11/11/2015

Outros Corpos do Sistema Solar

Asteróides

«Em órbita em volta do Sol, numa longa faixa entre Marte e Júpiter, encontra-se uma colecção de rochas à deriva chamada de "cintura de asteróides". O maior asteróide, chamado Ceres, é do tamanho de uma lua pequena e tem 770 quilómetros de diâmetro. A maior parte dos restante são muito mais pequenos, e alguns astrónomos consideram que existem milhões de rochas com formas bizarras, e com pelo menos um quilómetro de largura, espalhadas pela cintura. Pode parecer muito povoado, mas dada a enorme extensão do espaço que ocupam - uma faia com 550 milhões de quilómetros de comprimento - os asteróides são, na verdade, poucos, e muito raros. em 1991 e em 1993, enquanto a sonda da NASA Galileo estava a caminho para estudar Júpiter e as suas luas, vislumbrou imagens de dois dos maiores asteróides asteróides da cintura principal. O primeiro foi chamado Gaspra, uma massa com uma forma bizarra e 18 quilómetros de comprimento. Dois anos mais tarde, observou uma grande rocha com 56 quilómetros de comprimento, chamado Ida, e descobriu que esta tinha a sua própria pequenina, Dactyl. Estes foram os primeiros asteróides a serem fotografados de tão perto.
Nem todos os asteróides ficam na cintura principal: alguns vão para o Sistema Solar interior, passando ocasionalmente perto da Terra. Em 1989, alguns cientistas do Arecibo Radar Observatory, em Porto Rico, observaram um grande asteróide chamado Castalia. A uma distância de mais de 5 milhões de quilómetros é difícil ver-se pormenorizadamente a sua superfície, mas as imagens mostram claramente duas massas distintas que parecem estar ligadas lateralmente. É o primeiro exemplo conhecido de um "contacto binário" - duas rochas presas pela força da gravidade da mesma forma que biliões de fragmentos se juntaram para formar os planetas.
Em 1997, a nave espacial NEAR (Near-Earth Asteroid Rendez-vou, ou "Encontro com Asteroides perto da Terra") passou perto do asteróide 235 Matilde, no terceiro encontro do homem com estes fragmentos de rocha provenientes do nascimento do Sistema Solar. Mas a dança da NEAR com Matilde trouxe surpresas. Os engenheiros da nave espacial mediram a massa do asteróide através da deflecção dos seus raios de comunicação e descobriram que Matilde era surpreendentemente leve. Após suportar milhões de fortes impacto, Matilde não só está coberta de crateras, como a rocha foi reduzida a uma estrutura de favo de mel. Matilde é o objecto com mais crateras até agora encontrado - um testemunho do intenso bombardeamento que já foi lugar comum no Sistema Solar.»
 Os Planetas, David Macnab e James Younger, Atena, 1999

Um asteróide é um corpo rochoso, carbónico ou metálico mais pequeno do que um planeta e maior do que um meteoro, com uma órbita em volta do Sol e interior à de Neptuno.
Observados a partir da Terra, os asteróides têm o aspecto de estrelas, daí o seu nome que em grego significa «figura de estrela», nome dado por John Herschel pouco depois de terem sido descobertos os primeiros asteróides. Até Março de 2006 os asteróides também tinham a designação de planetóides ou planetas menores, no entanto esta designação caiu em desuso.
A maioria dos asteróides do nossos Sistema Solar têm órbitas semi-estáveis, entre Marte e Júpiter, na zona designada de Cinturão de Asteróides, no entanto alguns têm órbitas diferentes e cruzam-se com os planetas maiores.
A 1 de Janeiro de 1801 o astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descobriu o asteroide, ou planeta menor, Ceres, quando trabalhava num catálogo de estrelas. Este planeta menor teve a designação de Ceres Ferdinadea em honra do então rei fernando I, da Sicília. Atualmente Ceres não é considerado um asteroide e sim um planeta anão.
À descoberta de Piazzi, seguiram-se outras de outros objectos mais pequenos. Atualmente estima-se que existam cerca de dois milhões de asteróides com um diâmetro superior a um quilómetro, só no Cinturão de Asteróides, no entanto, somando todas as massas destes pequenos corpos, só daria o equivalente a 5% da massa da Lua.
Desde a redefinição de planeta, efectuada pela União Astronómica Internacional, o termo clássico de asteróide não desaparece, passando a ser incluído nos corpos menores do Sistema Solar, juntamente com os cometas, a maioria dos objectos transneptunianos e qualquer outro sólido que órbite em torno do Sol mas tenha dimensões menores que um planeta anão.


Classificação relativamente à posição no Sistema Solar
  • Cinturão de asteróides
A maior parte dos asteróides e cometas giram em redor do Sol, num agrupamento conhecido como cinturão de asteróides, que se encontra entre Marte e Júpiter. Esta região encontra-se a uma distancia compreendida entre 2 e 3,5 UA e os seus períodos de revolução encontram-se entre 3 a 6 anos.
A 22 de Agosto de 2006, o antigo asteróide Ceres, foi reclassificado como planeta anão, juntamente com Plutão e Éris. A esta lista acrescentaram-se Makemake e Haumea a 17 de Setembro de 2008.

  • Asteróides próximos da Terra
Existe um especial interesse em identificar os asteróides cujas órbitas interceptem a da Terra. Os três grupos mais importantes de asteróides próximos da Terra são os asteróides Amor, Apolo e Aton.

  • Asteróides troianos
Denominam-se de asteróides troianos aqueles que pertencem a um grupo de asteróides que se move sobre a órbita de Júpiter. Estão situados nos dois pontos triangulares Lagrange a menos de 60º à frente, L4 (procedendo a Júpiter na sua órbita) e por detrás de Júpiter, L5 (seguindo a órbita de Júpiter.
Marte também tem pelo menos um asteróide do tipo troiano, (5261) Eureka, localizado no ponto L5 do sistema Sol-Marte.
Da mesma forma, o planeta Neptuno tem pelo menos cinco asteróides troianos: os primeiros a serem descobertos foram 2001QR322 e 2004UO10, que orbita á frente de Neptuno, no seu ponto langragiano L4. Em Junho de 2006 descobriram-se três novos asteróides trianos de Neptuno.
Dá-se a designação de asteróides centauros àqueles que se encontram  na parte exterior do Sistema Solar, orbitando entre os grandes planetas. (2060) Quiron orbita entre Saturno e Úrano, (2335) Damocles entre Marte e Urano.

  • Asteróides coorbitantes com a Terra
Este tipo de asteróides são aqueles que aos se aproximarem da Terra, ficam cativos pela órbita do planeta durante alguns anos, mas que se conseguem libertar. Actualmente são conhecidos dois corpos deste tipo: o 2003YN107 e o 2004GU9.

Método de denominação dos asteróides
A princípio quando um asteróide é descoberto recebe do Centro de Planetas Menor (Minor Planet Center, ou MPC) um nome provisório composto por uma chave que indica o ano, o mês e a ordem da descoberta. Esta denominação contém um número, que é o ano, e de duas letras, a primeira a indicar a quinzena em que se deu o avistamento e a segunda reflecte a sequência dentro da quinzena. Por exemplo, 1989AC, indica que foi descoberto na primeira quinzena de Janeiro (A) de 1989, e que foi o terceiro (C) a ser descoberto nesse período.

Uma vez estabelecida a órbita com precisão suficiente para se poder fazer a trajectória futura, designa-se um número (não sendo necessariamente pela ordem em que foi descoberto) e mais tarde, um nome, permanente, eleito pelo descobridor e aprovado pela comissão da União Astronómica Internacional. Inicialmente, todos os nomes com que se baptizava os asteróides eram de personagens femininas da mitologia grega e romana, no entanto já se começaram a optar por outras designações mais modernas.




Classificação por grupo espectral
Os asteróides podem ser classificados através do seu espectro óptico, que corresponde à composição da superfície dos asteróides, tendo em conta, igualmente, o albedo deste:
  • Tipo C: Têm um albedo menor do que 0,04 e constituem 75% dos asteróides conhecidos. São extremamente escuros, semelhantes a meteoritos. Parecem conter uma elevada percentagem de carbono.
  • Tipo D: este tipo de asteróides tem um albedo muito baixo (0,02 - 0,05). São muito avermelhados, encontram-se em longitudes de ondas largas, devido, provavelmente, à presença de materiais com uma grande quantidade de carbono. São muito raros no Cinturão Principal e encontram-se com maior frequência a distâncias superiores a 3,3 UA do Sol com um período orbital que é  metade do de Júpiter, ou seja, estão numa ressonância de 2:1.
  • Tipo S: este tipo representa cerca de 17% dos asteróides conhecidos. Têm, em média,  um albedo de 0,14 e têm uma composição metálica, formados essencialmente por silício.
  • Tipo M: Incluem grande parte do resto dos asteróides. São asteróides brilhantes (albedo 0,10 - 0,18), formados quase exclusivamente por níquel e ferro.
Existem outros grupos de asteróides raros, com o número de tipos em crescimento.

Dimensões
Os tamanhos dos asteróides variam desde bastante entre si. Com diâmetros, conhecidos até ao momento, que vão desde 532 km (Palas) e 530 km (Vesta) até àqueles com um diâmetro de 50 m. Estima-se que existam  milhões de asteróides com mais de 1 km, cerca de 150 milhões ou mais com cerca de 100 m e muitos mais com mais de 50 m.

Características de alguns asteróides
Alguns asteróides têm satélites a orbitá-los, como é o caso de Ida e do seu satélite Dactyl; o Silvia com os seus satélites, Rómulo e Remo. Rómulo foi descoberto a 18 de Fevereiro de 2001 através do telescópio W.M. Keck II, tem 18 km de diâmetro e a sua órbita, a uma distância de 1370 km de Silvia, leva 87,6 horas a completar. Remo, a segunda lua, tem 7 km de diâmetro e gira a uma distância de 710 km, com uma órbita de 33 horas.

Cometas

«De anos a anos, os cometas passam suficientemente perto da Terra para serem vistos a olho nu. Tal como fogo de artifício, brilham no céu da noite, visitantes periódicos dos recônditos e obscuros confins do nosso Sistema Solar.
Em 1986, uma das aventuras espaciais mais ambiciosa atingiu o seu ponto máximo. A nave espacial russa Vegas 1 e 2, tendo já deixado sondas atmosféricas em Vénus, foi ajudar a orientar uma nave europeia, Giotto, a cerca de 605 km do cometa Halley. Passando perto da Terra todos os 76 anos, o Halley há muito que fascina os astrónomos. As imagens da Giotto estavam a um ível muito diferente das tiradas pelos telescópios em Terra. Confirmaram que no coração do cometa Halley há um núcleo escuro de poeira de gelo - um fóssil de gelo com 16 quilómetros da nebulosa original. à medida que o Halley se aproxima do Sol, começa a evaporar-se, lançando jactos de gás da sua superfície. Esta cauda de gás e de poeiras podem estender-se por milhões de quilómetros.»
Os Planetas, David Macnab e James Younger, Atena, 1999

Um cometa é um corpo menor do Sistema Solar que quando se aproxima do Sistema Solar exibe uma atmosfera difusa, denominada coma, e em alguns casos apresenta também uma cauda, ambas causadas pelos efeitos de radiação solar e dos ventos solares sobre o núcleo cometário. Os núcleos dos cometas são compostos por gelo, poeira e pequenos fragmentos rochosos, variando de tamanho desde algumas centenas de metros até dezenas de quilómetros.

Informações Básicas
Nome
A apalavra cometa vem da palavra do Latim cometes, que por sua vez deriva do grego kome, que significa «cabeleira da cabeça». Aristóteles usou pela primeira vez a derivação kometes para descrever os corpos como «estrelas com cabeleira».

Classificação e nomenclatura
Os cometas são classificados em:
  • periódicos: são cometas que têm uma órbita elíptica alongada e geralmente voltam à vizinhança solar num período inferior a 200 anos. Os nomes deste tipo de cometas começa com um P ou de um número seguido de um P.
  • Não periódicos: são cometas que foram vistos apenas uma vez e geralmente têm órbitas quase parabólicas, retornando à vizinhança solar em períodos de milhares de anos, no caso de retornarem. Os nomes dos cometas não- periódicos começam com C.
  • extintos: são cometas que já desapareceram, seja porque colidiram com outro corpo ou por se terem desintegrado durante as suas passagens próximas e frequentes do Sol. Os seus nomes costumam ser alterados de forma a começarem com a letra D.

Órbitas e origens
Os cometas possuem uma grande variedade de períodos orbitais, indo de poucos anos até milhares de anos, e acredita-se que alguns só passaram uma vez no Sistema Solar interior antes de serem atirados para o espaço interestelar. Acredita-se que o s cometas de período curto tenham a sua origem no Cinturão de Kuiper, que fica além da órbita de Neptuno. Já os cometas de período longo, ter-se-ão originado na Nuvem de Oort, sendo  remanescentes da Nebulosa Solar Primordial. Estes cometas são desviados dos limites exteriores do Sistema Solar, em direcção ao Sol, pela perturbação gravitacional dos planetas exteriores (no caso dos objectos no Cinturão de Kuiper) ou de estrelas próximas (no caso da Nuvem de Oort), ou ainda como o resultado da colisão entre objectos nestas regiões.
Os cometas diferenciam-se dos asteróides devido à presença de uma coma ou cauda, apesar de os cometas muito antigos, que perderam todo o material volátil, poderem assemelhar-se a asteróides. Acredita-se que os asteróides tenham uma origem diferente dos cometas, tendo sido formados no Sistema Solar interior em vez do Sistema Solar exterior, no entanto, algumas descobertas recentes, tornaram a distinção entre estes dois tipos de corpos celestes mais ténue.

Características Físicas
Núcleo
O núcleo dos cometas varia em dimensões desde 100 metros até mais de 40 quilómetros. São constituídos por rochas, poeiras, gelo, e gases congelados como o monóxido de carbono, o dióxido de carbono, o metano e a amónia.
Os cometas são descritos popularmente como "bolas de gelo sujo", apesar das recentes observações terem revelado superfícies secas poeirentas ou rochosas, sugerindo que os gelos encontram-se ocultos abaixo da crosta. Os cometas também contêm uma variedade de compostos orgânicos; além dos gases já mencionados, estão também presentes o metanol, o cianeto de hidrogénio, o formaldeído, o etanol e o etano, a talvez algumas moléculas mais complexas como hidrocarbonetos de cadeia longa e aminoácidos. Devido à sua massa pequena, os cometas não conseguem tornar-se esféricos, tendo por isso formas irregulares.
Os núcleos cometários estão entre os objectos mais escuros do sistema solar. A Sonda Giotto descobriu que o núcleo do Cometa Halley reflete aproximadamente 4% da luz que incide na sua superfície, e a deep Space 1 descobriu que a superfície do cometa Borrely reflete entre 2,4 e 3% da luz incidente. Acredita-se que os compostos orgânicos complexos sejam o material superficial escuro. O aquecimento solar retira os componentes voláteis, deixando para trás os elementos orgânicos de cadeia longa, pesados, que tendem a ser bastante escuros. É a cor escura da superfície dos cometas que permite que estes absorvam o calor necessário para causar a saída dos gases.

Coma e cauda
No sistema solar exterior, os cometas permanecem congelados e são extremamente difíceis ou impossíveis de detectar a partir da Terra devido ao seu tamanho minúsculo. Têm sido efectuadas detecções estatísticas de núcleos de cometas inactivos no Cinturão de Kuiper a partir das observações do telescópio Espacial Hubble, no entanto, estas detecções têm sido contestadas, não tendo ainda sido confirmadas de forma independente.
À medida que um cometa se aproxima do sistema solar interior, a radiação solar faz com que os materiais voláteis dentro do cometa vaporizem e sejam ejectados do núcleo, juntamente com poeira. Os fluxos de poeira e gás libertados formam enorme e ténue atmosfera em torno do cometa, chamada coma, e a força exercida na coma pela pressão de radiação do sol, e o vento solar, fazem com que uma enorme cauda se forme.
Os fluxos de poeira e gás formam cada um uma cauda distinta, com direcções ligeiramente diferentes. A cauda de poeira é deixada atrás da órbita do cometa, formando uma curva inclinada designada de anticauda. Simultaneamente, a cauda de iões, feita a partir dos gases, aponta directamente para além do Sol, uma vez que o vento solar afecta mais este gás do que a poeira. Esta cauda segue as linhas do campo magnético em vez da trajectória orbital. A paralaxe das visualizações da Terra podem fazer com que às vezes as caudas apontem para direcções diferentes.
Apesar do núcleo sólido dos cometas geralmente ter menos do que 50 km, a coma pode ser maior que o Sol, e já se visualizou caudas iónicas com uma extensão de superior a uma unidade astronómica. A observação das anticaudas teve um contributo significativo para a descoberta do vento solar. A cauda iónica é formada como resultado do efeito fotoeléctrico da radiação ultravioleta solar, agindo sobre as partículas da coma. Uma vez que as partículas estejam ionizadas, elas ficam com a carga eléctrica negativa que por sua vez dá origem a uma "magnetosfera induzida" em torno do cometa. O cometa e o seu campo magneto induzido formam um obstáculo ao fluxo das partículas do vento solar. Como a velocidade orbital relativa do cometa e do vento solar. Como a velocidade orbital relativa do cometa e do vento solar atingem velocidades bastante elevadas, é formada uma onda de choque à frente do cometa, na direcção do vento dolar. Nesta onda de choque, junta-se uma grande quantidade de iões cometários os quais contribuem para "carregar" o campo magnético solar com plasma, de tal forma que as linhas do campo "dobram" em torno do cometa formando a cauda iónica.
Se a carga da cauda iónica for suficientemente elevada, então as linhas do campo magnético são pressionadas juntos ao ponto de, a certas distâncias da cauda iónica, aconteça a reconexão magnética. Isto leva a um "evento de desconexão de cauda". Este fenómeno foi observado em certas ocasiões, tendo sido o mais notável em 20 de Abril de 2007, quando a cauda iónica do cometa Encke foi completamente separada quando o cometa passou por uma ejecção de massa coronal.
Em 1996 descobriu-se que os cometas emitem raios X. Esta descoberta surpreendeu os cientistas pois a emissão de raios X é normalmente associada a corpos com altas temperaturas. Acredita-se que os raios X sejam gerados pela interacção dos cometas com o vento solar: quando iões muito carregados atravessam a superfície cometária, colidem com átomos e moléculas do cometa, "arrancando" um ou mais electrões do cometa. A retirada dos electrões leva à emissão de raios X e fotões ultravioleta.

Relação com as chuvas de meteoros
Como resultado da perda de gases, os cometas deixam um rasto de detritos atrás de si. Se o trajecto do cometa atravessar o da Terra, então, naquele ponto, haverá provavelmente uma chuva de meteoros.
A chuva de meteoros perseidas ocorre todos os anos entre 9 e 13 de Agosto, quando a Terra passa pela órbita do cometa Swift-Tuttle. O cometa Halley é a origem da chuva de meteoros orinídeos, que ocorre todos os anos no mês de Outubro.

Destino dos cometas
Se um cometa estiver a viajar com velocidade suficiente, o cometa irá entrar e deixar o sistema solar, como é o caso da maior parte dos cometas não periódicos. Além disso, os cometas podem ainda ser expulsos do sistema solar devido à interacção com outros objectos, como por exemplo, com Júpiter.

Exaustão de substãncias voláteis
A família de cometas Júpiter (JFC) e de longo período (LPC) parecem seguir diferentes leis de desaparecimento. Os JFCs são activos durante um período de cerca de 10.000 anos, ou aproximadamente 1.000 revoluções, enquanto os LPCs desaparecem muito mais rapidamente. Só 10% dos LPCs sobrevivem a mais de 50 passagens por periélios crtos, enquanto só 1% deles sobrevive a mais de 2.000 passagens.
Eventualmente, a maioria do material volátil contido num núcleo cometário irá evaporar, e o cometa tornar-se-á uma rocha pequena, escura e inerte que se pode assemelhar a um asteróide.

Desfragmentação/desintegrações
Os cometas também se desfragmentam, como foi o caso do cometa Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3, cujo processo começou em 1995.
Esta desfragmentação pode ser devida às forças de maré gravitacionais do Sol ou de um planeta gigante, por uma "explosão" de material volátil ou, ainda, por outras razões ainda desconhecidas.

Colisões
Alguns cometas chegam ao fim de vida através da sua queda no Sol ou atingindo um planeta ou outro corpo. As colisões entre cometas e planetas ou luas foram bastante comuns no início do Sistema Solar: muitas das crateras da Lua, por exemplo, podem ter sido causadas pelo impacto de cometas. Uma colisão recente de um cometa com um planeta aconteceu em 1994, quando o cometa Shoemaker-Levy 9 partiu-se e colidiu com Júpiter.
Muitos cometas e asteróides colidiram com a Terra nos primeiros estágios. Muitos cientistas acreditam que o bombardeio de cometas com a jovem Terra(cerca de quatro biliões de anos atrás) trouxeram as vastas quantidades de água que agora preenchem os oceanos terrestres, ou pelo menos uma porção significativa dos mesmos. Mas outros investigadores têm dúvidas acerca desta teoria. A detecção de moléculas orgânicas nos cometas levou a algumas especulações de que os cometas ou meteoritos podem ter trazido os elementos precursores da vida ou mesmo dos primeiros elementos vivos para a Terra. Existem ainda muitos cometas próximos da Terra, apesar de uma colisão com um asteróide ser mais provável que a de cometas.
Suspeita-se que impactos cometários tenham, em longas escalas de tempo, levado quantidades significativas de água para a Lua, parte dela podendo ter sobrevivido como gelo lunar.

Características Orbitais
A maioria dos cometas possui uma órbita elíptica alongada (em forma oval) levando-os próximo do Sol assim como para as zonas mais remotas do Sistema Solar.
Os cometas são geralmente classificados de acordo com a duração do período orbital, quanto mais longo o período, mais alongada a elipse:
  • Cometa de período curto - geralmente com órbitas de duração inferior a 200 anos. Normalmente as suas órbitas levam-nos à região dos planetas exteriores no afélio. Por exemplo, o afélio do cometa Halley está um pouco para além do planeta Neptuno. Entre os mais curtos, o cometa Encke possui uma órbita que nunca o coloca para além da órbita de Júpiter. Os cometas de curto período são divididos em:
  1. Cometas da família de Júpiter: períodos inferiores a 20 anos;
  2. Família Halley: Períodos de 20 a 200 anos.
  • Cometas de período longo -  possuem órbitas com uma grande excentricidade (maior alongamento) e períodos que variam dos 200 aos milhares (ou mesmo milhões) de anos. (No entanto, por definição, permanecem gravitacionalmente presos ao Sol. Os cometas que são ejectados do Sistema Solar devido a passagens próximas aos grandes planetas, deixam de ser considerando com periódicos). O afélio da  órbita destes cometas vai muito para além das órbitas dos planetas exteriores, e o plano das suas órbitas não está necessariamente próximo da eclíptica.
  • Cometas de aparição única - são idênticos aos cometas de longo período, mas têm trajectórias parabólicas ou hiperbólicas que fazem com que deixem o Sistema Solar após passarem pelo Sol uma vez.
O termo cometa periódico tanto é usado para a referência a qualquer cometa com uma órbita periódica (ou seja, tanto os cometas de curto período como os de longo período), como só para os cometas de período curto. Semelhantemente, apesar do significado literal de cometa não-periódico é o mesmo de cometa de aparição única, alguns investigadores usam esta expressão para designar todos os cometas que não são "periódicos" no segundo sentido (ou seja, incluindo todos os cometas com um período superior a 200 anos).
Os recém descobertos cometas do cinturão principal formam uma classe distinta, com órbitas mais circulares dentro do cinturão de asteróides.
Baseado nas suas características orbitais, acredita-se que os cometas de período curto originam-se a partir dos centauros e dos discos de espalhamento (um disco de objectos transneptuniano) enquanto o local de origem dos cometas de período longo seja a nuvem de Oort, uma região esférica no final do Sistema Solar. Acredita-se que grupos enormes de objetos semelhantes orbitam o Sol nestas regiões distantes, em órbitas aproximadamente circulares. Ocasionalmente a influência gravitacional dos planetas externos (no caso dos objetos no Cinturão de Kuiper) ou de estrelas próximas (no caso dos objetos na nuvem de Oort) podem lançar estes corpos em órbitas elípticas que os levam em direção ao Sol, formando assim um cometa visível. A aparição deste novos cometas é imprevisível.
Como as suas órbitas elípticas os levam frequentemente a aproximarem-se dos planetas gigantes, os cometas ficam sujeitos a mais perturbações gravitacionais. Os cometas de período curto apresentam uma tendência de coincidir os seus afélios com o raio orbital de um planeta gigante, sendo a família de Júpiter a maior. É um facto que os cometas vindos da nuvem de Oort têm as suas orbitas geralmente afectadas pela gravidade destes gigantes. Estas perturbações podem às vezes deflectir cometas de períodos longos para períodos orbitais mais curtos.

História do estudo dos cometas
Primeiras observações
Antes da invenção do telescópio, os cometas pareciam vir do nada no céu e gradualmente desaparecer de vista. Eram normalmente considerados mensageiros anunciadores da morte de reis ou nobres, ou de desgraças, ou mesmo interpretados como ataques de seres celestiais contra os habitantes da Terra. Sabe-se, a partir de fontes antigas, como os ossos oraculares chineses, que as aparições dos cometas têm sido notadas pelos humanos desde há milénios.
Algumas autoridades interpretam as "estrelas a cair" no Gilgamesh, o Apocalipse e o Livro de Enoque como referências a cometas.
No seu primeiro livro Meteorologia, Aristóteles propôs que os cometas dominariam o Ocidente por cerca de dois mil anos. rejeitou as ideias de vários filósofos de que os cometas fossem planetas, ou um fenómeno relacionado com planetas, pois na altura os planetas tinham o seu movimento confinado ao círculo do Zodíaco, e os cometas pareciam vir de qualquer ponto do céu. Invés, Aristóteles descreveu os cometas como sendo fenómenos da atmosfera superior da Terra, onde exalações quentes e secas se reuniam ocasionalmente e irrompiam em chamas. Aristóteles declarou que este mecanismo era responsável não só pelos cometas, como também pelos meteoros, a aurora boreal e, mesmo a Via Láctea.
Foram poucos os filósofos clássicos que discordaram das ideias de Aristóteles, no entanto, Séneca, o Jovem, em Questões Naturais, observou que os cometas se moviam com regularidade no céu e não sofriam perturbações pelos ventos , um comportamento mais típico de fenómenos celestiais do que de atmosféricos. Apesar de conceder que os outros planetas não aparecem fora do Zodíaco, Séneca não via motivo pelo qual um objecto planetário não pudesse mover-se em qualquer parte do céu, reconhecendo que o conhecimento da humanidade pelas coisas celestes era bastante limitado.
No entanto, o ponto de vista aristotélico teve mais influência, e só após o século XVI é que foi demonstrado que os cometas deveriam existir para além da atmosfera terrestre.
Em 1577, um cometa brilhante permaneceu visível durante vários meses. O astrónomo dinamarquês Tycho Brahe usou medidas da posição do cometa. feitas por ele e por outros observadores, geograficamente separados, determinando que o cometa não tinha uma paralaxe mensurável. Dentro da precisão das medições, isto implicava que o cometa deveria estar pelo menos quatro vezes mais distante da Terra do que a Lua.
Um registo famoso da aparição do cometa Halley é o presente na Tapeçaria Bayeux, que regista a Conquista Normanda da Inglaterra em 1066.

Estudos orbitais
Apesar de já ter sido demonstrado que os cometas pertenciam aos céus, a questão de como eles se moviam foi debatida pela maior parte do século seguinte. Mesmo depois de Johannes Kepler ter determinado em 1609 que os planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas, ele estava relutante em crer que as leis que governam o movimento dos planetas deveriam também influenciar o movimento de outros corpos (acreditava que os cometas viajavam entre os planetas em linhas rectas). Galileu Galilei, apesar de aceitar as ideias de Copérnico, rejeitou as medidas de paralaxe de Tycho e mantinha a noção aristotélica de que os cometas moviam-se em linhas rectas na atmosfera superior (Il Saggiatore).
A primeira sugestão de que as leis de Kepler para o movimento dos planetas também se aplicava aos cometas foi feita por William Lower em 1610. Nas décadas seguintes, outros astrónomos, incluindo Pierre Petit, Giovanni Borelli, Adrian Auzout, Robert Hooke, Johann Baptist Cysat, e Giovanni Domenico Cassini iriam defender a curvatura do Sol em direção ao Sol, com movimentos elípticos ou parabólicos, enquanto outros, como Christian Huygens e Johannes Hevelius apoiavam a teoria do movimento linear dos cometas.
O assunto foi resolvido pelo cometa brilhante descoberto por Gottfried Kirch a 14 de Novembro de 1680. Os astrónomos, por toda a Europa, anotaram a posição do cometa durante vários meses. Em 1681, o pastor saxão Georg Samuel Doerfel apresentou provas de que os cometas eram corpos celestiais com movimento parabólico, em torno do Sol. Então, Isaac Newton, no seu Principia Mathematica de 1687, provou que um objecto em movimento, segundo a influencia da sua lei do inverso quadrado da gravitação universal, deveria seguir uma órbita com forma segundo uma secção cónica, e demonstrou como ajustar a órbita do cometa a uma órbita parabólica, usando o cometa de 1680 como exemplo.
Em 1705, Edmond Halley aplicou o método de Newton a vinte e três aparições cometárias que aconteceram entre 1337 e 1698. Notou que três delas, os cometas de 1531, 1607 e 1682 possuíam elementos orbitais semelhantes, e conseguiu relacionar as pequenas diferenças nas suas órbitas com perturbações gravitacionais causadas por Júpiter e Saturno. Confiante de que estas três aparições eram do mesmo cometa, previu que o mesmo deveria aparecer novamente em 1758-9. A data de retorno predita por Halley foi mais tarde corrigida por uma equipa de três matemáticos franceses: Alexis Clairaut, Joseph Lalande e Nicole-Reine Nepaute, prevendo a data do periélio do cometa de 1759 com a precisão de um mês. Quanto o cometa retornou, conforme previsto, passou a ser conhecido como o Cometa Halley ou cometa de Halley (a designação oficial é 1P/Halley). A sua próxima aparição será em 2061.
Entre os cometas com períodos curtos o suficiente para terem sido observados várias vezes ao longo da história, o cometa Halley é o único que tem sido brilhante o suficiente para ser visto a olho nu. Desde a confirmação da periocidade do cometa Halley, têm sido descobertos muitos outros cometas através do uso do telescópio. O segundo cometa a ser descoberto, com uma órbita periódica, foi o Cometa Encke (designação oficial 2P/Encke). No período de 1819-1921 o matemático e físico alemão Johann Franz Encke registou as órbitas de uma série de aparições de cometas observadas em 1786, 1795, 1805 e 1818, concluindo que se tratava do mesmo cometa, e previu a sua aparição em 1822. Em 1900 foram observados dezassete cometas com mais de uma passagem pelo periélio e reconhecidos oficialmente como cometas periódicos. Em Abril de 2006, 175 cometas receberam esta distinção, apesar de vários terem sido destruídos ou perdidos.

Estudo das características físicas
Isaac Newton descreveu os cometas como corpos sólidos duráveis movendo-se em órbitas oblíquas, com caudas como finas nuvens de vapor emitidas pelo núcleo do cometa, incendiadas ou aquecidas pelo Sol. Newton suspeitava que os cometas eram a origem do componente que suportava a vida no ar. Também acreditava que os vapores libertados pelos cometas poderiam recuperar as massas de água dos planetas (que seriam gradualmente convertidas em solo pelo crescimento e apodrecimento das plantas), e a fonte de combustível do Sol.
No início do século XVIII, alguns cientistas deram a hipótese (correta) da composição física dos cometas. Em 1755, Immanuel Kant propôs que os cometas fossem compostos por uma substância volátil, cuja vaporização dava origem às aparições brilhantes junto do periélio. Em 1836, o matemático alemão Friedrich Wilhelm Bessel, depois de observar jactos de vapor na aparição de 1835 do Cometa Halley, propôs que as forças do jacto do material evaporado poderiam ser grandes o suficiente para alterar de forma significativa a órbita do cometa e alegou que os movimentos não-gravitacionais do Cometa Encke resultavam deste mecanismo.
Entretanto, outra descoberta relativa a cometas colocou na sombra estas ideias por quase um século. Durante o período de 1864-1866 o astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli calculou a órbita dos meteoros perseidas, e baseado em semelhanças orbitais, sugeriu correctamente que os perseidas eram fragmentos do Cometa Swift-Tuttle. A ligação entre os cometas e as chuvas de meteoros foi dramaticamente apontada quando em 1872 se deu uma chuva de meteoros na órbita do Cometa Biela, o qual se observou a partir-se em duas partes durante a sua aparição em 1846, nunca mais tendo sido avistado após 1852. Surgiu então um modelo em que os cometas consistiriam em partes de rocha, cobertas por uma canada de gelo.
Durante a primeira metade do século XX, este modelo mostrou algumas limitações pois não conseguia explicar, por exemplo, como é que um corpo que continha apenas um pouco de gelo continuava a apresentar vapor brilhante após várias passagens pelo periélio. Em 1950, Fred Lawrence Whipple propôs que, em vez de serem objectos rochosos contendo algum gelo, os cometas seriam corpos de gelo contendo alguma poeira e rochas. Este modelo - "bola de gelo sujo" - foi rapidamente aceite. Confirmou-se quando diversas sondas (incluindo a missão Giotto da Agência Espacial Europeia, e as Vega 1 e 2 da União Soviética) passaram pela coma do cometa Halley em 1986 para fotografar o núcleo e observar os jactos de material evaporante. A sonda americana Deep Space 1 passou próxima do núcleo do cometa Borrelly a 21 de Setembro de 2001, e confirmou que as características do cometa Halley também eram comuns a outros cometas.
Supõe-se que os cometas se formaram no Sistema Solar exterior e que a mistura radial de material, durante o início da formação do Sistema Solar, redistribuiu o material pelo disco proto-planetário. Dessa forma os cometas conterão grãos cristalinos que foram formados nas regiões quentes do Sistema Solar interior. Esta hipótese tem sido confirmada tanto pelo espectro como pelas amostras recolhidas pelas missões espaciais.

Meteoritos

Um meteorito é um corpo celeste que alcança a superfície de um planeta, não se desintegrando por completo na atmosfera deste. A luminosidade provocada pela desintegração denomina-se meteoro.
O termo meteoro vem do grego meteoron, que significa «fenómeno no céu». Este temo também é aplicado para descrever o rasto luminoso que acompanha a queda de material do Sistema Solar sobre a atmosfera terrestre. Também se emprega esta denominação para a referência aos corpos que giram à volta do Sol ou a qualquer objecto do espaço interplanetário que seja demasiado pequeno para ser considerado um asteróide ou um cometa.

Tipos de meteoritos
Tradicionalmente os meteoritos dividem-se em três grandes categorias:
  1. Meteorito rochoso, constituídas principalmente pelos minerais de silicato, aerólito ou litito: a) condrita; b) acondrita
  2. Meteorito metálico, constituídos principalmente por ferro-níquel (siderito)
  3. Meteoritos rochoso-metálico, contêm grandes partes de material metálico e rochoso (siderolitos).
A queda de meteoritos
A maioria dos meteoritos desintegram-se quando chegam à atmosfera terrestre, no entanto, estima-se que cerca de 100 meteoritos de diversos tamanhos chegam à superfície terrestre a cada ano (normalmente só são recuperados 5 ou 6 pelos cientistas). São poucos os meteoritos com dimensões suficientes para formar uma cratera que evidencie um impacto. Invés, chegam à superfície na sua velocidade terminal e a maioria não chega a fazer um buraco. No entanto chegam a causar danos materiais e, mesmo, físicos.
Os grandes meteoritos poderiam chocar com a Terra com uma fracção da sua velocidade cósmica, formando uma cratera de impacto devido à hipervelocidade. O tamanho e o tipo de cratera dependem das dimensões, da composição, do grau de fragmentação e do ângulo de entrada do meteorito. A força deste tipo de colisões tem o potencial de causar uma extensa destruição. Os choques de hipervelocidade mais frequentes, são geralmente causados por meteoritos metálicos, pois são mais resistentes e conseguem passar intactos pela atmosfera terrestre. Alguns exemplos de crateras causadas por meteoritos metálicos são a cratera Barringer, as crateras de Wabar e Wolfe Creek, sendo que nestas se encontrou um meteorito metálico ou os seus fragmentos. Por contraste, os corpos rochosos, apesar de relativamente grandes (como os cometas ou os pequenos asteróides, os quais cegam a pesar milhares de toneladas são travados na atmosfera e, por isso, não chegaram a formar crateras de impacto. Ainda que este tipo de acontecimento não seja frequente, podem provocar muita emoção, o incidente de Tunguska, provavelmente, foi provocado por  uma situação destas.
Existem vários fenómenos bem documentados sobre a queda de meteoritos que foram confirmados, ainda que estes fossem demasiado pequenos para formar crateras de hipervelocidade. O trilho de fogo que se gera enquanto o meteorito passa através da atmosfera pode ser muito brilhante, chegando a rivalizar, em intensidade, com o Sol, ainda que a maioria dos trilhos sejam muito difusos e se podem apreciar inclusive à noite. Foram registados avistamentos de diversas cores, que incluem o amarelo, o verde e o vermelho.Os flashes e as explosões, detonações, e ruídos podem causar explosões sónicas, assim como ondas expansivas que chegam a abarcar vários milhares de quilómetros quadrados. Outros sons que poderão ser provocados poderão ser assobios e vaias, no entanto ainda não é compreendida a razão para este tipo de sons. Não é fora do comum que depois da passagem do trilho de fogo, que permaneça na atmosfera um rastro de poeiras.
durante o aquecimento que os meteoritos sofrem enquanto atravessam a atmosfera, a superfície destes derrete-se e sofre um desgaste. Durante este processo o meteorito pode obter diversas formas, apresentando muitas vezes profundos entalhes denominados regmagliptos. Se o meteorito mantém uma orientação fixa durante um certo tempo pode obter uma forma cónica. Ao sofrer uma desaceleração, a capa superficial, fundida, solidifica-se numa fina crosta de fusão, de tom negro na maioria dos meteoritos. Nos meteoritos rochosos, a zona afectada pelo calor apresenta alguns milímetros de espessura; nos meteoritos metálicos, os quais são melhores condutores térmicos, a estrutura de metal afectada pelo calor pode chegar a um centímetro debaixo da superfície.
Quando os meteoroides se fragmentam na atmosfera podem causar uma chuva de meteoritos. A área sobre a qual estes caem designa-se por campo de dispersão. Os campos de dispersão geralmente apresentam uma forma elíptica, onde o eixo maior é paralelo com a direcção do voo do meteoroide. Na maioria dos casos, são encontrados os fragmentos maiores de uma chuva de meteoritos dentro de um campo de dispersão.





Fontes
Os Planetas, David Macnab e James Younger, Atena, 1999


Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...