PLANETAS INTERNOS

Internos X Externos

• Superfície sólida, feitade materiais rochosos

• Núcleo rochoso (Fe-Ni)

• Tamanho pequeno(<<jovianos)

• Alta dens. (~ 5 g/cm3)

• Poucos satélites

• Presença de crateras de impacto

• Vulcões: Vênus, Terra e Marte

• Constituídos primariamentede H e de He

• Núcleo rochoso

• Planetas gigantes

(>> telúricos)

• Baixa dens. (~ 1 g/cm3)

• Muitos satélites (>8)

• Presença de anéis

TELÚRICOS: MERCÚRIO,VÊNUS

TERRA, MARTE

JOVIANOS: JÚPITER, SATURNO

URANO, NETUNO

Plutão: planeta anão formado por

gelo e rocha. Dens. : (~2 g/cm3)

Materiais rochosos: Fe, O, Si, Mg, Ni, S

Tamanhos RelativosOs 4 planetas jovianos são bem

maiores, tem baixa densidade média e

são formados basicamente de H e He

Os 4 planetas terrestres são menores,

tem alta densidade média e são

formados por materiais rochosos

Plutão: é bem menor, tem baixa

densidade média e é formado

basicamente por gelo e materiais

rochosos

O INTERIOR DOS PLANETAS INTERNOS

TerraMassa (kg) 5,9722×1024

Raio equatorial (km) 6.378,14

Densidade média (g/cm3) 5,515

Distância média do Sol (km) 149,6×106

Período de rotação sideral (dias) 0,99727

Período Orbital (dias) 365,256

Velocidade orbital média (km/s) 29,79

Excentricidade orbital 0,0167

Inclinação do eixo de rotação (graus) * 23,45

Gravidade à superfície no equador (m/s2) 9,78

Albedo 0,37

Temperatura média à superfície 15°C

Pressão atmosférica (bar) 1,013 (1 atm)

Composição atmosférica

Nitrogênio

Oxigênio

Outros

77%

21%

2%

• Possui atividade geológica

• Possui 1 satélite* em relação a ao plano orbital (eclíptica)

O INTERIOR DA TERRAÉ constituído por uma parte sólida (núcleo interno) envolvida por uma líquida

(núcleo externo).

Esta camada líquida dá origem ao campo magnético terrestre devido aos

movimentos de convecção do seu material, que é eletricamente condutor.

Núcleo interno

1300 kmNúcleo externo

2200 km

O núcleo externo é composto de

Ferro e outros elementos (S, Si,

O, K e H)

O núcleo interno é composto de

Ferro e Níquel, e é sólido

apesar da T elevada, está sujeito também

a pressões elevadas (4-5x106 atm)

átomos ficam compactados = forças de

repulsão entre os átomos são vencidas

pela pressão externa substância se

torna sólida.

A temperatura entre o núcleo e o

manto é de cerca de 3.700ºC.

Núcleo interno até 4.500ºC.

O INTERIOR DA TERRA

MANTO

O manto terrestre estende-se desde 50 km de profundidade (podendo

ser muito menos nas zonas oceânicas) até ~ 2900 km abaixo da

superfície (limite do núcleo externo)

Pressão na parte próxima ao núcleo = 1,4x105 atm

45 % de Oxigênio

Óxidos %

SiO2 46

MgO 37,8

FeO 7,5

Al2O3 4,2

CaO 3,2

Na2O 0,4

K2O 0,04

O INTERIOR DA TERRA

Crosta

5 a 70 km

Óxidos %

SiO2 59,71

Al2O3 15,41

CaO 4,90

MgO 4,36

Na2O 3,55

FeO 3,52

K2O 2,80

Fe2O3 2,63

H2O 1,52

TiO2 0,60

P2O5 0,22

47% da crosta é

constituída por

oxigênio.

A sílica é o

principal

componente da

crosta

A crosta oceânica: espessura=5 a 10 Km .

A crosta continental: espessura=20 a 70 Km.

A crosta oceânica é mais densa do que a crosta continental, por

conter mais ferro .

HIDROSFERA: contém os oceanos

(70% da área superficial total)

MAGNETOSFERA: região acima da

atmosfera, que contém partículas

carregadas aprisionadas pelo campo

magnético terrestre.

ATMOSFERA

-73oC27oC-23oC

Mudança de T e P com a altitude

Convecção (solo aquecido)

Radiação UV absorvida

por O3 e N.

Parte inferior da magnetosfera.

Partículas ionizadas pela radiação

solar elétrons livres (alta

condutividade) ionosfera

altamente refletiva a certas ondas

de rádio (p. ex. freqüência AM)

A ATMOSFERA DA TERRA

Começa o

espalhamento

da luz azul

Substancial

diminuição da T

Correntes convectivas = ventos

Troposfera = região onde a

convecção ocorre

Céu azul visto da Terra

Observador vê luz azul em

todas as direções no céu.

Vê luz vermelha somente

na direção do Sol

ESPALHAMENTO RAYLEIGH

O comprimento de onda da luz

azul é ~ do mesmo tamanho do

que as moléculas de gás do ar,

portanto a luz azul é espalhada

mais eficientemente.

CAUSA : ATMOSFERA!!!

Espalhamento Rayleigh

(moléculas) 1/λ4

Espalhamento por poeira

1/λ

AQUECIMENTO DA SUPERFÍCIE TERRESTRE

A luz que não é refletida ou

absorvida pelas nuvens atinge a

superfície da Terra, aquecendo-a.

OCORRE O EFEITO ESTUFA:

A radiação IR irradiada novamente

pela superfície é parcialmente

absorvida pelo vapor d’água e CO2 e

reirradiada, fazendo com que a

temperatura sobre toda a superfície

da Terra aumente.

O efeito estufa mantém o

planeta Terra 40ºC mais quente.

CO2

LUA

Características orbitais

Distância média a

Terra

384,400 km

(0,0026 UA)

Excentricidade 0,055

Período orbital

(mês sideral)27d 7h 43m 11,5s

Velocidade orbital

média1,022 km/s

Inclinação do seu

plano orbital em

relação a eclíptica

5,145°

Terra e Lua, mostrando seus tamanhos em escala. A barra amarela representa

um pulso de luz viajando Terra à Lua em 1,28 segundo.

LUA

Características Físicas

Raio equatorial 1737,1 km (0,3T)

Massa 7,34×1022 kg (0,01T)

Densidade média 3,34 g/cm³ (T5,51)

gravidade

à superfície0,16 gT

Período de

rotação27d 7h 43m (síncrona)

Inclinação do eixo

de rotação6,7° (a ao plano orbital)

Albedo 0,12

Temperatura

(equador)

min méd máx

-173ºC -53ºC 117ºC

INTERIOR LUA

Núcleo de ferro

(300 km) T1227º C

Manto de rocha

sólida

Crosta

(60-150 km)

Maria= mares:

Formados por

rochas vulcânicas

= basalto

SUPERFÍCIE DA LUA

Mares: regiões escuras =

regiões ~ planas formadas

de fluxos de lava que

ocorreram no período de

formação da lua.

1100 km

crateras

SUPERFÍCIE DA LUA

Crateras mostradas

pela Apollo 8 (1968)

Tamanhos vão de

50 a 500 km.

ORIGEM DA LUA

MODELO DO IMPACTO GIGANTE

UM OBJETO DE ~ TAMANHO DE MARTE (Theia) COLIDE COM

A TERRA EM FORMAÇÃO (AINDA NÃO TOTALMENTE SÓLIDA)

FORMAÇÃO DA LUA

• Theia foi crescendo por aglutinação,

escapou do ponto lagrangeano e

colidiu com a Terra.

• Com a colisão se formou um disco de

fragmentos ao redor da terra.

• Por aglutinação das partículas do

disco se formou a Lua.

EVOLUÇÃO DA LUA

Possui pouca atmosfera

Não possui atividade

geológica

Não possui satélites

B de intensidade 1% B

MercúrioCaracterísticas orbitais

Distância média

ao Sol0,387 UA

Excentricidade 0,206

Período orbital 87d 23.3h

Velocidade

orbital média48 km/s

Inclinação do seu

plano orbital

(eclíptica)

7,0°

Número de

Satélites0

Diâmetro:

40% < Terra e 40% > Lua)

MercúrioCaracterísticas físicas

Raio equatorial 2439,7 km (0,38T)

Massa 3,302×1023 kg(0,05T)

Densidade média 5,43 g/cm³ (T5,51)

gravidade

à superfície 0,38 gT

Período de rotação 59 dias

Inclinação do eixo de

rotação *0,1°

Albedo 0,11-0,12

Temperatura média

à superfície: Dia 420º C

Temperatura média

à superfície: Noite -180º C

Temperatura

à superfície

min méd máx

-183ºC 167ºC 427ºC

* em relação a ao plano orbital

Mercúrio

Se um explorador andasse pela superfície de

Mercúrio:

• solo parecido com o da lua: crateras formadas pelo impacto

com meteoritos

• existem escarpas com vários km de altura e centenas de km de

comprimento

• o tamanho do sol visto da superfície: 2 ½ x maior do que na

Terra

• a cor do céu: negra, pq Mercúrio praticamente não tem

atmosfera (luz não é dispersa)

• visão de 2 estrelas brilhantes: cor creme: Vênus e outra de cor

azul, a Terra.

D

(UA)

Sol 0

Mercúrio 0,39

Vênus 0,72

Terra 1,0

Marte 1,5

Júpiter 5,2

Saturno 9,5

Urano 19,2

Neptuno 30,1

Plutão 39,5

(58106 Km)

(150106 Km)

Diâmetro aparente do Sol

O tempo que Mercúrio leva para completar uma

rotação em torno de seu próprio eixo é de 59 dias

terrestres – exatamente 2/3 do tempo que leva para

completar 1 órbita em torno do Sol.

Rotação de Mercúrio

A duração de 1 dia (1 dia solar) num planeta é o tempo

que o Sol passa duas vezes consecutivas por um dado

meridiano.

Um dia em Mercúrio

Meio dia solar (sol nasce e se põe) = 1 ano de

Mercúrio (tempo que leva para completar 1 volta

em torno do Sol: 88 dias).

Os planetas rotam ao redor de seu eixo em diferentes

velocidades e giram em torno do Sol também com

velocidades diferentes, a duração do dia é diferente

para cada planeta.

Mercúrio tem rotação lenta e velocidade orbital rápida

1 dia solar = 176 dias na Terra.

Sonda espacial Mariner 10:

• passou a uma distância ~700 km do planeta 3 vezes (1974 e 1975)

• 2700 fotografias de 45% do planeta

O INTERIOR DE MERCÚRIO

Terra: dens = 5,5g/cm3

O núcleo de Fe ~ 16% do volume total

núcleo

crostamanto

Núcleo de Fe parcialmente fundido. Alta densidade média (5,44 g/cm3) :

60 -70 % em peso de metal e 30 % em peso de silicatos. Isto dá um

núcleo com um raio de 75% do raio do planeta.

O INTERIOR DE MERCÚRIO

núcleo

manto

Mercúrio contém bastante crateras de impacto: variam em tamanho desde

os 100m -1300 km..

A bacia Caloris tem 1300 km de diâmetro, e provavelmente foi causada

por um projétil com uma dimensão > 100 km. O impacto produziu uma

elevação com anéis concêntricos com 3 km de altura e expeliu matéria

pelo planeta até uma distância de 600-800 km.

Messenger (2004-2015 menor aproximação de Mercúrio (2008)

Pode existir água em Mercúrio?

Podíamos supor que em Mercúrio não pode existir água em nenhuma forma: tem

pouquíssima atmosfera e é extremamente quente durante o dia.

Mas… em 1991 cientistas em Caltech captaram ondas de rádio vindas de

Mercúrio e descobriram algumas bastante intensas vindas do pólo norte. A

intensidade poderia ser explicada por gelo na superfície ou logo abaixo.

Mas é possível haver gelo em Mercúrio?

Devido à rotação de Mercúrio ser quase perpendicular ao plano

orbital, o pólo norte vê sempre o sol um pouco acima do horizonte.

• O interior das crateras nunca está exposto ao Sol -161º C.

• A esta T pode ter água provinda de evaporação do interior do

planeta, ou gelo trazido para o planeta resultante de impacto

de cometas.

• Estes depósitos de gelo podem ter sido cobertos com uma

camada de pó e por isso mostram ainda os reflexos intensos

no radar.

Vênus

LUA

VÊNUS

Vista a olho nú logo após o sol nascer ou logo após o

sol se por

Vênus “brilha” muito

albedo = 0,65

nuvens densas

refletem a luz do Sol

Características orbitais

Distância média ao

Sol0,723 UA

Excentricidade 0,007

Período orbital 224d 42h

Velocidade orbital

média35 km/s

Inclinação do

plano orbital

(eclíptica)

3,4°

Número de

Satélites0

Características atmosféricas

Pressão

atmosférica92 atm

CO2 96%

N 3%

SO2 0,015%

Argônio 0,007%

Vapor d’água 0,002%

CO 0,0017%

He 0,0012%

Ne 0,0007%

Características físicas

Raio equatorial 6051,9 km(0,95T)

Massa 4,869×1024 kg(0,82 T)

Densidade média 5,24 g/cm³ (T5,51)

Gravidade à superfície 0,90 gT

Período de rotação - 243 dias (retrógrado)

Inclinação do eixo de rotação 177,4° *

Albedo 0,65

Temperatura média à superfície 463º C (Tmédia > Tmédia de Mercurio)

* em relação a ao plano orbital

• Terra e Vênus: “planetas irmãos”

– tamanho, massa, densidade,

geologia ativa, atmosfera

importante

• 1 ano em Vênus = 225 dias terrestres

• 1 dia em Vênus = 243 dias terrestres

(rotação lenta)

• Rotação retrógrada!!!

• Sem satélite

ROTAÇÃO VÊNUS - TERRA

Se Terra e Vênus são parecidos,

poderia ter possibilidade de vida na

superfície de Vênus?

• Pressão na superfície 92 x maior do que a Terra

• Nuvens compostas por gotas de ácido sulfúrico

• Atmosfera composta 96% de CO2: gera um efeito estufa: de 127oC sobe para 467oC na superfície– mais quente do que Mercúrio mesmo estando mais longe do Sol!

• Vênus é muito seco: maior parte da água teriaevaporado devido à sua proximidade com o Sol -aconteceria o mesmo se a Terra estivesse mais próximado Sol

NÃO!

ATMOSFERA DE VÊNUS

• Composição: Dióxido de Carbono (96%), Nitrogênio (3%)

Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono,

argônio, hélio, neônio, cloreto de hidrogênio e fluoreto de hidrogênio.

-173oC 527oC -73oC 27oC

NAVES EXPLORADORAS NA

ATMOSFERA DE VÊNUS

Mas... a atmosfera mais alta de Venus tem P, , gravidade e

proteção a radiação similar a da Terra (~ 50 km de altitude).

Veículos podem carregar instrumentos e gente para as

missões.

ATMOSFERA DE VÊNUS

A atmosfera mais densa de CO2 de

Vênus retém mais radiação

infravermelha, aumentando assim a

T da superfície.

IMAGEM FEITA PELA MARINER 10 MOSTRA A ESPESSA COBERTURA

DE NUVENS QUE IMPEDE A OBSERVAÇÃO ÓPTICA DA SUA SUPERFÍCIE

Missões que revelaram a superfície de Vênus, antes

obscurecida pela densa cobertura de nuvens (fizeram a

análise através de ecos de radar):

1) Pioneer Vênus da NASA (1978),

2) as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984)

3) Magalhães da NASA (1990-1994).

• superfície nova: foi refeita há ~ 400 milhões de anos atrás

• topografia:

vastas planícies cobertas por correntes de lava

(centenas de km)

regiões montanhosas deformadas por atividades

geológicas

• possui crateras de impacto:

a maioria < 2 km, por causa da atmosfera pesada

• 85% da superfície está coberta de rocha vulcânica

~100.000 pequenos vulcões + centenas de grandes

vulcões

O INTERIOR DE VÊNUS

Semelhante a da Terra

Maxwell monte = pico mais alto (14 km de altura)

Região montanhosa de Aphrodite Terra

extende-se por quase metade do equador

Obs : projeção exagera o tamanho das regiões próximas aos polos

APHRODITE TERRA

MOSTRA ESTRUTURAS MENORES (sonda Magalhães)

Vulcões

MARTECaracterísticas orbitais

Distância média ao Sol 1,52 UA

Excentricidade 0,093

Período orbital 686d 57h

Velocidade orbital

média24 km/s

Inclinação do seu plano

orbital (eclíptica)1,85°

Número de Satélites 2

Características físicas

Raio equatorial 3402 km (0.5T)

Massa 6,418×1023 kg (0.11T)

Densidade média 3,93 g/cm³ (T5.51)

Gravidade à superfície 0,38 gT

Período de rotação 1,03 dias

Inclinação do eixo de rotação* 25,19°

Albedo 0,15

Temperatura à superfíciemin méd max

-87ºC -46ºC -5ºC

Características atmosféricas

Pressão

atmosférica810-3 atm

CO2 96%

N 2,7%

Arg 1,6%

O 0,2%

CO 0,07%

Vapor d’água 0,03%

NO 0,01%

* em relação a ao plano orbital

MARTE

O ar marciano contém ~ 1/1000 da água da atmosfera da Terra,

mas é o suficiente para condensar, formando nuvens que flutuam a

uma grande altitude na atmosfera.

Marte

• Marte observado da Terra (telescópios): disco

avermelhado + manchas pretas e brilhantes +

calotas polares

Pic-du-Midi Hubble Sonda Viking

Marte • Planeta vermelho

1) Contém óxido ferro espalhado pela sua superfície

2) Influência da poeira (macroscópica) presente na

atmosfera marciana que absorve a radiação azul

(magnetita (Fe3O4)): atmosfera muito tênue para se

ver o efeito azulado do espalhamento Rayleigh (céu

rosa)

Marte

• 1 dia em Marte = 1 dia na Terra

• Tem estações como a Terra (inclinação do

eixo de rotação semelhante ao da Terra)

• Água e CO2 congelados nas calotas (camadas

de gelo de centenas de metros de espessura)

– Possibilidade da existência rios, lagos e até oceanos

• 2 pequenos satélites: Phobos e Deimos

Atmosfera de Marte

-123ºC -23ºC

Marte já teve uma atmosfera mais

densa no começo de sua formação

(desde 4 bilhões de anos)

• Céu azul, oceanos e chuva

• Sol 30% mais brilhante do que

atualmente

• Efeito estufa possibilitou

temperatura superficial > 0oC

Atmosfera começou a diminuir

com o tempo:

• Impactos com corpos maiores

• Gravidade pequena de Marte

Exploração à Marte

COMO A ATMOSFERA É MANTIDA ACIMA DA

SUPERFÍCIE DOS PLANETAS ?

R: em princípio a gravidade do planeta

MAS SE FOR SÓ A GRAVIDADE, COMO A ATMOSFERA

NÃO COLAPSA PARA A SUPERFÍCIE DO PLANETA?

R: calor provoca o movimento turbulento das

moléculas de gás, fazendo com que a pressão exercida

por esse movimento se oponha à gravidade

CÁLCULO SIMPLES

Considerando a velocidade de escape do planeta:

𝒗𝒌𝒎

𝒔= 𝟏𝟏, 𝟐

𝒎𝒂𝒔𝒔𝒂 (𝑴)

𝒓𝒂𝒊𝒐(𝑹)

Considerando a velocidade média das partículas

de gás:

< 𝒗𝒈𝒂𝒔 >𝒌𝒎

𝒔= 𝟎, 𝟏𝟓𝟕

𝑻 𝒅𝒐 𝒈á𝒔 (𝑲)

𝒎𝒂𝒔𝒔𝒂𝒎𝒐𝒍𝒆𝒄𝒖𝒍𝒂𝒓(𝒖𝒎𝒂)

Ex. N2 : massa molecular 28 uma (massa atômica = 14, massa

molecular = 214=28), a T média na superfície da Terra é de

300 K <vgas>=0,51 km/s.

A velocidade de escape da Terra é de 11,2 km/s.

Portanto: <vgas> << Vescape

NO ENTANTO EXISTEM OUTROS FATORES:

colisão com outras partículas ou objetos da superfície:

eventualmente algumas moléculas podem ultrapassar a

velocidade de escape:

PLANETA PERDE GRADUALMENTE A ATMOSFERA

Regra:

Se Vmédia_gás > 1/6 Vescape: a atmosfera

terá escapado do planeta em 4,6

bilhões de anos (idade atual)

Viking

canion

TOPOLOGIA DE MARTEHemisfério norte : planícies extensas de lava formadas por

erupções envolvendo um volume grande de lava. Estes volumes

de lava foram espalhados pelos blocos de rocha vulcânica e

também pelos meteoritos.

TOPOLOGIA DE MARTEHemisfério sul : montanhas a crateras. Tem altura média de 5 km

mais alto do que as planícies suaves do hemisfério Norte.

As regiões escuras de Marte observadas de telescópios da Terra

são as regiões montanhosas do Sul.

(a)Hemisfério Norte : planos formados de lava vulcânica

(b)Hemisfério Sul : montanhas e crateras

Hemisfério norte tem bem menos crateras do que o sul:

atividade geológica mais recente

CALOTAS POLARES

Hemisfério S: tamanho menor de 400

km e formada por CO2 congelado

As calotas variam de tamanho conforme as estações do ano

Hemisfério N: calota

formada de água congelada

Pathfinder (1997)

Spirit – (Mars Exploration Rover A; 2004)

Deimos

7.5x6.1x5.5 km

Phobos

13.5x10.8x9.4 km

aproxima 2m de Marte a cada ano:

provavelmente vai se colidir com Marte ou

vai ser “desmanchado” e poderá formar um anel.

Asteróides capturados

por Marte?Formados por condritos carbonáceos escuros

Lua : raio ~1700 km