Quais são os quatro planetas que giram mais rápido que a Terra em torno do seu próprio eixo?

Qual é a velocidade de rotação dos planetas do Sistema Solar? - Pergunta de Daniel Lima, de Girau do Ponciano - quer enviar uma pergunta também? Clique aqui.

Para calcular essa sua dúvida, caro girauense, apelamos para um tabela da Nasa com a velocidade giratória dos nossos vizinhos de Sistema Solar (sempre no equador de cada planeta):

Relacionadas

Mercúrio: 10,83 km/h

Vênus: 6,52 km/h

Terra: 1.574 km/h

Marte: 866 km/h

Júpiter: 45.583 km/h

Saturno: 36.840 km/h

Urano: 14.794 km/h

Netuno: 9.719 km/h

Um dos planetas que chama mais atenção nesta lista é Vênus, pela baixíssima velocidade de rotação. Essa lentidão faz o dia venusiano durar o equivalente a 243 dias terrestres —aqui, tomemos por "dia" o conceito de dia sideral, que é o tempo que o planeta leva para completar um giro em torno do próprio eixo.

No outro extremo, como o mais veloz, está o maioral Júpiter. A velocidade é tamanha que ele leva menos de 10 horas para completar um rodopio.

Confira, na tabela a seguir, a duração do dia sideral (rotação completa) de cada planeta:

Mercúrio: 58 dias terrestres e 16 horas

Vênus: 243 dias terrestres e 26 minutos

Terra: 23 horas e 56 minutos

Marte: 24 horas e 36 minutos

Júpiter: 9 horas e 55 minutos

Saturno: 10 horas e 33 minutos

Urano: 17 horas e 14 minutos

Netuno: 16 horas

Por fim, uma curiosidade extra só para quem teve disposição para chegar até o fim deste giramundo: enquanto a maioria dos planetas do Sistema Solar gira de oeste para leste, Vênus e Urano seguem na contramão, rodopiando de leste para oeste.

É o que mostra o vídeo a seguir, do astrônomo James O'Donoghue, da Agência Espacial Japonesa (Jaxa), um mestre em traduzir o Universo em imagens já citado por esta coluna num passado não tão distante.

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O Sistema Solar

Plut�o foi descoberto em 1930 por Clyde William Tombaugh (1906-1997), e classificado at� agosto de 2006 como o nono planeta do sistema solar. Desde ent�o a Uni�o Astron�mica Internacional reclassificou Plut�o como "planeta an�o", constituindo uma nova categoria de corpos do sistema solar, na qual tamb�m foram encaixados Ceres, o maior objeto do cintur�o de aster�ides entre as �rbitas de Marte e J�piter, e �ris (2003UB313) o maior aster�ide do cintur�o de Kuiper. Mais informa��es sobre aster�ides s�o dadas em Corpos Menores.

Os nomes dos planetas são associados a deuses romanos: Júpiter, deus dos deuses; Marte, deus da guerra; Mercúrio, mensageiro dos deuses; Vênus, deusa do amor e da beleza; Saturno, pai de Júpiter, deus da agricultura; Urano, deus do céu e das estrelas, Netuno, deus do Mar e Plutão, deus do inferno.

Uma frase mnem�nica para lembrar a ordem �:

Massa no Sistema Solar

Composição Química da Atmosfera do Sol

A hipótese moderna para a origem do sistema solar é baseada na hipótese nebular, sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), e desenvolvida em 1796 pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace (1749-1827), em seu livro Exposition du Syst�me du Monde. Laplace, que desenvolveu a teoria das probabilidades, calculou que como todos os planetas estão no mesmo plano, giram em torno do Sol na mesma direção, e também giram em torno de si mesmo na mesma direção (com excessão de Vênus), só poderiam ter se formado de uma mesma grande nuvem discoidal de partículas em rotação, a nebulosa solar. A versão moderna da teoria nebular prop�e que uma grande nuvem rotante de gás interestelar colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso. À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por conservação do momentum angular e, com o passar do tempo, a massa de gás rotante assumiria uma forma discoidal, com uma concentração central que deu origem ao Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco.

Planetologia Comparada

Características Gerais dos Planetas

Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres, que são do tipo da Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.. Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. As características fundamentais de cada tipo estão resumidas na tabela abaixo:

Propriedades fundamentais dos Planetas

Como se determinam estas características?
Massa: determinada a partir da terceira lei de Kepler, se o planeta tem satélites. Se não tem, é determinada a partir de perturbações causadas nas órbitas de outros planetas ou de sat�lites artificiais que s�o enviados at� estes planetas.

Raio: medido diretamente do tamanho angular, quando se conhece a distância.

Distância ao Sol: determinada a partir da paralaxe geocêntrica do planeta, ou, mais modernamente, por medidas de radar.

Composição química: pode ser estimada a partir da densidade média do planeta, e por espectroscopia.

Outras propriedades importantes dos planetas são:

Rotação: todos os planetas apresentam rotação, detectada a partir da observação de aspectos de sua superfície, por medidas de efeito Doppler ou de taxas de rotação do campo magnético.

Temperatura: como os planetas obtém a maior parte de sua energia da luz solar, suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol. Existe uma relação simples entre a temperatura característica, ou temperatura efetiva (Tef) de um planeta e sua distância ao Sol (a):

Reflectividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte é absorvida. A fração da energia solar total incidente que é refletida chama-se albedo (A).

O resto da energia (1-A), é absorvida e re-emitida em forma da radiação infra-vermelha (AT=0.434, AJ=0.538).

Estrutura Interna

Para conhecer a estrutura interna dos planetas é necessário saber de que forma certos parâmetros físicos, como pressão, temperatura e densidade, variam com o raio. Como um exemplo, a densidade média (massa/volume) da Terra é 5,5 g/cm3 e a densidade das rochas (silicatos) na superfície é de 2,6 g/cm3. Logo a Terra deve ter uma estrutura interna diferenciada.

Equilíbrio hidrostático

O equilíbrio do planeta é mantido por duas forças opostas: a auto-gravitação e a força decorrente da pressão. Assim, se o planeta não está nem se expandindo nem se contraindo, ele tem que obedecer à equação de equilíbrio hidrostático, isto é, em cada ponto, o peso (FG) das camadas superiores é balanceado pela força de pressão das camadas inferiores (dPds), onde ds é um elemento de área.

Logo

O formalismo hidrostático é mais aplicável aos planetas jovianos, que são gasosos. No caso dos planetas terrestres, que têm crosta sólida, ele só se aplica às camadas mais profundas.

A densidade de massa (ρ) pode ser obtida através do momento de inércia I=d2m/dr2 em torno do eixo de rotação. I=L/w determina o torque necess�rio para atingir a acelera��o angular ω, onde L � o momentum angular total. Se o momentum angular � constante, a velocidade angular aumenta quando o momento de in�rcia diminui, como quando um skatista reduz seu momento de in�rcia encolhendo os bra�os.

O fator K caracteriza a distribuição interna de matéria. Se a densidade for homogênea, K = 0,4; se a densidade for maior nas partes centrais K < 0,4, e vice-versa. Os planetas jovianos também se distinguem dos planetas terrestres por possuírem valores menores de K: KJ=0.254, KS=0.210, KT=0.3308. A partir de estudos do momento de inércia se sabe que os núcleo dos planetas jovianos é mais denso e, portanto, menor, e também que Júpiter e Saturno não podem ter superfície sólida de tamanho significativo, isto é, só pode ter um núcleo sólido pequeno.

As observa��es da espa�onave Galileo do momento de in�rcia impuseram limites �s massas dos n�cleos de J�piter (KJ=0.254), entre 0 e 10 massas terrestres, e de Saturno (KS=0.210), entre 6 e 17 massas terrestres (G�nther Wuchterl, Tristan Guillot, & Jack J. Lissauer. 2000, Protostars and Planets IV, 1081).

A estrutura interna de um planeta pode ser bem conhecida se for possível medir a transmissão de ondas sísmicas nele. Essas ondas podem ser produzidas por terremotos naturais ou por impactos artificiais.

Superfícies

As superfícies planetárias podem ser conhecidas de forma preliminar a partir do albedo, se o planeta não tem atmosfera espessa. Em planetas com atmosfera espessa, como os planetas jovianos e Vênus, o albedo não se refere à superfície (AV=0.689). Júpiter, Saturno e Netuno emitem quantidade significativa de energia própria, às custas de seus calores residuais de contração. A convecção necessária para o transporte desta energia é que causa as grandes manchas (tornados) nestes planetas.

Os principais processos que determinam alterações na crosta posteriormente à sua formação e, portanto, determinam o rejuvenescimento da crosta, são: atividade geológica, erosão e cratereamento.

Atividade geológica

A atividade geológica, compreendendo vulcanismo e atividade tectônica, depende da quantidade de calor interno no planeta. A atividade geológica é decrescente para Terra, Vênus e Marte.

Na Terra, tanto a presença de vulcões ativos quanto o movimento das placas tectônicas contribuem para o renovamento da crosta. Em Marte existem grandes vulcões, e alguns deles podem ser ativos, mas não há evidência de tectonismo de placas.

Na Lua atualmente acontecem poucos sismos por anos (milhares, comparados com milhões na Terra), mas na época em que a Lua era jovem, há cerca de 4 ou 3 bilhões de anos atrás, houve um grande vazamento de lava à superfície, que posteriormente se solidificou formando os mares (marias) lunares (regiões escuras, aparentemente baixa e planas, e que contêm muitas crateras). A Lua tem crosta assimétrica, sendo mais delgada (60 Km) no lado voltado para a Terra, e mais espessa (150 Km) no lado oposto. O número de mares é maior no lado em que a crosta é delgada.

Vênus aparentemente é menos ativo do que a Terra, mas parece ter mais atividade geológica persistente do que Marte. Isso indica que Vênus teria retido mais do seu calor residual do que Marte, o que está de acordo com o fato de Vênus ser maior do que Marte.

Erosão

A erosão pode ser resultado da ação da atmosfera ou da hidrosfera. Não existe erosão nem em Mercúrio e nem na Lua. Na Terra existe erosão, como é evidenciado pela existência de rochas sedimentares. Mas o planeta em que a erosão é mais importante é Marte, devido às frequentes tempestades de poeira que assolam sua superfície.

Cratereamento

O número de crateras de impacto numa superfície nos permite estimar a sua idade, pois o número de crateras é proporcional ao tempo decorrido desde que a superfície foi exposta. Portanto, em um dado planeta, o terreno mais cratereado será sempre o mais antigo.

C�lculo da energia de um impacto

No impacto, a energia cinética

Para ter uma idéia do que isso representa, a energia associada a uma bomba atômica é de 20 Kton TNT, logo no impacto mencionado acima a energia liberada seria equivalente à de 30 milhões de bombas atômicas!

O tamanho da cratera gerada é proporcional à potência 1/3 da energia do impacto, pois a energia se espalha em todas as dire��es.. Assim, sabendo que um impacto com energia de 1 Mton TNT abre uma cratera de 1 km de diâmetro, num impacto como o acima descrito a cratera aberta teria um diâmetro de 80 km.

Atmosferas planetárias

Os gases presentes na atmosfera de um planeta depende dos constituintes químicos de que o planeta se formou, e da massa do planeta. Os planetas terrestres se formaram sem atmosferas extensas, e sua atmosfera atual não é primitiva, mas sim foi formada ao longo do tempo geológico a partir de gases escapados de seu interior. O impacto com cometas também contribui com alguns componentes dessa atmosfera secundária.

Já os planetas massivos têm um tipo de atmosfera totalmente diferente, dominada pelos gases mais leves e mais comuns, especialmente hidrogênio e hélio. Evidentemente esses planetas foram capazes de reter o gás presente no sistema solar na época de sua formação.

Retenção de atmosferas

A retenção de atmosferas é um compromisso entre a energia cinética (ou temperatura) das moléculas do gás e a velocidade de escape do planeta (ou de sua massa).

Sabe-se que para um gás ideal, a energia cinética média de suas moléculas é

• Constante de Boltzmann: k = 1,381 × 10-23 J/K         (sistema MKS)
• Constante de Boltzmann: k = 1,381 × 10-16 ergs/K      (sistema cgs)

A velocidade das moléculas, portanto, depende da temperatura do gás e da massa molecular do gás. A uma mesma temperatura, quanto mais pesado o gás, menor a velocidade média de suas moléculas.

Como as moléculas do gás têm uma distribuição Maxwelliana de velocidades, a probabilidade P(v) de que uma partícula tenha velocidade (v) é dada por:

Estes cálculos mostram que, para um planeta reter um certo gás por bilhões de anos, a velocidade média de suas moléculas deve ser menor do que 1/6 da velocidade de escape do planeta, já que:

k = 1,38 x 10-16 ergs/K
mp = 1,66 x 10-24 g
mO = 16 mp
G = 6,67 x 10-8g-1 cm3 s-1
MTerra = 5,98 x 1027 g
RTerra = 6,37 x 108 cm.

Por exemplo, a velocidade média das moléculas do oxigênio, a uma temperatura de 293 K (temperatura típica na superfície da Terra), é de 1 Km/s, e a velocidade média das moléculas do hidrogênio, na mesma temperatura é de 2 km/s. Como a velocidade de escape da Terra é 11 km/s, que é mais do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas de oxigênio, mas é menos do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas do hidrogênio, a atmosfera da Terra retém o oxigênio, mas não o hidrogênio.

Velocidade de Escape dos Planetas

Efeito estufa

A maioria dos planetas que têm atmosferas experimenta alguma elevação da temperatura de sua superfície devido ao efeito de acobertamento pela atmosfera, o chamado efeito estufa. O efeito estufa é maior para Vênus, que na realidade, tem uma temperatura superficial mais alta do que a de Mercúrio, embora esteja muito mais distante do Sol do que este.

Isso acontece por causa da grande quantidade de CO2 na atmosfera de Vênus. Como este gás é opaco à radiação infra-vermelha, quando a superfície do planeta absorve a luz solar e re-irradia parte dele como calor (radiação infra-vermelha), o dióxido de carbono na atmosfera impede que essa radiação escape para fora. Em consequência, a superfície aquece.

Na Terra, a quantidade de dióxido de carbono foi reduzida como consequência da existência de vida. Na ausência de vida provavelmente teríamos uma atmosfera mais massiva e dominada por CO2.

Os organismos vivos contribuem para a diminuição desse gás na atmosfera de duas maneiras: uma é que as criaturas marinhas usam os carbonatos como principal constituinte de suas conchas e carapaças protetoras. Quando elas morrem, essas cascas afundam e se petrificam, até que eventualmente são ejetadas para a superfície nas explosões vulcânicas. Mas os organismos vivos rapidamente os reciclam novamente. A outra maneira como a vida remove o CO2 é pela produção de depósitos de combustíveis fósseis, predominantemente o carvão. O petr�leo não � mais necessariamente considerado um combust�vel f�ssil (biogênico), pois pode ser um hidrocarboneto primordial (abiogênico), ao qual produtos biol�gicos foram adicionados.

Mesmo apesar de existir em pequena quantidade, o CO2 presente na atmosfera da Terra ainda é o principal fator da produção do efeito estufa na Terra, embora o vapor de água e os CFCs também contribuem.

Estima-se que a temperatura média da Terra está atualmente

Atualmente existem duas teorias principais para a formação de planetas: fragmentação do disco proto-planetário [Alan Paul Boss (1951-), 2003, Astrophysical Journal, 599, 577] ou acréscimo de massa dos planetesimais [Shigeru Ida (1960-) & Douglas N.C. Lin, 2004, Astrophysical Journal]. Neste último artigo, Ida e Lin propõem a existência de um "deserto de planetas" com massas entre 10 MTerra e 100 MTerra, e distâncias menores que 3 UA, já que os planetesimais crescem rapidamente e migram para distâncias maiores se formados na região mais interna.

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