TOMO XXXIV - CINTURÃO DE ASTEROIDES E OBJETOS MENORES DO SISTEMA SOLAR

OBJETOS MENORES DO SISTEMA SOLAR

Todos os membros do sistema Solar menor que um planeta são chamados de Objetos menores. São encontrados dispersos ou concentrado em regiões circundantes ao Sol. São de composição diversa como poeira, gelo, rochas metais e assim por diante.

Durante o livro explicaremos com maiores detalhes a composição de cada um destes elementos menores do sistema Solar.

ASTEROIDES

Composição dos Asteroides

Geralmente são objetos rochosos ou rochosos com veios ou núcleos metálicos, recobertos por vezes por camadas de poeira. São objetos maciços de tamanho variado de poucos metros a vários quilômetros.

Evolução e tipos de aglomerados de Asteroides

Os objetos do cinturão de Asteroides, Troianos, Arranha Terra, centauros do sistema solar entre os gigantes gasosos agregado não dariam um planeta telúrico tipo Mercúrio, mal um planeta anão Tipo Plutão talvez. A tremenda presença gravitacional de Júpiter não deixou estes objetos menores se agregarem simultaneamente em um planeta como os demais planetas internos conseguiram consolidar.

Aos poucos objetos como Ceres conseguiram acrescer material e adquirir grandes proporções, mas em raros momentos, e as marcas superficiais de Ceres não indicam recente choque entre outros objetos do cinturão.

Arranha Terra

São objetos que tem sua orbita excêntrica que cruzam a do planeta Terra em determinado momento de sua trajetória elíptica. São de tamanhos bem variados. De um poucos metros até mais de 01 km. Logicamente com a tecnologia atual não somos capazes de localizar e bem provavelmente impedir um deste de tamanho mais acentuado se chocar com nosso planeta. 

Os já descoberto são monitorados constantemente e previsto suas orbitas por determinados períodos. O problema básico são aqueles que nos pegam de surpresa e sem tempo hábil para uma resposta imediata a sua aproximação.

Além do fator surpresa temos variáveis e constantes interações gravitacionais que podem modificar durante a trajetória do objeto que está sendo monitorado alterando seu curso atual.

3753 Cruithne 

É um asteroide em órbita em torno do Sol, possuindo uma ressonância orbital de 1:1 com a órbita da Terra.  ou seja, quase no mesmo plano orbital desta. A órbita do asteroide é uma órbita ferradura. 

A descoberta deste asteroide de cerca de 5 km de comprimento em 1986, despertou a atenção dos astrônomos e do público em geral. O objeto tinha uma órbita tão incomum que quando visto da Terra dava a impressão que orbitava nosso planeta e muitos chegaram a chama-lo a "segunda lua da Terra", embora seja apenas um quase-satélite.

Cruithne um arranha Terra de grandes proporções.

Apophis

O asteroide Arranha Terra Apophis de 400mt tem previsto em sua orbita mais próxima da Terra previsto para o dia 15 de Abril de 2029 a 1 053 000 km do nosso planeta.

Proporção de objetos conhecidos tipo arranha Terra

Impactos com a Terra
 Ao colidirem com a Terra, objetos de diferentes dimensões tem efeitos diversos sobre nosso obre como veremos nesta tabela feita pelo Portal São Francisco de Astronomia.
Objetos de 10 a 30 metros de diâmetro
Estes objetos seriam capazes de liberar uma energia de 3 a 1.000 megatons, equivalente a centenas de bombas de Hiroshima (estima-se que corpos desse tamanho se choquem com a Terra em intervalos que variam de 1 a 100 anos).
Objetos entre 30 e 200 metros de diâmetro
Objetos deste Tamanho liberariam uma energia de 1.000 a 10.000 megatons (o intervalo das quedas varia entre 100 a 10.000 anos). O asteroide que caiu em Tunguska no início do século 20, se encontra nessa faixa de tamanho).
Objetos de 200 metros a 2 quilômetros de diâmetro
liberariam uma energia de 10.000 a 100.000 megatons (freqüência de queda entre 10.000 a 1 milhão de anos. Eles seriam capazes de devastar áreas equivalentes a um continente).
Objetos de 2 a 10 quilômetros de diâmetro
Objetos deste tamanho geram uma energia de 100 mil a 1 milhão de megatons (frequência de 1 milhão a 100 milhões de anos). O asteroide que provocou a extinção dos dinossauros se encontra dentro dessa faixa de tamanho.
Objetos com mais de 10 quilômetros de diâmetro
Estes seriam capazes de extinguir a vida em nosso planeta e devem cair na Terra com uma frequência de 100 milhões a 1 bilhão de anos.

O CINTURÃO DE ASTEROIDES

O Cinturão de Asteroides, também conhecido como Cinturão Principal, é uma área do sistema solar com grande presença de asteroides. Esta área está localizada, aproximadamente, entre os planetas Júpiter e Marte. O planeta anão Ceres também se encontra na região do Cinturão de Asteroides sendo que mais da metade da massa total da cinturão está contida nos quatro objetos de maior tamanho: Ceres, 4 Vesta, 2 Palas e 10 Hígia.

Ceres, o maior e o único planeta anão do cinturão, possui um diâmetro de 950 km e tem o dobro do tamanho do segundo maior objeto. Contudo, a maioria de corpos que compõem o cinturão são muito menores. O material do cinturão, encontra-se disperso por todo o volume da órbita, pelo qual seria muito difícil atravessá-lo e chocar com um destes objetos. Porém, dois asteroides de grande tamanho podem chocar entre si, formando o que é conhecido como "famílias de asteroides", que possuem composições e características similares. As colisões também produzem uma poeira que forma o componente majoritário da luz zodiacal.


Possivelmente o material do cinturão de asteroides se formou-se na nebulosa protossolar com o restante do Sistema Solar. As perturbações gravitacionais de Júpiter, o planeta mais massivo, fizeram com que estes fragmentos colidissem entre si a grandes velocidades e não pudessem agrupar-se, tornando-se o resíduo rochoso atual. Uma consequência destas perturbações são as lacunas de Kirkwood; zonas nas quais não se encontram asteroides devido a ressonâncias orbitais com Júpiter, e as suas órbitas tornarem-se instáveis.

Se algum asteroide passasse a ocupar esta zona seria expelido na maioria dos casos fora do Sistema Solar, embora ocasionalmente possa ser enviado para algum planeta interior, como a Terra, e colidir com ela. Desde a sua formação foi expelida a maior parte do material orogenico da região. A massa total da cintura de asteroides é estimada de 4% da massa da Lua, ou seja, 0,06% da massa terrestre. Os objetos celestes maiores do cinturão são, portanto, muito menores e menos massivos do que a Lua.

Lacunas de Kirkwood

São espaços relativamente vazios no Cinturão de Asteroides, que correspondem a zonas de ressonância onde a atração gravitacional de Júpiter impede a permanência de qualquer corpo celeste. 

Distribuição das distâncias das órbitas dos asteroides, onde se podem observar as diferentes lacunas de Kirkwood para as diferentes ressonâncias, regiões sem asteroide algum. estes recebem o nome de Daniel Kirkwood, que as descobriu em 1886. Qualquer asteroide situado nestas posições seria acelerado por Júpiter e a sua órbita alongar-se-ia (aumenta a excentricidade), pelo qual o periélio da sua órbita poderia aproximar-se à órbita de algum planeta e colidir com ele ou com o Sol, ou ser ejetado fora do Sistema Solar. Ao contrário que sucede com as lacunas nos anéis de Saturno, as lacunas de Kirkwood não podem ser observadas diretamente, pois os asteroides possuem excentricidades muito variadas e, portanto, estão continuamente cruzando-as.

Desde a formação do Sistema Solar, os planetas sofreram variações na sua órbita e foram modificando devagar a sua distância ao Sol. A modificação da órbita de Júpiter e, portanto, a alteração com o tempo da posição das lacunas de Kirkwood, poderia explicar o escasso número de asteroides em determinadas regiões do cinturão. Os asteroides orbitam no mesmo sentido que os planetas, com períodos orbitais de 3,5 até 6 anos.

A FORMAÇÃO DO CINTURÃO DE ASTEROIDES

Três são as teorias sobre o aspecto dos cinturões observados e a possível causa de sua aparência atual.

O cinturão perturbado e aquele bem mais disperso, quase como uma nuvem ao redor da estrela central. Quando ocorre a migração de um astro para o interior do sistema estelar, no caso mais provável de um gigante gasoso, como já observado em estrelas com Júpiteres quentes ou aquecidos.

O nosso cinturão padrão de observação. Um Objeto do sistema solar de grande massa limpa e delimita a pare externa do anel pela sua imposição gravitacional. Expele, absorve ou incorpora a sua orbita um rastro destes pequenos objetos.

 

Um planeta Gigante ou estrela anã e similar delimita sua extremidade externa num jogo gravitacional com a estrela central que determina o tamanho final, por sua massa, da borda interna. Os objetos do cinturão são compactados numa orbita muito estreita entre ambos.

Mudanças nas órbitas

Embora as ressonâncias orbitais dos planetas sejam o modo mais efetivo de modificar as órbitas dos asteroides, existem outros meios pelos quais isto sucede. Algumas evidências, como o número de NEAs ou meteoritos perto da Terra, poderiam indicar que as ressonâncias não são capazes de produzi-las.

Num primeiro momento foi postulado que as colisões aleatórias entre asteroides poderiam provocar que caíssem nas lacunas de Kirkwood e fossem ejetados pelas perturbações dos planetas. Contudo, os modelos computacionais mostraram que os efeitos que isto produz se encontram várias ordens de magnitude por baixo do observado. Portanto, devem ser mais importantes outros efeitos.

Ivan Yarkovsky propôs em finais do século XIX que a luz solar poderia provocar alterações nas órbitas dos asteroides. Este efeito é conhecido como efeito Yarkovsky, e é possível devido a que a luz transporta momento linear. A luz solar direta que chega ao asteroide não modifica a sua órbita, pois a luz chega na mesma direção que a força de atração gravitacional do Sol e, na prática, é como se fosse atraído por um objeto ligeiramente menos massivo do que o Sol. A ideia chave de Yarkovsky é que um asteroide possui temperaturas diferentes na sua superfície segundo a sua orientação ao Sol. Os corpos emitem radiação infravermelha, tanto maior quanto maior seja a sua temperatura, e estes fotons emitidos imprimem ao asteroide uma quantidade de movimento em sentido contrário de onde foram radiados. Assim, haverá uma emissão assimétrica de fotons e o asteroide movimentar-se-á. Este efeito é maior se há diferenças de temperatura entre o afélio e o periélio do asteroide. Mediante o efeito Yarkovsky podem ser determinadas as suas densidades, e podem ser explicadas determinadas características orbitais e morfológicas que possuem algumas famílias de asteroides.

Esquema do efeito  Yarkovsky,

Devido à elevada população do cinturão principal, as colisões entre asteroides ocorrem frequentemente, em escalas de tempo astronômicas. Estima-se que cada 10 milhões de anos ocorre uma colisão entre asteroides cujos raios excedem os 10 km. As colisões ocasionalmente provocam a fragmentação do asteroide em objetos menores, formando uma nova família de asteroides. Também pode ocorrer que dois asteroides colidirem a velocidades muito baixas, em cujo caso ficam unidos. Devido a estes processos de colisão, os objetos que formaram a cinturão de asteroides primitivo apenas guardam relação com os atuais.

Gráfico que representa a inclinação orbital respeito da excentricidade. Podem ser observadas regiões com uma maior acumulação de asteroides; trata-se das chamadas famílias

Regiões Periféricas

LIMITE INTERNO DO CINTURÃO
Nos limites físicos do interior do cinturão de asteroides se observam  duas principais famílias de asteroides , são elas :

Família de asteroides Hungaria, 

Se situa entre 1,78 e 2,0 UA, e com semi-eixos maiores em torno de 1,9 UA. O asteroide que dá nome a esta família composta por 52 asteroides conhecidos é 434 Hungaria. 

Este agrupamento de asteroides encontra-se separado do cinturão principal pela falha de Kirkwood correspondente à ressonância 4:1, e os seus membros possuem inclinações muito elevadas. Alguns cruzam a órbita de Marte, cujas perturbações gravitacionais são provavelmente a causa mais notável na redução populacional deste grupo.

Familia de asteroides Foceia. 

A grande maioria dos seus membros são do tipo-S, ao contrário da família Hungaria possui alguns de tipo-E (com superfícies de enstatita). A família Foceia orbita entre 2,25 UA e 2,5 UA do Sol.

LIMITE EXTERNO DO CINTURÃO

Se observam na região duas principais famílias de asteroides , são elas :

Família de asteroides Cybele, 

Família de asteroides que orbita entre 3,3 e 3,5 UA, estando em  ressonância 7:4 com Júpiter. 

A família Hilda; 

São objetos que orbitam entre 3,5 e 4,2 UA, com órbitas bastante circulares e estáveis na ressonância 3:2 de Júpiter. 

Para além de 4,2 UA encontram-se poucos asteroides, até a órbita de Júpiter (5,2 UA), onde se encontram os asteroides troianos. 

Novas famílias de asteroides

Algumas famílias formaram-se recentemente, em tempos astronômicos. 

O cúmulo Karin 

Formou-se faz 5,8 milhões de anos como consequência de uma colisão sofrida por um asteroide de 16 km de raio.

O Cúmulo Veritas 
Este formou-se faz 8,7 milhões de anos; entre as evidências há poeira interplanetária recolhida dos sedimentos oceânicos.

O Cúmulo Datura, 
Este agrupamento se formou faz 450 mil de anos a partir de um asteroide do cinturão principal. A estimativa da sua antiguidade é baseada na probabilidade estatística de os seus membros terem as órbitas atuais, e não em evidências físicas sólidas. 

Outras formações recentes, como o cúmulo Iannini (faz circa 5 milhões de anos) ou o cúmulo Seinäjoki, também poderiam ter contribuído para a formação da poeira zodiacal.

Outras Famílias

Abaixo temos outras famílias de asteroides mas de menor influencia e quantidade no cinturão de asteroides.

Família Nisa



Família Maria

Família Eos

Família Eunomia

A população dos aerólitos

Os tamanhos dos asteroides podem ser determinados de diversas maneiras, sabendo a sua distância. Um dos métodos é observando o seu trânsito aparente diante de uma estrela, que ocorre devido à rotação terrestre. Quando isto acontece, a estrela fica oculta detrás do asteroide e, medindo o tempo que se prolonga tal ocultação, é possível calcular o diâmetro do asteroide. Com este método foram determinados com precisão os tamanhos dos asteroides maiores do cinturão, como Ceres ou 2 Palas.

01-terra, 02-saturno(oculto), 03-Os troianos, 04-Hidalgo, 05-Amor, 06- Apolo um arranha terra.

Outro método para estimar os seus tamanhos é medir o seu brilho aparente. Quanto maior seja um asteroide, mais luz solar refletirá devido à sua maior superfície. Contudo, o brilho aparente também depende do albedo característico do asteroide, e este vêm determinado pela composição do mesmo.

ASTEROIDES EM DETALHES

Os asteroides podem ser classificados, segundo o seu espectro e composição, em três tipos principais: asteroides carbonáceos ou tipo-C, asteroides de silicatos ou tipo-S, e asteroides metálicos ou tipo-M. Existem outros tipos de asteroides, mas a sua quantidade é muito escassa.
Há uma correlação importante entre a composição dos asteroides e a sua distância ao Sol. Os asteroides mais próximos costumam ser rochosos, compostos por silicatos e isentos de água, enquanto os mais afastados são na sua maioria carbonáceos, compostos por minerais argilosos e com presença de água. Portanto, os asteroides mais afastados são também os mais obscuros, e os mais próximos refletem maior quantidade de radiação. Acredita-se que este fato é consequência das características da nebulosa primitiva que originou o Sistema Solar. Nas regiões mais afastadas a temperatura era muito menor, e portanto a água podia condensar-se nos asteroides, bem ao contrário que nas regiões interiores, onde ao ter maior temperatura a água provavelmente se vaporizaria. 

Asteroides carbonáceos

Os asteroides tipo-C ou carbonáceos são os mais abundantes no cinturão, pois compõem 75% do total. Refletem pouca luz e portanto são muito obscuros, e costumam apresentar um tom ligeiramente azulado. Estes asteroides absorvem bastante radiação infravermelha devido à presença de água retida na sua estrutura. No geral encontram-se nas regiões exteriores do cinturão. O asteroide de maior tamanho que pertence inequivocamente ao tipo-C é 10 Hígia.

Higia

Hígia é o terceiro maior asteroide do cinturão de Asteroides, com um diâmetro de 407 quilômetros, tem uma superfície escura pouco reflexiva.  Hígia é composto de um material carbonáceo dos primórdios do sistema solar, semelhante a meteoritos do tipo condricte. É o membro principal da Família Hígia com um período orbital de 2.031 dias.

Imagem produzida pelo telescópico Hubble

Os asteroides de Silicatos

São objetos compostos por silicatos, e representam em torno de 15% do total. Estão situados na parte do cinturão mais próxima ao Sol. Exibem uma cor ligeiramente avermelhada e têm um albedo relativamente elevado Juno  e Eros são exemplos deste tipo de asteroide.

EROS

O 433 Eros, é um asteroide de tipo-S 

GASPRA

Gaspra

Asteroides basálticos

Uma das incógnitas da cinturão de asteroides é a relativa escassez de asteroides basálticos, ou de tipo-V. As teorias de formação de asteroides predizem que os objetos do tamanho do protoplaneta Vesta ou maiores deveriam formar crosta e manto, os quais estariam compostos nomeadamente por rocha basáltica. As evidências mostram, porém, que 99% do material basáltico predito não é observado. Até 2001 acreditava-se que a maior parte dos objetos basálticos descobertos no cinturão se originaram a partir de 4 Vesta.  Contudo, a descoberta de 1459 Magnya revelou uma composição química diferente dos asteroides basálticos conhecidos anteriormente, o qual indica que se originou dum jeito diferente. Esta hipótese ficou reforçada com a descoberta em 2007 de dois asteroides na região exterior do cinturão. Trata-se de 7472 Kumakiri e (10537) 1991 RY16, os quais apresentam composições basálticas diferentes. Estes dois asteroides são os únicos de tipo-V descobertos por enquanto na região exterior do cinturão.

Vesta

Os asteroides tipo-M, ou metálicos

Esses asteroides  possuem quantidades importantes de ferro e níquel. Conformam aproximadamente 10% do total de asteroides, e possuem um albedo similar aos de tipo-S. Estes objetos podem ser os núcleos metálicos de objetos anteriores de maior tamanho, os quais acabaram fragmentando-se devido a colisões. Encontram-se na metade do cinturão de asteroides, em torno de 2,7 UA do Sol. Embora não seja comum, foram registrados asteroides, como 22 Kalliope, que apresentam densidades baixas para serem do tipo-M, o qual implica que não estão compostos nomeadamente por metais e apresentam altas porosidades. Dentro deste tipo há asteroides que não se ajustam aos tipos C e S, pois nem todos os asteroides tipo-M estão compostos por materiais similares nem têm o mesmo albedo.

22 Kalliope

Kalliope é um pouco alongado, com um diâmetro de 166 km, e é levemente assimétrico, como mostrado por imagens tiradas com o Very Large Telescope no Observatório Europeu do Sul. Esse diâmetro, que foi medido em observações de eclipses mútuos de Kalliope e Linus, é 8% menor que o determinado pelo satélite IRAS na década de 1980.

Kalliope é um grande asteroide tipo M descoberto. Possui um semieixo maior de 2,9101 UA e um período orbital de 4,96 anos. Kalliope é um pouco alongado, com um diâmetro de 166 km, e é levemente assimétrico. 

Kalliope possui um satélite natural conhecido, Linus e ele é bem grande, com um diâmetro de 28 km, e orbita Kalliope a uma distância de cerca de 1100 km, equivalente a 13,2 vezes o raio de Kalliope.

Os Maiores asteroides

Os asteroides em comparação de forma e tamanho.

Mathilde

Lutetia

Itokawa

Stein

Toutatis

 

Castalia

IDA e seu satélite

Ida

Tycho, uma cratera lunar originada por um meteorito do cinturão de asteroides.

Outros objetos do Cinturão de Asteroides

Além de asteroides, o cinturão também contém faixas de poeira formadas por partículas com raios de poucas centenas de micrômetros. Este material é produzido, pelo menos em parte, por colisões entre asteroides, e pelo impacto de micrometeoritos nos asteroides. Além disso, o efeito Poynting-Robertson provoca que devido à radiação solar esta poeira gire devagar em espiral em torno do Sol.

A combinação desta poeira com o material ejetado dos cometas produz a luz zodiacal. O brilho desta luz, embora débil, pode ser observado pela noite em direção para o Sol ao longo da eclíptica. As partículas que produzem a luz zodiacal visível apresentam de média raios de 40 micrômetros. O tempo de vida característico destas partículas é de cerca de 700 mil anos. Portanto, para manter as faixas de poeira devem ser criadas novas partículas a um ritmo constante no cinturão de asteroides.

ASTEROIDES TROIANOS

Troianos, conhecidos grupos de asteroides que se situam quase no mesmo plano orbital de Júpiter. Apesar disso mantém a distância do planeta gigante e por isso é quase improvável que haja choque com o mesmo. Um grupo se mantém a 60º á frente de Júpiter e outro 60º atrás, embora se movimentem- se lateralmente á alguma distância de suas posições médias.


 Os troianos podem ser divididos em dois grupos, segundo o ponto de Lagrange de Júpiter que ocupem: os que se encontram no ponto L4 e os que se situam no lado contrário L5. É desconhecida a razão de o ponto L4 encontrar-se muito mais povoado.

Os asteroides troianos formam com júpiter e o Sol uma figura geométrica de um losango. Interações gravitacionais do Sol e do Gigante gasoso proporcionam este fenômeno tão peculiar.

COMETAS ENTRE PLANETAS INTERNOS

São astros que ao invés dos seus irmão numerosos do final da nuvem de Oort se situam orbitalmente entre os planetas gigantes gasosos. Principalmente Júpiter, provavelmente devido a sua grande massa (maior que a de todos os outros planetas do sistema solar somadas) orbitando entre estes e o Sol.

Foram muito numerosos na formação do sistema solar e aos poucos foram absorvidos por choques contra os astros pós Netunianos, ou simplesmente se de desintegraram pelo maior contato com o vento solar.

.COMETAS INTERNOS

São astros que se situam geralmente dentro da área do sistema solar interno (de Mercúrio a Marte) e do sistema solar externo até Netuno. São astros até ao momento registrado de baixa massa e de dimensões modestas. São geralmente cometas originários na nuvem de Oort, que geralmente percorriam todo o sistema solar, mas que acabam sendo capturados pelas gravidades dos planetas externos, geralmente Júpiter, a eles atraídos e alterando suas elipses.


Primeiro pouso de uma sonda em um cometa




A sonda Philae se encontra "estável" na superfície do cometa em que pousou no dia anterior - apesar de momentos turbulentos durante o pouso do módulo que deixaram os cientistas apreensivos.

No ano de 2014 foi coroado uma missão de longos anos planejados e de espera para realizar o primeiro pouso não tripulado de uma sonda terrestre em um cometa. Com o objetivo de analisar a composição, orbita e rotação deste objeto peculiar do sistema solar.

A sonda foi lançada em março de 2004 e, desde então, já orbitou o sol cinco vezes, ganhando velocidade "surfando" a gravidade da Terra e de Marte. Para atravessar a parte mais gelada de sua rota, a sonda foi desligada em 2012 e somente reativada em 1º de janeiro do ano de 2014, quando realizou seu pouso de aparente sucesso no segundo semestre do mesmo ano.

Há preocupações sobre a estabilidade do módulo a longo prazo, já que ele não está propriamente ancorado - os arpões que deveriam ter prendido o veículo na superfície não dispararam.

O coordenador do projeto, Stephan Ulamec, a sonda Philae - do tamanho de uma máquina de lavar roupa - se desprendeu, flutuou e retornou à superfície do cometa, a 500 milhões de quilômetros da Terra. O módulo teria dado um pulo de 1km antes de retornar à superfície do cometa, cerca de duas horas depois.

O robô repetiu esse movimento mas o salto teria sido menor e durado menos de dez minutos. O veículo, então, tocou um terceiro local, até esta edição desconhecido pelos cientistas. Ele conseguiu aterrissar no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko às 14h05 (horário de Brasília) de quarta-feira após se desprender da sonda Rosetta, que agora voa ao redor do cometa a dezenas de quilômetros de distância.

Um dos temores iniciais dos cientistas era de que a parte externa do cometa fosse revestida por gelo, o que poderia fazer o robô quicar na superfície e se afastar da rocha em vez de aterrissar - já que há pouca gravidade no local. O temor não se concretizou.

"Estamos ocupados analisando o que tudo isso significa e tentando descobrir onde o módulo está", disse o cientista Matt Taylor, citado pela agência de notícias Press Association.

Segundo leituras iniciais, o módulo afundou cerca de 04cm na superfície do cometa no primeiro pouso, o que sugere uma camada exterior relativamente macia. As imagens, que mostram uma superfície cinzenta e rochosa.

Por enquanto, ainda não há informações sobre a natureza dos materiais encontrados na superfície do cometa. Se tudo correr conforme o planejado, novas fotos devem ser enviadas em breve. O robô também começará sua análise da composição química do corpo celeste.




O Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko está mostrando um gradativo, mas claro aumento na sua atividade, como pode ser visto nas últimas imagens fornecidas pela sonda...

...Hilae em sua aproximação do cometa que por sua análise química da superfície pode dar pistas sobre o surgimento da vida na Terra devido as relíquias geladas dos tempos da formação do Sistema Solar.

O diretor-geral da Agência Espacial Europeia, Jean Jacques Dordain, disse que "este é um grande passo para a civilização"... "Sabíamos que este tipo de feito não iria cair do céu, só com trabalho duro e muito conhecimento."


DADOS DA MISSÃO DO ROSETA E DO MÓDULO PHILAE

A missão Rosetta, batizada em homenagem à pedra que possibilitou a tradução dos hieróglifos egípcios, foi planejada na década de 80 e custou ao menos US$ 1 bilhão.


Viajou 6,4 bilhões de quilômetros para chegar ao cometa


Viagem demorou 10 anos


Planejamento da viagem foi iniciado há 25 anos



DADOS DO COMETA 67P CHURYUMOV-GERASIMENKO


Mais de 4 bilhões de anos de idade


Massa de 10 bilhões de toneladas


Velocidade de 18km/s com formato de pato de borracha.


OS CENTAUROS



São uma família de asteroides que orbitam entre Júpiter e Netuno. Possuem características peculiares ambíguas como asteroides e cometas ao mesmo tempo. Possuem como exemplo a capacidade de sublimar seu material, assim ejetando gases como um cometa durante seu periélio.

Tamanho e Orbitas dos principais Asteróides Tipo Centauros

A joia do grupo dos Centauros, o astro que responde pelo nome de Chariklo, uma rocha espacial com cerca de 250 km de diâmetro identificada pela primeira vez em 1997.

Chariklo

Ilustração mostra o sistema de anéis encontrado em torno do asteroide Chariklo em campanha de observação liderada pelo astrônomo brasileiro Felipe Braga-Ribas, do Observatório Nacional Brasileiro.

Os centauros são objeto de estudo corriqueiro, para tanto, os cientistas tiram vantagem de um fenômeno conhecido como ocultação fenômeno semelhantes a um eclipse, as ocultações acontecem quando um objeto no Sistema Solar passa em frente a uma estrela distante do ponto de vista de um observador na Terra, fazendo com que ela se oculte e depois ressurja no céu. No caso de Chariklo, uma destas ocultações aconteceu em 3 de junho de 2012 ao longo de uma grande faixa que cruzou a América do Sul, passando por Chile, Argentina, Uruguai e Brasil.

Análise das observações, revelou que pouco antes e depois da ocultação da estrela por Chariklo seu brilho teve duas pequenas quedas, sinais de que mais algo tinha passado à sua frente. Diante disso e outras evidências, os cientistas acreditam que o asteroide tem não um, mas dois anéis, o maior com cerca de 6,6 km de largura e o menor, 3,4 km, separados por um vão de 8,7 km, que o astrônomo brasileiro Felipe Braga-Ribas, propôs serem batizados Oiapoque e Chui.

Asteroides hiperbólicos

O objeto interestelar desta nova classificação de asteroides adentrou no sistema solar em 19 de outubro de 2017 lembrado o formato de um charuto de 400 metros de comprimento.Foi classificado primeiramente como um cometa pelo comprimento, mas analises posteriores e observação óptica e por imagem constatou deste se tratar de um asteroide. Fora batizado de Oumuamua - "mensageiro de muito longe que chega primeiro", em havaiano - mas inicialmente denominado objeto C/2017 U1 (PANSTARRS) e A/2017 U.

Oumuamua é observado por cientistas antes que saia do nosso campo de visão

Foto: SPL / BBCBrasil.com

Foi descoberto em uma trajetória altamente hiperbólica por Robert Weryk em 19 de outubro de 2017 com observações feitas pelo telescópio Pan-STARRS, quando o objeto estava a 0,2 UA (30.000.000 km) da Terra. Tem formato alongado, de tamanho similar ao arranha-céu Gherkin de Londres (180 metros), e uma crosta seca que evitou que a água contida em seu interior evapora-se. Isso se deve ao fato de este objeto interestelar estar milhões, até bilhões de anos, exposto aos raios cósmicos, o que criou na sua superfície uma camada isolante organicamente rica de meio metro de espessura e que tal crosta seca poderia ter protegido a água em seu interior gelado da evaporação, apesar de o objeto ter passado a apenas 37 milhões de quilômetros do Sol e alcançado temperaturas superiores a 300 graus.

A superfície de Oumuamua é parecida com a de outros pequenos corpos do Sistema Solar que estão cobertos de gelo rico em carbono, cuja estrutura se vê modificada pela exposição constante aos raios cósmicos. 

Orbita

Com base em um arco de observação de 29 dias, a excentricidade orbital de Oumuamua é de 1,20, a mais alta do que a de qualquer objeto já observado no Sistema Solar. A alta excentricidade do 'Oumuamua indica que ele nunca esteve gravitacionalmente ligado ao Sistema Solar e é um objeto interestelar devido à sua alta velocidade de entrada. Tem uma inclinação de 123° em relação à eclíptica e uma velocidade orbital de 26,33 km/s em relação ao Sol quando no espaço interestelar, que atingiu o pico a 87,71 km/s no periélio.

Rotação

Para identificar a exata cadência da rotação do objeto espacial, os pesquisadores da Queen's University analisaram a variação na luminosidade dele ao longo do tempo.

De imediato se verificou que Oumuamua não estava girando periodicamente, como acontece com muitos pequenos asteroides, mas sim caoticamente. A explicação mais plausível para o formato e comportamento do asteroide é que ele foi atingido por outro objeto em algum momento de sua história.

Embora o Oumuamua tenha se formado ao redor de outra estrela, os pesquisadores acreditam que ele vagou pela Via Láctea, sem estar atrelado a qualquer Sistema estelar, por milhões de anos antes de adentrar o nosso.

Em busca de outros semelhantes

 Acredita-se que existam cerca de 10 mil outros passando pelo Sistema Solar. O problema é que eles são pequenos e escuros, o que os torna difíceis de localizar. Um novo observatório em construção, que será chamado de Telescópio de Grande Observação Sinóptica, pode vir a facilitar esse tipo de descoberta.

O imaginativo popular

Depois de se tornar publico a descoberta, inúmeros Ufólogos, misticos e acima de tudo boateiros de plantão on line entraram em ação.

Eles sugeriam que este objeto seria uma sonda, ou uma nave extraterrestre, devido a excentricidade de sua forma e orbita, lembrando o best Sellers de Artur Clark A quadrilogia De Rama, com sua nave exploratória de uma civilização ultra avançada.