Planeta

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa
1e7m comparison Uranus Neptune Sirius B Earth Venus.png
Objetos de tamanho planetário em escala: Primeira linha: Urano e Netuno; segunda linha: Terra, estrela anã branca Sirius B e Vênus; linha inferior (reproduzida e ampliada na imagem de baixo) - acima: Marte e Mercúrio; abaixo: Lua, planetas anões Plutão e Haumea.
Objetos de tamanho planetário em escala: Primeira linha: Urano e Netuno; segunda linha: Terra, estrela anã branca Sirius B e Vênus; linha inferior (reproduzida e ampliada na imagem de baixo) - acima: Marte e Mercúrio; abaixo: Lua, planetas anões Plutão e Haumea.

Um planeta (do grego πλανήτης, forma alternativa de πλάνης "errante") é um corpo celeste que orbita uma estrela ou um remanescente de estrela, com massa suficiente para se tornar esférico pela sua própria gravidade, mas não a ponto de causar fusão termonuclear, e que tenha limpado de planetesimais a sua região vizinha (dominância orbital). [a][1] [2]

O termo planeta é antigo, com ligações com a história, ciência, mitologia e religião. Os planetas eram vistos por muitas culturas antigas como divinos ou emissários de deuses. À medida que o conhecimento científico evoluiu, a percepção humana sobre os planetas mudou, incorporando diversos tipos de objetos. Em 2006, a União Astronômica Internacional (UAI) adotou oficialmente uma resolução definindo planetas dentro do Sistema Solar, a qual tem sido elogiada e criticada, permanecendo em discussão entre alguns cientistas.

Ptolomeu imaginava que os planetas orbitavam a Terra, em movimentos do epiciclo e círculo deferente. Embora a ideia de que os planetas orbitavam o Sol tivesse sido sugerida muitas vezes, somente no século XVII esta visão foi suportada por evidências pelas primeiras observações telescópicas, realizadas por Galileu Galilei. Através da cuidadosa análise dos dados das observações, Johannes Kepler descobriu que as órbitas dos planetas não são circulares, mas elípticas. À medida que as ferramentas de observação foram desenvolvidas, os astrônomos perceberam que os planetas, como a Terra, giravam em torno de eixos inclinados e que alguns compartilhavam características como calotas polares e estações do ano. Desde o início da era espacial, observações mais próximas por meio de sondas demonstraram que a Terra e os outros planetas também compartilham características como vulcanismo, furacões, tectônica e até mesmo hidrologia.

Os planetas são geralmente divididos em dois tipos principais: os grandes e de baixa densidade planetas gigantes gasosos e os menores e rochosos planetas terrestres. Pelas definições da UAI, há oito planetas no Sistema Solar: em ordem crescente de distância do Sol, são os quatro planetas terrestres Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, e depois os quatro gigantes gasosos Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Seis dos planetas são orbitados por um ou mais satélites naturais.

Além disso, o Sistema Solar possui também pelo menos cinco planetas anões[3] e centenas de milhares de corpos menores do Sistema Solar.

Desde 1992, centenas de planetas orbitando outras estrelas (planetas extrassolares ou exoplanetas) foram descobertos na Via Láctea. Desde dezembro de 2010, mais de 500 planetas extrassolares conhecidos estão listados na Enciclopédia de Planetas Extrassolares, variando desde planetas terrestres maiores que a Terra até gigantes gasosos maiores do que Júpiter.[4]

História[editar | editar código-fonte]

Representação impressa de um modelo cosmológico geocêntrico em "Cosmographia", Antuérpia, 1539

A ideia de planeta evoluiu ao longo da história, desde as estrelas errantes divinas da antiguidade até os objetos concretos da era científica. O conceito se expandiu para incluir mundos não apenas no Sistema Solar, mas em centenas de outros sistemas extrassolares. As ambiguidades nas definições de planeta levaram a muita controvérsia científica.

Na antiguidade, os astrônomos notaram como certas luzes se moviam no céu em relação às outras estrelas. Os antigos gregos chamaram essas luzes "πλάνητες ἀστέρες" (planetes asteres: estrelas errantes) ou simplemente "πλανήτοι" (planētoi: errantes),[5] a partir do que derivou a palavra atual "planeta".[6] [7] Nas antigas Grécia, China e Babilônia e em quase todas as civilizações pré-modernas,[8] [9] acreditava-se quase universalmente que a Terra era o centro do universo e que todos os planetas a circundavam. A razão para esta percepção era que todos os dias as estrelas e planetas pareciam girar em torno da Terra,[10] bem como a percepção, de aparente senso comum, de que a Terra era sólida, estável e imóvel.

Babilônia[editar | editar código-fonte]

A primeira civilização que se sabe ter possuído uma teoria funcional para os planetas foi a babilônica, que viveu na Mesopotâmia no primeiro e segundo milênios a.C. O mais antigo texto astronômico planetário remanescente é a tábua de Vênus de Ammisaduqa, uma cópia do século VII a.C. de uma lista de observações dos movimentos do planeta Vênus que provavelmente data do segundo milênio a.C.[11] Os astrólogos babilônicos também lançaram as fundações do que se tornou depois a astrologia ocidental.[12] O Enuma anu enlil, escrito durante o período neoassírio no século VII a.C.,[13] compreende uma lista de professias e suas relações com vários fenômenos celestiais, inclusive os movimentos dos planetas.[14] Os sumérios, predecessores dos babilônicos que são considerados uma das primeiras civilizações, e a quem se credita a invenção da escrita, tinham identificado pelo menos Vênus até 1500 a.C.[15] Um pouco depois, o outro planeta interno, Mercúrio, e os planetas externos Marte, Júpiter e Saturno foram identificados pelos astrônomos babilônicos. Eles permaneceriam como os únicos planetas conhecidos até a invenção do telescópio, no início da era moderna.[15]

Astronomia greco-romana[editar | editar código-fonte]

"Esferas planetárias" de Ptolomeu
Atual Lua Mercúrio Vênus) Sol Marte Júpiter Saturno
Europa Medieval[16] ☾ LVNA ☿ MERCVRIVS ♀VENVS ☉ SOL ♂ MARS ♃ IVPITER ♄ SATVRNVS
Vídeo: movimento "errante" dos planetas telúricos no céu (2014 - 2015), conforme inferidos a partir da Terra. Na janela superior esquerda tem-se uma visão geocêntrica do sistema solar a partir do polo norte deste, em forma compatível com o modelo ptolomaico. Na janela inferior esquerda tem-se o passeio do Sol pelo zodíaco. À direita, de cima para baixo, Mercúrio, Vênus e Marte viajam por entre as estrelas exibindo suas laçadas habituais. Simulado pelo programa Celestia.

O termo "planeta" deriva do grego πλανήτης, que significa "errante", denotando objetos cuja posição variava em relação às estrelas. Como não estavam tão interessados em adivinhações como os babilônicos, os gregos inicialmente não deram muita importância a eles. Os pitagóricos, nos séculos VI e V a.C., parecem ter desenvolvido sua própria teoria planetária independente, que consistia na Terra, o Sol, a Lua e os planetas girando em torno de um "fogo central", no centro do universo. Atribui-se a Pitágoras ou Parmênides de Eleia ter primeiro identificado a estrela vespertina e a estrela matutina (Vênus) como sendo o mesmo objeto.[17]

No século III a.C., Aristarco de Samos propôs um sistema heliocêntrico, segundo o qual a Terra e os planetas giravam em torno do Sol.[18] Entretanto, o sistema geocêntrico permaneceria dominante até a revolução científica.[19] A máquina de Anticítera era um computador analógico projetado para calcular a posição relativa do Sol, Lua e planetas.[20]

Até o século I a.C., durante o período helenístico, os gregos tinham começado a desenvolver esquemas matemáticos para predizer as posições dos planetas. Esses esquemas, que se baseavam mais em geometria do que na aritmética dos babilônicos, acabaram por eclipsar as teorias babilônicas por serem mais complexos e abrangentes, contemplando a maioria dos movimentos astronômicos observados da Terra a olho nu. Essas teorias atingiriam sua expressão máxima no Almagesto escrito por Ptolomeu no século II d.C. A dominação do modelo de Ptolomeu foi tão completa que ele superou todos os trabalhos anteriores em astronomia e permaneceu como o texto astronômico definitivo por 13 séculos.[11] [21] Para os gregos e romanos, eram sete os planetas conhecidos, cada um circundando a Terra de acordo com as complexas leis colocadas por Ptolomeu. Eles eram, em ordem crescente a partir da Terra (a ordem de Ptolomeu), a Lua, Mercúrio, Vênus, o Sol, Marte, Júpiter e Saturno.[7] [21] [22]

Índia antiga[editar | editar código-fonte]

Em 499, o astrônomo indiano Aryabhata propôs um modelo planetário que explicitamente incorporava a rotação da Terra sobre seu eixo, a qual ele indicava como a causa do que parece ser um movimento das estrelas para o oeste. Ele também acreditava que a órbita dos planetas era elíptica.[23] Este modelo foi amplamente aceito por muitos astrônomos indianos posteriores a ele. Os seguidores de Aryabhata foram particularmente fortes no sul da Índia, onde seus princípios da rotação da Terra em ciclos diários, entre outros, foram seguidos e serviram de base a diversos trabalhos secundários.[24]

Em 1500, Nilakantha Somayaji, da escola Kerala de astronomia e matemática, no seu Tantrasangraha, revisou o modelo de Aryabhata. No seu Aryabhatiyabhasya, um comentário sobre a obra Aryabhatiya de Aryabhata, ele desenvolveu um modelo planetário em que Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno orbitavam o Sol, que por sua vez orbitava a Terra, de forma similar ao sistema Tychonico proposto mais tarde por Tycho Brahe no final do século XVI. A maioria dos astrônomos da escola Kerala que o seguiram aceitou seu modelo planetário.[25]

Mundo islâmico[editar | editar código-fonte]

No século XI, o trânsito de Vênus foi observado pelo sábio persa Avicena, que sustentou que Vênus estava, pelo menos algumas vezes, abaixo do Sol na cosmologia ptolomaica. No século XII, o astrônomo andaluz Ibn Bajjah reportou ter visto "dois planetas como manchas negras na face do Sol", o que foi mais tarde atribuído pelo astrônomo Qotb al-Din Shirazi, do observatório de Maragha (no atual Irã), no século XIII, ao trânsito de Mercúrio e Vênus.[26] Entretanto, Ibn Bajjah não pode ter observado um trânsito de Vênus, já que nenhum ocorreu ao longo da sua vida.[27]

Renascimento europeu[editar | editar código-fonte]

Planetas na Renascença
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno

Os cinco planetas clássicos, visíveis a olho nu, são conhecidos desde a antiguidade e tiveram impacto significativo na mitologia, cosmologia religiosa e astronomia antiga. À medida que o conhecimento científico progrediu, entretanto, o entendimento do termo "planeta" mudou de alguma coisa que se movia no céu (em relação ao campo estelar), para um corpo que orbitava a Terra (ou que se acreditava fazê-lo, naquela época) e, no século XVI, para alguma coisa que orbitava diretamente o Sol, quando o modelo heliocêntrico de Copérnico, Galileu e Kepler foi aceito.[28] [29]

Com isso a Terra foi incluída na lista de planetas,[28] enquanto o Sol e a Lua foram excluídos. No início, quando os primeiros satélites de Júpiter e Saturno foram descobertos no século XVII, os termos "planeta" e "satélite" foram usados indistintamente, embora o segundo gradualmente ganhasse prevalência no século seguinte.[30] Até a metade do século XIX, o número de "planetas" cresceu rapidamente, uma vez que qualquer nova descoberta de objeto que orbitasse diretamente o Sol era listada como planeta pela comunidade científica.[29]

Século XIX[editar | editar código-fonte]

Planeta no início do século XIX
Mercúrio Vênus Terra Marte Vesta Juno Ceres Palas Júpiter Saturno Urano

No século XIX, os astrônomos começaram a perceber que corpos recentemente descobertos, que haviam sido classificados como planetas por quase meio século (como Ceres, Palas e Vesta), eram muito diferentes dos tradicionais. Esses corpos compartilhavam a mesma região do espaço entre Marte e Júpiter (o cinturão de asteroides) e tinham massa muito menor; como resultado, eles foram classificados como "asteroides". Na ausência de uma definição formal, um "planeta" passou a ser entendido como qualquer objeto "grande" que orbitasse o Sol. Como havia uma enorme diferença de tamanho entre asteroides e planetas e a enxurrada de novos descobrimentos parecia concluída depois da descoberta de Netuno em 1846, não havia uma necessidade aparente de uma definição formal.[31]

Século XX[editar | editar código-fonte]

Planetas do final do século XIX até 1930
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno

Entretanto, no século XX Plutão foi descoberto. Como as observações iniciais indicaram que ele era maior do que a Terra,[31] o objeto foi imediatamente aceito como o nono planeta. O acompanhamento posterior mostrou que ele era na verdade muito menor: em 1936, Raymond Lyttleton sugeriu que Plutão poderia ser um satélite escapado de Netuno[32] e Fred Whipple sugeriu em 1964 que ele poderia ser um cometa.[33] Porém, como ainda era muito maior do que todos os asteroides conhecidos,[34] ele manteve este status até 2006.

Planetas de 1930 a 2006
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno Plutão

Em 1992, os astrônomos Aleksander Wolszczan e Dale Frail anunciaram a descoberta de planetas em torno de um pulsar, PSR B1257+12,[35] a qual costuma ser considerada a primeira detecção definitiva de um sistema planetário em torno de outra estrela. Em 6 de outubro de 1995, Michel Mayor e Didier Queloz, da Universidade de Genebra, anunciaram a primeira detecção definitiva de um exoplaneta orbitando uma estrela normal da sequência principal (51 Pegasi).[36]

A descoberta de planetas extrassolares levou a outra ambiguidade em se definir um planeta: o ponto em que um planeta se torna uma estrela. Muitos planetas extrassolares conhecidos possuem massa várias vezes maior do que a de Júpiter, aproximando-se dos objetos estelares conhecidos como "anãs marrons”.[37] As anãs marrons são geralmente consideradas estrelas devido a sua capacidade em fundir o deutério, um isótopo pesado do hidrogênio. Enquanto estrelas com massa de mais de 75 vezes a de Júpiter fundem o hidrogênio, estrelas com massa de apenas 13 vezes a de Júpiter fundem o deutério. Entretanto, o deutério é muito raro e a maioria das anãs marrons teria parado de fundir o deutério muito antes do seu descobrimento, tornando-as efetivamente indistintas de planetas superpesados.[38]

Século XXI[editar | editar código-fonte]

Planetas de 2006 até o presente
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno

Com a descoberta, durante a segunda metade do século XX, de mais objetos no Sistema Solar e de grandes objetos em torno de outras estrelas, surgiram discussões sobre o que deveria constituir um planeta. Havia uma particular discordância quanto a se considerar como um planeta um objeto que fizesse parte de uma população distinta, como um cinturão, ou que fosse grande o suficiente para gerar energia por fusão nuclear do deutério.

Um número crescente de astrônomos afirmava que Plutão deveria ser desclassificado como um planeta, uma vez que muitos objetos similares, com tamanho aproximado ao seu, haviam sido descobertos na mesma região do Sistema Solar (o cinturão de Kuiper) nas décadas de 1990 e 2000. Considerava-se que Plutão fosse apenas um pequeno corpo, numa população de milhares.

Alguns deles, como Quaoar, Sedna e Éris, foram anunciados na imprensa popular como o décimo planeta, mas não obtiveram reconhecimento científico generalizado. Em 2005, o anúncio de Éris, um objeto com massa 27% maior do que Plutão, criou a necessidade e o desejo público para uma definição oficial de planeta.

Reconhecendo o problema, a UAI iniciou o processo de criação de uma definição de planeta e produziu uma em agosto de 2006. O número de planetas caiu para oito corpos significativamente grandes que tinham dominância em sua órbita (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) e foi criada uma nova classe de planetas anões, contendo inicialmente três objetos (Ceres, Plutão e Éris).[39]

Definição de planeta extrassolar[editar | editar código-fonte]

Em 2003, o Grupo de Trabalho da UAI para Planetas Extrassolares fez uma declaração sobre a definição de um planeta, a qual incorporava a seguinte definição, mais relacionada ao limite entre planetas e anãs marrons:[2]

  1. são "planetas", independentemente de como se formaram, os objetos com massa real abaixo da massa limite para fusão nuclear do deutério (atualmente calculada em 13 vezes a massa de Júpiter, para objetos com a mesma abundância isotópica do Sol),[40] e que orbitam estrelas ou remanescentes estelares; a massa e tamanho mínimos requeridos para um objeto extrassolar ser considerado um planeta devem ser os mesmos usados no Sistema Solar;
  2. objetos subestelares com massa real acima da massa limite para fusão nuclear do deutério são "anãs marrons", independentemente de como se formaram ou onde se localizam;
  3. objetos livres em aglomerados estelares jovens, com massa abaixo da massa limite para fusão nuclear do deutério, não são "planetas" e sim "subanãs marrons" (ou outro nome mais apropriado a ser atribuído).

Esta definição tem sido largamente utilizada por astrônomos quando da divulgação de descobertas de exoplanetas em publicações acadêmicas.[41] Embora temporária, ela permanece uma definição de trabalho efetiva, até que uma de caráter mais permanente seja formalmente adotada. Entretanto, ela não trata da disputa sobre o limite inferior de massa,[42] portanto está fora da controvérsia sobre objetos internos ao Sistema Solar. Esta definição também não trata do status planetário de objetos orbitando anãs marrons, como o 2M1207b.

Uma definição de uma subanã marrom é: um objeto com massa de planeta, formado por colapso de nebulosa e não por acreção. Não há uma concordância universal com esta distinção do processo de formação de uma subanã marrom e de um planeta, pois os astrônomos se dividem quanto a se considerar o processo de formação como parte da sua classificação.[43] [44] Uma razão para o dissenso é que frequentemente não é possível se determinar o processo de formação; por exemplo, um planeta formado por acreção em torno de uma estrela pode ser ejetado do sistema para se tornar livre, enquanto uma subanã marrom formada independentemente por colapso de nebulosa, em um aglomerado estelar, pode ser capturada para a órbita de uma estrela.

Planetas anões de 2006 até hoje
Ceres Plutão Makemake Haumea Éris

O corte em 13 massas de Júpiter (MJ) é mais uma regra prática do que algo com significado físico preciso. A questão do que significa fusão do deutério surge porque objetos grandes queimarão a maior parte do seu deutério e os menores queimarão apenas uma parte, e o valor de 13 MJ está neste intervalo. Além disso, a quantidade de deutério queimado depende não apenas da massa, mas também da composição do planeta, da quantidade de hélio e deutério presente.[45]

Definição de 2006[editar | editar código-fonte]

A questão do limite inferior foi tratada durante o encontro de 2006 da Assembleia Geral da UAI. Depois de muito debate, a assembleia votou e aprovou resolução com a seguinte definição de planeta dentro do Sistema Solar:[1]

Um corpo celestial que (a) está em órbita em torno do Sol, (b) possui massa suficiente para que sua própria gravidade supere as forças de corpo rígido, de modo que ele adquira uma forma de equilíbrio hidrostático (próxima à esférica) e (c) tenha dominância em sua órbita.

Por esta definição, o Sistema Solar é composto de oito planetas. Corpos que preenchem as duas primeiras condições, mas não a terceira, como Plutão, Makemake e Éris, são classificados como planetas anões, desde que não sejam satélites naturais de outros planetas. Originalmente, um comitê da UAI havia proposto uma definição que teria incluído um número muito maior de planetas, já que não considerava (c) como um critério.[46] Depois de muita discussão, foi decidido pelo voto que esses corpos seriam classificados como planetas anões.[47]

Esta definição se baseia em teorias de formação planetária, segundo as quais embriões planetários primeiramente limpam a sua vizinhança orbital de outros objetos menores. Como descreve o astrônomo Steven Soter:[48]

O produto final da acreção secundária do disco é um número pequeno de corpos relativamente grandes (planetas) em órbitas ressonantes ou que não se interceptam, o que impede colisões entre eles. Asteroides e cometas, inclusive objetos do cinturão de Kuiper, diferem dos planetas pelo fato de que eles podem colidir entre si e com planetas.

Na esteira da votação da UAI 2006, tem havido controvérsia e debate sobre a definição[49] [50] e muitos astrônomos afirmaram que não vão usá-la.[51] Parte da disputa se baseia no argumento de que o ponto (c) - dominância orbital (limpar a órbita) não deveria ter sido considerado e que os objetos agora categorizados como planetas anões deveriam ser parte de uma definição planetária mais ampla.

Para além da comunidade científica, Plutão detém um forte significado cultural para muitas pessoas, em função do seu status de planeta desde a descoberta em 1930. A descoberta de Éris foi amplamente divulgada na mídia como o décimo planeta, portanto a reclassificação dos três objetos como planetas anões atraiu grande atenção da mídia e do público.[52]

Classificações anteriores[editar | editar código-fonte]

A tabela abaixo relaciona os corpos do Sistema Solar inicialmente considerados como planetas:

Corpo celeste (classificação atual) Notas
Estrela Planeta anão Asteroide Lua
Sol Lua Classificados como planetas na antiguidade, de acordo com a definição utilizada na época.
Io, Europa, Ganimedes e Calisto As quatro maiores luas de Júpiter, conhecidas como Luas de Galileu, em função de sua descoberta por Galileu Galilei. Ele se referia a elas como as "Luas de Médici", em homenagem ao seu patrocinador, a Casa de Médici.
Titã, Jápeto, Reia, Tétis e Dione Cinco das maiores luas de Saturno, descobertas por Christiaan Huygens e Giovanni Domenico Cassini.
Ceres Palas, Juno e Vesta Os primeiros asteroides conhecidos, desde sua descoberta entre 1801 e 1807 até sua reclassificação como asteroides, durante a década de 1850.[53]

Ceres foi reclassificado como um planeta anão em 2006.

Astreia, Hebe, Íris, Flora, Métis, Hígia, Parténope, Vitória, Egéria, Irene, Eunomia Mais asteroides, descobertos entre 1845 e 1851. A relação rapidamente crescente de planetas levou a sua reclassificação como asteroides pelos astrônomos, o que foi largamente aceito até 1854.[31]
Plutão O primeiro objeto transnetuniano conhecido (isto é, um corpo menor com um semieixo maior além de Netuno. Em 2006, Plutão foi reclassificado como um planeta anão.

Mitologia e nomes[editar | editar código-fonte]

Os deuses do Olimpo, a partir dos quais os planetas do Sistema Solar foram nomeados

Os nomes dos planetas no mundo ocidental são derivados das práticas de nomeação dos romanos, as quais provêm daquelas dos gregos e babilônicos. Na Grécia antiga, os dois grandes astros Sol e Lua eram chamados Helios e Selene; o planeta mais distante era chamado Phainon, "o reluzente", seguido por Phaethon, "o brilhante"; o planeta vermelho era conhecido como Pyroeis, "o de cor de fogo"; o mais brilhante era conhecido como Phosphoros, "o que traz a luz"; e o fugaz planeta final era chamado Stilbon, "o de brilho passageiro". Os gregos também consagraram cada planeta a um dos deuses do seu panteão, os Olímpicos: Helios e Selene eram nomes tanto de deuses quanto de planetas; Phainon era consagrado a Cronos, o Titã) que gerou os Olímpicos; Phaeton era consagrado a Zeus, filho de Cronos que o depôs como rei; Pyroeis foi dado a Ares, filho de Zeus e deus da guerra; Phosphoros era controlado por Afrodite, a deusa do amor; e Hermes, mensageiro dos deuses e deus do saber e da sagacidade, controlava Stilbon.[11] A prática grega de transplantar os nomes dos deuses para os planetas foi quase com certeza emprestada dos babilônicos. Esses nomearam Phosphoros a partir de sua deusa do amor, Ishtar, Pyroeis do deus da guerra, Nergal, Stilbon do deus do conhecimento, Nabu, e Phaeton do chefe dos deuses, Marduque.[54] Há muitas concordâncias entre as convenções de nomes grega e babilônica para que elas tenham surgido separadamente,[11] mas a tradução não era perfeita. Por exemplo, o babilônico Nergal era o deus da guerra, portanto os gregos o identificaram com Ares. Entretanto, diferentemente de Ares, Nergal também era o deus da peste e do submundo.[55]

Hoje em dia, a maioria das pessoas no mundo ocidental conhece os planetas pelos nomes derivados do panteão de deuses olímpicos. Enquanto os gregos modernos ainda utilizam os seus nomes antigos para os planetas, outras línguas europeias, em função da influência do Império Romano e mais tarde da Igreja Católica, usam os nomes romanos (ou do latim) em lugar dos gregos. Os romanos, que, como os gregos, eram indo-europeus, compartilhavam com eles um panteão comum com nomes diferentes, mas careciam da rica tradição narrativa que a poética cultura grega havia atribuído a seus deuses. Durante o período final da República Romana, os escritores romanos pegaram emprestado muito da narrativa grega e a aplicaram ao seu próprio panteão, a ponto de eles ficarem virtualmente indistinguíveis.[56] Quando os romanos estudaram a astronomia grega, deram aos planetas os nomes dos seus próprios deuses: Mércurio (para Hermes), Vênus (Afrodite), Marte (Ares), Júpiter (Zeus) e Saturno (Cronos). Quando os planetas subsequentes foram descobertos nos séculos XVIII e XIX, a prática de nomeação foi mantida com Netuno. Urano é uma exceção, uma vez que é nomeado por uma divindade grega e não pelo seu correspondente romano (Caelus).

Alguns romanos, seguindo uma crença possivelmente originária da Mesopotâmia, mas desenvolvida no Egito ptolemaico, acreditavam que os sete deuses a partir dos quais os planetas foram nomeados passavam turnos de uma hora cuidando de assuntos na Terra. A ordem dos turnos era Saturno, Júpiter, Marte, Sol, Vênus, Mercúrio e Lua (do planeta mais distante para o mais próximo).[57] Portanto, o primeiro dia era iniciado por Saturno (1ª hora), o segundo pelo Sol (25ª hora), seguido pela Lua (49ª hora), Marte, Mercúrio, Júpiter e Vênus. Como cada dia era nomeado pelo deus que o iniciava, esta também era a ordem dos dias da semana no calendário romano, depois que o ciclo nundinal foi rejeitado - o que ainda é preservado em muitas línguas modernas.[58] Os nomes em inglês Sunday, Monday e Saturday são traduções diretas desses nomes romanos. Os outros dias foram renomeados a partir de Tiw (Tuesday), Wóden (Wednesday), Thunor (Thursday) e Fríge (Friday), os deuses anglo-saxões considerados similares ou equivalentes a Marte, Mercúrio, Júpiter e Vênus, respectivamente.

Como a Terra só foi geralmente aceita como um planeta no século XVII,[28] não há uma tradição em nomeá-la a partir de um deus (o mesmo vale, em inglês, para o Sol e a Lua, embora eles não sejam mais considerados planetas). Muitas das línguas românicas retêm a antiga palavra romana terra (ou alguma variação dela), que era usada com o significado de "terra seca" (por oposição a "mar").[59] Entretanto, as línguas não-românicas usam suas respectivas palavras nativas. Os gregos usam seu nome original Ge (ou Yi); as línguas germânicas, inclusive o inglês, usam uma variação da palavra do alemão antigo ertho, "chão",[60] como pode ser visto no inglês Earth, o alemão Erde, o holandês Aarde e o escandinavo Jorde.

Culturas não europeias usam outros sistemas para a nomeação planetária. A Índia usa um sistema de nomes baseado no Navagraha, que incorpora os sete planetas tradicionais (Surya para o Sol, Chandra para a Lua e Budha, Shukra, Mangala, Brihaspati e Shani para os planetas tradicionais Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno) e os nós lunares ascendente e descendente (pontos em que a órbita da Lua cruza a eclíptica) Rahu e Ketu. A China e os países da Ásia oriental historicamente sujeitos à influência cultural chinesa (como o Japão, Coreia e Vietnam) usam um sistema de nomeação baseado nos cinco elementos da China: água (Mercúrio), metal (Vênus), fogo (Marte), madeira (Júpiter) e terra (Saturno).[58]

Formação[editar | editar código-fonte]

Não se sabe com certeza como os planeta se formam. A teoria predominante é que eles são formados quando do colapso de uma nebulosa em um disco fino de gás e pó. Uma protoestrela se forma no núcleo, cercada por um disco protoplanetário giratório. Por meio de acreção (um processo de aglutinação por colisão), partículas de poeira do disco acumulam massa continuamente, formando corpos cada vez maiores. Formam-se concentrações de massa, conhecidas como planetesimais, as quais aceleram o processo de acreção ao atrair material adicional com a sua força gravitacional. Essas concentrações se tornam cada vez mais densas, até que elas colapsam para seu interior devido à gravidade, formando protoplanetas.[61] Quando um planeta atinge um diâmetro maior do que a Lua da Terra, ele começa a acumular uma atmosfera, aumentando muito a frequência de captura de planetesimais, por meio do arrasto atmosférico.[62]

Visão artística do disco protoplanetário

Quando a protoestrela cresceu a ponto de se inflamar para formar uma estrela, o disco remanescente é expulso por fotoevaporação, vento solar, arrasto de Poynting-Robertson e outros efeitos.[63] [64] Daí em diante, pode haver muitos protoplanetas orbitando a estrela ou um ao outro, mas com o tempo muitos vão colidir, formando um único planeta maior ou liberando material que será absorvido por outros protoplanetas ou planetas.[65] Os objetos que tiverem massa suficiente vão capturar a maior parte do material na sua vizinhança orbital, tornando-se planetas. Enquanto isso, os protoplanetas que evitarem as colisões podem se tornar satélites naturais de planetas por um processo de captura gravitacional, ou permanecer em cinturões com outros objetos, tornando-se planetas anões ou corpos menores do Sistema Solar.

O impacto energético dos pequenos planetesimais, bem como a desintegração radioativa, aquece o crescente planeta, fazendo com que ele se funda, pelo menos parcialmente. O interior do planeta começa a se diferenciar pela massa, desenvolvendo um núcleo mais denso.[66] Os planetas terrestres menores perdem a maior parte da sua atmosfera por causa desta acreção, mas os gases perdidos podem ser repostos pela perda de gás do manto e pelos impactos subsequentes de cometas.[67] Os planetas menores perdem qualquer atmosfera que eles ganhem por meio de vários mecanismos de escape.

Com a descoberta e observação de sistemas planetários em torno de outras estrelas, torna-se possível elaborar, revisar ou mesmo substituir este processo. Acredita-se atualmente que o nível de metalicidade - um termo astronômico que descreve a abundância de elementos químicos com número atômico maior que 2 (hélio) - determine a probabilidade de uma estrela possuir planetas.[68] Assim, uma estrela da População I, rica em metal, provavelmente possui um sistema planetário mais substancial do que uma estrela da População II, pobre em metal.

Sistema Solar[editar | editar código-fonte]

Planetas e planetas anões do Sistema Solar (tamanhos em escala, distâncias fora de escala
Os planetas terrestres: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte (tamanhos em escala, distâncias fora de escala
Os quatro gigantes gasosos contra o Sol: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno (tamanhos em escala, distâncias fora de escala

De acordo com as atuais definições da UAI, existem oito planetas e cinco planetas anões no Sistema Solar. Em ordem crescente da distância do Sol, os planetas são:

  1. ☿ Mercúrio
  2. ♀ Vênus
  3. ⊕ Terra
  4. ♂ Marte
  5. ♃ Júpiter
  6. ♄ Saturno
  7. ♅ Urano
  8. ♆ Netuno

Júpiter é o maior, com 318 vezes a massa da Terra, enquanto Mercúrio é o menor, com 0,055 massa da Terra.

Os planetas do Sistema Solar podem ser divididos em categorias com base em sua composição:

  • Terrestres ou Telúricos: planetas similares à Terra, com corpos em sua maioria compostos de rochas: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. A Terra é o maior planeta terrestre.
  • Gigantes gasosos: planetas compostos em sua maior parte de materiais gasosos, substancialmente maiores do que os terrestres: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Júpiter é o maior deles, com massa 318 vezes a da Terra, e Saturno o segundo, com 95 vezes a massa da Terra.
  • Gigantes de gelo, contemplando Urano e Netuno, são uma subclasse dos gigantes gasosos, distinguindo-se desses por sua massa muito menor (apenas 14 e 17 vezes a da Terra) e pelo esgotamento do hidrogênio e hélio em sua atmosfera, além de uma proporção significativamente maior de rocha e gelo.
  • Planetas anões: antes da decisão de agosto de 2006, vários objetos foram propostos como planetas por astrônomos, inclusive, numa primeira etapa, pela UAI. Entretanto, em 2006 vários desses objetos foram reclassificados como planetas anões, objetos distintos dos planetas. Atualmente são reconhecidos pela UAI cinco planetas anões no Sistema Solar: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris. Vários outros objetos, tanto no Cinturão de Asteróides quanto no Cinturão de Kuiper, estão sendo avaliados, sendo que cerca de 50 podem se qualificar. Cerca de 200 podem ser descobertos quando o Cinturão de Kuiper tiver sido totalmente explorado. Planetas anões compartilham muitas das características dos planetas, embora existam diferenças notáveis - especialmente que eles não são dominantes em suas órbitas. Por definição, todos os planetas anões são parte de populações maiores. Ceres é o maior corpo no Cinturão de Asteroides, enquanto Plutão, Haumea e Makemake são membros do Cinturão de Kuiper e Éris é membro do disco disperso. Cientistas como Mike Brown acreditam que num futuro próximo mais de 40 objetos transnetunianos devem se qualificar como planetas anões segundo a definição da UAI.[69]

Atributos planetários[editar | editar código-fonte]

Nome Diâmetro
equatorial[a]
Massa[a] Raio
orbital (UA)
Período orbital
(anos)[a]
Inclinação
com o equador do Sol
(°)
Excentricidade
orbital
Período de rotação
(dias)
Satélites
naturais[c]
Aneis Atmosfera
Terrestres Mercúrio 0,382 0,06 0,39 0,24 3,38 0,206 58,64 0 não mínima
Vênus 0,949 0,82 0,72 0,62 3,86 0,007 −243,02 0 não CO2, N2
Terra[b] 1,00 1,00 1,00 1,00 7,25 0,017 1,00 1 não N2, O2
Marte 0,532 0,11 1,52 1,88 5,65 0,093 1,03 2 não CO2, N2
Gigantes gasosos Júpiter 11,209 317,8 5,20 11,86 6,09 0,048 0,41 66 sim H2, He
Saturno 9,449 95,2 9,54 29,46 5,51 0,054 0,43 61 sim H2, He
Urano 4,007 14,6 19,22 84,01 6,48 0,047 −0,72 27 sim H2, He
Netuno 3,883 17,2 30,06 164,8 6,43 0,009 0,67 13 sim H2, He
Planetas anões
Ceres 0,08 0,000 2 2,5–3,0 4,60 10,59 0,080 0,38 0 não nenhuma
Plutão 0,19 0,002 2 29,7–49,3 248,09 17,14 0,249 −6,39 5 não temporária
Haumea 0,37×0,16 0,000 7 35,2–51,5 282,76 28,19 0,189 0,16 2
Makemake ~0,12 0,000 7 38,5–53,1 309,88 28,96 0,159  ? 0  ?  ? [d]
Éris 0,19 0,002 5 37,8–97,6 ~557 44,19 0,442 ~0,3 1  ?  ? [d]
a Medidas relativas à Terra.
b Veja artigo sobre a Terra para os valores absolutos.
c Júpiter tem a maior quantidade de satélites assegurados (63) no Sistema Solar[70]
d Como em Plutão, suspeita-se da existência de uma atmosfera temporária quando perto do periélio.

Planetas extrassolares[editar | editar código-fonte]

Exoplanetas, por ano de descoberta, até 03/10/2010

A primeira descoberta confirmada de um planeta extrassolar orbitando uma estrela comum da sequência principal ocorreu em 6 de outubro de 1995, quando Michel Mayor e Didier Queloz, da Universidade de Genebra, anunciaram a detecção de um exoplaneta em torno da 51 Pegasi. Dos 490 planetas extrassolares descobertos até setembro de 2010, a maior parte possui massa comparável a ou maior do que a de Júpiter, embora massas variando desde menos do que a de Mercúrio até várias vezes a de Júpiter tenham sido observadas.[71] Os menores planetas extrassolares já encontrados têm sido descobertos orbitando remanescentes de estrelas apagadas chamadas pulsares, como a PSR B1257+12.[72] Foram encontrados cerca de uma dúzia de planetas extrassolares entre 10 e 20 massas da Terra,[71] como aqueles que orbitam as estrelas Mu Arae, 55 Cancri e GJ 436.[71] Esses planetas foram apelidados "Netunos", porque sua massa se aproxima da daquele planeta (17 vezes a da Terra).[73]

Uma categoria nova é a das chamadas "super-Terras", possivelmente planetas terrestres muito maiores do que a Terra, mas menores do que Netuno ou Urano. Até o momento, cerca de vinte possíveis super-Terras (dependendo dos limites de massa) foram encontradas, inclusive OGLE-2005-BLG-390Lb e MOA-2007-BLG-192Lb, mundos gelados descobertos por meio da microlente gravitacional;[74] [75] COROT-7b, um planeta com diâmetro estimado em 1,7 vez o da Terra (o que o faz a menor super-Terra já medida), mas com uma distância orbital de apenas 0,02 UA, o que significa que ele provavelmente possui uma superfície líquida a uma temperatura de 1000-1500 ºC;[76] e cinco ou seis planetas orbitando a anã vermelha Gliese 581. O Gliese 581 d tem cerca de 7,7 vezes a massa da Terra,[77] enquanto o Gliese 581 c tem cinco vezes a massa da Terra e foi considerado inicialmente o primeiro planeta terrestre a ser encontrado dentro da zona habitável de uma estrela.[78] Entretanto, estudos mais detalhados revelaram que ele estava um pouco próximo demais da sua estrela para ser habitável, e que o planeta mais distante do sistema, Gliese 581 d, embora muito mais frio do que a Terra, poderia potencialmente ser habitável, se sua atmosfera contivesse quantidade suficiente de gases de efeito estufa.[79]

Comparação do tamanho de HR 8799 (em cinza) com Júpiter. A maioria dos exoplanetas descobertos até agora são maiores do que Júpiter, embora descobertas de planetas menores sejam esperadas no futuro próximo.

Ainda não está claro se os planetas grandes recentemente descobertos se parecem com os gigantes gasosos do Sistema Solar ou se eles são de um tipo totalmente diferente, ainda desconhecido, como gigantes de amônia ou planetas de carbono. Em particular, alguns desses planetas, conhecidos como Jupiteres quentes, estão em órbitas extremamente próximas de suas estrelas, quase circulares. Portanto, eles recebem muito mais radiação estelar do que os gigantes gasosos do Sistema Solar, o que torna questionável se eles são o mesmo tipo de planeta. Pode também existir uma classe de Jupiteres quentes, chamados planetas ctônicos, que orbitam tão próximo sua estrela que suas atmosferas foram completamente varridas pela radiação estelar. Enquanto muitos Jupiteres quentes foram encontrados no processo de perder suas atmosferas, até 2008 nenhum planeta ctônico genuíno foi descoberto.[80]

Observações mais detalhadas de planetas extrassolares vão requerer uma nova geração de instrumentos, inclusive telescópios espaciais. Atualmente as sondas COROT e Kepler estão procurando variações da luminosidade estelar devido a planetas em trânsito. Vários projetos também foram propostos para criar uma rede de telescópios espaciais para procurar planetas extrassolares com massas comparáveis à da Terra. Esses incluem os programas da NASA Buscador de Planetas Terrestres e Missão Espacial por Interferometria, e o PEGASE, da CNES.[81] A Missão Novos Mundos é um mecanismo de ocultação que pode trabalhar em conjunto com o Telescópio Espacial James Webb. Entretanto, a obtenção de fundos para alguns desses projetos continua incerta. Os primeiros espectros de planetas extrassolares foram reportados em fevereiro de 2007 (HD 209458 b e HD 189733 b).[82] [83] A frequência de ocorrência de planetas terrestres é uma das variáveis da equação de Drake, que estima o número de civilizações inteligentes e comunicativas que existem em nossa galáxia.[84]

Objetos de massa planetária[editar | editar código-fonte]

Um objeto de massa planetária é um objeto celeste com uma massa dentro da faixa da definição de planeta, isto é, maior do que um corpo menor, porém menor do que uma anã marrom com reação nuclear ou uma estrela. Por definição, todos os planetas são ‘’objetos de massa planetária’’, mas o objetivo deste termo é descrever objetos que não se encaixem nas expectativas típicas de um planeta. Planetas livres que não orbitem estrelas podem ser planetas órfãos ejetados do seu sistema ou objetos formados por colapso da nebulosa e não por acreção (às vezes chamados subanãs marrons),

Planetas órfãos[editar | editar código-fonte]

Várias simulações por computador da formação de sistemas estelares e planetários sugeriram que alguns objetos de massa planetária seriam ejetados para o espaço interestelar.[85] Alguns cientistas argumentaram que esses objetos encontrados vagando no espaço deveriam ser classificados como "planetas", embora outros tenham sugerido que eles poderiam ser estrelas de pequena massa.[86] [87]

Subanãs marrons[editar | editar código-fonte]

Estrelas se formam por meio do colapso gravitacional de nuvens de gás, mas objetos menores também podem se formar a partir do colapso de nuvem. Objetos de massa planetária formados dessa forma são às vezes chamados subanãs marrons. As subanãs marrons podem ser objetos livres, como o Cha 110913-773444, ou orbitar um objeto maior, como o 2MASS J04414489+2301513.

Por um curto espaço de tempo, em 2006, astrônomos acreditaram ter encontrado um sistema binário de tais objetos, Oph 162225-240515, que os descobridores chamaram de "objetos de massa planetária"; entretanto, análise mais recente dos objetos determinou que a massa de cada um é provavelmente maior do que 13 massas de Júpiter, o que classifica o par como anãs marrons.[88] [89] [90]

Planetas satélites e planetas em cinturões[editar | editar código-fonte]

Alguns satélites grandes são de tamanho similar ou maiores do que Mercúrio, como, por exemplo, as luas de Galileu e Titã, de Júpiter. Alan Stern argumentou que a localização não deveria importar e somente atributos geofísicos deveriam ser levados em conta na definição de um planeta, tendo proposto o termo ‘’’planeta satélite’’’ para um objeto do tamanho de um planeta orbitando outro planeta. Da mesma forma, objetos com tamanho de planetas no cinturão de asteroides ou no cinturão de Kuiper deveriam também ser planetas, de acordo com Stern.[91]

Atributos[editar | editar código-fonte]

Embora cada planeta tenha características físicas únicas, algumas características comuns existem entre eles. Algumas delas, como anéis e satélites naturais, por enquanto somente foram observadas em planetas do Sistema Solar, enquanto outras são também comuns a planetas extrassolares.

Características dinâmicas[editar | editar código-fonte]

Órbita[editar | editar código-fonte]

A órbita de Netuno comparada à de Plutão. Note-se a elongação da órbita de Plutão em relação à de Netuno (excentricidade), bem como o seu grande ângulo em relação à eclíptica (inclinação).

De acordo com as definições atuais, todos os planetas devem girar em torno de estrelas; logo, quaisquer planetas órfãos são excluídos. No Sistema Solar, todos os planetas orbitam o Sol no mesmo sentido da rotação do Sol (anti-horário, para um observador sobre o polo norte do Sol). Pelo menos um planeta extrassolar, WASP-17b, foi descoberto numa órbita em sentido oposto ao da rotação da sua estrela.[92]

O período de uma revolução de um planeta em sua órbita é conhecido como o seu período sideral ou ano.[93] Um ano de um planeta depende da sua distância para a sua estrela; quanto mais longe um planeta está da sua estrela, não apenas ele terá maior distância para percorrer, como também menor será sua velocidade, pois ele será menos afetado pela gravidade da estrela. Como nenhuma órbita de planeta é perfeitamente circular, a distância varia ao longo do ano. A maior aproximação para a sua estrela é chamada o seu periastro (periélio no Sistema Solar), enquanto a maior separação é chamada apoastro (afélio). À medida que um planeta se aproxima do periastro, sua velocidade aumenta pela transformação da energia potencial gravitacional em energia cinética, da mesma forma como um objeto em queda livre na Terra ganha velocidade à medida que cai; quando o planeta atinge o apoastro, sua velocidade diminui, da mesma forma como um objeto atirado para cima na Terra perde velocidade quando se aproxima do ápice da sua trajetória.[94]

A órbita de cada planeta é definida por um conjunto de elementos:

• A excentricidade de uma órbita descreve quão alongada ela é. Planetas com baixa excentricidade têm órbitas mais circulares, enquanto planetas com alta excentricidade têm órbitas mais elípticas. Os planetas do Sistema Solar têm excentricidades muito baixas e, portanto, órbitas quase circulares.[93] Cometas e objetos do Cinturão de Kuiper, assim como vários planetas extrassolares, têm excentricidades muito altas, logo órbitas fortemente elípticas.[95] [96]

  • Ilustração do semieixo maior
    O semieixo maior é a distância de um planeta até a metade do maior diâmetro da sua órbita elíptica (ver imagem). Esta distância não é igual ao apoastro, porque nenhuma órbita de planeta tem a estrela no seu centro.[93]
  • A inclinação de um planeta indica o quanto sua órbita está acima ou abaixo de um plano de referência. No Sistema Solar, o plano de referência é o plano da órbita da Terra, chamada eclíptica. Para planetas extrassolares, o plano, conhecido como ‘’’plano celeste’’’, é o plano da linha de visão do observador a partir da Terra.[97] Os oito planetas do Sistema Solar estão todos muito próximos da eclíptica, enquanto cometas e objetos do Cinturão de Kuiper, como Plutão, estão a ângulos muito maiores em relação a ela.[98] Os pontos em que um planeta atravessa acima e abaixo o seu plano de referência são chamados nós ascendente e descendente.[93] A longitude do nó ascendente é o ângulo entre a longitude zero do plano de referência e o nó ascendente do planeta. O argumento do periastro (ou periélio no Sistema Solar) é o ângulo entre o nó ascendente do planeta e a sua maior aproximação da estrela.[93]

Inclinação axial[editar | editar código-fonte]

A inclinação axial da Terra é de cerca de 23°.

Os planetas também têm graus variados de inclinação axial: eles estão a um determinado ângulo do plano do equador das suas estrelas. Isto faz variar a quantidade de luz recebida em cada hemisfério ao longo do ano; quando o hemisfério norte não está voltado para a sua estrela, o hemisfério sul aponta para ela, e vice-versa. Cada planeta possui, portanto, estações do ano: mudanças no clima ao longo do ano. O momento em que cada hemisfério está mais distante ou mais próximo da sua estrela é chamado solstício. Cada planeta tem dois no curso de um ano; quando um hemisfério tem o seu solstício de verão (o dia é mais longo), o outro tem o tem o seu solstício de inverno (o dia é mais curto).

A quantidade variável de luz e calor recebida em cada hemisfério cria mudanças anuais nos padrões de clima em cada metade do planeta. A inclinação axial de Júpiter é muito pequena, portanto sua variação sazonal é mínima. Urano, por outro lado, tem uma inclinação axial tão extrema que ele está virtualmente de lado, o que significa que os seus hemisférios estão sempre iluminados ou sempre na escuridão na época dos seus solstícios.[99] Entre os planetas extrassolares, as inclinações axiais não são conhecidas com certeza, embora se acredite que a maior parte dos Jupiteres quentes tenha inclinação axial desprezível ou nula, como resultado da proximidade com as suas estrelas.[100]

Rotação[editar | editar código-fonte]

Os planetas giram em torno de eixos invisíveis que passam pelos seus centros. O período de rotação de um planeta é chamado o seu dia. A maioria dos planetas no Sistema Solar giram no mesmo sentido em que orbitam o Sol, que é anti-horário, para um observador acima do polo norte do Sol. Exceções são Vênus[101] e Urano,[102] que giram no sentido horário, embora a extrema inclinação axial de Urano leve a diferentes convenções sobre qual dos seus polos é o "norte" e, portanto, se o planeta está girando no sentido horário ou anti-horário.[103] Entretanto, qualquer que seja a convenção usada, Urano tem rotação retrógrada em relação a sua órbita.

A rotação de um planeta pode ser induzida por vários fatores durante a sua formação. Um momento angular resultante pode ser induzido pelas contribuições individuais de momentos angulares de objetos acretados. A acreção de gás pelos gigantes gasosos também pode contribuir para o momento angular. Finalmente, nos últimos estágios da formação do planeta, um processo estocástico de acreção protoplanetária pode alterar randomicamente o eixo de rotação de um planeta.[104]

Há uma grande variação na duração de um dia entre os planetas, com Vênus levando 243 dias terrestres para dar uma volta e os gigantes gasosos apenas algumas horas.[105] Os períodos rotacionais de planetas extrassolares não são conhecidos, entretanto sua proximidade para as suas estrelas significa que os Jupiteres quentes estão em acoplamento de maré (suas órbitas estão sincronizadas com suas rotações). Isto significa que eles somente mostram uma face para as suas estrelas, ficando um lado em dia perpétuo e o outro em noite perpétua.[106]

Dominância orbital[editar | editar código-fonte]

A característica dinâmica definidora de um planeta é que ele tenha limpado a sua vizinhança. Um planeta que limpou a sua vizinhança acumulou massa suficiente para agrupar ou afastar todos os planetesimais na sua órbita. Com efeito, ele orbita a sua estrela isoladamente, em oposição a compartilhar a órbita com uma multidão de objetos de tamanho similar. Esta característica foi estabelecida como parte da definição oficial de planeta da UAI em agosto de 2006. O critério exclui corpos planetários como Plutão, Éris e Ceres da lista de planetas habilitados, fazendo deles planetas anões.[1] Embora até o momento este critério somente se aplique ao Sistema Solar, alguns sistemas extrassolares jovens foram encontrados nos quais as evidências sugerem que a dominância orbital está acontecendo dentro dos discos estelares.[107]

Características físicas[editar | editar código-fonte]

Massa[editar | editar código-fonte]

Uma característica física definidora de um planeta é que ele tenha massa suficiente para que a força de sua própria gravidade domine as forças eletromagnéticas que unem a sua estrutura física, levando a um estado de equilíbrio hidrostático. Isto efetivamente significa que todos os planetas são esféricos ou esferoidais. Até uma determinada massa, um objeto pode ter uma forma irregular, mas a partir deste ponto, que varia em função da sua composição química, a gravidade começa a puxar o objeto em direção ao seu centro de massa, até que ele colapsa, tornando-se uma esfera.[108]

A massa é também o primeiro atributo pelo qual os planetas se distinguem das estrelas. O limite superior de massa para planetas é aproximadamente 13 vezes a massa de Júpiter (MJ) para objetos com abundância natural semelhante ao Sol, a partir do qual ele ganha condição favorável para a fusão nuclear. Além do Sol, nenhum objeto com tal massa existe no Sistema Solar, mas há planetas extrassolares neste limite. Não há uma concordância universal para o limite de 13 MJ e a Enciclopédia de Planetas Extrassolares inclui objetos de até 20 MJ,[109] enquanto o Exoplanet Data Explorer considera até 24 massas de Júpiter.[110]

O menor planeta conhecido, excluindo planetas anões e satélites, é PSR B1257+12A, um dos primeiros planetas extrassolares descobertos, que foi encontrado em 1992 em órbita de um pulsar. Sua massa é aproximadamente a metade da de Mercúrio.[71]

Diferenciação interna[editar | editar código-fonte]

Ilustração do interior de Júpiter, com um núcleo rochoso coberto por uma espessa camada de hidrogênio metálico.

Todo planeta iniciou sua existência em um estado inteiramente fluido; no início da formação, os materiais mais densos e pesados migraram para o centro, deixando os mais leves perto da superfície. Cada um, portanto, tem o interior diferenciado, consistindo de um núcleo planetário denso, cercado de um manto que é ou era fluido. Os planetas terrestres são selados com crostas duras,[111] mas nos gigantes gasosos o manto simplesmente se dissolve nas camadas superiores de nuvens. Os planetas terrestres possuem núcleos de elementos magnéticos como ferro e níquel e mantos de silicatos. Acredita-se que Júpiter e Saturno possuam núcleos de rocha e metal, cercados de mantos de hidrogênio metálico.[112] Urano e Netuno, que são menores, possuem núcleo rochoso, cercado de mantos de água, amônia, metano e outros "gelos" (substâncias voláteis com pontos de fusão acima de 100 K).[113] A ação dos fluidos internos aos núcleos dos planetas cria um geodínamo, que gera um campo magnético.[111]

Atmosfera[editar | editar código-fonte]

Atmosfera da Terra

Todos os planetas do Sistema Solar têm atmosferas, uma vez que suas grandes massas tornam a gravidade suficientemente forte para manter partículas gasosas próximas à superfície. Os gigantes gasosos maiores têm massa suficiente para manter grandes quantidades dos gases leves hidrogênio e hélio, enquanto os planetas menores perdem esses gases para o espaço.[114] A composição da atmosfera da Terra é diferente da dos outros planetas porque os diversos processos da vida que ocorreram no planeta introduziram oxigênio molecular livre.[115] O único planeta solar sem uma atmosfera substancial é Mercúrio, porque ela foi, em sua maior parte (mas não totalmente), varrida pelo vento solar.[116]

As atmosferas planetárias são afetadas pelos variados graus de energia recebida tanto do Sol quanto dos seus interiores, levando à formação de sistemas climáticos dinâmicos, como os furacões (na Terra), tempestades de areia em escala planetária (em Marte), um anticiclone do tamanho da Terra em Júpiter (chamado a Grande Mancha Vermelha) e buracos na atmosfera (em Netuno).[99] Pelo menos em um planeta extrassolar, o HD 189733 b, foi identificado um sistema climático, similar à Grande Mancha Vermelha, mas duas vezes maior.[117] Foi observado que os Jupiteres quentes perdem suas atmosferas para o espaço devido à radiação estelar, tal qual as caudas dos cometas.[118] [119] Esses planetas podem ter grandes diferenças na temperatura entre os seus lados de dia e de noite, o que produz ventos supersônicos;[120] no entanto, os lados de dia e de noite do HD 1889733 b parecem ter temperaturas muito similares, indicando que a atmosfera efetivamente redistribui a energia da estrela em torno do planeta.[117]

Magnetosfera[editar | editar código-fonte]

Representação esquemática da magnetosfera da Terra

Uma característica importante dos planetas são seus momentos magnéticos intrínsecos, que dão origem a magnetosferas. A presença de um campo magnético indica que o planeta ainda é geologicamente ativo. Em outras palavras, planetas magnetizados possuem fluxos de materiais condutores elétricos em seu interior, gerando os campos magnéticos. Esses campos modificam significativamente a interação entre o planeta e o vento solar. Um planeta magnetizado cria uma cavidade no vento solar no seu entorno, chamada magnetosfera, que o vento solar não consegue penetrar. A magnetosfera pode ser muito maior do que o próprio planeta. Em contraste, planetas não magnetizados têm somente pequenas magnetosferas induzidas pela interação da ionosfera com o vento solar, que não é capaz de proteger efetivamente o planeta.[121]

Dos oito planetas do Sistema Solar, apenas Vênus e Marte carecem de um campo magnético,[121] enquanto a lua Ganimedes, de Júpiter, possui um. Dos planetas magnetizados, o campo de Mercúrio é o mais fraco, mal conseguindo defletir o vento solar. O campo magnético de Ganimedes é várias vezes maior, enquanto o de Júpiter é o maior do Sistema Solar, tão forte que representa um sério risco para a segurança de futuras missões tripuladas para as suas luas. A força dos campos magnéticos dos outros planetas gigantes é aproximadamente similar ao da Terra, mas os seus momentos magnéticos são significativamente maiores. Os campos magnéticos de Urano e Netuno são fortemente inclinados em relação ao eixo rotacional e deslocados do centro do planeta.[121]

Em 2004, uma equipe de astrônomos no Havaí observou um planeta extrassolar em torno da estrela HD 179949, que parecia estar criando uma mancha na superfície da sua estrela. A equipe lançou a hipótese de que a magnetosfera do planeta estava transferindo energia para a superfície da estrela, aumentando sua já alta temperatura de 7.760 °C em mais 400 °C.[122]

Características secundárias[editar | editar código-fonte]

Vários planetas ou planetas anões no Sistema Solar, como Netuno e Plutão, têm períodos orbitais que estão em ressonância orbital entre si ou com corpos menores (isto também é comum em sistemas de satélites). Todos, com exceção de Mercúrio e Vênus, têm satélites naturais, frequentemente chamados de "luas". A Terra tem um, Marte dois e os gigantes gasosos têm numerosas luas, em sistemas planetários complexos. Muitas luas de gigantes gasosos têm características similares aos planetas terrestres e planetas anões e algumas têm sido estudadas como possíveis locações para a vida (especialmente Europa).[123] [124] [125]

Anéis planetários[editar | editar código-fonte]

Os quatro gigantes gasosos são também orbitados por anéis planetários de tamanhos e complexidade variados. Os anéis são compostos principalmente de poeira e material particulado, mas podem abrigar pequenas luas cuja gravidade formata e mantém a sua estrutura. Embora a origem dos anéis planetários não seja conhecida com precisão, acredita-se que eles sejam resultado de satélites naturais que tenham caído abaixo do limite de Roche dos seus planetas e foram desintegrados pela força de maré.[126] [127]

Não foram observadas características secundárias em planetas extrassolares. Entretanto, acredita-se que a subanã marrom Cha 110913-773444, que foi descrita como um planeta órfão, seja orbitada por um pequeno disco protoplanetário.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Outros projetos Wikimedia também contêm material sobre este tema:
Wikcionário Definições no Wikcionário
Wikiquote Citações no Wikiquote
Commons Categoria no Commons

Referências

  1. a b c IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes International Astronomical Union (2006). Visitado em 2009-12-30.
  2. a b Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union IAU (2001). Visitado em 2008-08-23.
  3. Ceres, Plutão (originalmente classificado como o nono planeta do Sistema Solar), Makemake, Haumea e Éris
  4. Schneider, Jean (2010-05-01). Interactive Extra-solar Planets Catalog The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Visitado em 2010-05-02.
  5. H. G. Liddell and R. Scott, A Greek–English Lexicon, ninth edition, (Oxford: Clarendon Press, 1940).
  6. Definition of planet Merriam-Webster OnLine. Visitado em 2007-07-23.
  7. a b planet, n. Oxford English Dictionary (December 2007). Visitado em 2008-02-07. Note: select the Etymology tab
  8. Neugebauer, Otto E.. (1945). "The History of Ancient Astronomy Problems and Methods". Journal of Near Eastern Studies 4 (1): 1–38. DOI:10.1086/370729.
  9. Ronan, Colin. Astronomy in China, Korea and Japan. Walker. ed. [S.l.: s.n.]. 264–265 pp.
  10. Kuhn, Thomas S.. The Copernican Revolution. [S.l.]: Harvard University Press, 1957. 5–20 pp. ISBN 0674171039.
  11. a b c d Evans, James. The History and Practice of Ancient Astronomy. [S.l.]: Oxford University Press, 1998. 296–7 pp. ISBN 978-0-19-509539-5. Visitado em 2008-02-04.
  12. Holden, James Herschel. A History of Horoscopic Astrology. [S.l.]: AFA, 1996. p. 1. ISBN 978-0866904636.
  13. In: Hermann Hunger. Astrological reports to Assyrian kings. [S.l.]: Helsinki University Press, 1992. vol. 8. ISBN 951-570-130-9.
  14. Lambert, W. G.. (1987). "Babylonian Planetary Omens. Part One. Enuma Anu Enlil, Tablet 63: The Venus Tablet of Ammisaduqa". Journal of the American Oriental Society 107 (1). DOI:10.2307/602955.
  15. a b Kasak, Enn; Veede, Raul. (2001). "Understanding Planets in Ancient Mesopotamia (PDF)" (PDF). Electronic Journal of Folklore 16: 7–35. Estonian Literary Museum. ISSN 1406-0957.
  16. As shown, for example, in Peter Appian's Cosmographia (Antwerp, 1539); see the plate in Grant, Edward. (June 1987). "Celestial Orbs in the Latin Middle Ages". Isis 78 (2): 153–173. ISSN 0021-1753.
  17. Burnet, John. Greek philosophy: Thales to Plato. [S.l.]: Macmillan and Co., 1950. 7–11 pp. ISBN 9781406766011. Visitado em 2008-02-07.
  18. ARISTARCHUS OF SAMOS. Visitado em 03/03/2011.
  19. THE BEGINNING OF THE SCIENTIFIC REVOLUTION. Visitado em 03/03/2011.
  20. Project Overview. Visitado em 03/03/2011.
  21. a b Goldstein, Bernard R.. (1997). "Saving the phenomena: the background to Ptolemy's planetary theory". Journal for the History of Astronomy 28 (1): 1–12.
  22. Ptolemy; Toomer, G. J.. Ptolemy's Almagest. [S.l.]: Princeton University Press, 1998. ISBN 9780691002606.
  23. J. J. O'Connor and E. F. Robertson, Aryabhata the Elder, MacTutor History of Mathematics archive
  24. Sarma (2008), Astronomy in India
  25. Ramasubramanian etc. (1994)
  26. S. M. Razaullah Ansari. History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997. [S.l.]: Springer, 2002. p. 137. ISBN 1402006578.
  27. Transits of Venus. Visitado em 03/03/2011.
  28. a b c Van Helden, Al (1995). Copernican System The Galileo Project. Visitado em 2008-01-28.
  29. a b A NOVA DEFINIÇÃO DE PLANETA. Visitado em 22/03/2011.
  30. Cassini, Signor. (1673). "A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French.". Philosophical Transactions (1665–1678) 8: 5178–85. DOI:10.1098/rstl.1673.0003. Note: This journal became the Philosophical Transactions of the Royal Society of London in 1775. There may just be earlier publications within the Journal des sçavans.
  31. a b c Hilton, James L. (2001-09-17). When Did the Asteroids Become Minor Planets? U. S. Naval Observatory. Visitado em 2007-04-08. Cópia arquivada em 2007-09-21.
  32. Lyttleton, Raymond A.. (1936). "On the possible results of an encounter of Pluto with the Neptunian system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 97.
  33. Whipple, Fred. (1964). "The History of the Solar System". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 52 (2): 565–594. DOI:10.1073/pnas.52.2.565. PMID 16591209.
  34. Luu, Jane X.; Jewitt, David C.. (May 1996). "The Kuiper Belt". Scientific American 274 (5): 46–52. DOI:10.1038/scientificamerican0596-46.
  35. Wolszczan, A.; Frail, D. A.. (1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature 355: 145–147. DOI:10.1038/355145a0.
  36. Mayor, Michel; Queloz, Didier. (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". Nature 378: 355–359. DOI:10.1038/355145a0.
  37. IAU General Assembly: Definition of Planet debate (.wmv) MediaStream.cz (2006). Visitado em 2008-08-23.
  38. Basri, Gibor. (2000). "Observations of Brown Dwarfs". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38. DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.485.
  39. Green, D. W. E.. (2006-09-13). "(134340) Pluto, (136199) Eris, and (136199) Eris I (Dysnomia)" (PDF). Central Bureau for Astronomical Telegrams, International Astronomical Union.
  40. Saumon, D.; Hubbard, W. B.; Burrows, A.; Guillot, T.; Lunine, J. I.; Chabrier, G.. (1996). "A Theory of Extrasolar Giant Planets". Astrophysical Journal 460: 993–1018. DOI:10.1086/177027.
  41. See for example the list of references for: Butler, R. P. et al. (2006). Catalog of Nearby Exoplanets University of California and the Carnegie Institution. Visitado em 2008-08-23.
  42. Stern, S. Alan. "Gravity Rules: The Nature and Meaning of Planethood", SpaceDaily, 2004-03-22. Página visitada em 2008-08-23.
  43. Whitney Clavin (2005-11-29). A Planet With Planets? Spitzer Finds Cosmic Oddball NASA. Visitado em 2006-03-26.
  44. What is a Planet? Debate Forces New Definition, by Robert Roy Britt, 02 November 2000
  45. The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
  46. Rincon, Paul. "Planets plan boosts tally 12", BBC, 2006-08-16. Página visitada em 2008-08-23.
  47. "Pluto loses status as a planet", BBC, 2006-08-24. Página visitada em 2008-08-23.
  48. Soter, Steven. (2006). "What is a Planet". Astronomical Journal 132 (6): 2513–19. DOI:10.1086/508861. Arxiv.
  49. Rincon, Paul. "Pluto vote 'hijacked' in revolt", BBC, 2006-08-25. Página visitada em 2008-08-23.
  50. Britt, Robert Roy (2006-08-24). Pluto Demoted: No Longer a Planet in Highly Controversial Definition Space.com. Visitado em 2008-08-23.
  51. Britt, Robert Roy (2006-08-31). Pluto: Down But Maybe Not Out Space.com. Visitado em 2008-08-23.
  52. Moskowitz, Clara. "Scientist who found '10th planet' discusses downgrading of Pluto", Stanford news, 2006-10-18. Página visitada em 2008-08-23.
  53. The Planet Hygea spaceweather.com (1849). Visitado em 2008-04-18.
  54. Ross, Kelley L. (2005). The Days of the Week The Friesian School. Visitado em 2008-08-23.
  55. Cochrane, Ev. Martian Metamorphoses: The Planet Mars in Ancient Myth and Tradition. [S.l.]: Aeon Press, 1997. ISBN 0965622908. Visitado em 2008-02-07.
  56. Cameron, Alan. Greek Mythography in the Roman World. [S.l.]: Oxford University Press, 2005. ISBN 0195171217.
  57. Zerubavel, Eviatar. The Seven Day Circle: The History and Meaning of the Week. [S.l.]: University of Chicago Press, 1989. p. 14. ISBN 0226981657. Visitado em 2008-02-07.
  58. a b Falk, Michael. (1999). "Astronomical Names for the Days of the Week". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 93: 122–133.
  59. Harper, Douglas (2001-09). Etymology of "terrain" Online Etymology Dictionary. Visitado em 2008-01-30.
  60. Harper, Douglas (2001-09). Earth Online Etymology Dictionary. Visitado em 2008-08-23.
  61. Wetherill, G. W.. (1980). "Formation of the Terrestrial Planets". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 18: 77–113. DOI:10.1146/annurev.aa.18.090180.000453.
  62. Inaba, S.; Ikoma, M.. (2003). "Enhanced Collisional Growth of a Protoplanet that has an Atmosphere". Astronomy and Astrophysics 410: 711–723. DOI:10.1051/0004-6361:20031248.
  63. Dutkevitch, Diane (1995). The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars Ph. D. thesis, University of Massachusetts Amherst. Visitado em 2008-08-23. Cópia arquivada em 2007-11-25. (Astrophysics Data System entry)
  64. Matsuyama, I.; Johnstone, D.; Murray, N.. (2005). "Halting Planet Migration by Photoevaporation from the Central Source". The Astrophysical Journal 585 (2): L143–L146. DOI:10.1086/374406.
  65. Kenyon, Scott J.; Bromley, Benjamin C.. (2006). "Terrestrial Planet Formation. I. The Transition from Oligarchic Growth to Chaotic Growth". Astronomical Journal 131. DOI:10.1086/499807.
  66. Ida, Shigeru; Nakagawa, Yoshitsugu; Nakazawa, Kiyoshi. (1987). "The Earth's core formation due to the Rayleigh-Taylor instability". Icarus 69. DOI:10.1016/0019-1035(87)90103-5.
  67. Kasting, James F.. (1993). "Earth's early atmosphere". Science 259 (5097). DOI:10.1126/science.11536547. PMID 11536547.
  68. Aguilar, D.; Pulliam, C.. "Lifeless Suns Dominated The Early Universe", Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Press release), 2004-01-06. Página visitada em 2006-08-26. [ligação inativa]
  69. Amburn, Brad (2006-02-28). Behind the Pluto Mission: An Interview with Project Leader Alan Stern Space.com. Visitado em 2008-08-23.
  70. Scott S. Sheppard. The Jupiter Satellite Page (Now Also The Giant Planet Satellite and Moon Page) Carnegie Institution for Science. Visitado em 2009-06-07.
  71. a b c d Schneider, Jean (2006-12-11). Interactive Extra-solar Planets Catalog The Extrasolar Planets Encyclopedia. Visitado em 2008-08-23.
  72. Kennedy, Barbara. "Scientists reveal smallest extra-solar planet yet found", SpaceFlight Now, 2005-02-11. Página visitada em 2008-08-23.
  73. "Trio of Neptunes", Astrobiology Magazine, May 21, 2006. Página visitada em 2008-08-23.
  74. Small Planet Discovered Orbiting Small Star ScienceDaily (2008). Visitado em 2008-06-06.
  75. Beaulieu, J.-P.; D. P. Bennett; P. Fouqué; A. Williams; et al.. (2006-01-26). "Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing". Nature 439 (7075): 437–440. DOI:10.1038/nature04441. PMID 16437108.
  76. COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on European Space Agency (3 February 2009).
  77. Gliese 581 d The Extrasolar Planets Encyclopedia. Visitado em 2008-09-13.
  78. "New 'super-Earth' found in space", BBC News, 25 April 2007. Página visitada em 2008-08-23.
  79. von Bloh et al.. (2007). "The Habitability of Super-Earths in Gliese 581". Astronomy and Astrophysics 476 (3): 1365–1371. DOI:10.1051/0004-6361:20077939.
  80. Lecavelier des Etangs, A.; Vidal-Madjar, A.; McConnell, J. C.; Hébrard, G.. (2004). "Atmospheric escape from hot Jupiters". Astronomy and Astrophysics 418: L1–L4. DOI:10.1051/0004-6361:20040106.
  81. Future American and European Planet Finding Missions Space Today Online. Visitado em 2008-02-06.
  82. Thompson, Tabatha, Clavin, Whitney. "NASA's Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds", Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology (Press Release), 2007-02-21. Página visitada em 2008-08-23.
  83. Richardson, L. Jeremy; Deming, Drake; Horning, Karen; Seager, Sara; Harrington, Joseph. (2007). "A spectrum of an extrasolar planet". Nature 445 (7130). DOI:10.1038/nature05636. PMID 17314975.
  84. Drake, Frank. "The Drake Equation Revisited", Astrobiology Magazine, 2003-09-29. Página visitada em 2008-08-23.
  85. Lissauer, J. J.. (1987). "Timescales for Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary disk". Icarus 69: 249–265. DOI:10.1016/0019-1035(87)90104-7.
  86. Luhman, K. L.; Adame, Lucía; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria. (2005). "Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk". Astrophysical Journal 635: L93. DOI:10.1086/498868.
  87. Clavin, Whitney (November 9, 2005). A Planet with Planets? Spitzer Finds Cosmic Oddball Spitzer Space Telescope Newsroom. Visitado em 2009-11-18. Cópia arquivada em July 11, 2007.
  88. Close, Laird M. et al.. (2007). "The Wide Brown Dwarf Binary Oph 1622–2405 and Discovery of A Wide, Low Mass Binary in Ophiuchus (Oph 1623–2402): A New Class of Young Evaporating Wide Binaries?". Astrophysical Journal 660. DOI:10.1086/513417. Arxiv.
  89. Luhman, K. L.. (April 2007). "Ophiuchus 1622–2405: Not a Planetary-Mass Binary". The Astrophysical Journal 659 (2): 1629–36. DOI:10.1086/512539.
  90. Britt, Robert Roy (2004-09-10). Likely First Photo of Planet Beyond the Solar System Space.com. Visitado em 2008-08-23.
  91. Should Large Moons Be Called 'Satellite Planets'?
  92. D. R. Anderson et al.. WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit Cornell University Library. Visitado em 13 August 2009.
  93. a b c d e Young, Charles Augustus. Manual of Astronomy: A Text Book. [S.l.]: Ginn & company, 1902. 324–7 pp.
  94. Dvorak, R.; Kurths, J.; Freistetter, F.. Chaos And Stability in Planetary Systems. New York: Springer, 2005. ISBN 3540282084.
  95. Moorhead, Althea V.; Adams, Fred C.. (2008). "Eccentricity evolution of giant planet orbits due to circumstellar disk torques". Icarus 193. DOI:10.1016/j.icarus.2007.07.009. Arxiv.
  96. Planets – Kuiper Belt Objects The Astrophysics Spectator (2004-12-15). Visitado em 2008-08-23.
  97. Tatum, J. B.. Celestial Mechanics. [S.l.]: Personal web page, 2007. Visitado em 2008-02-02.
  98. Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E.. (2002). "A Correlation between Inclination and Color in the Classical Kuiper Belt". Astrophysical Journal 566: L125. DOI:10.1086/339437.
  99. a b Harvey, Samantha (2006-05-01). Weather, Weather, Everywhere? NASA. Visitado em 2008-08-23.
  100. Winn, Joshua N.; Holman, Matthew J.. (2005). "Obliquity Tides on Hot Jupiters". The Astrophysical Journal 628: L159. DOI:10.1086/432834.
  101. Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L.. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements". Science 139 (3558). DOI:10.1126/science.139.3558.910. PMID 17743054.
  102. Belton, M. J. S.; Terrile R. J. (1984). Uranus and Neptune. Visitado em 2008-02-02.
  103. Borgia, Michael P.. The Outer Worlds; Uranus, Neptune, Pluto, and Beyond. [S.l.]: Springer New York, 2006. 195–206 pp.
  104. Lissauer, Jack J.. (1993). "Planet formation". Annual review of astronomy and astrophysics 31 (A94-12726 02–90): 129–174. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001021. Bibcode1993ARA&A..31..129L.
  105. Strobel, Nick. Planet tables astronomynotes.com. Visitado em 2008-02-01.
  106. Zarka, Philippe; Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B.. (2001). "Magnetically-Driven Planetary Radio Emissions and Application to Extrasolar Planets". Astrophysics & Space Science 277. DOI:10.1023/A:1012221527425.
  107. Faber, Peter; Quillen, Alice C. (2007-07-12). The Total Number of Giant Planets in Debris Disks with Central Clearings Department of Physics and Astronomy, University of Rochester. Visitado em 2008-08-23.
  108. Brown, Michael E. (2006). The Dwarf Planets California Institute of Technology. Visitado em 2008-02-01.
  109. How One Astronomer Became the Unofficial Exoplanet Record-Keeper, www.scientificamerican.com
  110. The Exoplanet Orbit Database, Jason T Wright, Onsi Fakhouri, Geoffrey W. Marcy, Eunkyu Han, Ying Feng, John Asher Johnson, Andrew W. Howard, Jeff A. Valenti, Jay Anderson, Nikolai Piskunov
  111. a b Planetary Interiors Department of Physics, University of Oregon. Visitado em 2008-08-23.
  112. Elkins-Tanton, Linda T.. Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8.
  113. Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M.. (1995). "Comparative model of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  114. Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525. DOI:10.1086/426329. Arxiv.
  115. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A.. Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th. ed. [S.l.]: Saunders College Publishing, 1998. p. 67. ISBN 0030062284.
  116. Hunten D. M., Shemansky D. E., Morgan T. H. (1988), The Mercury atmosphere, In: Mercury (A89-43751 19–91). University of Arizona Press, pp. 562–612
  117. a b Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J.. (2007). "A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733b". Nature 447 (7141). DOI:10.1038/nature05782. PMID 17495920.
  118. Weaver, D.; Villard, R. (2007-01-31). Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere University of Arizona, Lunar and Planetary Laboratory (Press Release). Visitado em 2008-08-23.
  119. Ballester, Gilda E.; Sing, David K.; Herbert, Floyd. (2007). "The signature of hot hydrogen in the atmosphere of the extrasolar planet HD 209458b". Nature 445 (7127). DOI:10.1038/nature05525. PMID 17268463.
  120. Harrington, Jason; Hansen, Brad M.; Luszcz, Statia H.; Seager, Sara. (2006). "The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet Andromeda b". Science 314 (5799). DOI:10.1126/science.1133904. PMID 17038587.
  121. a b c Kivelson, Margaret Galland; Bagenal, Fran. In: Lucyann Mcfadden, Paul Weissman, Torrence Johnson. Encyclopedia of the Solar System. [S.l.]: Academic Press, 2007. p. 519. ISBN 9780120885893.
  122. Gefter, Amanda (2004-01-17). Magnetic planet Astronomy. Visitado em 2008-01-29.
  123. Grasset, O.; Sotin C.; Deschamps F.. (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science 48: 617–636. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.
  124. Fortes, A. D.. (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus 146 (2): 444–452. DOI:10.1006/icar.2000.6400.
  125. Jones, Nicola. "Bacterial explanation for Europa's rosy glow", New Scientist Print Edition, 2001-12-11. Página visitada em 2008-08-23.
  126. Molnar, L. A.; Dunn, D. E.. (1996). "On the Formation of Planetary Rings". Bulletin of the American Astronomical Society 28: 77–115.
  127. Thérèse, Encrenaz. The Solar System. Third. ed. [S.l.]: Springer, 2004. 388–390 pp. ISBN 3540002413.

Ligações externas[editar | editar código-fonte]


Glossário de Astronomia

Abóbada celeste | Apoastro | Afélio | Albedo | Ascensão recta | Astro | Corpo celeste | Classificação estelar | Declinação | Diagrama de Hertzsprung-Russell | Eclíptica | Equador celeste | Equinócio | Esfera celeste | Estrela | Hemisfério celestial norte | Hemisfério celestial sul | Luminosidade | Intensidade de radiação | Magnitude aparente | Magnitude bolométrica | Nadir | Órbita | Periastro | Periélio | Planeta | Ponto vernal | Precessão dos equinócios | Sistema Solar | Solstício | Trópico | Zênite