06/11/2015

Sistema Solar

As origens do Sistema Solar

«A idade galáctica dura cerca de 10.000 milhões de anos. Durante todo este tempo, nascem estrelas no seio das galáxias. E morrem também, explodem, fecundam o Universo com as poeiras que emitem e que, por sua vez, dão origem a novas estrelas, que os germes do Sistema Solar vivem a sua primeira existência. Incontáveis, percorrendo eternidades, participam em gerações de estrelas.
Mas há 4.500 milhões de anos a sua longa divagação chega ao fim. Por sua vez, os germes do Sol unem-se em nuvens e achatam-se num disco gasoso: A nebulosa proto-solar. Esta forma no seu centro uma esfera que, sob a violência do próprio movimento, incendeia o conjunto da nebulosa. E neste disco de gases e poeiras forma-se o Sistema Solar, logo a Terra.»
A Fabulosa História da Terra, Selecções Reader's Digest, 1ª edição, 2002

A nebulosa Proto-estelar e os cometas
A nebulosa proto-estelar (150.000 milhões de Km de diâmetro), nasceu do desmoronamento gravitacional de uma nuvem interestelar de gás e poeiras e há 4.568 biliões de anos, no centro, acendeu-se o Sol, enquanto a matéria se condensava sob a forma de grãos no disco em rotação. O gás dissipou-se numa nuvem de milhões de anos. Em menos de 10 milhões de anos, a formação dos planetas estava terminada.


O início - o disco
As nuvens de gás e de grãos que se formam nos bordos externos dos braços das galáxias são imensos (105 vezes a massa solar). Há alguns anos que se observam nessas nuvens discos de gás e poeiras. estes discos isolam-se rapidamente do resto da nuvem quando uma estrela se acende no seu centro. Desde o início do século XIX que os físicos suspeitavam da existência desses discos, orientados por diversas considerações teóricas. Por exemplo, sabe-se há mais de dois séculos que todos os planetas giram no mesmo plano e no mesmo sentido. Os físicos compreenderam mesmo desde muito cedo que, quando uma esfera de gás animada por um movimento de rotação, mesmo que muito ligeiro, se abate sobre o seu próprio peso e que, consequentemente, terá a tendência imediata para formar um disco achatado, semelhante, por exemplo, aos anéis que se observam em torno de alguns planetas do Sistema Solar.
Este disco teórico toma o nome de nebulosa proto-solar.

As origens e o desenvolvimento
A partir das nuvens interestelares, podem formar-se centenas de estrelas. Nascem juntas, em enxames, e deixam rápida e desordenadamente a sua nuvem primordial. Cada uma segue depois o seu próprio curso. Foi assim que o Sol teve também de emancipar-se e partir a viver a sua vida de estrela celibatária. Mas há alguns anos que a comunidade científica que estuda a formação do Sistema Solar dispõe de meios que revolucionaram os seus conhecimentos: As últimas gerações de telescópios permitem ver as estrelas nas primeiras fases de formação - envolvidas por discos de gás e poeiras, são idênticas à nebulosa proto-solar original.

Aparentemente a formação de estrelas é um processo muito violento. Jactos de matéria quente são emitidos pelos dois pólos das estrelas que giram sobre si próprias e interactuam com os gases que as envolvem.

Estas potentes interacções são a origem das radiações X e de partículas de energia que varrem a superfície do disco. É aí que se formam os primeiros sólidos, e aí, mais tarde, nascerão os planetas.
A intensa actividade solar poderia estar na origem de numerosos constituintes que hoje são encontrados nos meteoritos. Poderão citar-se como exemplo as moléculas orgânicas ou mesmo os minerais que representam os primeiros sólidos surgidos no Sistema Solar.

Entretanto, os actuais meios de observação ainda não permitem ver as regiões internas desses discos. Mesmo que apresentem um volume capaz de conter todos os planetas do Sistema Solar, essas zonas são demasiado pequenas para que se observe um esboço de estrela, situada por vezes a mais de cem mil anos-luz. À falta de observações directas, a comunidade científica faz previsões teóricas tiradas dos modelos da nebulosa proto-solar.
Assim, há que esperar pelo menos 50 anos para observar o nascimento, em redor de uma jovem estrela, de um planeta rochoso semelhante à Terra. Pode-se então, finalmente, verificar se é realmente nas zonas em que a temperatura do disco é muito elevada que se forma este tipo de planetas, como supõem as teorias modernas. 
No gás do disco, a temperatura, a pressão e a quantidade de matéria sólida por centímetro cúbico, variam em função do tempo e da distância ao Sol.
Os valores exactos destes parâmetros continuam controversos, mas calcula-se, numa primeira aproximação, que a nebulosa arrefece e se dispersa no espaço interestelar em alguns milhões de anos no máximo.
O facto de a temperatura e a pressão serem, qualitativamente, mais elevadas nas regiões centrais que na periferia, permite compreender melhor porque os planetas do Sistema Solar apresentam uma hierarquia de composições químicas: Os mais refractários, ricos em ferro metálico, estão perto do Sol (Mercúrio, Vénus, Terra), ao passo que os mais ricos em gelo estão mais distantes; o planeta Marte apresenta uma composição intermédia.
A compreensão da distribuição das composições químicas do Sistema Solar melhorou grandemente com as sondas interplanetárias que pesquisam o Universo. Assim, os objectos ricos em gelo situam-se sistematicamente para além do planeta Marte.
Existem mesmo satélites de Júpiter ou Saturno constituídos essencialmente por gelo de água. Europa, um dos Satélites de Júpiter, é conhecido por abrigar, sob um espesso banco de gelo, um oceano de várias centenas de quilómetros de profundidade. E quando se observa a forma das crateras de impacte na superfície dos satélites dos planetas exteriores (para além de Marte), fica-se impressionado pela abundância de projécteis ricos em água, que deixam vestígios claramente diferentes dos dos projecteis rochosos ou metálicos.
Do mesmo modo, os cometas que contêm cerca de 50% de água, são provavelmente originários das zonas externas do Sistema Solar.
Todas estas observações culminam numa mesma constatação: Existiam quantidades consideráveis de vapor de água na nebulosa proto-solar, mas não puderam condensar-se nas zonas internas, onde a temperatura era demasiado elevada. Em contrapartida, longe do Sol e a partir de certa distância, nevava!

A princípio, a composição química da nebulosa proto-solar era homogénea desde o centro à periferia. Era a composição do Sol actual, seguindo a hipótese de uma nebulosa bem misturada por movimentos de grande amplitude, isto é, em toda a extensão do disco, a composição química era «solar». Admite-se, portanto, que a nebulosa foi a antepassada comum do Sol e dos planetas.
O centro, onde a maioria da massa se agrupou, tornou-se progressivamente mais quente que o disco à volta, com uma densa e quente proto estrela no centro (neste ponto da evolução acredita-se que o Sol tenha sido uma Estrela T Tauri - Os estudos deste tipo de estrelas mostraram que às vezes são acompanhadas de um disco de matéria pré-planetária, com a grande maioria da massa da nuvem na própria estrela. Os planetas foram formados pela acreção deste disco).
Em 50 milhões de anos, a pressão e a densidade do hidrogénio no centro da proto-estrela tornaram-se grandes o suficiente para começar a fusão termonuclear. Temperatura, velocidade de reacção, pressão e densidade aumentaram até que o equilíbrio hidroestático foi alcançado, com a energia termal contendo a força da contracção gravitacional.
No centro do disco proto-solar acende-se o Sol - nesta altura o Sol tornou-se uma estrela completa da sequência principal.

A matéria em rotação em redor do Sol acumula-se sob a forma de pequenos grãos, depois, de pequenos planetas. Estes pequenos planetas - os planetesimais - estão hoje desaparecidos, pulverizados por diversas colisões. Os únicos sobreviventes desta destruição são os meteoritos, os asteróides e os cometas.

Os materiais sólidos mais antigos do Sistema Solar são inclusões ricas em cálcio e alumínio, com idades de até 4,566 biliões de anos, encontradas em meteoritos condritos carbonáceos, as quais estabelecem uma data-limite inicial para a formação planetária. Os materiais rochosos e metálicos conseguiram  solidificar-se nas temperaturas mais elevadas próximo do Sol, enquanto o vento solar varria os materiais mais leves como água, o amoníaco e o metano para longe, onde as temperaturas mais baixas permitiram a sua solidificação.
Quando os  planetésimos ficaram grandes o bastante para começar a atrair material com seus próprios campos gravitacionais, gerou-se um crescimento desenfreado que  levou a que dezenas de proto-planetas se chocassem violentamente uns com os outros.

A energia das colisões entre os grandes proto-planetas juntamente com o decaimento radioactivo dos seus materiais formativos geraram uma grande quantidade de calor, de tal modo que os planetas teriam sido inicialmente derretidos. O material mais denso – ferro  e níquel fundidos – afundou para se tornarem os núcleos dos planetas, ao passo que material menos denso compôs os mantos. O material de menor densidade – basicamente silicatos – formou uma espécie de resto superficial, o magma, cuja solidificação ocorreu à medida que os planetas arrefeceram, originando as crostas planetárias. O ferro da proto-Terra já teria sido drenado para o núcleo quando o grande impacto formador da Lua aconteceu e o núcleo de ferro do outro proto-planeta afundou, fundindo-se com o da proto-Terra. Desse modo, o material que formou a Lua era originário de mantos rochosos, pobres em ferro, o que explica a sua densidade mais baixa que a da Terra. Os primeiros planetas a formarem-se na parte mais externa da Nebulosa Solar agregaram ainda boa parte do material volátil presente nessa região, originando os planetas gigantes gasosos – Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. Outros planetas formados nessa área acabaram por ser capturados gravitacionalmente por estes gigantes, tornando-se as suas luas. Por se terem formado em regiões mais distantes, estes últimos, frequentemente, têm muito gelo de água e de amoníaco, tanto nas crostas quanto nos mantos. É provável que o manto da lua Europa, de Júpiter, seja um oceano de água e é possível que mares de metano e etano líquidos banhem a gélida superfície da lua Titã de Saturno, coberta por uma densa atmosfera rica em hidrocarbonetos.
As superfícies de vários corpos planetários revelaram que até cerca de 3,8 mil milhões de anos atrás, os planetas recém-formados foram continuamente bombardeados por detritos meteóricos. Por fim, planetésimos que não se agregaram permaneceram no Cinturão de Asteroides, entre Marte e Júpiter, no Cinturão de Kuiper, além de Neptuno, ou foram catapultados gravitacionalmente por Júpiter para a Nuvem de Oort, nos confins do Sistema Solar. Os do primeiro grupo têm composições rochosas ou metálicas, enquanto que os dos dois últimos são compostos por bastante gelo, bem como por vários compostos de carbono, nitrogénio e enxofre. Caso as órbitas os levem às regiões internas do Sistema Solar, o seu gelo será volatilizado pela energia do Sol e carregado pelo vento solar, formando uma cauda brilhante – são os cometas.

Localização e Vizinhança
o Sistema Solar está localizado dentro da Via Láctea, uma galáxia espiral barrada, a qual tem um diâmetro de
cerca de cem mil anos-luz e contendo cerca de 200 biliões de estrelas.
O Sol está situado num dos braços exteriores da Via Láctea, conhecido como o Braço de Órion. Localiza-se entre vinte e cinco e vinte e oito anos luz do centro galáctico e tem uma velocidade, dentro da Via Láctea, de cerca de 220 quilómetros por segundo, levando cerca de 225 a 250 milhões de anos para completar uma revolução (um ano galáctico do Sistema Solar).
O ápice solar, que é a direcção do caminho do Sol no espaço interestelar, localiza-se próximo à constelação de Hércules, na actual direcção da estrela Vega.
O plano da eclíptica do Sistema Solar têm um ângulo de 60º em relação ao plano galáctico.
Acredita~se que a localização do Sistema Solar tenha sido um factor na evolução da vida terrestre. A órbita do Sistema não é circular e sim elíptica, com uma velocidade quase igual à dos braços espirais, o que significa que raramente passa por eles.
Os braços espirais são o lar de uma concentração muito maior de supernovas, que deram longos períodos de estabilidade interestelar na Terra até a vida evoluir.
O Sistema Solar está fora do conjunto de estrelas que se movem no centro galáctico, no entanto, próximo ao centro em puxos gravitacionais de estrelas próximas, chegam a perturbar os corpos da Nuvem de Oort e enviar muitos cometas para o interior do Sistema Solar que acabam por provocar catástrofes para a vida na Terra.

A vizinhança galáctica próxima do Sistema Solar é conhecida como a Nuvem Interestelar Local, uma área de densas nuvens de uma outra forma, esparsa, conhecida como a Bolha Local, uma cavidade em forma de ampulheta no meio interestelar, com aproximadamente 300 anos-luz de comprimento. Esta bolha está repleta de plasma de alta temperatura o que sugere ser o produto de uma supernova recente.
Existem relativamente poucas estrelas dentro de uma distância de dez anos-luz do Sol. A estrela mais próxima é o sistema triplo de estrelas Alpha Centauri, que está a 4,4 anos luz de distância. Outras estrelas nas imediações do Sol são as anãs vermelhas Estrela de Barnard (a 5,9 anos-luz), Wolf 359 (a 7,8 anos-luz) e Lalande 21185 (a 8,3 anos-luz). A maior estrela, dentro de um raio de dez anos-luz, é Sirius. As estrelas restantes contidas neste raio são o sistema binário de anãs vermelhas Luyten 726-8 (a 8,7 anos-luz) e a anã vermelha solitária Ross 154 (a 9,7 anos-luz). A estrela mais próxima parecida com o Sol é a Tau Ceti, que se encontra a uma distância de 11,9 anos-luz e tem uma massa de aproximadamente 80% da massa soalr, mas com apenas 60% da luminosidade solar.
O planeta extrasolar mais próximo do Sistema Solar está situado na estrela Epsilon Eridani, que é ligeiramente mais escura que o Sol, e dista a 10,5 anos-luz. Existe um planeta confirmado, o Epsilon Eridani b, que tem cerca de 1,5 massas de Júpiter e um período orbital de 6,9 anos terrestres.

Constituintes
O Sistema Solar é constituído pelo Sol e por um conjunto de objectos astronómicos que se ligam ao Sol através da gravidade.

Planeta
Distância Média
ao Sol                 
Período de
revolução       
Massa 
                   
Raio Equatorial       
Aceleração
 gravidade
Período
da rotação  
Mercúrio57,9 x 106 km0,241 ano0,33 x 1024 kg2439 km0,38 g58,6 dia
Vénus108 x 106 km0,615 ano4,87 x 1024 kg6052 km0,91 g243 dia
Terra150 x 106 km1,00 ano5,98 x 1024 kg6378 km1,00 g0,997 dia
Marte228 x 10km1,88 ano0,642 x 1024 kg3397 km0,38 g1,026 dia
Júpiter778 x 106 km11,9 ano1900 x 1024kg71 397 km2,53 g0,41 dia
Saturno1430 x 106 km29,5 ano567 x 1024 kg60 000 km1,07 g0,43 dia
Urano2870 x 106 km84,0 ano87,0 x 1024 kg25 400 km0,92 g0,65 dia
Neptuno4500 x 106 km165 ano103 x 1024 kg24  300 km1,19 g0,77 dia
Plutão5890 x 106 km248 ano0,015 x 1024 kg1500 km0,045 g6,39 dia

Entre os muitos corpos que orbitam em volta do Sol, a maior parte da massa está contida dentro de oito planetas relativamente solitários, cujas orbitas são quase circulares e encontram-se dentro de um disco quase plano, denominado plano elíptico.
Os quatro planetas mais pequenos (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte) são conhecidos como os planetas telúricos ou sólidos e encontram-se mias próximos do Sol, sendo compostos principalmente por metais e rochas.
Os quatro planetas maiores - Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno - encontram-se a uma distancia maior do Sol e concentram mais massa do que os planetas telúricos, sendo chamados de planetas gasosos. Os dois maiores deste grupo, Júpiter e Saturno, são compostos, maioritariamente, por hidrogénio e hélio. Úrano e Neptuno, os "planetas ultraperiféricos", estão cobertos por gelo, sendo, às vezes, referidos como os "gigantes de gelo" e apresentam na sua composição água, amoníaco e metano.
O Sistema Solar também é o lar  de outras duas regiões povoadas por objectos menores. O cinturão de asteróides está situado entre Marte e Júpiter, com uma composição semelhante à dos planetas sólidos. Para além da órbita de Neptuno, encontram-se os "objectos transneptunianos", com uma composição semelhante à dos planetas gasosos. Dentro destas duas regiões existem outros 5 corpos individuais: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris, denominados planetas anões. Além de milhares de pequenos corpos situados nestas duas regiões, várias outras populações de pequenos corpos que viajam livremente entre as regiões, como cometas e centauros.
O vento solar, fluxo de plasma do Sol, é responsável por criar uma bolha no meio interestelar conhecido como heliosfera, que se estende até à borda do disco disperso. A hipotética nuvem de Oort, que actua como fonte de cometas durante um longo período, pode estar a uma distância de, aproximadamente, dez mil vezes mais longe do que a heliosfera.
Seis dos planetas e três dos planetas anões, são orbitados por satélites naturais, normalmente conhecidos por "luas", depois da Lua da Terra. Os planetas gasosos são cercados por anéis planetários compostos por poeiras e outras partículas.

Descoberta e Exploração
Durante milhares de anos, a humanidade, com poucas e notáveis excepções, não reconheceu a existência do Sistema Solar. As pessoas acreditavam que a Terra era estacionária no centro do Universo e categoricamente diferente dos objectos que se moviam no céu.
Embora o filósofo grego Aristarco de Samos tenha afirmado sobre uma possível reordenação heliocentrica no Universo, Nicolau Copérnico foi o primeiro a desenvolver o sistema matemático de previsão heliocentrica. No século XVII, Galileu Galilei, Johannes Kepler e Isaac Newton desenvolveram uma compreensão física que levou à aceitação da ideia de que a Terra e os outros planetas são regidos pelas mesmas leis físicas.

Estrutura
As órbitas dos planetas do Sistema Solar encontram-se ordenadas a distâncias crescentes do Sol, de modo que a distância de cada planeta é aproximadamente o dobro do que o planeta imediatamente anterior. Esta relação tem  expressão matemática na Lei de Titius-Bode, uma fórmula que resume os semi-eixos maiores do planeta em unidades astronómicas (UA): α = 0,4 + 0,3 x k, em que k=0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 128... Nesta fórmula, a órbita de Mercúrio corresponde a k=0 e o semi-eixo maior 0,4; a órbita de Marte K=4 encontra-se a 1,6 UA (na realidade as órbitas encontram-se a 0,38 e a 1,52 UA. Ceres, o maior asteróide encontra-se na posição k=8. Esta Lei não se ajusta a todos os planetas. Por exemplo, Neptuno encontra-se a uma distância superior à predita por esta lei. Ainda não há uma explicação para a Lei de Titius-Bode e muitos cientistas consideram que se trata de uma coincidência).



A Dimensão astronómica das distâncias no espaço
Para se ter uma noção da dimensão das distâncias no espaço devem-se fazer cálculos e usar um modelo que permita uma percepção mais clara da realidade. Por exemplo, um modelo reduzido em que o Sol estaria à distância de 23,6 metros e teria o diâmetro de 2 mm (a Lua estaria a 5 cm da Terra e teria 0,5 mm de diâmetro). Júpiter e Saturno seriam uns berlindes com 2 cm de diâmetro, respectivamente, a 123 e a 226 metros do Sol. Plutão estaria a uma distância de 931 metros do Sol, com cerca de 0,36 mm de diâmetro.
Quanto à estrela mais próxima, a Proxima Centauri, estaria a 6.332 km do Sol, enquanto que a estrela Sirius a 13.150 km.
Se o tempo de uma viagem da Terra à Lua, a cerca de 257.000 km/hora, fosse de 1h15m; à mesma velocidade, levar-se-ia cerca de três semanas terrestres para se ir da Terra ao Sol; três meses a chegar a Júpiter, sete meses a Saturno e cerca de dois anos e meio para chegar a Plutão. A partir daí, a essa velocidade, levar-se-iam 17.600 anos até chegar à estrela mais próxima, e 35.000 até Sirius.

Sistema Solar Interior
O Sistema Solar Interior corresponde à região onde se localizam os planetas e asteroides e è composto principalmente por metais e silicatos. Os objectos do Sistema Solar estão relativamente próximos do Sol. O raio de toda esta região é menor do que a distância entre Júpiter e Saturno.

Planetas Telúricos
Os planetas telúricos, ou planetas interiores, são densos, têm uma composição rochosa e não têm anéis. São compostos principalmente por minerais, como o silicato, que forma o manto e a crosta desses planetas, e metais, como o ferro e o níquel, que formam os núcleos destes planetas.
Três dos quatro planetas têm uma atmosfera significativa. Todos têm crateras causadas por impactos e características de uma superfície tectónica, como os rift e os vulcões.
O termo "planeta interior" não deve ser confundido com "planeta inferior". Este termo designa os planetas que estão mais próximos do Sol do que a Terra, ou seja, Mercúrio e Vénus.

Planetas Gasosos
Os planetas gasosos são planetas de grandes dimensões (quer em diâmetro, quer em massa) cuja composição principal não é  rocha nem outra matéria sólida. Existem quatro: Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno e diferenciam-se dos restantes membros do sistema solar pelas suas dimensões e também pela sua composição química e estrutural. Estes planetas são corpos compostos maioritariamente por gases (hidrogénio, hélio, metano) possuindo um pequeno núcleo sólido rochoso no seu interior. A sua composição é semelhante à da nebulosa original que deu formação ao sistema solar.

Planetas anões
Um planeta anão é um corpo celeste muito semelhante a um planeta, dado que orbita em volta do Sol e possui gravidade suficiente para assumir uma forma com equilíbrio hidrostático (aproximadamente esférico), porém, não tem uma órbita desimpedida, orbitando juntamente com milhares de outros pequenos corpos celestes.
Ceres, que até meados do século XIX era considerado um planeta principal, orbita numa região do sistema solar conhecida como Cinturão de Asteróides. Para além da orbita de Neptuno, uma imensa região de corpos celestes gelados, encontram-se Plutão e o recentemente descoberto Éris. Até 2006 considerou-se  Plutão como sendo um dos planetas principais.
Hoje, Plutão, Ceres, Éris, Makemake e Haumea são considerados planetas anões.

As luas e os anéis
Os satélites naturais, ou luas, são objectos de dimensões consideráveis que orbitam os planetas. Incluem pequenos astros capturados da Cintura de Kuiper, como Tritão, satélite de Neptuno ou até mesmo astros formados a partir do próprio planeta, através do impacto de um proto-planeta, como a Lua, satélite da Terra.
Os planetas gasosos têm pequenas partículas de pó e gelo que os orbitam em quantidades enormes; são os chamados anéis planetários, cujo os mais conhecidos são os anéis de Saturno.
Foi descoberto, à volta de Saturno um anel gigante, em cujo diâmetro caberiam mil milhões de planetas das mesmas dimensões que a Terra. A parte mais densa dista a cerca de 6 milhões de quilómetros de Saturno, estendendo-se por outros 12 milhões de quilómetros. A altura do halo é 20 vezes maior que o diâmetro do planeta. O anel é praticamente invisível por telescópios que utilizam luz, já que é formado por uma fina camada de gelo e por partículas de poeira bastante difusas.


Cintura de asteróides

Os asteróides são, geralmente, pequenos corpos do Sistema Solar compostos principalmente por minerais rochosos e metálicos refractários, com algum gelo.
O Cinturão de Asteróides ocupa a órbita entre Marte e Júpiter - entre 2,3 e 3,3 UA do Sol.
Pensa-se que são os restos da formação do Sistema Solar que não sofreram aglutinação por causa da interferência gravitacional de Júpiter.
O tamanho dos asteróides varia de algumas centenas de quilómetros até ao nível microscópio. Todos os asteróides, excepto o mais largo, Ceres, são classificados como pequenos corpos do Sistema Solar, mas alguns asteróides, como Vesta e Hygeia, poderão ser reclassificados como planetas anões se for demonstrado que eles adquiriram equilibrio hidrostático.
O Cinturão de Asteróides contém dezenas de milhares, possivelmente milhões, de objectos com mais de um quilómetro de diâmetro. Apesar disso, a massa total do Cinturão de Asteróides dificilmente ultrapassaria mais de mil vezes a da Terra. O Cinturão de Asteróides é muito espaçado.Os asteróides com diâmetros entre 10 e 10-4 são chamados de meteoroides.

Corpos Menores
A classe dos astros chamados "corpos menores do Sistema Solar" inclui vários objectos diferenciados como são exemplo os asteróides, os centauros, os transneptunianos, os meteoroides, os cometas e outros corpos menores.

Asteróides

Tratam-se de astros mais pequenos do que os planetas, normalmente em forma de batata. Encontram-se, maioritáriamente, na região entre Marte e Júpiter e são compostos por partes significativas de minerais não voláteis.
A região onde orbitam é conhecida como o Cinturão de Asteróides. Nesta região encontram-se, também, o planeta anão Ceres, que tem algumas características próprias de asteróide, embora não seja um.
São subdivididos em grupos e familias de asteroides baseados em características orbitais específicas. Nota-se que existem luas de asteroides que são asteroides que orbitam asteroides maiores, ou tendo, por vezes, dimensões idênticas.
Os asteróides troianos estão localizados nos pontos de Lagrange dos planetas e orbitam o Sol na mesma orbita que um planeta, à frente a atrás deste.
As sementes das quais os planetas se originaram são chamadas de planetésimas: São corpos subplanetários que existiram durante os primeiros anos do sistema solar e que não existem no Sistema Solar recente. O nome também é usado, por vezes, para referir os asteróides e os cometas em geral, ou para os asteróides com menos de dez quilómetros de diâmetros.
Centauros

Astros gelados semelhantes a cometas mas com órbitas menos excêntricas e que permanecem na região entre Júpiter e Neptuno e com dimensões muito superiores às dos cometas.
O primeiro a ser descrito foi Quíron, que tem propriedades parecidas com as de um cometa e de um asteróide.
O maior centauro conhecido, 10199 Chariklo, tem um diâmetro aproximado de 250 km. Quíron, por sua vez, foi reclassificado como cometa (95P), uma vez que desenvolveu uma coma, como os cometas, ao aproximar-se do Sol.
Transneptunianos

Corpos celestes gelados cuja distância média ao Sol encontra-se para além da órbita de Neptuno, com órbitas com uma duração superior a 200 anos e são semelhantes aos centauros.
Pensa-se que os planetas de curto período sejam originários desta região, onde se encontram também os planetas anões Plutão e Éris.
O primeiro transneptuniano foi descoberto em 1992. No entanto, Plutão que já era conhecido há quase um século, orbita nesta região do sistema solar.
Meteoroides

As partículas que dão origem aos meteoros e meteoritos chamam-se meteoróides. São corpos celestes menores do que os asteróides. Constituídos por rocha e ferro ou apenas por rocha.
Muitos meteoroides são apenas pedaços de asteroides ou cometas.
Cometas

São corpos menores do Sistema Solar, com, geralmente, poucos quilómetros de diâmetro e compostos, essencialmente, por gelos voláteis.
Têm órbitas altamente excêntricas, geralmente com um periélio dentro da órbita de um dos planetas interiores e um afélio para além de Plutão.
Quando um cometa entra no sistema solar interior, a aproximação ao Sol causa a sublimação e ionização do gelo na superfície criando um coma: Cauda longa de gás e poeira, às vezes visível a olho nu.
Os cometas de período curto têm órbitas com menos de menos de 200 anos, enquanto os de longo período chegam a ter mais de 1.000 anos. Acredita-se que os de curta duração foram formados no Cinturão de Kuiper, enquanto os de longo período, enquanto os de longo período, como por exemplo o Hale-Bopp, foram formados na nuvem de Oort.
Muitos grupos de cometas, tais como os Kreutz Sungrazers, foram formados da divisão de um único corpo. Alguns cometas com órbitas hiperbólicas podem ter sido formados fora do Sistema Solar, mas determinar a sua órbita precisa é difícil. Cometas antigos que já perderam todos os gases voláteis pelo aquecimento do Sol, são, algumas vezes, classificados como asteróides.

Região Transneptuniana
A área que vai além de Neptuno - a região transneptuniana - ainda é amplamente inexplorada. Parece ser constituída, de forma preponderante, por pequenos planetas (o maior tendo um quinto de diâmetro da Terra e uma massa menor do que a da Lua). São compostos essencialmente por rocha e gelo.
Esta região também é conhecida como o "Sistema Solar exterior", embora outros usem o termo para se referir à região que se encontra para além do Cinturão de Kuiper.

Cinturão de Kuiper
Trata-se de um grande anel de detritos semelhante ao Cinturão de Asteróides, tendo o gelo como principal constituinte.
Estende-se por uma área de 30 a 50 UA do Sol.
Contém muitos pequenos corpos do Sistema Solar. No entanto, muitos dos corpos maiores da Cintura de Kuiper, como o caso de Quaoar, Varna e Orcus, são classificados como planetas anões. Estima-se que mais de cem mil corpos desta região tenham um diâmetro superior a 50 kms, embora a sua massa seja correspondente apenas a um décimo ou um centésimo da massa da Terra.
Alguns objectos do Cinturão têm inúmeros satélites e alguns têm órbitas fora da classificação do plano eclíptico.
O Cinturão de Kuiper pode ser dividido, em grosso modo, num Cinturão "clássico" e os ressonantes, que têm a órbita ligada a Neptuno. A primeira ressonância começa dentro da ptópria orbita de Neptuno, e estende-se entre 39,4 e 47,7 UA.
Os membros do cinturão clássico são classificados como cubwanos, após o primeiro do tipo ter sido descoberto (15760) 1992 QB1, e estão situados, essencialmente, na órbita de baixa excentricidade.


Plutão e Caronte
Plutão (a 39 UA, em média), um planeta anão, é o maior objecto conhecido no Cinturão de Kuiper. Quando descoberto em 1930, foi considerado o nono planeta; no entanto isto foi alterado em 2006 com a adopção formal da definição de planeta. Tem dimensões menores do que a Lua e é formado por rochas e gelo. Tem uma atmosfera fina, que aparece quando o planeta está perto do Sol e congela quando se afasta.
O período orbital dura 248,5 anos e durante 20 desses anos Plutão fica mais perto do Sol do que Neptuno.
Plutão tem uma órbita consideravelmente excêntrica, inclinada em 19º em relação ao plano eclíptico e com uma variação que vai das 29,7 UA, a partir do Sol, no periélio (dentro da órbita de Neptuno) a 49,5 UA no afélio.
Caronte, a maior lua de Plutão, é algumas vezes, descrita como sendo parte de um sistema binário com Plutão, uma vez que estes dois corpos orbitam um centro de massas de gravidade sobre as suas superfícies (isto é, parece que se orbitam mutuamente). Está coberto por gelo escuro enquanto que Plutão por gelo de metano brilhante. Pensa-se que as moléculas de metano tenham sido gradualmente atraídas de Caronte para Plutão, devido ao campo gravitacional mais forte deste último.
Além de Caronte, outras duas luas menores, Nix e Hidra, orbitam o sistema.

Haumea e Makemake
Haumea ( a 43,34 UA, em média) e Makemake ( a 45,79 UA, em média) embora sejam menores do que Plutão, são os maiores objectos conhecidos no cinturão "clássico", ou seja, não estão em ressonância com a órbita de Neptuno.
Haumea tem uma forma como um ovo e possui duas luas, enquanto Makemake é o objecto mais brilhante do Cinturão de Kuiper, depois de Plutão. Denominados originalmente 2009EL61 e 2005 FY9, respectivamente, foram recategorizados como planetas anões em 2008.
Uma área vermelha escura encontrada no planeta anão parece ser mais rica em minerais e componentes orgânicos que o resto de sua superfície congelada. Como Haumea é tão pequeno está tão longe, aparece nos telescópios como apenas um  ponto de luz, mas a mancha foi descoberta através das medições das mudanças no seu brilho durante seu rápido giro. As pequenas porém persistentes diferenças indicam que a mancha escura é mais avermelhada na luz visível e mais azulada nos comprimentos de onda na faixa do infravermelho.
Ambos têm órbitas mais inclinadas do que a de Plutão, com 28º  e 29º.

Disco disperso
Acredita-se que o disco disperso, que sobrepõe ao disco de Kuiper, mas que se estende a uma distância muito além deste, seja a fonte de cometas e curto período e que os objectos da região tenham sido ejectados em órbitas erráticas pela influência gravitacional da migração de Neptuno.
A maioria dos objectos do disco disperso têm o periélio dentro do Cinturão de Kuiper, mas o afélio está a mais de 150 UA do Sol.
As órbitas destes objectos são altamente inclinadas em relação ao plano elíptico e algumas são quase perpendiculares a este.
Alguns astrónomos consideram que o disco disperso seja só outra região do Cinturão de Kuiper e descrevem os objectos do disco disperso como «objectos do Cinturão de Kuiper dispersos». Alguns astrónomos também classificam os centauros como objectos internos do Cinturão de Kuiper, junto com os objectos externos do disco.

Éris
Éris é o maior objecto conhecido do disco disperso e causa debate se deve ser classificado como um planeta, uma vez que a sua massa é 25% superior à de Plutão e com quase o mesmo diâmetro. É o mais massivo dos planetas anões conhecidos e tem uma lua, Disnomio.
Assim como Plutão, a sua órbita é altamente excêntrica, com um periélio de 38,2 UA e um afélio de 97,6 UA, de forma inclinada ao plano eliptíco.

Regiões mais distantes
O ponto em que o Sistema Solar termina e o espaço interestelar começa, não está propriamente definido, uma vez que as fronteiras externas são formadas por duas forças distintas: O vento e a gravidade solar. O limite exterior da influencia do vento solar é definido como, aproximadamente, quatro vezes a distância de Plutão ao Sol; esta heliopausa é considerada o começo do meio interestelar. Entretanto, acredita-se que a esfera de Hill do Sol, o alcance efectivo do seu domínio gravitacional, se estende por mil vezes esta distância.


Heliopausa
A heliopausa é a região que limita a heliosfera, uma região na fronteira do Sistema Solar. Está dividida em duas regiões separadas. O vento solar viaja a uma velocidade aproximada de 400 km/s, até colidir com o vento estelar, o fluxo de plasma no meio interestelar.


A colisão ocorre na zona de choque terminal, que está a cerca de 80-100 UA a partir do Sol, no sentido do meio interestelar e cerca de 200 UA a partir do meio interestelar no sentido do Sol.
Neste ponto o vento diminui drasticamente, condensa-se e torna-se mais turbulento, formando uma grande estrutura oval, conhecida como heliosheath. Acreditava-se que esta estrutura fosse parecida e se comportasse como a cauda de um cometa, extendendo-se por mais de 40 UA, no sentido do vento. Entretanto, a sonda Cassini-Huygens e o satélite Interestellar Boundary Explorer, mostraram evidências que a heliosheth tem a forma de uma bolha, devido à acção de contração do campo magnético do meio interestelar.
Tanto a Voyager 1 quanto a Voyager 2 relataram ter passado pela zona de choque terminal ao entrarem na "heliosheath" a uma distância de 94 e 84 UA a partir do Sol, respectivamente.
A fronteira externa da heliosfera, a Heliospausa, é o ponto em que o vento solar finalmente termina e começa o espaço interestelar médio.
O aspecto e a forma da margem externa da heliosfera parecem ser afectados pela dinâmica dos fluídos da interacção com o meio interestelar A espectativa é de que as sondas do Programa Voyager irão ultrapassar a heliosfera nalgum ponto da próxima década e transmitir dados importantes sobre os níveis de radiação e vento solar de volta para a Terra.
O quão bem a heliosfera protege o Sistema Solar dos raios cósmicos ainda é pouco entendido.

Nuvem de Oort
A ideia de uma nuvem hipotética e distante de cometas, estável em relação às perturbações estelares, e a necessidade da sua existência foi pela primeira vez expressa por Ernst Öpik (1893-1985), em 1932. Sinding produziu, em 1948, uma lista com os valores do semi-eixo maior para 21 cometas de longo período, que juntamente com a teoria da difusão orbital devida às perturbações planetárias, de van Woerkom, formam a base para o famoso artigo de Jan Oort (1900-1992), de 1950, sobre a existência de um reservatório de cometas nas fronteiras exteriores do Sistema Solar. O astrónomo holandês, da Universidade de Leiden, propôs que a origem dos cometas poderia estar numa imensa nuvem primordial que circunda o Sistema Solar com uma multidão de cometas e estendendo-se até meio caminho da estrela mais próxima. As perturbações gravitacionais nessa nuvem podem conduzi-los em direcção ao Sistema Solar interior.
Assim, a hipotética Nuvem de Oort é uma nuvem esférica com mais de um trilião de objectos glaciais que, acredita-se, ser a fonte de todos os cometas de longos períodos que cercam o Sistema Solar a uma distância, aproximada, de 50.000 UA (cerca de um ano-luz) e possivelmente até à distância de 100.000 UA.
Deverá ser constituída por cometas que foram ejectados do Sistema Solar interior pela interacção gravitacional dos planetas externos.
Os objectos da Nuvem de Oort movem-se muito devagar e podem ser perturbados por eventos frequentes, como colisões, efeitos gravitacionais de uma estrela em trânsito, ou a maré galáctica - a força de maré exercida pela Via Láctea.

Sedna
O 90377 Sedna (a 525,86, em média) é um grande objecto avermelhado parecido com Plutão, com uma órbita gigante altamente elíptica, que tem 76 UA no periélio e 928 no afélio e leva 12.050 anos de período orbital.
A 15 de Março de 2004, os astrónomos de Caltech, do Observatório Gemini e da Universidade de Yale anunciaram a descoberta do objecto, conhecido, mais distante do Sistema Solar, a uma distância três vezes mais longe do que Plutão. A descoberta foi feita no Observatório Palomar, a 14 de Novembro de 2003 pela equipe Mike Brown (Caltech), Chad Trujillo (Observatório Gemini) e David Rabinowitz (Yale). 
Michael E.Brown afirmou que este não pode ser parte do disco disperso ou do Cinturão de Kuiper, pois o seu periélio é muito distante para ser afectado pela migração de Neptuno. Ele e outros astrónomos consideram que seja o primeiro objecto de uma nova população, que pode também incluir o objecto 2000CR, que tem um periélio de 45 UA e um afélio de 415 UA, com um período orbital de 3.420 anos. Brown denominou esta população como "Nuvem de Oort interior", podendo ter sido formada por um processo similar, embora esteja mais próxima do Sol.
Sedna é parecido com um planeta anão, embora ainda não se tenha determinado o seu formato com exactidão.

Fronteiras
Muito do nosso Sistema Solar ainda é desconhecido. Estima-se que o campo gravitacional solar supera a forma das estrelas próximas para o raio da Nuvem de Oort. Por outro lado, não o coloca a mais de 50.000UA.
Em estudos recentes, feitos através dos dados fornecidos pelas sondas Voyager os cientistas encontraram um campo magnético constituído por bolhas de, aproximadamente, 160 milhões de quilómetros de diâmetro cada uma. As bolhas são criadas quando as linhas do campo magnético emanadas pelo Sol se reorganizam.
Apesar de descobertas como o Sedna, a região entre o Cinturão de Kuiper e a Nuvem de Oort, uma área com dezenas de milhares de unidades astronómicas de raio, não está mapeada virtualmente.
Existem também estudos em desenvolvimento para a região entre Mercúrio e o Sol e ainda podem ser descobertos novos objectos nas regiões não mapeadas do Sistema Solar.


Notas
  • Contrariamente às aparências, o planeta Terra não é um contra-exemplo (em relação à sua massa total) a sua concentração de água é muito pequena. Estudos sobre a composição da água terrestre indicam que esta foi provavelmente importada na altura de enormes impactos de corpos provenientes das zonas exteriores, portanto, mais frias do Sistema Solar.
  • A Terra e a Lua formaram-se, segundo a hipótese do Big Splash, quando um proto-planeta de tamanho aproximado ao de Marte colidiu com outro com cerca de metade do tamanho da Terra actual. Esse impacto deixou a Terra 2/3 completa e atirou uma grande quantidade de material para a sua órbita, o qual se condensou para formar um satélite natural. O proto-Vênus parece ter sofrido também um grande impacto no princípio de sua formação, que foi capaz de inverter o sentido de rotação do planeta. No entanto, como nenhuma lua se formou neste caso, a colisão deve ter se dado de tal modo que o material ejectado para o espaço se precipitou de volta sobre a superfície; os dois proto-planetas  fundiram-se completamente.
  • O teor do ferro de uma estrela é função da data da sua formação: as estrelas recentes são as que contêm mais ferro; por outro lado, existem estrelas de idades diferentes nas mesmas regiões da Galáxia, possuindo cada uma o seu movimento próprio em relação às outras.A partir desta informação sabe-se que a composição química do Sol e do gás onde se formou a Terra, representa a composição química média da Galáxia. Trata-se de um ponto fundamental, pois subentende que a matéria fabricada no seio de um grande número de estrelas terá contribuído para a formação do nosso sistema planetário.Pode-se assim supor que o gás, na origem dos planetas, era também de composição solar. Desta constatação nasceu há cerca de sessenta anos, uma disciplina, a cosmoquímica, que tomou como objectivo a análise química do Sistema Solar, e em particular, dos meteoritos, que constituem ainda hoje a amostragem mais acessível do meio extraterrestre.
    Existem numerosos exemplos de parentesco entre os constituintes do planeta Terra e os do meio interestelar.


Fontes
A Fabulosa História da Terra, Selecções Reader's Digest, 1ª edição, 2002
Desafios da Física, Daniel Marques da Silva, Lisboa Editora, 2008
www.wikipédia.com
http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=voyager-bolhas-magneticas-fronteira-sistema-solar
http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/
http://www.portaldoastronomo.org/tema_pag.php?id=4&pag=3
http://www.zurr.com.br/dorks/planeta_plutao.html
http://eternosaprendizes.com/tag/cinturao-de-kuiper/
http://gaea-assiss.blogspot.com/2009/10/astronomos-descobrem-anel-gigante-em.html
http://www.netxplica.com/manual.virtual/exercicios/geo10/planetas.teluricos/10.GEO.teluricos.estruturas.htm



Desejo

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