10/11/2015

Planetas Anões


Ao contrário da ideia que o público geral tem, o sistema solar não é constituído por apenas oito planetas (nove para quem ainda se lembra de Plutão). E nem mesmo existe um consenso geral entre os astrónomos da forma como deve ser representada a informação planetária do Sistema.
A distinção entre os planetas anões e os outros oito planetas baseia-se na inaptidão dos primeiros em limparem a vizinhança das suas órbitas, isto é, de removerem os pequenos corpos cujas órbitas os levem a colidir, capturar ou sofrerem perturbações gravitacionais. O conceito é combinado com uma noção do domínio orbital medido em termos de raio da massa de um candidato planetário com a massa total combinada de todos os outros corpos celestes na sua vizinhança.
Considera-se que os planetas anões são demasiado pequenos, em termos de massa, para alterar significativamente o seu ambiente da forma que um planeta faria.
Actualmente são conhecidos cinco planetas anões no sistema solar: Ceres, Plutão, Atégina (Haumea), Makemake e Éris, sendo os quatro últimos do tipo plutóide, ou seja, planetas anões que orbitam para além da órbita de Neptuno, nos recônditos do sistema solar.

NomeDist. do Sol (UA)Região do S.SolarDiâmetroMassa
Ceres2,766Cintura de Asteróides975x909 km9,5x1020kg
Plutão39,482Cintura de Kuiper2306+20km~1,305x1022 kg
Haumea (Atégina)43,335Cintura de Kuiper~1500 km~4,2x1021kg
Makemake45,791Cintura de Kuiper1600 - 2000?km~3x1021kg
Éris67,668Disco disperso2.400+100kmDesconhecido



Plutão

«O estranho planeta de Tombaugh
A órbita de Plutão não é um circulo, mas sim uma longa elipse que está inclinada no plano de todos os outros planetas. No extremo de uma das suas órbitas, Plutão passa muito acima dos outros planetas, e no outro mergulha abaixo deles. Plutão também é único na medida em que a sua órbita excêntrica o leva, por vezes, a atravessar-se no caminho de Neptuno, de forma que, durante vários anos, Neptuno é, na verdade, o planeta mais afastado do Sol. A órbita de Plutão em volta do Sol - 248 anos - é tão longa que a diferença entre o seu ponto mais próximo e o seu ponto mais distante é quase a mesma que a distância de Úrano até ao Sol. Durante o seu Verão, o nitrogénio de Plutão evapora-se, criando uma atmosfera temporária. Com o decorrer do Inverno, o nitrogénio transforma-se em gelo e cai de novo na superfície. Em Plutão, o tempo no Inverno não se deteriora apenas - desaparece completamente.
Em 1978 descobriu-se que Plutão tinha uma lua a acompanhá-lo: Caronte, com quase um oitavo da sua massa, e de longe a maior lua do ~Sistema Solar, em sintonia com o seu planeta principal ( a nossa Lua tem apenas um oitavo da massa da Terra). Plutão e Caronte ficam a apenas 20.000 quilómetros de distância um do outro - 20 vezes mais perto que a Lua em relação à Terra - e demoram apenas seis dias e meio a girar uma vez em volta um do outro.  Estes mundos estão tão perto que são apanhados numa corrente gravitacional, ficando em frente um do outro. Vista da superfície de Plutão. Caronte parece um objecto fixo no céu. Um Plutoniano a viver no hemisfério oposto poderia nem sequer saber que Plutão tem uma lua.»


Plutão, formalmente designado 134340 Plutão, é um planeta anão do Sistema Solar  e o décimo objecto mais massivo observado directamente em órbita do Sol.
Originalmente estava classificado como um planeta. Actualmente Plutão é o maior membro do Cinturão de Kuiper.
Tal como outros membros do Cinturão de Kuiper. Plutão é composto  essencialmente por rochas e gelo e é relativamente pequeno, com aproximadamente um quinto da massa da Lua e um terço do seu volume.

Descoberta
Em 1840, usando a mecânica newtoniana, Urbain Le Verrier previu a posição de Neptuno, o qual ainda não havia sido descoberto, com base nas perturbações da órbita de Urano. Observações posteriores a Neptuno, no final do século XIX, fizeram os atrónomos especularem se a órbita de Urano não estaria a ser perturbada por outro planeta. Em 1906, Percival Lowell, o fundador do Observatório Lowell, iniciou o projecto de procurar um possível nono planeta, ao qual ele designou de Planeta X. Em 1909, Lowell e William H.Pickering deram a sugestão de várias coordenadas para esse possível planeta. Lowell continuou a observar o céu à procura do Planeta X até à data da sua morte em 1916, mas sem sucesso (no entanto fotografou Plutão duas vezes, mas não o reconheceu).
Depois da morte de Lowell, a busca pelo Planeta X ficou parada até que, em 1929, Vesto Melvin Slipher deu a tarefa de encontrar o Planeta X a Clyde Tombaugh, o qual tinha acabado de chegar ao Observatório Lowell.
Tombaugh tinha de fotografar o céu nocturno de duas em duas semanas, e então comparar as fotos para ver se tinha havido algum movimento. A 18 de Fevereiro de 1930, após cerca de um ano de observações, Tombaugh descobriu um possível objecto em movimento nas fotografias tiradas a 23 e 29 de Janeiro desse ano. Uma imagem, de menor qualidade, tirada a 21 de Janeiro, ajudou a confirmar o movimento.
Depois de terem sido efectuadas observações a confirmar o movimento, a notíci da descoberta foi enviada para o Hervard College Observatory a 13 de Março de 1930.

Nomeação
O Observatório Lowell, que tinha o direito de nomear o novo planeta, recebeu mais de 1000 sugestões do mundo inteiro, variando de Atlas a Zynal. Tombaugh pediu a Slipher que sugerisse um nome para o objecto antes que alguém o fizesse. Constance Lowell também sugeriu alguns nomes.
O nome Plutão foi sugerido por venetia Burney (mais tarde Venetia Phair), uma menina de onze anos de Oxford. Venetia gostava de mitologia clássica assim como de astronomia, e escolheu o nome do deus romano do submundo, Plutão, adequado para um objecto presumivelmente escuro e gelado. Ela sugeriu o nome durante uma conversa com o seu avô, Falconer Madan, um ex-bibliotecário da Biblioteca de Bodleina. Madan passou o nome ao professor Herbert Hall Turner, que telegrafou para os seus colegas nos EUA.

Morte do Planeta X
Quando encontraram o pequeno brilho de Plutão com a falta de um disco resolúvel, ainda houve dúvidas se ele seria o Planeta X.
A massa inicialmente estimada foi diminuindo ao longo do século XX, e só em 1978, com a descoberta da lua Caronte, é que se tornou possível a medição da massa de Plutão pela primeira vez.
A massa de Plutão, que é apenas de 0,2% da massa da Terra, era muito pequena para explicar as perturbações na órbita de Úrano. Buscas posteriores, para encontrar o planeta X, efectuadas principalmente por Robert Sutton Harrington, não deram em nada. Em 1992, Myles Standish usou os dados obtidos pela Voyager 2 a Neptuno, que reviu a sua massa total, para recalcular os seus efeitos gravitacionais em Úrano. Com as novas informações, as perturbações foram explicadas, desaparecendo assim a necessidade da existência de um Planeta X.
Actualmente, a maioria dos cientistas concorda que o Planeta X, como Lowell o descreveu, não existe. Em 1915, Lowell fez previsões da posição do Planeta X, que foi próxima da posição real de Plutão naquela época; no entanto, Ernest W Brown concluiu que isso foi apenas uma coincidência.

Órbita e rotação
Plutão leva 248 anos para completar uma órbita. As suas características orbitais são bastante diferentes das dos planetas, que seguem uma órbita quase circular ao redor do Sol, próximo a um plano horizontal chamado eclíptica. Em contraste, a órbita de Plutão é muito inclinada em relação à eclíptica (mais de 17º) e excêntrica. Devido a essa excentricidade, uma pequena parte da órbita de Plutão está mais próxima do Sol do que a de Neptuno.
A última vez que Plutão ficou mais próximo do Sol do que Neptuno foi entre 07 de Fevereiro de 1979 e 11 de Fevereiro de 1999. Os cálculos indicam que a vez anterior que tal aconteceu, teve uma duração de  14 anos, entre 11 de Julho de 1735 e 15 de Setembro de 1749, enquanto que de 30 de Abril de 1483 a 23 de Julho de 1503 durou 20 anos. Apesar deste padrão repetitivo sugerir uma órbita regular, na verdade a órbita de Plutão é, a longo prazo, caótica.

Rotação com Neptuno.
Apesar de a órbita de Plutão parecer cruzar a órbita de Neptuno numa perspectiva de cima, a órbita dos dois planetas estão alinhadas, não podendo colidir entre si, nem mesmo cruzarem-se.
Ao analisar as órbitas de Plutão e de Neptuno, pode-se confirmar que elas não se cruzam. Quando Plutão está mais perto do Sol do que Neptuno, a sua órbita cruza a deste último, no entanto ela está a 8UA acima do caminho de Neptuno, evitando uma colisão. Os nodos de Plutão (os pontos onde a sua órbita atravessa a eclíptica) são separados dos de Neptuno por mais de 21º.
No entanto, só isso não é suficiente para proteger Plutão. Perturbações nos planetas (especialmente em Neptuno) poderiam alterar aspectos na órbita de Plutão a longo de milhões de anos, tornando-se possível uma colisão. O mecanismo mais significante que impede a colisão entre Plutão e Neptuno de colidirem é a ressonância orbital de 3:2 que há entre eles, ou seja, a cada três órbitas de Neptuno em redor ao Sol, Plutão faz duas. Então, os dois objectos voltam às suas posições iniciais e o ciclo de 500 anos repete-se. Este padrão a cada 500 anos, durante o primeiro periélio de Plutão , este está a 50º "na frente" de Neptuno, enquanto no segundo está a 50º "atrás" de Neptuno.
A ressonância 3:2 entre Plutão e Neptuno é estável, e é preservada por milhões de anos. Isso evita que uma órbita mude em relação à outra. Desta forma, mesmo que a órbita de Plutão não fosse inclinada, este e Neptuno nunca colidiriam.
Apesar de, ao longo de milhares de anos, a natureza geral do alinhamento entre Plutão e Neptuno não mudar, há outras ressonâncias e interacções que governam os detalhes do seu movimento relativo, e melhoram a estabilidade de Plutão. Isso deve-se principalmente a dois outros factores, para além da ressonância de 3:2:
  1. O argumento do periélio de Plutão, o ângulo  entre os pontos onde ele cruza a eclíptica e o ponto onde Plutão está mais próximo do Sol, é de cerca de 90º. Isto significa que quando Plutão está mais perto do Sol, está no seu ponto mais longe do Sistema Solar, o que evita encontros com Neptuno. isso é uma consequência directa do mecanismo de Kozai. Em relação a Neptuno, a amplitude de libração (oscilação aparente de um corpo que torna alternadamente visíveis e invisíveis os bordos do disco desse corpo) é de 38º, então a separação angular do periélio de Plutão com a órbita de Neptuno é sempre maior que 52º (90º-38º). Uma separação angular mais próxima do que esta, ocorre a cada 10.000 anos.
  2. As longitudes dos nós ascendentes dos dois corpos estão numa ressonância próxima com a libração. Quando as duas longitudes estão iguais o periélio de Plutão localiza-se exactamente a 90º, e chega mais perto do Sol no seu pico acima da órbita de Neptuno. Isto é, quando Plutão intercepta o plano da órbita de Neptuno, a uma distância mais próxima, os dois corpos planetários encontram-se à maior distância entre si. Este fenómeno é conhecido como super-ressonância 1:1, e é controlada por todos os planetas jovianos.

Rotação

O período de rotação de Plutão é de 6,39 dias terrestres. Tal como Úrano, Plutão gira de "lado" em relação ao plano orbital, com uma inclinação axial de 120º. O que faz com que a variação entre as suas estações do ano seja extrema; durante o solstício, um dos hemisférios está permanentemente de dia, enquanto que o outro é de noite.

Características Físicas

Plutão está muito longe da terra, o que dificulta a realização de observações detalhadas. Muitos detalhes de Plutão irão continuar desconhecidos até 2015, quando a sonda New Horizons se aproximar dele.
A magnitude média aparente de Plutão é de 15,1, aumentando para 13,65 durante o periélio. Para se conseguir observar Plutão é preciso um telescópio com uma abertura de pelo menos 30 cm. É parecido com uma estrela e não tem um disco visível, mesmo com telescópios de grande resolução, devido ao seu diâmetro angular, que é de apenas 0,11.
A distância e os actuais limites de telescópios, fazem com que seja quase impossível fotografar detalhes na superfície de Plutão.

As observações foram feitas com as mudanças do brilho médio do sistema Plutão-Caronte durante os eclipses. Por exemplo, eclipsando um ponto escuro. Através dos processamentos de computador, obtidos através deste tipo de observação, pode-se obter um mapa de brilho. Este método também é usado para observar as mudanças no brilho ao longo do tempo.
Os mapas mais antigos de Plutão, feitos na década de 1980, eram mapas do brilho de Plutão feitos a partir de observações de eclipses causados pela sua maior lua, Caronte.
Os mapas actuais de Plutão foram produzidos a partir de observações efectuadas pelo Telescópio Espacial Hubble, que oferece a melhor resolução possível com a tecnologia actual, e mostra vários detalhes, incluindo regiões polares e grandes pontos brilhantes.
Os mapas são produzidos por um complexo processamento de computador, que encontra a melhor posição para as pequenas imagens do Hubble. Estes mapas, juntamente com a curva de luz de Plutão e as variações periódicas no seu espectro infravermelho, revelaram que a superfície de Plutão varia bastante, com grandes mudanças no brilho e na cor. Plutão é um dos corpos do Sistema Solar que apresenta maiores contrastes. As cores variam entre o preto, o laranja escuro e o branco.
A superfície de Plutão mudou entre 1994 e 2003: a região do norte ficou mais brilhante, enquanto que o hemisfério sul escureceu. O tom de vermelho geral de Plutão também aumentou consideravelmente, entre 200 e 2002. Estas mudanças estarão relacionadas provavelmente com alterações de estações, que são grandes em Plutão devido à inclinação axial e à excentricidade orbital do planeta.
as análises espectroscópicas da superfície de Plutão revelaram que é composta por mais de 98% de gelo de nitrogénio, com vestígios de metano e monóxido de carbono. Um dos hemisférios de Plutão contém mais gelo de metano, enquanto que o outro contém mais gelo de nitrogénio e monóxido de carbono.

Estrutura

As observações feitas pelo Telescópio Hubble a Plutão estimaram uma densidade entre 1,8 e 2,1 g/cm3, o que sugere uma composição interna de cerca de 60% de rocha e 40% de gelo. Como a decadência dos minerais radioactivos iria eventualmente aquecer os gelos o suficiente para que as rochas se separassem deles, os cientistas pensam que a estrutura interna de Plutão é diferenciada, com material rochoso estabilizado num núcleo envolvido por um manto de gelo. Calcula-se que o diâmetro do núcleo seja de 1.700 km, 70% do diâmetro de Plutão. É possível que o aquecimento continue actualmente, criando uma camada de oceano líquido com uma profundidade de 100 a 180 km no núcleo.
O Institute of Planatary Reasearch do DLR calculou que a relação densidade-raio de Plutão está numa zona de transição, juntamente com Tritão, e entre os satélites gelados como as luas de tamanho médio de Saturno e de Úrano e os satélites rochosos como Europa.

Massa e dimensões

A massa de Plutão é de cerca de 1,31x1022 kg, menos de 0,24% da massa da Terra, enquanto que as melhores estimativas para o seu diâmetro são de 2.306 (+/-20) km, aproximadamente 66% do diâmetro da Lua. A determinação  do tamanho de Plutão torna-se complicada de medir devido à sua atmosfera e névoa de hidrocarbonetos.
Os astrónomos, pensando inicialmente que Plutão era o Planeta X, calcularam a sua massa a partir dos efeitos gravitacionais deste em Úrano e Neptuno. Em 1955 calculou-se que Plutão teria uma massa aproximada à da Terra, e em 1971, outros cálculos fizeram diminuir a massa de plutão para uma semelhante à de Marte. No entanto, em 1976, Dale Cruikshank, Carl Pilcher e David Morrison, da Universidade do Havai, calcularam o albedo do planeta pela primeira vez, e descobriu-se que Plutão era demasiado luminoso para ter aquelas dimensões não podendo, portanto, ter mais do que 1% da massa da Terra. O albedo de Plutão é de 1,3 a 2,0 vezes maior que o da Terra.
Em 1978, com a descoberta de Caronte, foi possível determinar a massa do sistema Plutão-Caronte pela primeira vez. Quando os efeitos gravitacionais de Caronte foram medidos, pode ser determinada a verdadeira massa de Plutão. E, observações deste planeta devido a ocultações provocadas por Caronte, permitiu aos cientistas medirem o diâmetro, enquanto que a invenção da óptica adaptativa permitiu determinar a sua forma precisa.
Comparativamemnte aos outros objectos do Sistema Solar, Plutão é menor que os restantes planetas telúricos (MercúrioVénusTerra e Marte), e com menos 0,2 vezes a massa lunar é menos massivo que sete satélites naturais: Ganimedes, Titã, Calisto, Io, a Lua, Europa e Tritão. Plutão tem mais do que o dobro do diâmetro do planeta anão Ceres, o maior asteróide do Cinturão de Asteróides, e doze vezes a sua massa. No entanto, Plutão é menos massivo que o planeta anão Éris.

Atmosfera

A atmosfera de Plutão consiste numa camada fina de nitrogénio, metano e gases de monóxido de carbono, que são derivados dos gelos dessas substâncias na superfície. A pressão superficial varia entre 6,5 a 24  μbar (1 pascal). A órbita alongada de Plutão tem um grande efeito na sua atmosfera: à medida que Plutão se distancia do Sol, a sua atmosfera vai congelando e cai na superfície, e quando se aproxima do Sol, a temperatura na sua sólida superfície aumenta, causando a sublimação dos gelos. Este fenómeno cria um efeito anti-estufa; a sublimação  arrefece  a superfície de Plutão. Recentemente descobriu-se que a temperatura de Plutão é de cerca de 43 K (-230 ºC), 10 K mais fria do que o esperado.
A presença de metano, que é um gás do efeito de estufa, na atmosfera de Plutão cria uma inversão térmica, com temperaturas 36 K mais quente 10 Km acima da superfície. A atmosfera inferior contém uma concentração maior de metano que a atmosfera superior.
A primeira evidência da atmosfera de Plutão foi descoberta pelos Kuiper Airborne Observatory em 1985, a partir de observações de uma ocultação de uma estrela atrás de Plutão. Quando um objecto sem atmosfera passa na frente de uma estrela, ela desaparece bruscamente. No caso de Plutão, a estrela apenas escureceu gradualmente. A partir da taxa de escurecimento, foi determinado que a pressão atmosférica era de 0,15 pascal, cerca de 1/700.000 a da Terra. A conclusão foi confirmada e foi reforçada por outras observações através de outra ocultação, ocorrida em 1988.
Em 2002, foi observada e analisada outra ocultação estelar por Plutão, pelas equipes lideradas por Bruno Sicardy do Observatório de Paris, James L. Elliot do Instituto de Tecnologia de Massachusetts e Jay Pasachoff do Williams College. Surpreendentemente, a pressão atmosférica foi estimada em 0,3 pascal, ainda que Plutão estivesse mais longe do Sol do que em 1988 e, portanto, a sua atmosfera deveria estar mais fria e rarefeita. Uma explicação para esse fenómeno é que em 1987 o pólo sul de Plutão saiu da sombra pela primeira vez em 120 anos, fazendo com que o nitrogénio extra da calota polar sublimasse. Irá levar décadas para que o excesso de nitrogénio da atmosfera condense, em direcção à calota escura do pólo norte. Dados do mesmo estudo revelaram que pode ser a primeira prova da existência de ventos na atmosfera de Plutão.
Em Outubro de 2006, Dale Cruikshank do NASA/Ames Research Center e colegas, anunciaram a descoberta espectroscópica de etano na atmosfera de Plutão. O etano produzido pela fotólise ou radiólise (a conversão química orientada pela luz ou partículas carregadas) do metano congelado na superfície que então vai para a atmosfera.

Satélites Naturais

Plutão possui cinco satélites naturais conhecidos: Caronte, descoberto em 1978 pelo astrónomo James Walter Christy, e outras quatro luas menores, Nix e Hidra, ambas descobertas em 2005, S/2011(134340) I, descoberta em 2011, e S/2012 (134340) 1, descoberta em Julho de 2012.
As luas de Plutão estão estranhamente perto de Plutão, em comparação com outros sistemas. As luas poderiam potencialmente orbitar Plutão a mais de 53% (69%, se retrógradas) do raio da esfera de Hill, a zona gravitacional estável da influência de Plutão. Psámata, por exemplo, orbita Neptuno a 40% do raio de Hill. No caso de Plutão, só os 3% internos da zona são ocupados por satélites. De acordo com os descobridores, o sistema de Plutão aparenta ser "altamente compacto e amplamente vazio", embora outros apontem a possibilidade de um sistema de anéis.
  • Caronte - o sistema Plutão-Caronte é notável por ser o maior dos poucos planetas binários do Sistema Solar, definidos assim quando o baricentro se localiza acima da superfície do corpo primário. Isso e o grande tamanho de Caronte em relação a Plutão levou alguns astrónomos a chamá-lo de um planeta anão duplo. O sistema também é incomum pelo facto de ter acoplamento de marés, ou seja, o lado de Plutão virado para Caronte é sempre o mesmo e vice versa.. Por causa disso, o período de rotação dos dois corpos é igual ao período orbital em volta do centro de massa comum. Como Plutão gira de lado em relação ao plano orbital, o sistema Caronte também faz isso. Em 2007, o Observatório Gemini observou cristais de água e hidratos de amónia na superfície, sugerindo a presença de crio-géiseres activos.
  • Nix e Hidra - Foram fotografadas outras duas luas de Plutão pelo Telescópio Espacial Hubble a 15 de maio de 2005, as quais receberam as designações provisórias de S/2005P1 e S/2005P2. A União Astronómica Internacional nomeou, oficialmente, as luas de Nix e Hidra a 21 de Julho de 2006. Estas pequenas luas orbitam Plutão a cerca de duas e três vezes, respectivamente, a distância de Plutão a Caronte: Nix a 48.700 km e Hidra a 64.800 km do baricentro do sistema. Têm órbitas prógradas quase circulares que estão no mesmo plano orbital de Caronte com uma ressonância orbital aproximada de 4: e 6:1 com Caronte. As observações de Nix e Hidra mostram que em certas ocasiões Hidra é mais brilhante do que Nix, o que sugere que é maior ou que possui partes da sua ressonância que variam o brilho. Os tamanhos são estimados a partir dos albedos. A similaridade espectral de Nix, Hidra e Caronte sugerem um albedo de 35%, idêntico ao de Caronte. Este valor dá uma estimativa de 46 km para Nix e 61 km para Hidra. O limite do diâmetro pode ser estimado, assumindo o albedo de 4% dos objectos mais escuros do cinturão de Kuiper. Estes limites são de 137 +/- 11 km e 167 +/- 10 km, respectivamente.
A descoberta de duas luas pequenas sugerem que Plutão pode ter um sistema de anéis variável. Os impactos de pequenos corpos podem criar detritos que poderão vir a tornarem-se anéis planetários. Os dados de uma pesquisa óptica, realizados pela Advanced Camera for Survey do Hubble, sugerem, no entanto, que não há nenhum sistema de anéis em Plutão. Se existir um anel, será ténue como os anéis de Júpiter ou está confinado a uma largura de menos de 1.000 km.
Os estudos feitos através de ocultações obtiveram resultados semelhantes. Ao fotografar o sistema de Plutão, os dados obtidos pelo Hubble deram um limite em qualquer lua adicional. Os resultados dão uma certeza de 90% de certeza de não haver nenhuma lua adicional com mais de 12 km (ou no máximo 37 km, com um albedo de 0,041) além do brilho de Plutão, a cinco segundos de arco do planeta. Isso assume um albedo de 0,38 como o de Caronte; com 50% de certeza de que o limite é de 8km.

Sistema de Plutão, em comparação com a Lua da Terra
NomeAno de DescobertaDiâmetro (km)Massa (kg)Raio orbital (km)Período orbital (dias)
Plutão19302.390 (70% Lua)13.050x1018 (18% Lua)2.040 (0,6% Lua)6,3872 (25% Lua)
Caronte19781.205 (35% Lua)1520x1018 (2% Lua)17.530 (5% Lua)6,3872 (25% Lua)
Nix2005881x101848.70824,9
S/2011201113-34
59.000
Hidra2005720,391x101864.74938

Origens

Os astrónomos estão intrigados quanto à origem de Plutão. Uma das hipóteses iniciais era de que Plutão seria uma lua de Neptuno que havia escapado à froça gravitacional deste planeta, devido a Tritão (lua de Neptuno). Esta teoria foi bastante criticada, pois Plutão nunca chegou perto de Neptuno.
A verdadeira localização de Neptuno no Sistema Solar só começou a ser revelada em 1992, quando os astrónomos descobriram uma  população de pequenos objectos congelados, para além da órbita de Neptuno, semelhantes a Plutão, não apenas a nível de dimensões mas também relativamente à composição. Acredita-se que essa população transneptuniana seja a fonte de muitos cometas de período curto.
Atualmente acredita-se que Plutão é o maior membro do Cinturão de Kuiper, um anel estável de objectos localizados entre 30 a 50 UA do Sol.
Tal como outros corpos do Cinturão de Kuiper, Plutão partilha características com cometas. Por exemplo, o vento solar sopra gradualmente a superfície do planeta para o espaço, tal como nos cometas. Se Plutão fosse colocado a uma distância suficiente do Sol, desenvolveria uma cauda, como os cometas.
Embora Plutão seja o maior  objecto conhecido do Cinturão de Kuiper, a lua de Neptuno, Tritão, com uma dimensão ligeiramente superior a Plutão, é semelhante ao planeta anão, tanto a nível geológico quanto atmosférico; por isso, acredita-se que a lua tenha sido um dos corpos do Cinturão capturado pela gravidade de Neptuno. Éris, com dimensões, igualmente, superiores às de Plutão, não é considerado um corpo do Cinturão de Kuiper, invés, é considerado um membro de uma população próxima, designada de disco disperso.
Um grande número de objectos do cinturão de Kuiper, como Plutão, está numa ressonância orbital de 3:2 com Neptuno. Este tipo de corpos transneptunianos são designados de plutinos.
Tal como outros membros do Cinturão de Kuiper, pensa-se que Plutão é um planetesimal residual, um componente do disco protoplanetário original ao redor do Sol que nunca chegou a tornar-se um planeta completamente desenvolvido. Muitos astrónomos concordam que foi a migração planetária sofrida por Neptuno na formação do Sistema Solar que trouxe Plutão  para a sua posição actual. Durante a migração, Neptuno aproximou-se dos corpos do Cinturão de Kuiper, quando capturou Tritão e deixou outros corpos em ressonância ou com uma órbita caótica. Os objectos do disco disperso adquiriram provavelmente as suas posições actuais devido a interações com Neptuno durante a migração.
Um modelo de computador  de 2004 elaborado por Alessandro Morbidelli, do Observatório de la Côte d'Azur em Nice, sugere que a migração de Neptuno para o Cinturão de Kuiper poderá ter sido causada pela formação de uma ressonância 1:2 entre Júpiter e Saturno, o que provocou um desvio gravitacional que aumentou as dimensões orbitais de Úrano e Neptuno, passando a distância de Neptuno ao Sol para o dobro da que era anteriormente.
A expulsão resultante de objectos do proto-cinturão pode explicar, igualmente, o intenso bombardeio tardio, que ocorreu 600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, e as origens dos asteróides troianos de Júpiter. É possível que Plutão tenha tido uma órbita quase circular com uma distância de cerca de 33 UA do Sol antes das perturbações causadas pela migração de Neptuno. O modelo de Nice requer que houvesse cerca de mil objectos do tamanho de Plutão no disco planetesimal original, que podem incluir os corpos que formaram Tritão e Éris

Passemos para Éris - o "décimo planeta"


Designação

Éris era a deusa grega da discórdia. o planeta foi assim chamado porque a sua descoberta lançou a discórdia entre os astrónomos quanto à definição de um planeta e causou, indirectamente, a descida de estatuto de Plutão de "planeta" para "planeta anão". Na mitologia grega é famosa por ter causado, indirectamente, a Guerra de Tróia. era também conhecida por acompanhar o seu irmão Ares (Marte) para o campo de batalha e, quando os outros deuses iam embora, ela ficava rejubilando-se da carnificina.
Antes de receber o nome tinha a designação provisória de 2003 UB313, que é uma matrícula atribuída automaticamente de acordo com o protocolo da União Astronómica Internacional (UAI) para os planetas menores. No entanto, a probabilidade de que esse corpo celeste fosse classificado como um planeta levou a que a UAI não autorizasse nenhum nome, dado que não era claro se seria classificado como um planeta principal ou não. Caso fosse, a UAI só aprovaria nomes da tradição grego-romana, tal como acontece com todos os outros planetas do Sistema Solar. A indecisão levou a que o nome "Xena" (uma suposta personagem da mitologia grega) fosse adoptado popularmente como alcunha; essa suposta personagens mitológica foi criada especialmente para a série televisiva Xena, a Princesa Guerreira.
Um dos nomes mais sugeridos para Éris era o de Perséfone (a Proserpina), mulher de Plutão.


História de observação e exploração

Um grupo de cientistas formado por Michael Brown, Chad Trujillo e David Rabinowitz, utilizando o observatório instalado no monte Palomar na Califórnia, varriam o céu à procura de grandes corpos celestes no Sistema exterior. Descobriram-se, assim, vários planetóides, tais como Quaoar, Orco e Sedna.
Observações de rotina em 21 de outubro de 2003, encontraram um novo corpo celeste; devido, contudo, ao seu movimento extraordinariamente lento, não foi dado como candidato, uma vez que o sistema de procura em imagens excluía todos os astros que se movessem a menos de 1,5 arcossegundos por hora, por forma a reduzir o número de falsos candidatos.
Contudo, Sedna foi descoberto a mover-se a apenas 1,75 arcossegundos por hora, o que levou a equipa a decidir re-analisar manualmente os dados já registados, considerando um valor menor de movimento angular. A 5 de Janeiro de 2005, esta nova análise revelou a existência de Éris, confirmando o seu lento movimento no espaço.
O novo astro com uma magnitude aparente de cerca de 19, é suficientemente brilhante para poder ser visto mesmo com um telescópio modesto. A inclinação da sua órbita é responsável por não ter sido descoberto até então, dado que a maioria das pesquisas para corpos do sistema solar exterior concentravam-se  no plano da eclíptica, onde se encontra a maioria dos corpos do sistema solar, incluindo a Terra.
Enquanto a equipa norte americana confirmava a distância e dimensão, não tendo por isso feito logo o anúncio da descoberta do novo corpo celeste, uma equipa espanhola, anunciou a descoberta de um novo corpo ao qual designou de Haumea, que era justamente o corpo celeste que a equipa americana estava a estudar, levando os americanos a acusarem o grupo espanhol de falta de ética, acabando por anunciar eles mesmos a descoberta de Éris a 29 de julho de 2005. Para aumentar a confusão, no mesmo dia, foi anunciada a descoberta de outros dois grandes planetóides: Haumea e Makemake.
Apesar de já haverem sido descobertos anteriormente grandes planetóides na cintura de Kuiper, tinham todos dimensões menores do que Plutão. No entanto Éris, sendo maior, criou o debate sobre a categorização de Éris como um planeta, como pretendia a equipa que o descobriu, ou se só como um planetóide. A discussão durou vários meses, lançando a discórdia entre diversos astrónomos do que seria um planeta. No encontro da UAI 11 dos 19 membros apoiaram a categorização como um planeta, enquanto que 6 membros propuseram que se reduzisse o número de planetas principais para oito, retirando assim o estatuto a Plutão. Até à decisão final, todos os corpos celestes a orbitarem para além de Plutão serão classificados apenas como objectos transneptunianos.
A UAI fez uma reunião geral em Agosto de 2006: na proposta inicial da definição do termo "planeta", Éris seria categorizada como um planeta. No entanto, a pressão de um grupo de astrónomos fez com que se escrevesse uma nova definição, a qual acabou por ser aprovada por unanimidade, - os "planetas-anões". Desta forma Éris, Ceres e Plutão não são reconhecidos como planetas principais e sim como planetas anões.
Com a descoberta de Disnomia, um satélite de Éris, Michael Brown e Emily Schaller, astrónomos do Instituto de Tecnologia da Califórnia, conseguiram medir de forma mais precisa a massa de Éris, com a ajuda do telescópio espacial Hubble.
Segundo os investigadores, Éris tem cerca de 27% mais massa do que Plutão.

Geologia Planetária

Éris poderá ser o maior corpo celeste conhecido para além da órbita de Neptuno. Tal como Plutão, é constituído por uma mistura sólida de gelo e rocha. Ambos podem receber a designação de objectos do cinturão de Kuiper ou como planetas gelados,  apesar de Éris ser do tipo disperso, ou seja, terá sido formado na parte interior da cintura, mas atirado para uma órbita mais distante devido a uma possível influência gravitacional de Neptuno.
Não é conhecido completamente o albedo de Éris, e as suas dimensões reais ainda não puderam ser determinadas. No entanto, os astrónomos calcularam que, numa conjectura extrema, se Éris reflectisse toda a luz que recebe, ainda assim seria maior do que Plutão (2390km).
Para ajudar a determinar melhor a dimensão deste corpo celeste, foram efectuadas análises preliminares com o recurso às observações efectuadas pelos telescópios Spitzer e Hubble. O primeiro telescópio indicou que Éris seria 20% maior do que Plutão (2274 km), o segundo indicou que seria apenas 1% maior, indicando um albedo extraordinariamente elevado.
Em Novembro de 2010 Éris ocultou uma estrela. Os dados preliminares desse evento indicaram que o diâmetro de Éris é de 2.340 km, o que causou dúvidas sobre as estimativas anteriores relativamente às dimensões e densidade do planeta. para além disso, ao usar os dados preliminares desse evento para comparação com Plutão, surgiram várias estimativas para as dimensões de Plutão. Este facto deve-se, em parte à atmosfera de Plutão, que interfere nas medições da sua superfície sólida (ao contrário da neblina gasosa).
Estes cientistas determinaram que o albedo de Éris é muito semelhante ao de Plutão, ou seja, é de 0,60+/-0.10+/-0,05. O que sugere que o metano torna a superfície congelada bastante reflectora.
Éris poderá ser idêntica a Plutão e a Tritão (a grande lua de Neptuno) devido à presença de gelo de metano.
Ao contrário do aspecto avermelhado de Plutão e Tritão, o planetóide Éris parece ser cinzento. Poderá dever-se à enorme distância de Éris relativamente ao Sol, o que permite que o metano condense, cobrindo uniformemente toda a superfície. O metano é um elemento muito volátil e a sua presença mostra que Éris se manteve sempre num lugar remoto do sistema solar, o que terá feito com que tenha sido sempre um mundo extremamente frio, levando a que o gelo de metano subsistisse. Ou, talvez, seja detentor de uma fonte interna de metano que liberta o gás para a atmosfera.
Dados não oficiais com recurso às observações do telescópio Hubble indicaram que Éris teria um albedo elevado, sugerindo que a superfície seja composta por gelo.

Atmosfera e Clima

Apesar de Éris se encontrar cerca de três vezes mais afastado do Sol que Plutão, chega a estar suficientemente perto do Sol para que parte da superfície se descongele e forme uma atmosfera fina; no entanto não se sabe se isso acontece realmente.
Devido à sua órbita, que se aproxima até 37,8 UA do Sol e que se distancia até 97,61 UA, as temperaturas podem variar entre -232 e os -248 ºC.
Éris está tão afastado do sol que este último, nos céus daquele mundo, deverá aparecer apenas como uma estrela.

Satélite

A lua de Éris, Disnomia, foi descoberta a 10 de Setembro de 2005. Estima-se que Disnomia seja oito vezes menor e sessenta vezes menos brilhante que Éris e que tenha uma órbita em torno de Éris de cerca de 14 dias.

O sistema Éris-Disnomia parece ser semelhante ao sistema Terra-Lua. Apesar das dimensões mais reduzidas dos dois objectos, o satélite de Éris está dez vezes mais próximo do planeta que orbita que a Lua da Terra, apesar de ser oito vezes menor do que a Lua.

De seguida será apresentado um dos dois planetas anões que aumentaram a confusão no dia 29 de Julho de 2005 - Makemake


Makemake, formalmente designado como (136472) Makemake, é o terceiro maior planeta anão do sistema solar e um dos dois maiores corpos do cinturão de Kuiper.

Descoberta

Makemake foi descoberto a 31 de Março de 2005 por um grupo do Observatório Palomar, liderado por Michael E. Brown, e foi anunciado ao público a 29 de Julho de 2005. A descoberta de Éris foi publicada no mesmo dia, após o anúncio de Haumea dois dias antes.
Apesar do seu brilho relativo (um quinto do brilho de Plutão), Makemake foi descoberto depois dos outros corpos do Cinturão de Kuiper com um brilho menor. A maioria das buscas por planetas menores foram feitas relativamente perto da eclíptica, devido à maior probabilidade de serem encontrados corpos celestes nessa região. É provável que Makemake tenha escapado na primeira pesquisa devido à sua elevada inclinação e pelo facto de se encontrar à maior distância possível na eclíptica, no norte da constelação de Coma Berenices.
Para além de Plutão, Makemake é o único outro planeta que é brilhante o suficiente para que Clyde Tombaugh pudesse ter descoberto durante a sua procura por objectos transneptunianos em 1930. Na época das investigações de Tombaugh, Makemake estava apenas a poucos graus da eclíptica, perto da borda de Taurus e Auriga, com uma magnitude aparente de 16,0. No entanto, essa posição ficava muito perto da Via Láctea, e a detecção de Makemake tornar-se-ia quase impossível com o fundo cheio de estrelas. Tombaugh continuou a procurar por objectos transneptunianos durante alguns anos após a descoberta de Plutão, mas sem conseguir encontrar Makemake ou outros objectos.

Nomeação

Foi dada a  designação provisória  2005 FY9 quando a sua descoberta foi publicada. Antes disso, a equipa que o descobriu deu-lhe o código de "coelho da Páscoa", porque a sua descoberta foi feita um pouco antes da Páscoa.
2005 FY9 foi nomeado em Julho de 2008, junto com a sua classificação de planeta-anão, de Makemake, o criador da humanidade e deus da fertilidade dos rapanui, um povo nativo da Ilha da Páscoa. Este nome foi escolhido em parte para preservar a ligação do corpo celeste com a Páscoa.

Classificação

Makemake é classificado como um objecto clássico do Cinturão de Kuiper (cubewano), o que significa que a sua órbita está longe o suficiente de Neptuno para se manter estável. Ao contrário dos plutinos, que podem cruzar a órbita de Neptuno devido às ressonâncias 2:3 com o planeta, os objectos clássicos têm o periélio maior que Neptuno, ficando assim livres das perturbações do planeta. Estes corpos têm excentricidades relativamente baixas (inferiores a 0,2) e orbitam o sol de forma idêntica aos planetas principais. Makemake, no entanto, sendo um membro da população quente dos cubewanos, tem uma inclinação elevada em relação aos outros corpos da região.

Órbita

Makemake é o segundo planeta anão mais afastado do Sol, com um semieixo maior do que 45,791 UA. Makemake tem uma órbita parecida à de Haumea: com uma inclinação muito grande de 29º e com uma excentricidade moderada de 0,16. No entanto, a órbita de Makemake é mais afastada Sol em termos de semieixo maior e periélio.
O período orbital de Makemake é de cerca de 310 anos, superior ao de Plutão (248 anos) e de Haumea (283 anos).

Makemake chegará ao seu afélio em 2033.


Características Físicas

Makemake é o segundo corpo com mais brilho do cinturão de Kuiper, atrás de Plutão, com uma magnitude aparente de 16,7 em oposição.
Makemake é brilhante o suficiente para ser observado através de um telescópio amador de alta qualidade.
O albedo elevado de Makemake, de quase 80%, sugere uma temperatura de cerca de 30 K (-243,2ºC).

Atualmente Makemake é considerado o quarto planeta anão no sistema solar, devido à sua magnitude absoluta na banda V de -0,45, o que garante, praticamente que tenha as dimensões necessárias para alcançar o equilíbrio hidrostático e tornar-se um esferoide oblato.
 Não são conhecidas, com precisão, as dimensões de Makemake, embora as observações efectuadas em infravermelho com o Telescópio Spitzer e no Observatório Espacial Herschel, combinadas com as semelhanças de espectro com Plutão, sugerem uma estimativa de diâmetro de 1.360 a 1.480 km. Isso é um pouco maior do que Haumea, fazendo de Makemake o terceiro maior objecto transeptuniano conhecido.

Espectro

Numa publicação para o jornal Astronomy and Astrophysics, em 2006, Licandro et al. relatou as medições do espectro visível e infravermelho próximo de Makemake. Com o uso do Telescópio William Herschel e do Telescópio Nazionale Galileo mostraram que a superfície de Makemake é parecida à de Plutão, e como este, aparece vermelho no espectro visível, e bem mais vermelho que a superfície de Éris. O espectro mostra uma banda de acentuada absorção de metano (CH4). O metano é observado igualmente em Plutão e Éris, mas o seu sinal espectral é muito mais fraco.
As análises espectrais à superfície de Makemake revelaram que o metano deve estar presente na forma de grãos com pelo menos um centímetro. poderão estar, igualmente, presentes grandes quantidades de etano e tolina, provavelmente criados por fotólise de metano pela radiação solar. As tolinas poderão ser as responsáveis pela cor vermelha do espectro visível. Embora existam provas da presença de nitrogénio na superfície do planeta, em nenhum local de Makemake existe o mesmo nível de nitrogénio que em Plutão ou Tritão, onde este elemento constitui 98% da crosta. A relativa falta de nitrogénio sugere que o fornecimento deste elemento acabou de algum modo durante a evolução do sistema solar.
As análises fotométricas no infravermelho longo (24-70 μm) e submilímetro (50-500 μm) feitas pelos Telescópios Sptzer e Herschel revelaram que a superfície de Makemake não é homogénea. A sua maior parte é coberta por nitrogénio e gelos de metano, onde o albedo varia entre 78 e 90%, no entanto existem pequenas áreas escuras, as quais constituem 3-7% da superfície, cujo albedo é de apenas 2 a 12%.

Atmosfera

A presença de metano e possivelmente de nitrogénio sugerem que Makemake pode ter uma atmosfera transitória, semelhante à de Plutão perto do seu periélio. O nitrogénio, se presente, é o principal componente da atmosfera.
A existência de uma atmosfera também fornece uma explicação natural para o esgotamento do nitrogénio: uma vez que a gravidade de Makemake é mais fraca do que a de Plutão, Éris e Tritão, uma grande quantidade de nitrogénio foi, provavelmente, perdida por causa do escape atmosférico; o metano é mais leve do que o nitrogénio, mas tem uma pressão de vapor significativamente menor nas temperaturas registadas em Makemake (-243,2º a -238,2ºC), o que impede a sua fuga. O resultado deste processo é uma relativa abundância de metano.

E acabamos os transneptunianos com Haumea (Atégina)...


Haumea, anteriormente conhecido como 2003 EL61, é um planeta anão do tipo plutóide, localizado a 43,3 UA do Sol, no Cinturão de Kuiper.
Haumea é um plutóide com características pouco comuns, tais como a rápida rotação, elongação extrema e albedo elevado devido ao gelo de água cristalina na superfície. Pensa-se que se trata do maior membro de uma família de destroços criados num único evento destrutivo.

A controvérsia Atégina/Haumea

O planeta 2003 EL61 provocou uma das disputas mais homéricas no meio astronómico que se tem notícia desde que Galileu lutou pelo direito de ter descoberto as maiores luas de Júpiter.
2003 EL61 foi descoberto por José Luis Ortiz y Francisco Aceituno e Pablo Santos Sanz, astrofísico do Instituto de Astrofísica de Andaluzia. A 29 de julho de 2005 enviaram os dados obtidos no Observatório espanhol para o MPC Minor Center Planet. Pouco depois, Mike Brown enviou felicitações aos colegas espanhóis. Devido a esse anúncio, Brown viu-se obrigado a reportar, de forma precipitada, à MPC a existência de dois outros transneptunianos gigantes que havia descoberto algum tempo antes, e que escondia da comunidade científica.
Durante o tempo que manteve escondidas as informações acerca desses corpos (Éris e Makemake) e descoberto pelos espanhóis (2003 EL61), Brown teve tempo de realizar muitas especulações sozinho e eliminar possíveis concorrentes de descobertas astronómicas que poderiam ter, igualmente, observados esses corpos celestes. Depois do anuncio feito pelos espanhóis, Brown chegou a acusá-los no New York Times de roubar os seus dados sobre 2003 EL61 e anunciar a descoberta do transneptuniano antes deles. A 11 de setembro de 2006, após todo o alvoroço do anuncio de 2003 EL61 pelos espanhóis e a tentativa de Brown de se apropriar do direito da descoberta, O Instituto de Astrofísica de Andaluzia mandou uma proposta formal ao MPC, propondo o nome de Ataecina (Atégina em português), uma deusa ibérica, para o corpo, que até então tinha o nome científico de 2003 EL61. A comissão aceitou a proposta dos espanhóis, mas a 17 de Setembro de 2008 anunciou que o nome escolhido era Haumea, uma divindade havaiana, e que o nome era proposto pelo americano Mike Brown. Desta forma, a IAU (International Astronomical Union) cortou o direito de descoberta e de nomenclatura dos espanhóis e quebrou uma das suas regras mais antigas: a de que aquele que anuncia primeiro e oficialmente um corpo celeste tem o pleno direito de baptizá-lo. Assim, a IAU cedeu, de forma controversa, o direito que Brown a e sua equipa reclamavam, o que causou um mau estar em toda a comunidade astronómica, que viu com maus olhos a atitude da IAU e classificou-a como proteccionista e corrupta pela política científica.
A discórdia estava lançada, a UAI deixou o nome do descobridor em branco, colocando apenas o local de descobrimento como sendo o do Observatório de Andaluzia e baptizou o planeta-anão com o nome sugerido pela equipa do Caltech. Muitos consideraram a atitude tendenciosa, pelo simples facto de que o nome  proposto é o de uma deusa havaiana, e o mais novo presidente dos Estados Unidos (campanha de 2008), Barack Hussein Obama ser um havaiano. Os espanhóis sentiram-se "roubados" quanto ao seu direito e alegaram que Brown tinha apenas o direito de nomear os satélites de Atégina já que, esses sim, haviam sido descobertos e anunciados oficialmente pelo americano e sua equipa. Ortiz e Aceituno chegaram a propor à IAU que indicasse um nome neutro a fim de dar por encerrada a disputa, mas a União Astronómica não se pronunciou.

Classificação

Haumes é um plutóide, um planeta anão localizado para além da órbita de Neptuno. A forma alongada de Haumea deve-se à sua rápida rotação.
Haumea foi inicialmente classificada como um corpo do cinturão de Kuiper (um clássico KBO) em 2006 pelo Centro de Planetas Menores, passando a planeta anão posteriormente.
A trajectória nominal sugere uma ressonância da ordem de 7:12 com Neptuno.
Existem imagens de Haumea que datam de 22 de Março de 1955 do Palomar Mountain Digitized Sky Survey.
No entanto ainda são necessárias mais observações de forma a verificar  o seu estatuto de dinâmica.

Órbita e rotação

Haumea tem uma órbita típica de um corpo pertencente ao Conturão de Kuipre, com um período orbitacional de 283 anos terrestres, um periélio de 35 UA e uma inclinação orbital de 28º. Haumea passou no seu afélio em 1992 e actualmente encontra-se a uma distância superior a 50 UA do Sol.

Com uma magnitude visual de 17,3 Haumea é o terceiro objecto mais brilhante do Cinturão de Kuiper depois de Plutão e Makemake, e facilmente observável através de um telescópio amador. No entanto, uma vez que os planetas e a maioria dos corpos mais pequenos do Sistema Solar partilham um alinhamento orbital comum desde a sua formação  a partir do disco primordial do Sistema Solar, a maioria das investigações focam-se focam-se na eclíptica. Como a região da eclíptica começou a ficar bem explorada, começou-se a procurar objectos que tivesse inclinações superiores, assim como, como objectos que se encontrassem a distâncias superiores. Estas pesquisas eventualmente acabaram por fazer a cobertura do espaço onde Haumea se encontrava, com a sua elevada inclinação e afastada da eclíptica.
 A órbita de Haumea tem uma excentricidade ligeiramente superior à dos outros membros da sua família de colisão, pensa-se que isto se deve à sua fraca ressonância orbital de 12:7 com Neptuno, que terá vindo a alterar-se ao longo de biliões de anos, juntamente com o efeito de Kozai que permite a troca da inclinação orbital com um aumento de excentricidade.
Haumea apresenta grandes flutuações  no brilho num período de 3,9 horas, o que só pode ser explicado pelo comprimento do seu período rotacional. Julga-se que esta rotação rápida deve-se ao impacto que formou os satélites de Haumea e familia de colisão.

Características Físicas

Uma vez que Haumes tem luas, a massa do sistema pode ser calculado a partir das órbitas, usando a terceira lei de Kepler.
Assim, obteve-se o resultado de 4,2x1021 kg, 28% da massa do sistema de Plutão e 6% da massa da Lua da Terra.
A massa do sistema pertence praticamente toda a Haumea.

Tamanho, forma e composição
O tamanho de um objecto do Sistema Solar pode ser determinado a partir da sua magnitude óptica, a sua distancia e albedo. Os objectos aparecem brilhantes aos observadores na Terra, tanto porque são grandes como porque são brilhantes. Se a sua reflectividade (albedo) pode ser determinada, então pode-se fazer uma estimativa das dimensões do corpo. Para os objectos situados a uma maior distância, o albedo é desconhecido, mas Haumea é larga e brilhante o suficiente para que a sua emissão térmica possa ser medida, que dá um valor aproximado do seu tamanho.
No entanto o calculo das suas dimensões complica-se devido à rápida rotação de Haumea. A física de rotação dos corpos deformáveis ​​prevê que em tão pouco quanto cem dias, um corpo com uma rotação tão rapida quanto a de Haumea, terá sido distorcido numa forma de equilíbrio de um elipsóide escaleno.
Pensa-se que a maioria das flutuações no brilho de Haumea deve-se  não às diferenças de albedo mas à alternação das faces do planeta anão vistas a partir da Terra.
A rotação e a amplitude dea curva da luz de Haumea apresenta constrangimentos na sua composição. Se Haumea tivesse uma densidade baixa como a de Plutão, com um manto fino de gelo a cobrir um núcleo de rocha, a rotação de Haumea teria-o alongado ainda mais do que as flutuações de brilho mostram. Estas considerações obrigam a uma densidade de 2,6 a 3,3 g/cm3. Esta variação cobre os valores dos minerais de silicato como as olivinas e piroxinas, que  são os constituintes de muitos dos corpos existentes no Sistema Solar. Isto sugere que Haumea será constituída principalmente por rocha coberta por uma fina camada de gelo.
Quanto maior for a densidade de um objecto em equilíbrio hidrostático, mais esférico será devido ao período rotacional, o que coloca limites às possíveis dimensões de Haumea. Conhecendo a sua massa, rotação e a densidade inferida para o seu equilíbrio elipsóidal, é possível prever, aproximadamente, o diâmetro, que dá um valor próximo de do Plutão, ao longo do seu eixo mais longo, e metade  entre os pólos.

Superfície
Em 2005, os Telescópios Gemini e Keck obtiveram o espectro de Haumea o qual mostrou uma abundância de água gelada cristalina, semelhante à superfície da lua de Plutão, Caronte. Isto é peculiar, pois o gelo cristalino forma-se  a temperaturas superiores a 110 K, enquanto que a superfíce de Haumea está abaixo dos 50 K, uma temperatura na qual é formado o gelo amorfo.. Para além disso a estrutura do gelo cristalino é instável quando submetido aos constantes raios cósmicos e partículas energéticas do Sol que "atacam" os objectos transneptunianos. A escala temporal para que o gelo cristalino se torne gelo amorfo através deste bombardeamento, está na ordem das dezenas de milhões de anos, enquanto que os objectos transneptunianos têm estado em posições de baixa temperatura à milhares de milhões de anos.
Os danos causados pela radiação deveriam, igualmente, avermelhar e escurecer a superfície dos objectos transneptunianos, onde são comuns os gelos orgânicos na superfície e elementos tipo as moléculas formadas pela radiação ultravioleta (tholin) são componentes presentes nestes corpos. Desta forma, o espectro e a cor de Haumea sugerem que o planeta anão e a sua família sofrerem uma recente renovação das suas superfícies, que produziram novo gelo.

Luas

Foram descobertos dois pequenos satélites a orbitar Haumea,  Haumea (136108) I Hi'iaka e Haumea (136108) Namaka. A equipa de Braown descobriu os satélites em 2005, quando observavam Haumea, no W.M.Keck Observatory.

  • Hi'iaka, inicialmente denominado de "Rudolfo" pela equipa de Caltech foi descoberto a 26 de Janeiro de 2005. è o mais externo com um diâmetro de 310 Km, é o mais largo e brilhante dos dois satélites. Completa uma órbita circular em torno de Haumea a cada 49 dias. As fortes características de absorção de 1,5 e 2 micrómetros no espectro de infravermelhos são consistentes com a existência de água gelada, cristalina, quase pura, que cobre a maior parte da superfície. O espectro pouco comum, semelhantes às linhas de absorção de Haumea, levaram a que Brown e a sua equipa, que a captura por parte do planeta anão dos satélites fosse pouco provável, e que estes deveriam ser antes fragmentos de Haumea.
  • Namaka é o mais pequeno e interno dos satélites de Haumea e foi descoberto a 30 de Junho de 2005, alcunhado, por sua vez de "Blitzen". Tem um décimo da massa de Hi'iaka, orbita Haumea a cada 18 dias terrestres numa eliptíca ligeira, com uma órbita não Kepleriana, e em 2008 tinha uma inclinação de 13º em relação à outra lua, a qual perturba a orbita de Namaka. A relativa larga excentricidade juntamente com a mutua inclinação das órbitas são inesperadas pois deveriam ter sido amortecidos pelos efeitos de maré.

Ceres


Ceres é um planeta anão que se encontra no cinturão de asteróides, entre Marte e Júpiter. Ceres tem um diâmetro de cerca de 950 km e é o corpo mais maciço dessa região do sistema solar, contendo cerca de um terço do total da massa do cinturão.
Apesar de ser um corpo celeste relativamente próximo da Terra, pouco se sabe sobre Ceres. A superfície ceriana é enigmática: nas imagens de 1995, viu-se um grande ponto negro que, pensou-se, seria uma enorme cratera; em 2003, novas imagens apontaram para a existência de um ponto branco com origem desconhecida, não se conseguindo assinalar a cratera inicial.
A própria classificação mudou mais de que uma vez: na altura em que foi descoberto foi considerado como um planeta, mas após a descoberta de corpos celestes semelhantes na mesma área do sistema solar, levou a que fosse reclassificado como um asteróide por mais de 150 anos.
No início do século XXI, novas observações mostraram que Ceres é um planeta embrionário com estrutura e composição muito diferentes das dos asteróides comuns e que permaneceu intacto provavelmente desde a sua formação, há mais de 4,6 biliões de anos. Pouco tempo depois, foi reclassificado como planeta anão. Pensava-se, também, que Ceres fosse o corpo principal da "família Ceres de asteróides". Contudo, Ceres mostrou ser pouco aparentado com o seu próprio grupo, inclusive em termos físicos. A esse grupo é agora dado o nome de "família Gefion de asteróides".
Originalmente, o novo planeta foi chamado de Ceres Ferdinandea em honra à figura mitológica Ceres e ao Rei Fernando IV de Nápoles e da Sicília. A parte Ferdinandea não foi bem recebida pelas outras nações e foi alterada.

História de observação e exploração

A lei de Titius-Bode previa a existência de um planeta entre Marte e Júpiter a uma distância de 419 milhões de quilómetros (2,8 UA). A descoberta de Úrano por William Herschel em 1781 a 19,18 UA confirmava a lei publicada apenas três anos antes. No congresso astronómico que teve lugar em Gota, na Alemanha em 1796, o astrónomo francês Jérôme Lalande recomendou a sua procura.
Os astrónomos iniciaram a procura pelo Zodíaco e Ceres foi descoberto acidentalmente no dia 1 de Janeiro de 1801 por Giuseppe Piazzi, que não fazia parte dessa comissão, usando um telescópio situado no alto do Palácio Real de Palermo na Sicília. Piazzi procurava uma estrela listada por Francis Wollaston como Mayer 87, porque não estava na posição descrita no catálogo. No dia 24 de Janeiro, Piazzi anunciou a sua descoberta em cartas a astrónomos, entre eles encontrava-se Barnaba Oriani de Milão, o qual catalogou Ceres como um cometa, mas "dado o seu movimento muito lento e algo uniforme, ocorreu-me várias vezes que pode ser algo melhor que um cometa". No início de Fevereiro, Ceres perdeu-se quando passou por detrás do Sol. Em Abril, Piazzi enviou as suas observações completas para Oriani, Bode e Lalande. Estas foram publicadas na edição de Setembro de 1801 do Monatliche Correspondenz.
Para recuperar Ceres, Carl Friedrich Gauss, na época com apenas 24 anos de idade, desenvolveu um método para a determinação da órbita a partir de três observações. Em poucas semanas, ele previu o brilho de Ceres pelo espaço, e enviou os seus resultados para o Barão von Zach, editor do Monatliche Correspondenz. No último dia de 1801, von Zach e Heinrich Olbers confirmaram a recuperação de Ceres.
Ceres foi considerado demasiado pequeno para ser um verdadeiro planeta e as primeiras medidas apresentavam um diâmetro de 480 km. Ceres continuou registado como sendo um planeta nos livros e tabelas de astronomia por mais de meio século, até que vários outros corpos celestes foram descobertos na mesma região do sistema solar. Ceres e esse grupo de corpos ficaram conhecidos como cintura de asteróides. Muitos cientistas começaram a imaginar que estes seriam o vestígio final de um velho planeta destruído. Contudo, hoje sabe-se que o cinturão é um planeta em construção e que nunca completou a sua formação.
Uma ocultação de uma estrela por Ceres foi observada no México, Flórida e nas Caraíbas no dia 13 de Novembro de 1984: com esta ocultação foi possível estabelecer o tamanho máximo, mais de duas vezes a dimensão que se julgava, e a forma do planetóide, que se apresentava praticamente esférico. Em 2005, descobriu-se que Ceres era um corpo celeste mais complexo do que se tinha imaginado, mostrando-se como um planeta embrionário.
Em Agosto de 2006, foi classificado como planeta anão, pela proposta final da União Astronómica Internacional, dado que não tem dimensão suficiente para "limpar a vizinhança da sua órbita". A proposta original definiria um planeta apenas como sendo "um corpo celeste que:
  • Tem massa suficiente para que a própria gravidade supere forças de corpos rígidos levando a que assuma uma forma de equilíbrio hidrostático (aproximadamente redondo),
  •  Tem órbita em volta de uma estrela, e não é uma estrela nem um satélite de um planeta". Caso esta solução tivesse sido adoptada, Ceres tornar-se-ia no quinto planeta a partir do Sol.
À data, nenhuma sonda visitou Ceres. Contudo, a missão Dawn será a primeira nave espacial a estudar Ceres. Inicialmente, a sonda irá visitar Vesta, por aproximadamente seis meses em 2010, antes de sobrevoar Ceres em 2014 ou 2015.
Apesar de não ter um campo magnético e gozar de baixa gravidade, existem ideias para que Ceres seja um dos possíveis locais para a colonização humana futura no sistema solar interior, provavelmente depois de se estabelecer uma base humana permanente em Marte. Ceres tem recursos hídricos sob a forma de gelo com 1/10 de toda a água dos oceanos terrestres e luz solar suficiente para a produção de energia solar. Transformar-se-ia, assim, numa espécie de base para a mineração de asteroides, e possibilitando que esses recursos minerais possam ser depois transportados para Marte, a Lua e a Terra.

Geologia planetária

Ceres é o único planeta anão nas proximidades do Sol. Entretanto, nos confins do sistema solar, existem quatro planetas anões, todos maiores que Ceres, a saber: Plutão, Haumea, Makemake e Éris. Vários planetóides gelados destas regiões remotas e que aparentam ser maiores que Ceres aguardam a classificação como planetas anões, apesar de muitos deles serem menos massivos.

Os cientistas há muito que teorizaram que Ceres seria uma massa indiferenciada e homogénea, semelhante a muitos corpos carbonáceos que povoam a Cintura de Asteróides, tendo 0,113 de albedo, muito semelhante ao da Lua, levando a se supor que a sua superfície deverá ser análoga à do nosso satélite natural. No entanto, Peter Thomas e os seus colaboradores mostraram que isto não era verdade. O grupo observou e gravou rotações inteiras de Ceres usando o Telescópio espacial Hubble entre Dezembro de 2003 e Janeiro de 2004. Ao examinarem as imagens, verificaram que Ceres era quase perfeitamente esferóide, com uma pequena protuberância de 30 km no equador, ao contrário da grande maioria dos asteróides, tornando-o único entre os asteróides. Anteriormente, pensava-se que a protuberância fosse de 40 km, através das melhores medições da massa de Ceres anteriormente realizadas. A diferença, segundo Thomas e seus colegas, deve-se a que Ceres não é homogéneo, mas estruturado em camadas, com um núcleo denso de rocha coberto por um manto de gelo de água, por sua vez coberto por uma crosta leve.
O manto de Ceres deverá ser de gelo de água, porque a densidade de Ceres é menor que a da crosta da Terra e porque marcas espectrais da superfície evidenciam minerais moldados pela água. Assim, estimou-se que Ceres deverá ser constituído por 25 por cento de água, mais que toda a água doce na Terra. Esta água encontra-se enterrada sobre uma fina camada de poeira.
Caso não fossem as perturbações gravitacionais de Júpiter há milhares de milhões de anos, Ceres seria, indiscutivelmente, um verdadeiro planeta. Com uma massa de 9,45±0,04×1020 kg, Ceres tem mais do que um terço do total de 2,3×1021 kg de massa de todos os asteróides do sistema solar (que ainda é apenas cerca de 4% da massa da Lua).
Existe alguma ambiguidade relativamente às características da superfície de Ceres. As imagens ultravioleta de baixa resolução tiradas pelo Telescópio espacial Hubble, em 1995, as quais mostram um ponto negro na sua superfície, ao qual foi dado o apelido "Piazzi", que teria 250 km de diâmetro, um quarto da dimensão de Ceres, e que teria resultado do impacto de um asteroide com 25 km de diâmetro. Mais tarde, imagens de maior resolução tiradas durante uma rotação completa com o telescópio Keck, usando óptica adaptativa, não mostraram sinais da existência de "Piazzi". Contudo, duas características escuras foram vistas movendo-se ao longo de uma rotação do planeta anão, uma com uma região central brilhante e que se supõe serem crateras.
Imagens tiradas de uma rotação em 2003 e 2004 pelo Hubble mostraram um ponto branco enigmático, cuja natureza é desconhecida. As características escuras vistas pelo Keck não são, imediatamente, visíveis nestas imagens.
As últimas observações também determinaram os pontos do Pólo norte de Ceres (dando ou tirando cerca de 5°) em direção da ascensão reta 19 h 24 min, declinação +59°, na constelação Draco. Isto significa que a inclinação axial é muito pequena, cerca de 4±5°.

Atmosfera

Existem ainda algumas indicações que sua superfície seja quente e deva possuir uma fraca atmosfera e gelo. A temperatura máxima ao meio-dia foi estimada em cerca de -38 °C em 5 de Maio de 1991. Tendo em conta a distância ao Sol, a temperatura máxima deverá atingir -34 °C no periélio. Um dia em Ceres é pouco mais de nove horas terrestres.




Fontes

Os Planetas, David McNab e James Younger, BBC Atena, 1ª Edição, 1999
http://pt.wikipedia.org/wiki/Planeta_an%C3%A3o
http://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%89ris_(planeta_an%C3%A3o)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Makemake
http://en.wikipedia.org/wiki/Haumea_(dwarf_planet)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Ceres_(planeta_an%C3%A3o)

Desejo

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