides]]. Desde sua descoberta em 1801 por [[Giuseppe Piazzi]], Ceres recebeu diversas classificações, sendo inicialmente considerado [[planeta]] e posteriormente [[asteroide]]. No entanto, em 2006 foi enquadrado na categoria de planeta anão. |
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Possui um formato arredondado e uma superfície escura cheia de crateras. É constituído possivelmente por um núcleo rochoso circundado por um manto de gelo. Sua superfície, conforme anteriormente observado pelo [[Telescópio Espacial Hubble]], apresenta regiões mais escuras, além de locais de brilho proeminente, de natureza ainda desconhecida. O planeta anão possui uma tênue [[atmosfera]] formada sobretudo por vapor de [[água]] que [[sublimação|sublima]] e deixa a superfície. |
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Apesar de ser um [[corpo celeste]] relativamente próximo da [[Terra]], pouco se sabe sobre Ceres. A superfície ceriana é enigmática: em imagens de 1995, pareceu-se ver um grande ponto negro que seria uma enorme [[cratera]]; em 2003, novas imagens apontaram para a existência de um ponto branco com origem desconhecida, não se conseguindo assinalar a cratera inicial. |
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O planeta anão Ceres é possivelmente um [[planetesimal]] remanescente do período de [[Formação e evolução do Sistema Solar|formação e evolução]] do [[Sistema Solar]]. Atualmente aparenta ser geologicamente inerte. Em 2007, foi lançada a sonda [[Dawn (sonda espacial)|Dawn]], que fez uma passagem por [[4 Vesta|Vesta]] e segue rumo à Ceres, ao redor do qual deve entrar em órbita em 6 de março de 2015. |
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A própria classificação mudou mais de que uma vez: na altura em que foi descoberto foi considerado como um [[planeta]], mas após a descoberta de corpos celestes semelhantes na mesma área do sistema solar, levou a que fosse reclassificado como um [[asteroide]] por mais de 150 anos. |
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==Descoberta== |
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No início do século XXI, novas observações mostraram que Ceres é um planeta embrionário com estrutura e composição muito diferentes das dos asteroides comuns e que permaneceu intacto provavelmente desde a sua formação, há mais de 4,6 bilhões de anos. Pouco tempo depois, foi reclassificado como planeta anão. Pensava-se, também, que Ceres fosse o corpo principal da "família Ceres de asteroides". Contudo, Ceres mostrou-se pouco aparentado com o seu próprio grupo, inclusive em termos físicos. A esse grupo é agora dado o nome de "família Gefion de asteroides". |
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Ceres é praticamente invisível quando observado a olho nu. Quando encontra-se em [[Oposição (astronomia)|oposição]] próximo ao [[periélio]], pode atingir a [[magnitude (astronomia)|magnitude]] visual máxima de +6,7.<ref name="Pasachoff1983">{{citar livro|autor=Menzel, Donald H.; and Pasachoff, Jay M. |ano=1983 |título=A Field Guide to the Stars and Planets |edição=2 |editora=Houghton Mifflin |local=Boston, MA |isbn=978-0-395-34835-2 |página=391 |língua=Inglês}}</ref> Este brilho é considerado muito fraco para ser observado a olho nu, mas sob condições excepcionais de observação pode ser encontrado sem o uso de equipamentos. Somente [[4 Vesta|Vesta]] pode atingir uma magnitude similar e também, durante raras oposições próximas ao periélio, [[2 Pallas]] e [[7 Iris]] apresentam brilho semelhante.<ref>{{citar livro|sobrenome=Martinez|nome=Patrick|título= The Observer's Guide to Astronomy|página=298|ano= 1994|editora=Cambridge University Press|língua=Inglês}}</ref> |
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[[File:Cerere Ferdinandea.gif|thumb|upright|esquerda|Livro de Piazzi ''"Della scoperta del nuovo pianeta Cerere Ferdinandea"'' destacando a descoberta de Ceres, um "planeta" dedicado a [[Fernando I das Duas Sicílias]].]] |
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== Etimologia == |
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[[Johann Elert Bode]], em 1772, sugeriu que um planeta ainda desconhecido poderia existir entre as órbitas de [[Marte (planeta)|Marte]] e [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. [[Johannes Kepler|Kepler]] já havia percebido uma lacuna entre os dois planetas em 1596.<ref name="hoskin" /> Bode baseou sua ideia na [[Lei de Titius-Bode]], uma hipótese agora desacreditada que [[Johann Daniel Titius]] propôs em 1766, observando que havia uma característica regular nos [[semieixo maior|semieixos maiores]] dos planetas conhecidos na época, exceto pela lacuna existente entre Marte e Júpiter.<ref name="hoskin" /><ref name="Hogg1948">{{citar jornal |sobrenome=Hogg |nome=Helen Sawyer |título=The Titius-Bode Law and the Discovery of Ceres |jornal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada |volume=242 |páginas=241–246 |ano=1948 |bibcode=1948JRASC..42..241S|língua=Inglês}}</ref> Este padrão predizia a existência de um planeta que deveria ter uma órbita cujo eixo maior seria de aproximadamente 2,8 [[unidade astronômica|unidades astronômicas (UA)]].<ref name="Hogg1948" /> A descoberta de [[Urano (planeta)|Urano]] por [[Willian Herschell]] em 1781<ref name="hoskin" /> próximo a distância predita pela lei de Titius-Bode além de [[Saturno (planeta)|Saturno]] aumentou a crença em sua hipótese até que, em 1880, um grupo chefiado por [[Franz Xaver von Zach]], editor da ''Monatliche Correspondenz'', enviou convocações para vinte e quatro astrônomos experientes (apelidados de "polícia celestial"), pedindo para que combinassem seus esforços e iniciassem uma busca metódica pelo planeta. <ref name="hoskin" /><ref name="Hogg1948" /> Apesar deste grupo não ter descoberto Ceres, eles posteriormente encontraram vários grandes [[asteroide]]s.<ref name="Hogg1948" /> |
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Piazzi inicialmente sugeriu o nome ''Cerere Ferdinandea'' para a sua descoberta, em honra da [[Mitologia romana|deusa romana]] da agricultura, [[Ceres (mitologia)|Ceres]] (em [[Língua italiana|italiano]] ''Cerere'') e do [[Fernando I das Duas Sicílias|Rei Fernando III]] da [[Reino da Sicília| Sicília]].<ref name="hoskin">{{citar web | autor=Michael Hoskin | data=26 de junho de 1992 | url=http://www.astropa.unipa.it/HISTORY/hoskin.html | título=Bode's Law and the Discovery of Ceres | publicado=Observatorio Astronomico di Palermo "Giuseppe S. Vaiana" | arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUt6uRh | arquivodata=18 de janeiro de 2010}}</ref><ref name="Forbes1971">{{citar jornal | Eric G. Forbes | título=Gauss and the Discovery of Ceres | jornal=Journal for the History of Astronomy | volume=2 | páginas=195–199 | data=1971 | bibcode=1971JHA.....2..195F}}</ref> "Ferdinandea" não foi bem aceite pelas outras nações e foi, portanto, abandonado. Ceres também foi chamado de [[Hera]] durante algum tempo na [[Alemanha]].<ref>{{citar livro | autor=G. Foderà Serio; A. Manara; P. Sicoli | ano=2002 | capítulo=Giuseppe Piazzi and the Discovery of Ceres | título=Asteroids III | publicado=University of Arizona Press | páginas=17–24 | url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3027.pdf | formato=PDF | língua2=en}}</ref> Na Grécia, Ceres foi chamado [[Deméter]] (em [[Língua grega|grego]] ''Δήμητρα''), segundo o equivalente grego ao Deus romano ''Cerēs''.{{nota de rodapé|Todas as outras linguagens usam variantes de ''Ceres'' ou ''Cerere'': em [[Língua russa|russo]] ''Tserera'', em [[Língua persa|persa]] ''Seres'', em [[Língua japonesa|japonês]] ''Keresu''. A [[língua chinesa]] usa ''gǔshénxīng'' (穀神星) que, mesmo sendo diferente da palavra chinesa para designar a Deusa Ceres, derivado do som do nome latino ''kèruìsī'' (刻瑞斯), mantem relação pelo seu significado ''estrela da deusa do cereal''.}} Deméter, é usado em português para designar o asteroide [[1108 Demeter]]. O primeiro [[Anexo:Lista de símbolos astronómicos|símbolo astronómico]] de Ceres era uma [[foice]], ([[Ficheiro:Ceres symbol.svg|20px|Variante em foice do símbolo de Ceres]]), parecido com o símbolo de [[Vénus (planeta)|Vénus]], {{Unicode|♀}}, mas com uma falha no círculo superior. Também existe uma variante, [[Ficheiro:Ceres2.svg|10px|Variante em ''C'' do símbolo de Ceres]] desenhada segundo a letra inicial de Ceres, 'C'. Ambas as variantes foram trocadas pelo disco numerado ①.<ref name="Forbes1971"/><ref>{{citar jornal | autor=[[Benjamin Apthorp Gould]] | título=On the symbolic notation of the asteroids | jornal=Astronomical Journal | ano=1852 | volume=2 | issue=34 | page=80 | bibcode=1852AJ......2...80G|doi=10.1086/100212}}</ref> |
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Um dos astrônomos selecionados para a busca foi [[Giuseppe Piazzi]] na Academia de [[Palermo]], Sicília. Antes de receber o convite para se juntar ao grupo de buscas, Piazzi descobriu Ceres em primeiro de janeiro de 1801.<ref>{{citar livro|nome=Michael |sobrenome=Hoskin |ano=1999 |título=The Cambridge Concise History of Astronomy |publicado=Cambridge University press |isbn=978-0-521-57600-0 |página=160–161|língua=Inglês}}</ref> Ele estava procurando pela "87° [estrela] do Catálogo de Estrelas Zodiacais de [[Nicolas Louis de Lacaille|Mr la Caille]]", mas viu que esta "era precedida por outra".<ref name="hoskin">{{citar web |sobrenome=Hoskin |nome=Michael |data=26 de junho de 1992 |url=http://www.astropa.unipa.it/HISTORY/hoskin.html |título=Bode's Law and the Discovery of Ceres |publicado=Observatorio Astronomico di Palermo "Giuseppe S. Vaiana" |acessodata=5 de julho de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUt6uRh |arquivodata=18 de janeiro de 2010 |deadurl=no|língua=Inglês}}</ref> Ao invés de uma estrela, Piazzi havia encontrado um objeto similar que se movia, o qual num primeiro momento pensou se tratar de um [[cometa]].<ref name="Forbes1971">{{citar jornal |sobrenome=Forbes |nome=Eric G. |título=Gauss and the Discovery of Ceres |jornal=Journal for the History of Astronomy |volume=2 |página=195–199 |ano=1971 |bibcode=1971JHA.....2..195F|língua=Inglês}}</ref> Piazzi observou Ceres por 24 vezes, a última em 11 de fevereiro de 1801, quando uma doença o impediu de continuar as observações. Ele anunciou sua descoberta em 24 de janeiro de 1801 em cartas para somente dois de seus colegas astrônimos, seu compratiota [[Barnaba Oriani]] de [[Milão]] e Bode de [[Berlim]]. <ref>{{citar livro |autor=Clifford J. Cunningham |título=The first asteroid: Ceres, 1801–2001 |url=http://books.google.com/books?id=CXdMPwAACAAJ |ano=2001 |editora=Star Lab Press |isbn=978-0-9708162-1-4|língua=Inglês}}</ref> Ele relatou esse objeto como sendo um cometa mas "uma vez que seu movimento é lento e praticamente uniforme, me ocorreu várias vezes que isto poderia ser algo melhor que um cometa".<ref name="hoskin" /> Em abril, Piazzi enviou suas observações completas para Oriani, Bode e [[Jérôme Lalande]] em Paris. A informação foi publicada na edição de setembro de 1801 do ''Monatliche Correspondenz''.<ref name="Forbes1971" /> |
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O elemento químico [[cério]], descoberto em 1803, foi nomeado segundo este corpo celeste.<ref>{{citar web | autor=Staff | url=http://www.webelements.com/cerium/history.html | título=Cerium: historical information | publicado=Adaptive Optics | língua2=en}}</ref> No mesmo ano, outro elemento foi nomeado em honra de Ceres, mas o seu descobridor mudou o seu nome para [[paládio]] (em honra do segundo asteroide descoberto, [[2 Palas]]).<ref>{{citar web | url=http://alchemy.chem.uwm.edu/amalgamator/features/feat2003/features.html#yag | data=2003-10-30 | título=Amalgamator Features 2003: 200 Years Ago | arquivourl=http://web.archive.org/web/20060207121906/http://alchemy.chem.uwm.edu/amalgamator/features/feat2003/features.html| arquivodata=7 de fevereiro de 2006}}</ref> |
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Nesta época, a posição aparente de Ceres havia mudado (principalmente devido ao movimento orbital da Terra), estando perto demais do Sol, impedindo que outros astrônomos confirmassem a descoberta de Piazzi. Próximo ao fim do ano, Ceres se tornaria visível novamente, mas após tanto tempo era difícil prever sua posição exata. Para reencontrar Ceres, [[Carl Friedrich Gauss]], na época com 24 anos, desenvolveu um método eficiente para a determinação da órbita.<ref name="Forbes1971" /> Em somente algumas semanas, ele predisse a trajetória de Ceres e enviou seus resultados para von Zach. Em 31 de dezembro de 1801, von Zach e [[Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers|Heinrich W. M. Olbers]] reencontraram Ceres próximo à posição predita.<ref name="Forbes1971" /> |
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== História de observação e exploração == |
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[[Imagem:Piazzi Cerere.jpg|thumb|esquerda|100px|Anúncio da descoberta de Ceres por Piazzi.]] |
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A [[lei de Titius-Bode]] preconizava a existência de um planeta entre Marte e Júpiter a uma distância de 419 milhões de quilómetros (2,8 [[unidade astronómica|UA]]). A descoberta de [[Urano (planeta)|Urano]] por [[William Herschel]] em [[1781]] a 19,18 UA confirmava a lei publicada apenas três anos antes. No congresso astronómico que teve lugar em Gota, na [[Alemanha]] em [[1796]], o astrónomo [[França|francês]] [[Jérôme Lalande]] recomendou a sua procura. |
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Os primeiros observadores eram capazes de calcular o tamanho de Ceres com somente uma [[ordem de magnitude]]. Herschel subestimou seu tamanho como sendo somente 260 km em 1802, enquanto que em 1811 [[Johann Hieronymus Schröter]] superestimou seu diâmetro como sendo {{fmtn|2613}} km.<ref>{{citar web |sobrenome=Hilton |nome=James L |authorlink=James L. Hilton |título=Asteroid Masses and Densities |publicado=U.S. Naval Observatory |url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3008.pdf |acessodata=23 de junho 2008 |formato=PDF|língua=Inglês}}</ref><ref name="Hughes1994">{{citar jornal |sobrenome=Hughes |nome=D. W. |título=The Historical Unravelling of the Diameters of the First Four Asteroids |jornal=R.A.S. Quarterly Journal |volume=35 |número=3 |página=331 |ano=1994 |bibcode=1994QJRAS..35..331H|língua=Inglês}}[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1994QJRAS..35..331H&defaultprint=YES&page_ind=4&filetype=.pdf (Page 335)]</ref> |
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Os astrónomos iniciaram a procura pelo Zodíaco e Ceres foi descoberto acidentalmente no dia [[1 de janeiro]] de [[1801]] por [[Giuseppe Piazzi]], que não fazia parte dessa comissão, usando um telescópio situado no alto do Palácio Real de [[Palermo]] na [[Sicília]]. Piazzi procurava uma estrela listada por [[Francis Wollaston]] como Mayer 87, porque não estava na posição descrita no catálogo. No dia 24 de Janeiro, Piazzi anunciou a sua descoberta em cartas a astrónomos, entre eles Barnaba Oriani de [[Milão]]. Ele catalogou Ceres como um cometa, mas "dado o seu movimento muito lento e algo uniforme, ocorreu-me várias vezes que pode ser algo melhor que um cometa".<ref>[http://www.astropa.unipa.it/versione_inglese/Hystory/BODE'S_LAW.htm#8a Piazzi and the Discovery of Ceres: Bode's Law and the Disovery of Ceres] Michael Hoskin - Osservatorio Astronomico di Palermo, Giuseppe S. Vaiana</ref> No início de Fevereiro, Ceres perdeu-se quando passou por detrás do [[Sol]]. Em Abril, Piazzi enviou as suas observações completas para Oriani, [[Johann Elert Bode|Bode]] e Lalande. Estas foram publicadas na edição de Setembro de 1801 do ''Monatliche Correspondenz''. |
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===Nomeação=== |
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[[Imagem:Sistema Solar interior.JPG|thumb|330px|Sistema solar interior. Ceres orbita entre Marte e Júpiter a par de vários pequenos asteroides. Posições dos planetas e Ceres em 1 de Setembro de 2006 (O tamanho dos planetas não está em escala).]] |
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Piazzi originalmente sugeriu o nome ''Cerere Ferdinandea'' para o objeto descoberto, em homenagem à deusa [[Ceres (mitologia)|Ceres]] ([[Mitologia Romana|Deusa romana]] da agricultura, ''Cerere'' em italiano) e ao [[Fernando I das Duas Sicílias|Rei Fernando]] do [[Reino da Sicília]].<ref name="hoskin" /><ref name="Forbes1971" /> "Ferdinandea", entretanto, não foi aceito por outras nações e deixou de ser usado. Ceres foi chamado por um curto período de ''[[Hera]]'' na Alemanha.<ref>{{citar livro|autor=Foderà Serio, G.; Manara, A.; Sicoli, P. |editor=W. F. Bottke Jr., A. Cellino, P. Paolicchi, and R. P. Binzel |ano=2002 |capítulo=Giuseppe Piazzi and the Discovery of Ceres |título=Asteroids III |editora=University of Arizona Press |página=17–24 |local=Tucson, Arizona |url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3027.pdf |formato=PDF |acessodata=25 de junho de 2009|língua=Inglês}}</ref> Na Grécia, recebe a denominação de [[Deméter]] (''Δημήτηρ''), a deusa equivalente na [[mitologia Grega]] à deusa romana Ceres.<ref group="nota"> Todos os outros idiomas, exceto um, utilizam uma variante de ''Ceres/Cerere'': russo ''Tserera'', persa ''Seres'', japonês ''Keresu''. A exceção é o chinês, que usa "estrela grão-deus(a)" ((穀神星 ''gǔshénxīng''). Este nome é diferente da deusa Ceres, para a qual utiliza-se o nome latino (刻瑞斯 ''kèruìsī'').</ref> O antigo [[símbolo astronômico]] de Ceres é uma [[foice]]([[File:Ceres symbol.svg|18px|Foice, símbolo variante de Ceres]]),<ref>Valor [[Unicode]] U+26B3</ref> similar ao símbolo de [[Vênus (planeta)|Vênus]] ([[File:Venus symbol.svg|18px|Símbolo de Vênus]]), mas com uma interrupção no círculo. Existe um símbolo variante ([[File:Ceres2.svg|8px|Cee variant symbol of Ceres]]), desenhado sob a influência da letra inicial "C" de "Ceres". Estes símbolos foram posteriormente substituídos com o símbolo genérico de asteroides ①.<ref name="Forbes1971" /><ref>{{citar jornal |sobrenome=Gould |nome=B. A. |autorlink=Benjamin Apthorp Gould |título=On the symbolic notation of the asteroids |jornal=Astronomical Journal |ano=1852 |volume=2 |issue=34 |página=80 |bibcode=1852AJ......2...80G |doi=10.1086/100212|língua=Inglês }}</ref> |
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Para recuperar Ceres, [[Carl Friedrich Gauss]], na época com apenas 24 anos de idade, desenvolveu um método para a determinação da órbita a partir de três observações. Em poucas semanas, ele previu o brilho de Ceres pelo espaço, e enviou os seus resultados para o Barão von Zach, editor do ''Monatliche Correspondenz''. No último dia de 1801, von Zach e Heinrich Olbers confirmaram a recuperação de Ceres. |
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O [[elemento químico]] [[Cério]], descoberto em 1803, recebeu este nome em referência a Ceres.<ref>{{citar web |url=http://www.webelements.com/cerium/history.html |título=Cerium: historical information |publicado=Adaptive Optics |acessodata=27 de abril de 2007 }}</ref> No mesmo ano outro elemento químico foi inicialmente nomeado em referência a Ceres, mas quando o elemento Cério já havia sido nomeado, a sua denominação foi alterada para [[paládio]], em honra ao segundo asteroide, [[2 Pallas]]. <ref>{{citar web |url=http://alchemy.chem.uwm.edu/amalgamator/features/feat2003/features.html#yag |data=30 de outubro de 2003 |título=Amalgamator Features 2003: 200 Years Ago |acessodata=21 de agosto de 2006 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20060207121906/http://alchemy.chem.uwm.edu/amalgamator/features/feat2003/features.html |arquivodata=7 de fevereiro de 2006 }}</ref> |
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Ceres foi considerado demasiado pequeno para ser um verdadeiro planeta e as primeiras medidas apresentavam um diâmetro de 480 km. Ceres permaneceu listado como um planeta em livros e tabelas de astronomia por mais de meio século, até que vários outros corpos celestes foram descobertos na mesma região do sistema solar.<ref>[http://aa.usno.navy.mil/hilton/AsteroidHistory/minorplanets.html When Did the Asteroids Become Minor Planets?] J. L. Hilton</ref> Ceres e esse grupo de corpos ficaram conhecidos como cintura de asteroides. Muitos cientistas começaram a imaginar que estes seriam o vestígio final de um velho planeta destruído. Contudo, hoje sabe-se que o cinturão é um planeta em construção e que nunca completou a sua formação. |
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===Classificação=== |
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Uma ocultação de uma estrela por Ceres foi observada no [[México]], [[Flórida]] e nas [[Caraíbas]] no dia 13 de Novembro de 1984: com esta ocultação foi possível estabelecer o tamanho máximo, mais de duas vezes a dimensão que se julgava, e a forma do planetóide, que se apresentava praticamente esférico. Em 2005, descobriu-se que Ceres era um corpo celeste mais complexo do que se tinha imaginado, mostrando-se como um planeta embrionário.<ref name="planetary">[http://planetary.org/news/2005/0913_Ceres_An_Embryonic_World.html Ceres An Embryonic World] - Planetary.org</ref> |
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[[File:4 Vesta 1 Ceres Moon at 20 km per px.png|thumb|200px|Ceres (centro) em comparação com a Lua e Vesta.]] |
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A categorização de Ceres mudou mais de uma vez e foi motivo de desentendimentos. [[Johann Elert Bode]] acreditava que Ceres era o "planeta faltante" que ele propôs existir entre Marte e Júpiter, a 2,8 [[unidade astronômica|unidades astronômicas (UA)]] do Sol.<ref name="hoskin" /> Ceres recebeu um símbolo planetário e permaneceu como sendo um [[planeta]] em livros de astronomia e tabelas (assim como [[2 Pallas]], [[3 Juno]] e [[4 Vesta]]) por mais de meio século<ref name="hoskin" /><ref name="Forbes1971" /><ref name="Hilton" /> |
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Enquanto outros objetos eram descobertos nas vizinhanças de Ceres, percebeu-se que o mesmo representava o primeiro de uma nova classe de objetos.<ref name="hoskin" /> Em 1802, com a descoberta de Pallas, [[William Herschel]] criou o termo ''asteroide'' ("parecido com estrela") para designar estes corpos<ref name="Hilton">{{citar web |url=http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/minorplanets.php |nome=James L. |sobrenome=Hilton |título=When Did the Asteroids Become Minor Planets? |data=17 de setembro de 2001 |acessodata=16 August 2006 |arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUtFmJu |arquivodata=18 January 2010 |deadurl=no|língua=Inglês}}</ref> escrevendo que "eles lembram tanto pequenas estrelas que dificilmente são distinguidas destas, mesmo com excelentes telescópios".<ref>{{citar web |url=http://links.jstor.org/sici?sici=0261-0523%281802%2992%3C213%3AOOTTLD%3E2.0.CO%3B2-R |nome=William |sobrenome=Herschel |autorlink=William Herschel |título=''Observations on the two lately discovered celestial Bodies.'' |data=6 May 1802 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D5ZCrRO |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> Como foi o primeiro desta nova classe a ser descoberto, Ceres recebeu a designação de 1 Ceres sob o sistema moderno de numeração de [[asteroide]]s.<ref name="Hilton" /> |
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[[Imagem:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumb|esquerda|250px|Impressão artística da visita da Sonda Dawn a Ceres (maior corpo celeste à direita da sonda) e [[Vesta]] (à esquerda).]] |
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Em Agosto de 2006, foi classificado como planeta anão, pela proposta final da União Astronómica Internacional, dado que não tem dimensão suficiente para "limpar a vizinhança da sua órbita". A proposta original definiria um planeta apenas como sendo "um corpo celeste que (a) tem massa suficiente para que a própria gravidade supere forças de corpos rígidos levando a que assuma forma de equilíbrio hidrostático (aproximadamente redondo), e (b) em órbita em volta de uma estrela, e não é uma estrela nem um satélite de um planeta". Caso esta solução tivesse sido adoptada, Ceres tornar-se-ia no quinto planeta a partir do Sol.<ref>[http://www.spacedaily.com/reports/The_IAU_Draft_Definition_Of_Planets_And_Plutons_999.html]</ref> |
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O debate em 2006 sobre [[Plutão]] e a [[definição de planeta]] fez com que Ceres pudesse ser reconsiderado um planeta.<ref>{{citar web |último=Battersby |primeiro=Stephen |data=16 de agosto de 2006 |url=http://space.newscientist.com/article/dn9762 |título=Planet debate: Proposed new definitions |publicado=New Scientist |acessodata=27 de abril de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D6CF1Zj |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no|língua=Inglês }}</ref><ref>{{citar web |nome=Steve |sobrenome=Connor |título=Solar system to welcome three new planets |publicado=NZ Herald |data=16 de agosto de 2006 |url=http://www.nzherald.co.nz/section/story.cfm?c_id=5&ObjectID=10396493 |acessodata=27 de abril de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D6CSjoX |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no|língua=Inglês }}</ref> A proposta anterior da [[União Astronômica Internacional]] para a definição de planeta afirmava que que um planeta "é um corpo celeste que (a) tenha massa suficiente de forma que sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido de forma que tenha uma forma em equilíbrio hidrostático (arredondada) e (b) está em órbita de uma [[estrela]] e não é outra estrela ou um satélite de um planeta".<ref>{{citar web |authorlink=Owen Gingerich |sobrenome1=Gingerich |nome1=Owen |autor2=et al. |data=16 de agosto de 2006 |url=http://www.iau.org/iau0601.424.0.html |título=The IAU draft definition of "Planet" and "Plutons" |publicado=IAU |acessodata=27 de abril de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D6DNhLH |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> Se esta resolução entrasse em vigor, Ceres seria o quinto planeta a partir do Sol.<ref>{{citar web |data=16 de agosto de 2006 |url=http://www.spacedaily.com/reports/The_IAU_Draft_Definition_Of_Planets_And_Plutons_999.html |título=The IAU Draft Definition of Planets And Plutons |publicado=SpaceDaily |acessodata=27 de abril de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUtP4zI |arquivodata=18 de jeneiro de 2010 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> Isto nunca aconteceu, entretanto, e em 24 de agosto de 2006 uma definição modificada foi adotada, tendo o requisito adicional de que um planeta deveria ter "[[Dominância orbital|dominasse sua própria órbita]]". Nesta definição, Ceres não é um planeta pois não domina sua órbita, compartilhando-a com milhares de outros asteroides no [[Cinturão de Asteroides]] e constituindo apenas um terço da massa do cinturão. Corpos que se enquadram na primeira proposição mas não na segunda, como Ceres, foram então classificados como [[Planeta anão|planetas anões]]. |
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À data, nenhuma sonda visitou Ceres. Contudo, a missão [[sonda Dawn|Dawn]] será a primeira nave espacial a estudar Ceres. Inicialmente, a sonda irá visitar [[4 Vesta|Vesta]], por aproximadamente seis meses em [[2010]], antes de sobrevoar Ceres em [[2015]]. |
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Assume-se eventualmente que Ceres foi '''re'''classificado como um planeta anão, e que portanto não é mais considerado um asteroide. O [[Minor Planet Center]] afirma que estes corpos podem ter uma designação dual.<ref>{{citar web |url=http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K06/K06R19.html |título=MPEC 2006-R19: EDITORIAL NOTICE |sobrenome=Spahr |nome=T. B. |autorlink=Timothy B. Spahr |publicado=Minor Planet Center |data=7 de setembro de 2006 |citação=the numbering of "dwarf planets" does not preclude their having dual designations in possible separate catalogues of such bodies. |acessodata=31 de janeiro de 2008 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D6FtCBi |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no }}</ref> A decisão da União Astronômica Internacional em 2006 que classificou Ceres como um planeta anão não apontou se o mesmo é ou não um asteroide. De fato a UAI não possui uma definição formal de asteroide, utilizando com maior frequência o termo '[[planeta menor]]' até 2006, e preferindo os termos '[[corpo menor do Sistema Solar|corpos menores do Sistema Solar]]' ou 'planeta anão após' 2006.<ref>{{citar livro|sobrenome=Lang |nome=Kenneth |título=The Cambridge Guide to the Solar System |publicado=Cambridge University Press |ano=2011 |página=372, 442}}</ref> |
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Apesar de não ter um campo magnético e gozar de baixa gravidade, existem ideias para que Ceres seja um dos possíveis locais para a colonização humana futura no sistema solar interior, provavelmente depois de se estabelecer uma base humana permanente em Marte.<ref>[https://home.comcast.net/~davejanelle/ceres.html The Ceres plan]</ref> Ceres tem recursos hídricos sob a forma de gelo com 1/10 de toda a água dos oceanos terrestres e luz solar suficiente para a produção de energia solar. Transformar-se-ia, assim, numa espécie de base para a [[mineração]] de asteroides, e possibilitando que esses recursos minerais possam ser depois transportados para Marte, a [[Lua]] e a [[Terra]]. |
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==Características== |
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== Geologia planetária == |
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[[File:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|thumb|right|Tamanhos comparativos dos dez maiores objetos do cinturão de asteroides em comparação com a [[Lua]]. Ceres é o primeiro à esquerda.]] |
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[[Imagem:Ceres Cutaway portugues.jpg|thumb|300px|Estrutura de Ceres.]] |
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Ceres é o maior objeto no cinturão de asteroides.<ref name="Rivkin2006" /> Sua massa foi determinada a partir da influência que exerce sobre os asteroides menores, havendo pequenas diferenças de resultados entre diversas pesquisas.<ref name="Kovacevic2007">{{citar jornal |sobrenome1=Kovacevic |nome1=A. |sobrenome2=Kuzmanoski |nome2=M. |título=A New Determination of the Mass of (1) Ceres |jornal=Earth, Moon, and Planets |volume=100 |número=1–2 |página=117–123 |ano=2007 |doi=10.1007/s11038-006-9124-4 |bibcode=2007EM&P..100..117K|língua=Inglês }}</ref> A média dos três resultados mais precisos (em 2008) é de 9.4{{e|20}} kg.<ref name="Carry2008" /><ref name="Kovacevic2007" /> Com esta massa Ceres representa um terço do total estimado da massa do cinturão de 3.0 ± 0.2{{e|21}} kg,<ref name="Pitjeva2005">{{citar jornal |sobrenome=Pitjeva |nome=E. V. |título=High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants |jornal=Solar System Research |ano=2005 |volume=39 |número=3 |página=176 |url=http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf |formato=PDF |doi=10.1007/s11208-005-0033-2 |acessodata=9 de dezembro de 2007 |bibcode=2005SoSyR..39..176P|língua=Inglês }}</ref>, mas representa somente 4% da massa da [[Lua]]. Sua massa é suficiente para dar a Ceres uma forma quase esférica em [[equilíbrio hidrostático]].<ref name="Thomas2005" /> Sua densidade de aproximadamente {{fmtn|2100}} kg/m³ sugere que seja formado principalmente por água (25%) e silicatos, além de uma pequena fração de outros compostos.<ref>{{Harvnb|Russell|2012|p=64}}</ref> |
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[[Imagem:Confronto Ceres Lua.jpg|300px|thumb|direita|Ceres em comparação com a [[Lua]].]] |
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Ceres é o único planeta anão nas proximidades do [[Sol]]. Entretanto, nos confins do sistema solar, existem quatro planetas anões, todos maiores que Ceres, a saber: [[Plutão]], [[Haumea]], [[Makemake]] e [[Éris (planeta anão)|Éris]]. Vários planetóides gelados destas regiões remotas e que aparentam ser maiores que Ceres aguardam a classificação como planetas anões, apesar de muitos deles serem menos massivos. |
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===Estrutura interna=== |
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Os cientistas há muito que teorizaram que Ceres seria uma massa indiferenciada e homogénea, semelhante a muitos corpos carbonáceos que povoam a Cintura de Asteroides, tendo 0,113% de albedo, muito semelhante ao da [[Lua]], levando a se supor que a sua superfície deverá ser análoga à do nosso satélite natural.<ref>''Grande Enciclopédia Universal'' (2004) artigo: "Ceres", vol. 5, p. 2944, Durclub</ref> No entanto, Peter Thomas e os seus colaboradores mostraram que isto não era verdade.<ref name="planetary"/> O grupo observou e gravou rotações inteiras de Ceres usando o [[Telescópio espacial Hubble]] entre Dezembro de 2003 e Janeiro de 2004. Ao examinarem as imagens, verificaram que Ceres era quase perfeitamente esferóide, com uma pequena protuberância de 30 km no equador, ao contrário da grande maioria dos asteroides, tornando-o único entre os asteroides. Anteriormente, pensava-se que a protuberância fosse de 40 km, através das melhores medições da massa de Ceres anteriormente realizadas. A diferença, segundo Thomas e seus colegas, deve-se a que Ceres não é homogéneo, mas estruturado em camadas, com um núcleo denso de rocha coberto por um manto de gelo de água, por sua vez coberto por uma crosta leve.<ref name="planetary"/> |
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O [[achatamento]] de Ceres é inconsistente com o de um corpo não [[diferenciação planetária|diferenciado]], o que indica que é formado por um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo.<ref name="Thomas2005">{{citar jornal |nome1=P. C. |sobrenome1=Thomas |coautor=Parker, J. Wm.; McFadden, L. A.; et al. |título=Differentiation of the asteroid Ceres as revealed by its shape |ano=2005 |jornal=Nature |volume=437 |página=224–226 |doi=10.1038/nature03938 |bibcode=2005Natur.437..224T |pmid=16148926 |número=7056 |língua=Inglês}}</ref> Este manto com espessura de 100 quilômetros (correspondente a 23%-28% de sua massa e 50% de seu volume) contém 200 milhões de quilômetros cúbicos de água, que é maior que a quantidade de [[água doce]] da [[Terra]]. <ref name="Carey2006">{{citar web|url=http://space.com/scienceastronomy/050907_ceres_planet.html |título=Largest Asteroid Might Contain More Fresh Water than Earth |nome=Bjorn |sobrenome=Carey |publicado=SPACE.com |data=7 de setembro de 2005 |acessodata=16 de agosto de 2006 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D6ITs0O |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> Este resultado é apoiado pelas observações feitas pelo [[Observatório W. M. Keck|telescópio Keck]] em 2002 e por modelos evolutivos.<ref name="Carry2008" /><ref name="McCord2005">{{citar jornal |sobrenome=McCord |nome=Thomas B. |título=Ceres: Evolution and current state |jornal=Journal of Geophysical Research |volume=110 |número=E5 |página=E05009 |ano=2005 |doi=10.1029/2004JE002244 |bibcode=2005JGRE..11005009M }}</ref> Algumas características de sua superfície e história (como a distância ao Sol, que diminui a intensidade da radiação solar o suficiente para permitir que compostos com baixos pontos de congelamento fossem incorporados durante sua formação), apontam para a presença de [[Volatilidade|materiais voláteis]] em seu interior.<ref name="Carry2008" /> |
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Por outro lado, a forma e as dimensões de Ceres podem ser explicadas por um interior que seria poroso e parcialmente [[Diferenciação planetária|diferenciado]] ou não apresentaria diferenciação alguma. A presença de uma camada de rocha sobre o gelo seria gravitacionalmente instável. Se uma parte dos depósitos de rocha afundaram numa camada diferenciada de gelo, depósitos de sal se formariam. Estes depósitos não foram encontrados. Portanto é possível que Ceres não contenha uma grande camada de gelo, mas foi formado na verdade por asteroides de baixa densidade com componentes aquosos. O [[decaimento radioativo|decaimento]] de [[isótopo]]s [[radioatividade|radioativo]] pode não ter produzido calor suficiente para causar a diferenciação.<ref>{{citar jornal |sobrenome=Zolotov |nome=M. Yu. |ano=2009 |página=183–193 |número=1 |título=On the Composition and Differentiation of Ceres |volume=204 |jornal=Icarus |doi=10.1016/j.icarus.2009.06.011 |bibcode=2009Icar..204..183Z |língua=Inglês}}</ref> |
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O manto de Ceres deverá ser de gelo de água, porque a densidade de Ceres é menor que a da crosta da Terra e porque marcas espectrais da superfície evidenciam minerais moldados pela água. Assim, estimou-se que Ceres deverá ser composto por 25 por cento de água, mais que toda a água doce na Terra. Esta água encontra-se enterrada sobre uma fina camada de poeira.<ref name="hubble">[http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/27/text/ Largest Asteroid May Be 'Mini Planet' with Water Ice] - Hubble Site</ref> |
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===Superfície=== |
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Caso não fossem as perturbações gravitacionais de Júpiter há milhares de milhões de anos, Ceres seria, indiscutivelmente, um verdadeiro planeta.<ref name="planetary"/> Com uma massa de 9,45±0,04×10<sup>20</sup> kg, Ceres tem mais do que um terço do total de 2,3×10<sup>21</sup> kg de massa de todos os asteroides do [[sistema solar]] (que ainda é apenas cerca de 4% da massa da [[Lua]]). |
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[[File:Ceres Cutaway.jpg|left|thumb|250px|Diagrama exibindo a provável estrutura interna de CEres.]] |
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A composição superficial de Ceres é similar a dos [[Asteroide tipo C|asteroides do tipo C]], de acordo com a classificação espectral de asteroides.<ref name="Rivkin2006" /> Algumas diferenças, no entanto, existem. As características predominantes observadas no [[infravermelho]] são típicas de materiais hidratados, o que indica a presença de quantidades significativas de água em seu interior. Outros possíveis constituintes incluem materiais argilosos ricos em ferro ([[Cronstedtita]]) e |
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minerais carbonados ([[dolomita]] e [[siderita]]), que são comuns em [[meteorito]]s [[Condrito carbonáceo|condritos carbonáceos]].<ref name="Rivkin2006" /> As características espectrais de de carbonatos e minerais argilosos são ausentes em outros asteroides do tipo C.<ref name="Rivkin2006">{{citar jornal |sobrenome1=Rivkin |nome1=A. S. |coautor=Volquardsen, E. L.; Clark, B. E. |título=The surface composition of Ceres:Discovery of carbonates and iron-rich clays |jornal=Icarus |volume=185 |número=2 |pages=563–567 |ano=2006 |doi=10.1016/j.icarus.2006.08.022 |url=http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~elv/icarus185.563.pdf |formato=PDF |acessodata=8 de dezembro de 2007 |bibcode=2006Icar..185..563R|língua=Inglês}}</ref> Por vezes Ceres é classificado como um [[Asteroide tipo G|asteroide do tipo G]], principalmente pelo fato de apresentar uma forte absorção no espectro ultravioleta, o que não acontece nos asteroides da família C.<ref name="Parker2002" >{{citar jornal |sobrenome=Parker |nome=J. W. |coautor=Stern, Alan S.; Thomas Peter C.; et al. |título=Analysis of the first disk-resolved images of Ceres from ultraviolet observations with the Hubble Space Telescope |ano=2002 |jornal=The Astrophysical Journal |volume=123 |número=1 |página=549–557 |bibcode=2002AJ....123..549P |doi=10.1086/338093 |arxiv=astro-ph/0110258 |língua=Inglês}}</ref><ref>{{Harvnb|Russell|2012|p=101}}</ref> |
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A superfície de Ceres é relativamente quente. A temperatura máxima quando o Sol está a pino no planeta anão foi estimada em 235 [[kelvin|K]] (cerca de −38 °C), baseada em medições de 5 de maio de 1991.<ref name="Saint-Pe1993">{{citar jornal |sobrenome1=Saint-Pé |nome1=O. |coautor=Combes, N.; Rigaut F. |título=Ceres surface properties by high-resolution imaging from Earth |ano=1993 |volume=105 |número=2 |páginas=271–281 |jornal=Icarus |doi=10.1006/icar.1993.1125 |bibcode=1993Icar..105..271S |língua=Inglês}}</ref> |
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[[Imagem:Ceres Rotation.jpg|thumb|260px|esquerda|Imagens do Telescópio espacial Hubble de 2003-2004 com uma resolução de cerca de 30 km. A natureza do ponto brilhante é desconhecida.]] |
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Existe alguma ambiguidade relativamente às características da superfície de Ceres. As imagens [[ultravioleta]] de baixa resolução tiradas pelo Telescópio espacial Hubble em 1995 mostram um ponto negro na sua superfície, ao qual foi dado o apelido "Piazzi", que teria 250 km de diâmetro, um quarto da dimensão de Ceres, e que teria resultado do impacto de um asteroide com 25 km de diâmetro.<ref>[http://www.spacedaily.com/news/asteroid-01j.html Observations Reveal Curiosities On The Surface Of Asteroid Ceres] - Space Daily</ref> Mais tarde, imagens de maior resolução tiradas durante uma rotação completa com o telescópio Keck, usando óptica adaptativa, não mostraram sinais da existência de "Piazzi". Contudo, duas características escuras foram vistas movendo-se ao longo de uma rotação do planeta anão, uma com uma região central brilhante e que se supõe serem crateras. |
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[[File:Ceres Hubble sing.jpg|miniatura|Fotografia de Ceres pelo Telescópio Espacial Hubble, destacando-se uma proeminente mancha branca.]] |
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Imagens tiradas de uma rotação em 2003 e 2004 pelo Hubble mostraram um ponto branco enigmático, cuja natureza é desconhecida.<ref name="hubble"/> As características escuras vistas pelo Keck não são, imediatamente, visíveis nestas imagens. |
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Antes da missão ''Dawn'', poucas características superficiais de Ceres foram detectadas. Imagens em alta resolução do [[Telescópio Espacial Hubble]] tomadas em [[ultravioleta]] em 1995 mostraram uma mancha escura em sua superfície, que foi apelidada "Piazzi" em honra ao descobridor do planeta anão.<ref name="Parker2002" /> Incialmente pensou-se ser uma cratera. Posteriormente, imagens em infravermelho próximo tomadas ao longo de uma rotação completa no Observatório Keck usando [[óptica adaptativa]] mostrou várias feições claras e escuras se movendo conforme sua rotação.<ref name="Carry2008" /><ref name="Keck">{{citar web |data=11 de outubro de 2006 |url=http://www.adaptiveoptics.org/News_1006_2.html |título=Keck Adaptive Optics Images the Dwarf Planet Ceres |publicado=Adaptive Optics |acessodata=27 de abril de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUtkSON |arquivodata=18 de janeiro de 2010 |deadurl=no|língua=Inglês }}</ref> Duas manchas escuras possuíam formato circular, presumindo-se serem crateras, uma delas com uma região central esbranquiçada e a outra identificada como a mancha de "Piazzi" identificada anteriormente.<ref name="Carry2008">{{citar jornal |nome1=Benoit |sobrenome1=Carry |coautor=''et al.'' |título=Near-Infrared Mapping and Physical Properties of the Dwarf-Planet Ceres |ano=2007 |jornal=Astronomy & Astrophysics |volume=478 |número=1 |páginas=235–244 |url=https://web.archive.org/web/20080530130946/http://www2.keck.hawaii.edu/inst/people/conrad/nsfGrantRef/2007-arXiv-Benoit.Carry.pdf |formato=PDF |doi=10.1051/0004-6361:20078166 |bibcode=2008A&A...478..235C |arxiv=0711.1152 |língua=Inglês}}</ref><ref name="Keck" /> Observações mais recentes com o Hubble ao longo de uma rotação completa feitas entre 2003 e 2004 mostraram onze feições superficiais distinguíveis, cuja natureza de cada uma se desconhece.<ref name="Li2006">{{citar jornal |sobrenome1=Li |nome1=Jian-Yang |coautor=McFadden, Lucy A.; Parker, Joel Wm. |título=Photometric analysis of 1 Ceres and surface mapping from HST observations |jornal=Icarus |volume=182 |número=1 |página=143–160 |ano=2006 |doi=10.1016/j.icarus.2005.12.012 |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103506000054 |acessodata=8 de dezembro de 2007 |bibcode=2006Icar..182..143L |língua=Inglês}}</ref><ref name="Hubbl12003-4">{{citar web |url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/27/ |título=Largest Asteroid May Be 'Mini Planet' with Water Ice |data=7 de setembro de 2005 |acessodata=16 de agosto de 2006 |publicado=HubbleSite |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D6IzDMj |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> Uma dessas manchas corresponde à de "Piazzi" observada anteriormente.<ref name="Li2006" /> |
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Uma proeminente mancha brilhante existe em Ceres, uma área com um ligeiro aumento de reflexividade, que representa um [[albedo]] 9% maior do que a superfície circundante.<ref>{{citar web|url=http://space.io9.com/just-what-are-those-white-spots-on-ceres-1684160250|publicado=Io9|título=Just What Are Those White Spots On Ceres|autor=Mika McKinnon|data=15 de fevereiro de 2015|língua=Inglês}}</ref> Não há confirmação de sua natureza, mas uma hipótese é que mancha branca brilhante é um corpo de água congelada no fundo de uma cratera, refletindo a luz do sol. A [[Dawn (sonda espacial)|sonda Dawn]] tirou as imagens de mais alta resolução do [[planeta anão]], que são mais definidas do que a imagem da mancha tiradas pelo telescópio Hubble. Junto com a mancha branca enigmática, estas últimas imagens revelaram mais manchas escuras que sugerem serem crateras.<ref>{{citar web|url=http://space.io9.com/the-is-the-greatest-view-of-ceres-we-have-ever-seen-1682228214|títuloThis Is The Greatest View Of Dwarf Planet Ceres We Have Ever Seen|língua=Inglês|autor=Mika McKinnon |publicado=Io9|data=28 de janeiro de 2015}}</ref> No final de janeiro de 2015, Marc Rayman, o engenheiro-chefe e diretor da missão Dawn disse: "''No momento, nenhuma das características específicas podem ser resolvidos, incluindo o ponto branco. Nós não sabemos o que a mancha branca é, mas certamente é intrigante".<ref>{{citar web|url=http://www.space.com/28336-mysterious-white-spot-on-ceres.html|títuloi=NASA Finds Mysterious Bright Spot on Dwarf Planet Ceres: What Is It?|autor= Calla Cofield |data=23 de janeiro de 2015|publicado=Space.com|língua=Inglês}}</ref> |
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As últimas observações também determinaram os pontos do pólo norte de Ceres (dando ou tirando cerca de 5°) em direcção da [[ascensão recta]] 19 h 24 min, [[declinação]] +59°, na [[constelação]] [[Draco]]. Isto significa que a [[inclinação axial]] é muito pequena, cerca de 4±5°. |
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A presença de compostos orgânicos bem como a abundância de gelo de água pode ser de especial interesse para a [[astrobiologia]]. Alguns fatores, como a energia solar recebida pelo planeta anão, a troca de material entre as camadas inferiores e a superfície pelo criovulcanismo e a grande quantidade de [[corpo menor do Sistema Solar|corpos menores do Sistema Solar]] exterior que eventualmente colidem com Ceres.<ref>{{Harvnb|Russell|2012|p=70}}</ref> |
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== Atmosfera == |
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Existem ainda algumas indicações que sua superfície seja quente e deva possuir uma fraca [[atmosfera]] e [[gelo]]. A temperatura máxima ao meio-dia foi estimada em cerca de -38 °C em 5 de Maio de 1991.<ref>O. Saint-Pé ''Ceres surface properties by high-resolution imaging from earth'', Icarus, vol. 105 pp. 271 (1993).</ref> Tendo em conta a distância ao Sol, a temperatura máxima deverá atingir -34 °C no [[periélio]]. Um dia em Ceres é pouco mais de nove horas terrestres. |
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== Mancha branca brilhante == |
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O [[Telescópio Espacial Hubble]] capturou as primeiras imagens da mancha branca brilhante em [[2003]] e [[2004]]<ref>[http://earthsky.org/space/ceres-mysterious-white-spot-seen-in-new-dawn-image| Ceres’ mysterious white spot seen in new Dawn image] em "EARTHSKY - SCIENCE WIRE, SPACE" em 19 JAN 2015</ref>. A mancha é uma área com um ligeiro aumento de reflexividade, que representa quase um albedo 9% maior do que a superfície circundante<ref>[http://space.io9.com/just-what-are-those-white-spots-on-ceres-1684160250| Just What Are Those White Spots On Ceres?] por por Mika McKinnon em "Kinja" 9/2/15</ref>. Ninguém pode dizer ainda ao certo, mas uma hipótese é que mancha branca brilhante é um corpo de água congelada no fundo de uma cratera, refletindo a luz do sol. A [[Dawn (sonda espacial)|sonda Dawn]] tirou as imagens de mais alta resolução do [[planeta anão]], que são melhores do que a imagem da mancha tiradas pelo histórico telescópio espacial Hubble, mas a cada nova versão, a foto vai ser melhor do que o anterior até que a nave espacial chege em órbita em março de 2015. Junto com a mancha branca enigmática, estas últimas imagens revelaram mais manchas escura que sugerem serem crateras<ref>[http://space.io9.com/the-is-the-greatest-view-of-ceres-we-have-ever-seen-1682228214| This Is The Greatest View Of Dwarf Planet Ceres We Have Ever Seen] por Mika McKinnon em "Kinja" 28/1/15</ref>. No final de Janeiro de 2015, Marc Rayman, o engenheiro-chefe e diretor da missão Dawn disse: "''No momento, nenhuma das características específicas podem ser resolvidos, incluindo o ponto branco. Nós não sabemos o que a mancha branca é, mas certamente é intrigante"''. <ref>[http://www.space.com/28336-mysterious-white-spot-on-ceres.html| NASA Finds Mysterious Bright Spot on Dwarf Planet Ceres: What Is It?] por y Calla Cofield em 23 jan 2015 ( Space.com )</ref> A mancha brilhante tem uma companheira mais fraca na mesma bacia. A dupla poderia ser um sinal de [[Criovulcão|vulcões gelados]] ativos<ref>[https://www.sciencenews.org/blog/science-ticker/mysterious-bright-spot-ceres-has-partner?tgt=nr Mysterious bright spot on Ceres has a partner] por CHRISTOPHER CROCKETT em 26 de fev. de 2015 na "Science News"</ref>. |
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===Atmosfera=== |
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Há indícios que Ceres possua uma tênue [[atmosfera]] e contenha uma fina camada de gelo (similar à [[geada]]) sobre a superfície.<ref name="Ahearn1992">{{citar jornal |sobrenome1=A'Hearn |nome1==Michael F. |coautor=Feldman, Paul D. |título=Water vaporization on Ceres |jornal=Icarus |volume=98 |número=1 |página=54–60 |ano=1992 |doi=10.1016/0019-1035(92)90206-M |bibcode=1992Icar...98...54A |língua=Inglês}}</ref> Gelo sobre a superfície é instável em distâncias menores que 5 UA do Sol<ref name="Jewitt2007">{{citar livro|ano=2007 |título=Protostars and Planets V |publicado=University of Arizona Press |capítulo=Water in the Small Bodies of the Solar System |página=863–878 |isbn=0-8165-2654-0 |coautor=Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (ed.)|url=http://www.ifa.hawaii.edu/~meech/a740/2006/spring/papers/PPV2006.pdf |formato=PDF |autor=Jewitt, D; Chizmadia, L.; Grimm, R.; Prialnik, D|língua=Inglês }}</ref>, por isso espera-se que a [[água]] passe por [[sublimação]] quando exposta à radiação solar. O gelo pode migrar das camadas inferiores de Ceres para a superfície, mas se perde em um curto intervalo de tempo. Desta forma, é difícil detectar a vaporização da água. Água escapando das regiões polares de Ceres foi possivelmente observada no início da década de 1990, mas não foi confirmada. Pode ser possível detectar água nos arredores de uma recente cratera de impacto ou nas rachaduras na subsuperfície de Ceres.<ref name="Carry2008" /> Observações em ultravioleta feitas pelo [[satélite artificial|satélite]] [[International Ultraviolet Explorer]] detectaram quantidades significativas de íons [[hidróxido]] próximo ao polo norte do planeta anão, que é um produto da dissociação do vapor de água pela radiação ultravioleta solar.<ref name="Ahearn1992" /> |
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* [[Colonização de Ceres]] |
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No início de 2014, utilizando dados do [[Observatório Espacial Herschel]], descobriu-se que existem várias fontes localizadas de vapor de água em latitudes médias (cada uma com diâmetro não superior a 60 km), cada uma liberando cerca de 10<sup>26</sup> moléculas (ou aproximadamente 3 kg) de água por segundo.<ref name="Kuppers2014">{{citar jornal |sobrenome1=Küppers |nome1=M. |sobrenome2=O'Rourke |nome2=L. |sobrenome3=Bockelée-Morvan |nome3=D. |sobrenome4=Zakharov |nome4=V. |sobrenome5=Lee |nome5=S. ''et al''|título=Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres |jornal=Nature |volume=505 |número=7484 |data=23 de janeiro de 2014|página=525–527 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/nature12918 |pmid=24451541 |bibcode = 2014Natur.505..525K |língua=Inglês}}</ref><ref name="Campins2014">{{Citar web|url=http://www.nature.com/nature/journal/v505/n7484/full/505487a.html|título=Solar system: Evaporating asteroid|autor=Humberto Campins; Christine M. Comfort|publicado=Nature|data=23 de janeiro de 2014|língua=Inglês|doi=10.1038/505487a }}</ref>{{nota de rodapé|Esta taxa de emissão é modesta em comparação à calculada pela pluma induzida gravitacionalmente de [[Encélado (satélite)|Encélado]] (de tamanho menor) e [[Europa (satélite)|Europa]] (maior que Ceres), 200 kg/s<ref name="Hansen2006">{{Citar web|url=Enceladus' Water Vapor Plume|título=Enceladu's water vapor plume|língua=Inglês|publicado=Science|autor=Candice J. Hansen ''et al.''|data=10 de março de 2006|doi=10.1126/science.1121254 }}</ref> e 7000 kg/s,<ref name="Europa tidal forces 2013">{{Citar web|url=http://www.sciencemag.org/content/343/6167/171.abstract?sid=7caa2a42-d36d-4098-bfd1-add9658593f2|título=Transient Water Vapor at Europa’s South Pole|língua=Inglês|autor=Lorenz Roth |
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''et al.''|publicado=Science|data=10 de janeiro de 2014|doi=10.1126/science.1247051}}</ref>.}} Duas potenciais fontes, designadas Piazzi (123° L, 21°N) e Região A (231°L, 23°N), foram visualizadas no infravermelho próximo como áreas escuras (Região A possui ainda um centro brilhante) pelo Observatório de Keck. Possíveis mecanismos para a liberação de vapor são a sublimação de uma superfície exposta de gelo de 0.6 km<sup>2</sup>, ou [[criovulcanismo|erupções criovulcânicas]] resultantes do calor interno gerado por decaimento radioativo.<ref name="Kuppers2014" /> Espera-se que a taxa de sublimação superficial diminua conforme Ceres se afasta do Sol em sua órbita excêntrica, enquanto emissões internas não seriam afetadas pela posição orbital. Os dados limitados são mais consistentes com sublimação do tipo [[cometa|cometária]].<ref name="Kuppers2014" /> A sonda ''Dawm'' deve chegar em Ceres em 2015, quando o planeta anão se aproxima de seu [[afélio]], o que pode diminuir sua capacidade de observar o fenômeno.<ref name="Kuppers2014" /> |
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==Órbita== |
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<div style="float:right; margin:8px;"> |
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{| class=wikitable style="text-align:center" |
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|+ Elementos orbitais próprios (de longo prazo) comparados a elementos orbitais osculantes (instantâneos) para Ceres: |
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!Elemento<br>orbital!![[Semieixo maior|a]]<br>(in [[Unidade astronômica|UA]]) !![[Excentricidade orbital|e]] !![[Inclinação orbital|i]] !![[Período orbital|Período]]<br>(in days) |
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|[[Elementos orbitais próprios]]<ref name="Ceres-POE">{{citar web |título=AstDyS-2 Ceres Synthetic Proper Orbital Elements |publicado=Department of Mathematics, University of Pisa, Italy |url=http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.6&n=1 |acessodata=1 de outubro de 2011 |arquivourl=http://www.webcitation.org/62D4xP3TU |arquivodata=5 de outubro de 2011 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> ||2.7671 ||0.116198 ||9.647435 ||1681.60 |
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|- |
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|[[Órbita osculante]]<ref name="jpl_sbdb">{{citar web |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Ceres |título=1 Ceres |publicado=JPL Small-Body Database Browser |acessodata=8 de janeiro de 2015|arquivourl=http://www.webcitation.org/69fuVB1N8 |arquivodata=4 de agosto de 2012|deadurl=no |língua=Inglês}}</ref><br>([[Época (astronomia)|Época]] 2010-Jul-23) ||2.7653 ||0.079138 ||10.586821 ||1679.66 |
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|- |
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|Diferença ||0.0018 ||0.03706 ||0.939386 ||1.94 |
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|}</div> |
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Ceres segue sua trajetória ao redor do Sol entre Marte e Júpiter, no [[cinturão de asteroides]], com período de 4,6 anos terrestres.<ref name="jpl_sbdb" /> Sua [[órbita]] é moderadamente inclinada (''i''=10,6°, a de [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]] é de 7° e de [[Plutão]] de 17°) e moderadamente [[excentricidade orbital|excêntrica]] (''e'' = 0,08, comparável a de 0,09 de Marte).<ref name="jpl_sbdb" /> O período de rotação de Ceres tem duração de 9 horas e 4 minutos.<ref name="NSSDC">{{citar jornal |autor=Williams, David R. |título=Asteroid Fact Sheet |ano=2004 |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/asteroidfact.html |arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUtb6sU |arquivodata=18 de janeiro de 2010 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> As últimas observações determinaram também que o polo norte de Ceres aponta na direção de [[ascensão reta]] 19 h 24 min (291°) e [[declinação]] +59°, na constelação de [[Draco]]. Isto significa que a [[inclinação axial]] de Ceres é muito pequena, aproximadamente 3°.<ref name="Thomas2005" /><ref name="Li2006" /> |
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[[File:Ceres Orbit.svg|thumb|left|250px|Diagrama da órbita de Ceres em vista superior e vista frontal.]] |
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No passado, Ceres foi considerado um membro de uma [[família de asteroides]].<ref name="Cellino">{{citar livro|autor=Cellino, A. ''et al''. |capítulo=Spectroscopic Properties of Asteroid Families |título=Asteroids III |página=633–643 (Table on p. 636) |bibcode=2002aste.conf..633C |editora=University of Arizona Press |ano=2002 |url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3018.pdf |formato=PDF |língua=Inglês}}</ref> Estes agrupamentos de asteroides compartilham elementos orbitais similares, o que pode indicar uma origem comum através de uma colisão de asteroides em algum momento no passado. Ceres, entretanto, possui propriedades espectrais diferentes dos membros de sua família, motivo pelo qual a família perdeu a denominação original e passou a ser a [[família Gefion]], nomeada a partir do próximo membro de menor número da família, [[1272 Gefion]].<ref name="Cellino" /> Ceres parece ser meramente um intruso nesta família, coincidentemente tendo elementos orbitais similares, mas não uma origem comum.<ref name="Kelley">{{citar jornal |autor=Kelley, M. S.; Gaffey, M. J. |título=A Genetic Study of the Ceres (Williams #67) Asteroid Family |jornal=Bulletin of the American Astronomical Society |ano=1996 |volume=28 |página=1097 |bibcode=1996BAAS...28R1097K|língua=Inglês }}</ref> |
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Ceres está em uma [[ressonância orbital|órbita quase ressonante]] 1:1 com [[2 Pallas|Pallas]] (seus períodos orbitais diferem em 0,3%).<ref name="Kovačević">{{citar jornal |sobrenome=Kovačević |nome=A. B. |título=Determination of the mass of Ceres based on the most gravitationally efficient close encounters |jornal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |ano=2011 |volume=419 |número=3 |página=2725–2736 |bibcode=2012MNRAS.419.2725K |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19919.x |arxiv=1109.6455|língua=Inglês }}</ref> Entretanto, uma ressonância verdadeira entre os dois seria improvável. Devido às suas massas reduzidas e as grandes distâncias entre si, tais relações gravitacionais entre asteroides são muito raras.<ref name="Christou">{{citar jornal|sobrenome=Christou |nome=A. A. |título=Co-orbital objects in the main asteroid belt |jornal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=356 |página=L71–L74 |ano=2000 |bibcode=2000A&A...356L..71C |língua=Inglês}}</ref> |
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==Origem e evolução== |
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{{VT|Formação e evolução do Sistema Solar}} |
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Ceres é provavelmente um [[protoplaneta]] remanescente, que se formou a 4,57 bilhões de anos atrás no cinturão de asteroides.<ref name="McCord2005" /> Apesar da maioria dos protoplanetas do interior do Sistema Solar (incluindo todos os corpos com tamanho entre o da Lua e de Marte) ou terem se fundido com outros planetas para formarem os [[planeta telúrico|planetas telúricos]] ou terem sido ejetados do Sistema Solar por Júpiter,<ref name="Petit2001">{{citar jornal |sobrenome=Petit |nome=Jean-Marc |coautor=Morbidelli, Alessandro |título=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt |jornal=Icarus |volume=153 |número=2 |página=338–347 |ano=2001 |doi=10.1006/icar.2001.6702 |url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |formato=PDF |acessodata=25 de junho de 2009 |bibcode=2001Icar..153..338P |língua=Inglês}}</ref> Ceres teria sobrevivido relativamente intacto.<ref name="McCord2005" /> uma teoria alternativa sugere que Ceres se formou no [[cinturão de Kuiper]] e posteriormente migrou para o cinturão de asteroides. Outro possível protoplaneta [[4 Vesta|Vesta]], possui menos da metade do tamanho de Ceres, e perdeu ainda aproximadamente 1% de sua massa por conta de um impacto após solidificar-se.<ref name="Thomas1997">{{citar jornal |sobrenome=Thomas |nome=Peter C. |coautor=Binzel, Richard P.; Gaffey, Michael J.; et al. |títuloi=Impact Excavation on Asteroid 4 Vesta: Hubble Space Telescope Results |jornal=Science |volume=277 |número=5331 |página=1492–1495 |ano=1997 |doi=10.1126/science.277.5331.1492 |bibcode=1997Sci...277.1492T |língua=Inglês}}</ref> Ceres e outros grandes asteroides, se tiverem se formado próximo às suas posições atuais, teriam resistido a uma fase caótica do Sistema Solar, em que os planetesimais colidiam entre si ou eram ejetados para longe do Sol, durante a [[Formação e evolução do Sistema Solar|migração planetária]].<ref>{{citar livro|nome=Christopher|sobrenome=Russell|coautor=Carol Raymond|título=The Dawn Mission to Minor Planets 4 Vesta and 1 Ceres|língua=Inglês|url=https://books.google.com.br/books?id=Tb3EpTJ8ZpgC|editora=Springer|ano=2012|página=32|páginas=280|isbn=1-461-4-49030|ref=harv}}</ref> |
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[[File:Церера-19.02.2015.jpg|miniatura|A sonda ''Dawn'' revelou detalhes da superfície cheia de crateras de impacto de Ceres.]] |
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A evolução geológica de Ceres era dependente das fontes de calor disponíveis durante e após sua formação: fricção por [[Acreção (astrofísica)|acreção]] de [[Planetesimal|planetesimais]], e decaimento de vários [[radioisótopo]]s (possivelmente incluindo elementos de meia vida curta como <sup>26</sup>Al). Estas fontes podem ter sido suficientes para permitir a diferenciação do núcleo rochoso e um manto de gelo logo após sua formação.<ref name="Li2006" /><ref name="McCord2005" /> Este processo pode ter causado a renovação da superfície pelo vulcanismo e atividade tectônica, apagando características geológicas primordiais.<ref name="McCord2005" /> Devido ao seu tamanho reduzido, Ceres teria se resfriado cedo em sua existência, fazendo com que o processo de renovação da superfície cessasse.<ref name="McCord2005" /><ref name="Castillo-Rogez2007">{{citar jornal |sobrenome=Castillo-Rogez |nome=J. C. |coautor=McCord, T. B.; and Davis, A. G. |título=Ceres: evolution and present state |jornal=Lunar and Planetary Science |volume=XXXVIII |página=2006–2007 |ano=2007 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2006.pdf |formato=PDF |acessodata=25 de junho de 2009 }}</ref> Qualquer gelo em sua superfície teria gradualmente sublimado, deixando vários minerais hidratados como argilas e carbonatos.<ref name="Rivkin2006" /> |
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Hoje Ceres aparenta ser um corpo geologicamente inativo, com superfície esculpida somente por crateras de impacto.<ref name="Li2006" /> A presença de quantidades significativas de gelo de água em sua composição<ref name="Thomas2005" /> levanta a possibilidade de que Ceres teve ou tem uma camada de água líquida em seu interior.<ref name="McCord2005" /><ref name="Castillo-Rogez2007" /> Esta camada hipotética é frequentemente chamada de "oceano".<ref name="Rivkin2006" /> Se tal camada de água líquida exitir, estaria localizada entre o núcleo de rocha e o manto de gelo, similar aos oceanos que podem existir em [[Europa (satélite)|Europa]].<ref name="McCord2005" /> A existência deste oceano é mais provável se [[soluto]]s como [[amônia]], [[ácido sulfúrico]] e outros compostos [[anticongelante]]s, estiverem presentes.<ref name="McCord2005" /> A existência deste oceano, entretanto, faria com que a crosta fosse gravitacionalmente instável e afundasse, trazendo à superfície o gelo das camadas inferiores, que se perderia no espaço apagando características geológicas superficiais antigas, como crateras de impacto.<ref>{{Harvnb|Russell|2012|p=69}}</ref> |
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==Exploração== |
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[[File:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumb|right|Concepção artística da sonda Dawn viajando de Vesta para Ceres.]] |
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Em 1981 uma proposta para uma missão para um asteroide foi submetida na [[Agência Espacial Europeia]] (ESA). Nomeada de Análise de Radar, Ótica e Gravitacional de Asteroides (''Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis'', AGORA), esta [[sonda espacial]] seria lançada entre 1990 e 1994 e faria duas passagens por grandes asteroides. O alvo principal para esta missão seria Vesta. AGORA chegaria ao cinturão de asteroides ou por [[Gravidade assistida|assistência gravitacional]] de Marte ou por um [[propulsor de íons]]. Entretanto, a proposta foi recusada. Uma missão conjunta entre a [[NASA]] e a ESA foi proposta, o Orbitador de Múltiplos Asteroides com Propulsão Solar Elétrica (''Multiple Asteroid Orbiter with Solar Electric Propulsion'', MAOSEP), com possíveis planos para orbitar Vesta. A NASA, entretanto, indicou que não estava interessada em uma missão para asteroides. Então, a ESA iniciou um estudo tecnológico de uma sonda espacial movida com íons. Outras missões foram propostas no fim da década de 1980 pela França, Alemanha, Itália e Estados Unidos, mas nenhuma foi aprovada.<ref name="ulivi_harland08">{{citar livro |
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| autor=Ulivi, Paolo; Harland, David | date=2008 |
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| título=Robotic Exploration of the Solar System: Hiatus and Renewal, 1983–1996 |
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| coleção=Springer Praxis Books in Space Exploration |
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| página=117–125 | editora=Springer | isbn=0-387-78904-9 |língua=Inglês}}</ref> |
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[[File:PIA17937-MarsCuriosityRover-FirstAsteroidImage-20140420.jpg|thumb|left|Primeira imagem de asteroides (Ceres e Vesta) obtidas a partir de Marte, pelo [[Curiosity|''Curiosity'']] em 20 de abril de 2014.]] |
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No início dos anos de 1990, NASA iniciou o [[Programa Discovery]], que era destinado a ser uma série de missões científicas com custos reduzidos. Em 1996, a equipe de estudos de programa recomendou uma missão de alta prioridade para explorar o cinturão de asteroides utilizado uma sonda com propulsão de íons. O financiamento para esta missão permaneceu problemático por vários anos, mas em 2004 a [[Dawn (sonda espacial)|sonda espacial Dawn]] havia passado a parte principal de revisão do projeto.<ref name="Russell2007">{{citar jornal |
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| sobrenome=Russell |
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| nome=C. T. |
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| coautor=Capaccioni, F.; Coradini, A.; et al. |
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| título=Dawn Mission to Vesta and Ceres |
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| jornal=Earth, Moon, and Planets |
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| volume=101 | número=1–2 | página=65–91 |
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|data=October 2007 |
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| doi=10.1007/s11038-007-9151-9 |
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| bibcode=2007EM&P..101...65R |
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| url= http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/dawn_mission_vesta_ceres.pdf |
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| acessodata=13 de junho de 2011 }}</ref> |
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A sonda foi lançada em 27 de setembro de 2007, como a primeira missão espacial destinada a Ceres. em 3 de maio de 2011, ''Dawn'' fez a primeira imagem do seu destino, a 1,2 milhão de quilômetros de Vesta.<ref name="pr2011-138">{{citar web |
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|data=11 de maio de 2011 |
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|título=NASA's Dawn Captures First Image of Nearing Asteroid |
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|publicado=NASA/JPL |
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|autor=Cook, Jia-Rui C.; Brown, Dwayne C. |
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|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-138&cid=release_2011-138 |
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|acessodata=14 May 2011}}</ref> Após orbitar Vesta por 13 meses, ''Dawn'' utilizou sua propulsão de íons para partir em direção a Ceres, com inserção orbital ao redor do planeta anão planejada para 6 de março de 2015,<ref name="Schenk2015-01-15">{{citar web | último=Schenk | primeiro=P. | título=Year of the 'Dwarves': Ceres and Pluto Get Their Due | publicado=[[Planetary Society]] | data=15 de janeiro de 2015| url= http://www.planetary.org/blogs/guest-blogs/2015/0115-year-of-the-dwarves-ceres-and-pluto.html | acesodata=10 de fevereiro de 2015}}</ref> quatro meses antes da missão [[New Horizons]] chegar a Plutão. |
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A sonda deve entrar em órbita de Ceres a uma altitude de {{fmtn|5900}} km. Posteriormente, a sonda vai reduzir sua distância para {{fmtn|1300}} km após cinco meses de estudo, e depois para somente 700;nbsp; após mais cinco meses.<ref>{{citar web |nome=Marc |sobrenome=Rayman |data=13 de julho de 2006 |url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/mission.html |título=Dawn: mission description |publicado=UCLA—IGPP Space Physics Center |acessodata=27 de abril de 2007 |arquivourl=http://www.webcitation.org/5msUtkbkX |arquivodata=18 de janeiro de 2010 |deadurl=no |língua=Inglês}}</ref> A instrumentação da sonda inclui uma câmera, um [[espectrômetro]] visual e infravermelho e um detector de [[raio gama|raios gama]] e [[nêutron]]s. Estes instrumentos vão obter dados sobre a forma e a composição do planeta anão.<ref name="Russel2006">{{citar jornal |sobrenome=Russel |nome=C. T. |coautor=Capaccioni, F.; Coradini, A.; ''et al''. |título=Dawn Discovery mission to Vesta and Ceres: Present status |jornal=Advances in Space Research |volume=38 |número=9 |página=2043–2048 |ano=2006 |doi=10.1016/j.asr.2004.12.041 |bibcode=2006AdSpR..38.2043R |língua=Inglês}}</ref> Em 13 de janeiro de 2015, ''Dawn'' fez as primeiras imagens comparáveis à resolução do telescópio Hubble, revelando pelo menos duas importantes crateras de impacto, além de pequenos locais com altos [[albedo]]s, nos mesmos locais de observações anteriores. Sessões adicionais de fotos foram sendo tomadas em resoluções cada vez maiores de janeiro a abril, antes da captura gravitacional da sonda, quando começam as observações completas.<ref>{{citar web|url=http://dawnblog.jpl.nasa.gov/2015/01/29/dawn-journal-january-29/}}</ref> |
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A [[Administração Espacial Nacional da China|Agência Espacial Chinesa]] planeja uma missão para retorno de amostra de Ceres que ocorreria durante a década de 2020.<ref>{{citar web|url=http://english.nssc.cas.cn/ns/NU/201410/W020141016603613379886.pdf |título=China's Deep-space Exploration to 2030 |autor=Zou Yongliao Li Wei Ouyang Ziyuan |publicado=Key Laboratory of Lunar and Deep Space Exploration, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences|local= Beijing|língua=Inglês}}</ref> |
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==Ver também== |
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{{Portal-Sistema Solar}} |
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*[[Colonização de Ceres]] |
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*[[Lista de asteroides]] |
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*[[Planeta]] |
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*[[Vida extraterrestre]] |
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{{limpar}} |
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{{Notas}} |
{{Notas}} |
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{{Referências}} |
{{Referências|col=2}} |
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==Ligações externas== |
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{{commonscat|Ceres (dwarf planet)}} |
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* {{Link|en|2=http://dawn.jpl.nasa.gov/ |3=Página da Missão Dawn}} |
* {{Link|en|2=http://dawn.jpl.nasa.gov/ |3=Página da Missão Dawn}} |
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{{Navbox Sistema Solar}} |
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{{Bloco de navegação |
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|title=Ceres |
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|sistema solar |
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|Planetas-anões candidatos do Sistema Solar |
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}} |
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{{NavAsteroides| |
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| Linha 114: | Linha 185: | ||
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}} |
}} |
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{{Portal3|Sistema solar|astronomia}} |
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[[Categoria:Planetas anões]] |
[[Categoria:Planetas anões]] |
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Revisão das 22h27min de 2 de março de 2015
Ceres 
| |
|---|---|
| Planeta anão | |
 Essa imagem foi registrada no dia 19 de fevereiro de 2015, a uma distância de 46 mil quilômetros do planeta anão Ceres pela sonda Dawn. Nessa imagem é possível observar duas manchas brilhantes dentro de uma cratera. | |
| Características orbitais | |
| Semieixo maior | 2,7663 UA |
| Periélio | 2,5468 UA |
| Afélio | 2,9858 UA |
| Excentricidade | 0,07934 |
| Período orbital | 1680,5 d (4,599 a) |
| Velocidade orbital média | 17,882 km/s |
| Inclinação | Com a eclíptica: 10,585° Com o plano invariável: 9,20 ° |
| Argumento do periastro | 72,825° |
| Longitude do nó ascendente | 80.399° |
| Características físicas | |
| Diâmetro equatorial | 974,6 ± 3,6 km |
| Área da superfície | 1 800 000 km² |
| Massa | 9,5×1020 kg |
| Densidade média | 2,08 g/cm³ |
| Gravidade equatorial | 0,028 g |
| Período de rotação | 0,3781 d |
| Velocidade de escape | 0,51 km/s |
| Albedo | 0,113 |
| Temperatura | média: -106 ºC mínima: S.D. ºC máxima: -34 ºC |
| Magnitude aparente | 6,7 a 9,32 |
| Magnitude absoluta | 3,36 ± 0,02 |
| Composição da atmosfera | |
| Pressão atmosférica | vestígios |
Ceres (na designação de planeta menor 1 Ceres) é um planeta anão localizado no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, sendo o maior dos asteroides. Desde sua descoberta em 1801 por Giuseppe Piazzi, Ceres recebeu diversas classificações, sendo inicialmente considerado planeta e posteriormente asteroide. No entanto, em 2006 foi enquadrado na categoria de planeta anão.
Possui um formato arredondado e uma superfície escura cheia de crateras. É constituído possivelmente por um núcleo rochoso circundado por um manto de gelo. Sua superfície, conforme anteriormente observado pelo Telescópio Espacial Hubble, apresenta regiões mais escuras, além de locais de brilho proeminente, de natureza ainda desconhecida. O planeta anão possui uma tênue atmosfera formada sobretudo por vapor de água que sublima e deixa a superfície.
O planeta anão Ceres é possivelmente um planetesimal remanescente do período de formação e evolução do Sistema Solar. Atualmente aparenta ser geologicamente inerte. Em 2007, foi lançada a sonda Dawn, que fez uma passagem por Vesta e segue rumo à Ceres, ao redor do qual deve entrar em órbita em 6 de março de 2015.
Descoberta
Ceres é praticamente invisível quando observado a olho nu. Quando encontra-se em oposição próximo ao periélio, pode atingir a magnitude visual máxima de +6,7.[1] Este brilho é considerado muito fraco para ser observado a olho nu, mas sob condições excepcionais de observação pode ser encontrado sem o uso de equipamentos. Somente Vesta pode atingir uma magnitude similar e também, durante raras oposições próximas ao periélio, 2 Pallas e 7 Iris apresentam brilho semelhante.[2]
Johann Elert Bode, em 1772, sugeriu que um planeta ainda desconhecido poderia existir entre as órbitas de Marte e Júpiter. Kepler já havia percebido uma lacuna entre os dois planetas em 1596.[3] Bode baseou sua ideia na Lei de Titius-Bode, uma hipótese agora desacreditada que Johann Daniel Titius propôs em 1766, observando que havia uma característica regular nos semieixos maiores dos planetas conhecidos na época, exceto pela lacuna existente entre Marte e Júpiter.[3][4] Este padrão predizia a existência de um planeta que deveria ter uma órbita cujo eixo maior seria de aproximadamente 2,8 unidades astronômicas (UA).[4] A descoberta de Urano por Willian Herschell em 1781[3] próximo a distância predita pela lei de Titius-Bode além de Saturno aumentou a crença em sua hipótese até que, em 1880, um grupo chefiado por Franz Xaver von Zach, editor da Monatliche Correspondenz, enviou convocações para vinte e quatro astrônomos experientes (apelidados de "polícia celestial"), pedindo para que combinassem seus esforços e iniciassem uma busca metódica pelo planeta. [3][4] Apesar deste grupo não ter descoberto Ceres, eles posteriormente encontraram vários grandes asteroides.[4]
Um dos astrônomos selecionados para a busca foi Giuseppe Piazzi na Academia de Palermo, Sicília. Antes de receber o convite para se juntar ao grupo de buscas, Piazzi descobriu Ceres em primeiro de janeiro de 1801.[5] Ele estava procurando pela "87° [estrela] do Catálogo de Estrelas Zodiacais de Mr la Caille", mas viu que esta "era precedida por outra".[3] Ao invés de uma estrela, Piazzi havia encontrado um objeto similar que se movia, o qual num primeiro momento pensou se tratar de um cometa.[6] Piazzi observou Ceres por 24 vezes, a última em 11 de fevereiro de 1801, quando uma doença o impediu de continuar as observações. Ele anunciou sua descoberta em 24 de janeiro de 1801 em cartas para somente dois de seus colegas astrônimos, seu compratiota Barnaba Oriani de Milão e Bode de Berlim. [7] Ele relatou esse objeto como sendo um cometa mas "uma vez que seu movimento é lento e praticamente uniforme, me ocorreu várias vezes que isto poderia ser algo melhor que um cometa".[3] Em abril, Piazzi enviou suas observações completas para Oriani, Bode e Jérôme Lalande em Paris. A informação foi publicada na edição de setembro de 1801 do Monatliche Correspondenz.[6]
Nesta época, a posição aparente de Ceres havia mudado (principalmente devido ao movimento orbital da Terra), estando perto demais do Sol, impedindo que outros astrônomos confirmassem a descoberta de Piazzi. Próximo ao fim do ano, Ceres se tornaria visível novamente, mas após tanto tempo era difícil prever sua posição exata. Para reencontrar Ceres, Carl Friedrich Gauss, na época com 24 anos, desenvolveu um método eficiente para a determinação da órbita.[6] Em somente algumas semanas, ele predisse a trajetória de Ceres e enviou seus resultados para von Zach. Em 31 de dezembro de 1801, von Zach e Heinrich W. M. Olbers reencontraram Ceres próximo à posição predita.[6]
Os primeiros observadores eram capazes de calcular o tamanho de Ceres com somente uma ordem de magnitude. Herschel subestimou seu tamanho como sendo somente 260 km em 1802, enquanto que em 1811 Johann Hieronymus Schröter superestimou seu diâmetro como sendo 2 613 km.[8][9]
Nomeação
Piazzi originalmente sugeriu o nome Cerere Ferdinandea para o objeto descoberto, em homenagem à deusa Ceres (Deusa romana da agricultura, Cerere em italiano) e ao Rei Fernando do Reino da Sicília.[3][6] "Ferdinandea", entretanto, não foi aceito por outras nações e deixou de ser usado. Ceres foi chamado por um curto período de Hera na Alemanha.[10] Na Grécia, recebe a denominação de Deméter (Δημήτηρ), a deusa equivalente na mitologia Grega à deusa romana Ceres.[nota 1] O antigo símbolo astronômico de Ceres é uma foice(),[11] similar ao símbolo de Vênus (
), mas com uma interrupção no círculo. Existe um símbolo variante (
), desenhado sob a influência da letra inicial "C" de "Ceres". Estes símbolos foram posteriormente substituídos com o símbolo genérico de asteroides ①.[6][12]
O elemento químico Cério, descoberto em 1803, recebeu este nome em referência a Ceres.[13] No mesmo ano outro elemento químico foi inicialmente nomeado em referência a Ceres, mas quando o elemento Cério já havia sido nomeado, a sua denominação foi alterada para paládio, em honra ao segundo asteroide, 2 Pallas. [14]
Classificação
A categorização de Ceres mudou mais de uma vez e foi motivo de desentendimentos. Johann Elert Bode acreditava que Ceres era o "planeta faltante" que ele propôs existir entre Marte e Júpiter, a 2,8 unidades astronômicas (UA) do Sol.[3] Ceres recebeu um símbolo planetário e permaneceu como sendo um planeta em livros de astronomia e tabelas (assim como 2 Pallas, 3 Juno e 4 Vesta) por mais de meio século[3][6][15]
Enquanto outros objetos eram descobertos nas vizinhanças de Ceres, percebeu-se que o mesmo representava o primeiro de uma nova classe de objetos.[3] Em 1802, com a descoberta de Pallas, William Herschel criou o termo asteroide ("parecido com estrela") para designar estes corpos[15] escrevendo que "eles lembram tanto pequenas estrelas que dificilmente são distinguidas destas, mesmo com excelentes telescópios".[16] Como foi o primeiro desta nova classe a ser descoberto, Ceres recebeu a designação de 1 Ceres sob o sistema moderno de numeração de asteroides.[15]
O debate em 2006 sobre Plutão e a definição de planeta fez com que Ceres pudesse ser reconsiderado um planeta.[17][18] A proposta anterior da União Astronômica Internacional para a definição de planeta afirmava que que um planeta "é um corpo celeste que (a) tenha massa suficiente de forma que sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido de forma que tenha uma forma em equilíbrio hidrostático (arredondada) e (b) está em órbita de uma estrela e não é outra estrela ou um satélite de um planeta".[19] Se esta resolução entrasse em vigor, Ceres seria o quinto planeta a partir do Sol.[20] Isto nunca aconteceu, entretanto, e em 24 de agosto de 2006 uma definição modificada foi adotada, tendo o requisito adicional de que um planeta deveria ter "dominasse sua própria órbita". Nesta definição, Ceres não é um planeta pois não domina sua órbita, compartilhando-a com milhares de outros asteroides no Cinturão de Asteroides e constituindo apenas um terço da massa do cinturão. Corpos que se enquadram na primeira proposição mas não na segunda, como Ceres, foram então classificados como planetas anões.
Assume-se eventualmente que Ceres foi reclassificado como um planeta anão, e que portanto não é mais considerado um asteroide. O Minor Planet Center afirma que estes corpos podem ter uma designação dual.[21] A decisão da União Astronômica Internacional em 2006 que classificou Ceres como um planeta anão não apontou se o mesmo é ou não um asteroide. De fato a UAI não possui uma definição formal de asteroide, utilizando com maior frequência o termo 'planeta menor' até 2006, e preferindo os termos 'corpos menores do Sistema Solar' ou 'planeta anão após' 2006.[22]
Características
Ceres é o maior objeto no cinturão de asteroides.[23] Sua massa foi determinada a partir da influência que exerce sobre os asteroides menores, havendo pequenas diferenças de resultados entre diversas pesquisas.[24] A média dos três resultados mais precisos (em 2008) é de 9.4×1020 kg.[25][24] Com esta massa Ceres representa um terço do total estimado da massa do cinturão de 3.0 ± 0.2×1021 kg,[26], mas representa somente 4% da massa da Lua. Sua massa é suficiente para dar a Ceres uma forma quase esférica em equilíbrio hidrostático.[27] Sua densidade de aproximadamente 2 100 kg/m³ sugere que seja formado principalmente por água (25%) e silicatos, além de uma pequena fração de outros compostos.[28]
Estrutura interna
O achatamento de Ceres é inconsistente com o de um corpo não diferenciado, o que indica que é formado por um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo.[27] Este manto com espessura de 100 quilômetros (correspondente a 23%-28% de sua massa e 50% de seu volume) contém 200 milhões de quilômetros cúbicos de água, que é maior que a quantidade de água doce da Terra. [29] Este resultado é apoiado pelas observações feitas pelo telescópio Keck em 2002 e por modelos evolutivos.[25][30] Algumas características de sua superfície e história (como a distância ao Sol, que diminui a intensidade da radiação solar o suficiente para permitir que compostos com baixos pontos de congelamento fossem incorporados durante sua formação), apontam para a presença de materiais voláteis em seu interior.[25]
Por outro lado, a forma e as dimensões de Ceres podem ser explicadas por um interior que seria poroso e parcialmente diferenciado ou não apresentaria diferenciação alguma. A presença de uma camada de rocha sobre o gelo seria gravitacionalmente instável. Se uma parte dos depósitos de rocha afundaram numa camada diferenciada de gelo, depósitos de sal se formariam. Estes depósitos não foram encontrados. Portanto é possível que Ceres não contenha uma grande camada de gelo, mas foi formado na verdade por asteroides de baixa densidade com componentes aquosos. O decaimento de isótopos radioativo pode não ter produzido calor suficiente para causar a diferenciação.[31]
Superfície
A composição superficial de Ceres é similar a dos asteroides do tipo C, de acordo com a classificação espectral de asteroides.[23] Algumas diferenças, no entanto, existem. As características predominantes observadas no infravermelho são típicas de materiais hidratados, o que indica a presença de quantidades significativas de água em seu interior. Outros possíveis constituintes incluem materiais argilosos ricos em ferro (Cronstedtita) e minerais carbonados (dolomita e siderita), que são comuns em meteoritos condritos carbonáceos.[23] As características espectrais de de carbonatos e minerais argilosos são ausentes em outros asteroides do tipo C.[23] Por vezes Ceres é classificado como um asteroide do tipo G, principalmente pelo fato de apresentar uma forte absorção no espectro ultravioleta, o que não acontece nos asteroides da família C.[32][33]
A superfície de Ceres é relativamente quente. A temperatura máxima quando o Sol está a pino no planeta anão foi estimada em 235 K (cerca de −38 °C), baseada em medições de 5 de maio de 1991.[34]
Antes da missão Dawn, poucas características superficiais de Ceres foram detectadas. Imagens em alta resolução do Telescópio Espacial Hubble tomadas em ultravioleta em 1995 mostraram uma mancha escura em sua superfície, que foi apelidada "Piazzi" em honra ao descobridor do planeta anão.[32] Incialmente pensou-se ser uma cratera. Posteriormente, imagens em infravermelho próximo tomadas ao longo de uma rotação completa no Observatório Keck usando óptica adaptativa mostrou várias feições claras e escuras se movendo conforme sua rotação.[25][35] Duas manchas escuras possuíam formato circular, presumindo-se serem crateras, uma delas com uma região central esbranquiçada e a outra identificada como a mancha de "Piazzi" identificada anteriormente.[25][35] Observações mais recentes com o Hubble ao longo de uma rotação completa feitas entre 2003 e 2004 mostraram onze feições superficiais distinguíveis, cuja natureza de cada uma se desconhece.[36][37] Uma dessas manchas corresponde à de "Piazzi" observada anteriormente.[36]
Uma proeminente mancha brilhante existe em Ceres, uma área com um ligeiro aumento de reflexividade, que representa um albedo 9% maior do que a superfície circundante.[38] Não há confirmação de sua natureza, mas uma hipótese é que mancha branca brilhante é um corpo de água congelada no fundo de uma cratera, refletindo a luz do sol. A sonda Dawn tirou as imagens de mais alta resolução do planeta anão, que são mais definidas do que a imagem da mancha tiradas pelo telescópio Hubble. Junto com a mancha branca enigmática, estas últimas imagens revelaram mais manchas escuras que sugerem serem crateras.[39] No final de janeiro de 2015, Marc Rayman, o engenheiro-chefe e diretor da missão Dawn disse: "No momento, nenhuma das características específicas podem ser resolvidos, incluindo o ponto branco. Nós não sabemos o que a mancha branca é, mas certamente é intrigante".[40]
A presença de compostos orgânicos bem como a abundância de gelo de água pode ser de especial interesse para a astrobiologia. Alguns fatores, como a energia solar recebida pelo planeta anão, a troca de material entre as camadas inferiores e a superfície pelo criovulcanismo e a grande quantidade de corpos menores do Sistema Solar exterior que eventualmente colidem com Ceres.[41]
Atmosfera
Há indícios que Ceres possua uma tênue atmosfera e contenha uma fina camada de gelo (similar à geada) sobre a superfície.[42] Gelo sobre a superfície é instável em distâncias menores que 5 UA do Sol[43], por isso espera-se que a água passe por sublimação quando exposta à radiação solar. O gelo pode migrar das camadas inferiores de Ceres para a superfície, mas se perde em um curto intervalo de tempo. Desta forma, é difícil detectar a vaporização da água. Água escapando das regiões polares de Ceres foi possivelmente observada no início da década de 1990, mas não foi confirmada. Pode ser possível detectar água nos arredores de uma recente cratera de impacto ou nas rachaduras na subsuperfície de Ceres.[25] Observações em ultravioleta feitas pelo satélite International Ultraviolet Explorer detectaram quantidades significativas de íons hidróxido próximo ao polo norte do planeta anão, que é um produto da dissociação do vapor de água pela radiação ultravioleta solar.[42]
No início de 2014, utilizando dados do Observatório Espacial Herschel, descobriu-se que existem várias fontes localizadas de vapor de água em latitudes médias (cada uma com diâmetro não superior a 60 km), cada uma liberando cerca de 1026 moléculas (ou aproximadamente 3 kg) de água por segundo.[44][45][nota 2] Duas potenciais fontes, designadas Piazzi (123° L, 21°N) e Região A (231°L, 23°N), foram visualizadas no infravermelho próximo como áreas escuras (Região A possui ainda um centro brilhante) pelo Observatório de Keck. Possíveis mecanismos para a liberação de vapor são a sublimação de uma superfície exposta de gelo de 0.6 km2, ou erupções criovulcânicas resultantes do calor interno gerado por decaimento radioativo.[44] Espera-se que a taxa de sublimação superficial diminua conforme Ceres se afasta do Sol em sua órbita excêntrica, enquanto emissões internas não seriam afetadas pela posição orbital. Os dados limitados são mais consistentes com sublimação do tipo cometária.[44] A sonda Dawm deve chegar em Ceres em 2015, quando o planeta anão se aproxima de seu afélio, o que pode diminuir sua capacidade de observar o fenômeno.[44]
Órbita
| Elemento orbital |
a (in UA) |
e | i | Período (in days) |
|---|---|---|---|---|
| Elementos orbitais próprios[48] | 2.7671 | 0.116198 | 9.647435 | 1681.60 |
| Órbita osculante[49] (Época 2010-Jul-23) |
2.7653 | 0.079138 | 10.586821 | 1679.66 |
| Diferença | 0.0018 | 0.03706 | 0.939386 | 1.94 |
Ceres segue sua trajetória ao redor do Sol entre Marte e Júpiter, no cinturão de asteroides, com período de 4,6 anos terrestres.[49] Sua órbita é moderadamente inclinada (i=10,6°, a de Mercúrio é de 7° e de Plutão de 17°) e moderadamente excêntrica (e = 0,08, comparável a de 0,09 de Marte).[49] O período de rotação de Ceres tem duração de 9 horas e 4 minutos.[50] As últimas observações determinaram também que o polo norte de Ceres aponta na direção de ascensão reta 19 h 24 min (291°) e declinação +59°, na constelação de Draco. Isto significa que a inclinação axial de Ceres é muito pequena, aproximadamente 3°.[27][36]
No passado, Ceres foi considerado um membro de uma família de asteroides.[51] Estes agrupamentos de asteroides compartilham elementos orbitais similares, o que pode indicar uma origem comum através de uma colisão de asteroides em algum momento no passado. Ceres, entretanto, possui propriedades espectrais diferentes dos membros de sua família, motivo pelo qual a família perdeu a denominação original e passou a ser a família Gefion, nomeada a partir do próximo membro de menor número da família, 1272 Gefion.[51] Ceres parece ser meramente um intruso nesta família, coincidentemente tendo elementos orbitais similares, mas não uma origem comum.[52]
Ceres está em uma órbita quase ressonante 1:1 com Pallas (seus períodos orbitais diferem em 0,3%).[53] Entretanto, uma ressonância verdadeira entre os dois seria improvável. Devido às suas massas reduzidas e as grandes distâncias entre si, tais relações gravitacionais entre asteroides são muito raras.[54]
Origem e evolução
Ceres é provavelmente um protoplaneta remanescente, que se formou a 4,57 bilhões de anos atrás no cinturão de asteroides.[30] Apesar da maioria dos protoplanetas do interior do Sistema Solar (incluindo todos os corpos com tamanho entre o da Lua e de Marte) ou terem se fundido com outros planetas para formarem os planetas telúricos ou terem sido ejetados do Sistema Solar por Júpiter,[55] Ceres teria sobrevivido relativamente intacto.[30] uma teoria alternativa sugere que Ceres se formou no cinturão de Kuiper e posteriormente migrou para o cinturão de asteroides. Outro possível protoplaneta Vesta, possui menos da metade do tamanho de Ceres, e perdeu ainda aproximadamente 1% de sua massa por conta de um impacto após solidificar-se.[56] Ceres e outros grandes asteroides, se tiverem se formado próximo às suas posições atuais, teriam resistido a uma fase caótica do Sistema Solar, em que os planetesimais colidiam entre si ou eram ejetados para longe do Sol, durante a migração planetária.[57]
A evolução geológica de Ceres era dependente das fontes de calor disponíveis durante e após sua formação: fricção por acreção de planetesimais, e decaimento de vários radioisótopos (possivelmente incluindo elementos de meia vida curta como 26Al). Estas fontes podem ter sido suficientes para permitir a diferenciação do núcleo rochoso e um manto de gelo logo após sua formação.[36][30] Este processo pode ter causado a renovação da superfície pelo vulcanismo e atividade tectônica, apagando características geológicas primordiais.[30] Devido ao seu tamanho reduzido, Ceres teria se resfriado cedo em sua existência, fazendo com que o processo de renovação da superfície cessasse.[30][58] Qualquer gelo em sua superfície teria gradualmente sublimado, deixando vários minerais hidratados como argilas e carbonatos.[23]
Hoje Ceres aparenta ser um corpo geologicamente inativo, com superfície esculpida somente por crateras de impacto.[36] A presença de quantidades significativas de gelo de água em sua composição[27] levanta a possibilidade de que Ceres teve ou tem uma camada de água líquida em seu interior.[30][58] Esta camada hipotética é frequentemente chamada de "oceano".[23] Se tal camada de água líquida exitir, estaria localizada entre o núcleo de rocha e o manto de gelo, similar aos oceanos que podem existir em Europa.[30] A existência deste oceano é mais provável se solutos como amônia, ácido sulfúrico e outros compostos anticongelantes, estiverem presentes.[30] A existência deste oceano, entretanto, faria com que a crosta fosse gravitacionalmente instável e afundasse, trazendo à superfície o gelo das camadas inferiores, que se perderia no espaço apagando características geológicas superficiais antigas, como crateras de impacto.[59]
Exploração
Em 1981 uma proposta para uma missão para um asteroide foi submetida na Agência Espacial Europeia (ESA). Nomeada de Análise de Radar, Ótica e Gravitacional de Asteroides (Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis, AGORA), esta sonda espacial seria lançada entre 1990 e 1994 e faria duas passagens por grandes asteroides. O alvo principal para esta missão seria Vesta. AGORA chegaria ao cinturão de asteroides ou por assistência gravitacional de Marte ou por um propulsor de íons. Entretanto, a proposta foi recusada. Uma missão conjunta entre a NASA e a ESA foi proposta, o Orbitador de Múltiplos Asteroides com Propulsão Solar Elétrica (Multiple Asteroid Orbiter with Solar Electric Propulsion, MAOSEP), com possíveis planos para orbitar Vesta. A NASA, entretanto, indicou que não estava interessada em uma missão para asteroides. Então, a ESA iniciou um estudo tecnológico de uma sonda espacial movida com íons. Outras missões foram propostas no fim da década de 1980 pela França, Alemanha, Itália e Estados Unidos, mas nenhuma foi aprovada.[60]
No início dos anos de 1990, NASA iniciou o Programa Discovery, que era destinado a ser uma série de missões científicas com custos reduzidos. Em 1996, a equipe de estudos de programa recomendou uma missão de alta prioridade para explorar o cinturão de asteroides utilizado uma sonda com propulsão de íons. O financiamento para esta missão permaneceu problemático por vários anos, mas em 2004 a sonda espacial Dawn havia passado a parte principal de revisão do projeto.[61]
A sonda foi lançada em 27 de setembro de 2007, como a primeira missão espacial destinada a Ceres. em 3 de maio de 2011, Dawn fez a primeira imagem do seu destino, a 1,2 milhão de quilômetros de Vesta.[62] Após orbitar Vesta por 13 meses, Dawn utilizou sua propulsão de íons para partir em direção a Ceres, com inserção orbital ao redor do planeta anão planejada para 6 de março de 2015,[63] quatro meses antes da missão New Horizons chegar a Plutão.
A sonda deve entrar em órbita de Ceres a uma altitude de 5 900 km. Posteriormente, a sonda vai reduzir sua distância para 1 300 km após cinco meses de estudo, e depois para somente 700;nbsp; após mais cinco meses.[64] A instrumentação da sonda inclui uma câmera, um espectrômetro visual e infravermelho e um detector de raios gama e nêutrons. Estes instrumentos vão obter dados sobre a forma e a composição do planeta anão.[65] Em 13 de janeiro de 2015, Dawn fez as primeiras imagens comparáveis à resolução do telescópio Hubble, revelando pelo menos duas importantes crateras de impacto, além de pequenos locais com altos albedos, nos mesmos locais de observações anteriores. Sessões adicionais de fotos foram sendo tomadas em resoluções cada vez maiores de janeiro a abril, antes da captura gravitacional da sonda, quando começam as observações completas.[66]
A Agência Espacial Chinesa planeja uma missão para retorno de amostra de Ceres que ocorreria durante a década de 2020.[67]
Ver também
Predefinição:Portal-Sistema Solar
Notas
- ↑ Todos os outros idiomas, exceto um, utilizam uma variante de Ceres/Cerere: russo Tserera, persa Seres, japonês Keresu. A exceção é o chinês, que usa "estrela grão-deus(a)" ((穀神星 gǔshénxīng). Este nome é diferente da deusa Ceres, para a qual utiliza-se o nome latino (刻瑞斯 kèruìsī).
- ↑ Esta taxa de emissão é modesta em comparação à calculada pela pluma induzida gravitacionalmente de Encélado (de tamanho menor) e Europa (maior que Ceres), 200 kg/s[46] e 7000 kg/s,[47].
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Ligações externas
- «Página da Missão Dawn» (em inglês)
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