Ceres (planeta anão)

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Ceres ⚳
Planeta anão
Ceres RC2 Bright Spot.jpg
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
Perélio 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
Dia sideral 0,3781 d
Velocidade de escape 0,51 km/s
Albedo 0,113
Temperatura média: -106 ºC
S.D. ºC min
-34 ºC max
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[editar | editar código-fonte]

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]

Livro de Piazzi "Della scoperta del nuovo pianeta Cerere Ferdinandea" destacando a descoberta de Ceres, um "planeta" dedicado a Fernando I das Duas Sicílias.

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 William Herschel 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[editar | editar código-fonte]

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(Foice, símbolo variante de Ceres),[11] similar ao símbolo de Vênus (Símbolo de Vênus), mas com uma interrupção no círculo. Existe um símbolo variante (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.[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[editar | editar código-fonte]

Ceres (centro) em comparação com a Lua e Vesta.

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[editar | editar código-fonte]

Tamanhos comparativos dos dez maiores objetos do cinturão de asteroides em comparação com a Lua. Ceres é o primeiro à esquerda.

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[editar | editar código-fonte]

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[editar | editar código-fonte]

Diagrama exibindo a provável estrutura interna de CEres.

A composição superficial de Ceres é similar a dos asteroides do tipo C, de acordo com a classificação espectral de asteroides.[23] No entanto existem algumas diferenças. 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 carbonatados (dolomita e siderita), que são comuns em meteoritos condritos carbonáceos.[23] As características espectrais 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]

Fotografia de Ceres pelo Telescópio Espacial Hubble, destacando-se uma proeminente mancha branca.

Antes da missão Dawn, poucas características superficiais de Ceres havia sido 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] Inicialmente 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", que havia sido 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 mancha brilhante e proeminente existe em Ceres, em 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 fotografadas pelo 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 resolvidas, 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, podem favorecer a existência de vida no planeta anão.[41]

Atmosfera[editar | editar código-fonte]

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[editar | editar código-fonte]

Elementos orbitais próprios (de longo prazo) comparados a elementos orbitais osculantes (instantâneos) para Ceres:
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]

Diagrama da órbita de Ceres em vista superior e vista frontal.

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[editar | editar código-fonte]

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 sonda Dawn revelou detalhes da superfície cheia de crateras de impacto de Ceres.

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[editar | editar código-fonte]

Concepção artística da sonda Dawn viajando de Vesta para Ceres.

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]

Primeira imagem de asteroides (Ceres e Vesta) obtidas a partir de Marte, pelo Curiosity em 20 de abril de 2014.

No início da década de 1990, a NASA iniciou o Programa Discovery, que era destinado a ser uma série de missões científicas com custos reduzidos. Em 1996, a equipe de estudos do programa recomendou uma missão de alta prioridade para explorar o cinturão de asteroides utilizando 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 crateras de impacto importanteso, 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[editar | editar código-fonte]

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Notas

  1. 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).
  2. 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] .

Referências

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Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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