Planetas do sistema Solar

MERCURIO

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol, e tem uma órbita invulgarmente excêntrica (apenas Plutão tem uma excentricidade maior). É o planeta que orbita com maior velocidade (o ano mercuriano tem apenas 88 dias) e é o segundo mais quente (logo a seguir a Vénus). Pela sua proximidade à Terra, que permite a sua observação a olho nu, é um dos 6 planetas conhecidos da antiguidade. De facto, apesar de não emitir luz própria visível, reflecte a luz do Sol e é um dos objectos mais brilhantes do céu. No entanto, é um planeta difícil de observar. Visto da Terra, nunca se afasta muito do Sol e está a maior parte do tempo ofuscado por este. Sem telescópio, só o conseguimos ver durante o pôr ou o nascer do Sol. Por exemplo, quando Mercúrio se encontra perto da sua maior elongação de oeste, pode ser visto pouco antes do nascer do Sol como uma estrela da manhã que o precede. Além disso, o facto de Mercúrio ter uma órbita mais próxima do Sol do que a da Terra permite-nos observar um fenómeno astronómico interessante, chamado Trânsito Solar, quando Mercúrio visto da Terra passa à frente do Sol.

Quando em 1973-1975, a nave espacial Mariner 10 fez 3 voos próximos a Mercúrio, as fotografias que tirou mostraram-nos um planeta estéril, sem atmosfera, com um grande número de crateras causadas pelo impacto de meteoritos dos tempos turbulentos dos primeiros 700 milhões de anos do sistema solar. As semelhanças com a Lua foram logo evidentes, e tal como nesta, não foram observadas evidências da existência de placas tectónicas. Alternadas com zonas de muitas crateras, as imagens mostram ainda zonas lisas, aparentemente o resultado de correntes de lava solidificada provenientes de grandes erupções vulcânicas dos primeiros tempos de vida do planeta. Tal como a Terra, Mercúrio tem também um núcleo de ferro, sendo inclusive o planeta mais rico em ferro do sistema solar; os magnetómetros da Mariner 10 mostraram que, também como a Terra, Mercúrio possui um campo magnético, o que é uma indicação da presença de metais líquidos no seu interior.

Admite-se que Mercúrio possa ter nos pólos gelo proveniente de cometas, no interior de crateras que não vêm a luz solar. Esta possibilidade é sugerida pela alta reflectividade às ondas rádio medida nos pólos a partir de radiotelecopio na Terra. É que apesar de Mercúrio ser um planeta muito quente, o seu eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 0.5º em relação ao plano da sua órbita, não tendo por esta razão estações do ano, ficando os seus pólos permanentemente sujeitos a uma fraca incidência de luz solar. 

Venus

Vénus é o segundo planeta mais próximo do Sol e o planeta mais próximo da Terra. As perguntas intrigantes que este planeta "gémeo" da Terra nos coloca começam com o seu movimento de rotação própria. Uma rotação completa sobre si mesmo demora 243.01 dias, o que é um período invulgarmente longo. Além disso, enquanto que a maior parte dos planetas rodam sobre si próprios no mesmo sentido, Vénus é uma das excepções. Tal como Urano e Plutão, a sua rotação é retrógrada, o que significa que em Vénus o Sol nasce a este e põe-se a oeste. Durante muito tempo não se tinha a certeza porque é que existiam estas excepções, uma vez que a maior parte dos corpos no sistema solar, mesmo os satélites dos vários planetas, rodam no mesmo sentido, 'herdado' do movimento de rotação da nuvem primordial, no entanto, estudos dinâmicos recentes da obliquidade dos planetas podem explicar a rotação anómala de Vénus.

No seu período de maior brilho, para um observador na Terra, Vénus é o objecto mais luminoso no céu, apenas ultrapassado pelo Sol e pela Lua. Apesar de, tal como Mercúrio, ser um planeta que orbita entre a Terra e o Sol, está suficientemente afastado deste para que o possamos observar sem que a luz Solar nos ofusque. Nos pontos da sua maior elongação difere do Sol por um ângulo de 47º o que permite óptimas condições para ser observado ao nascer e ao pôr do Sol. Por esta razão, desde a antiguidade que Vénus é também conhecido como a estrela matutina ou estrela vespertina. No ponto do seu maior brilho, Vénus é 16 vezes mais brilhante do que a estrela mais brilhante no céu, Sirius. Tal como Mercúrio, Vénus também pode entrar em conjunção interior, quando passa entre o Sol e a Terra, facto que permite que também com Vénus possamos observar um trânsito Solar, quando este visto da Terra passa à frente do Sol. No entanto, isso não acontece com frequência, uma vez que o plano da sua órbita tem uma inclinação de 3.39º com o plano da eclíptica. Os últimos 3 trânsitos de Vénus ocorreram em 1874, 1882 e em 2004.

Vénus é o planeta mais quente do sistema solar devido a um poderoso efeito de estufa

Vénus é por outro lado um planeta muito parecido com a Terra, em tamanho, densidade e força gravítica à superfície, tendo-se chegado a especular sobre se teria condições favoráveis à vida. Hoje sabemos que, apesar de ter tido origens muito semelhantes à Terra, a sua maior proximidade ao Sol levou a que o planeta desenvolvesse um clima extremamente hostil à vida. De facto, Vénus é o planeta mais quente do sistema solar, sendo mesmo mais quente do que Mercúrio, que está mais próximo do Sol. A sua temperatura média à superfície é de 460ºC devido ao forte efeito de estufa que acontece a grande escala em todo o planeta.

Como a fotografia da Mariner 10 nos mostra, ao contrário de Mercúrio, Vénus tem, tal como a Terra, uma atmosfera com nuvens, na qual foi detectada, a partir da observação do espectro da luz reflectida,  a presença de grandes quantidades de dióxido de carbono (CO₂). Como se sabe, o CO₂ é o principal gás responsável pelo efeito de estufa, e nasceu a ideia de que Vénus poderia ter temperaturas muito altas devido a um intenso efeito de estufa. No entanto, até a Mariner 2 fazer o primeiro voo próximo a Vénus e medir a temperatura à sua superfície, não se sabia exactamente qual o rigor dessas condições. Missões posteriores foram confirmando a pouco e pouco as condições agrestes do planeta: uma temperatura à superfície de 460ºC, uma pressão à superfície 90 vezes maior que a pressão na Terra; uma atmosfera composta por 96.5% de CO₂ e cerca de 3.5% de azoto (N₂), com nuvens de ácido sulfúrico (H₂SO₄) que se pensa serem provenientes de actividade vulcânica e que, devido às altas temperaturas, nunca condensam em chuva

Terra

A Terra, o 3º planeta a contar do Sol, apesar de ser aquele que conhecemos melhor, continua a ser o que nos intriga mais. Única no nosso sistema solar, a complexidade física e química dos mecanismos que a fizeram um lugar tão propício à vida continua a surpreender-nos e a intrigar-nos. Terá sido a origem da vida na Terra um evento único num Universo estéril, ou terá sido apenas o passo seguinte, natural em todos os planetas pelo Universo fora que reúnam condições semelhantes? A física poderá ajudar a responder a esta pergunta. Com a física podemos descobrir os mecanismos que estão em jogo na estabilidade e equilíbrio essenciais à vida: o movimento da Terra no presente, no passado e no futuro, a importância da Lua na estabilidade do eixo da Terra e, portanto, na do seu clima, a natureza do Sol e o seu papel energético, a composição química na atmosfera e no interior da Terra, entre muitos mais segredos que nos ajudarão a definir o espectro de condições em que a vida é possível.

Movimento de translação

A Terra demora 365.256 dias a completar uma volta ao Sol. É este movimento, combinado com a inclinação do seu eixo que dá origem às estações do ano que tão bem conhecemos.

Movimento de rotação, o dia e a noite.

A Terra leva 23.9345 horas a fazer uma rotação em torno do seu eixo que tem uma inclinação de 23.45º com o plano da eclíptica. É este o movimento responsável pela passagem dos dias e das noites. No entanto, na antiguidade pensava-se que eram o Sol e os outros planetas e estrelas que se deslocavam em torno da Terra. De facto, a passagem dos dias e das noites não é prova de que a Terra roda, uma vez que o movimento é relativo e seria igualmente plausível admitir que é o Sol e toda a esfera celeste que giram. Podemos no entanto provar que é a Terra que gira sobre si mesma fazendo a experiência do pêndulo de Foucault, figura da direita. Se é verdade que a Terra roda, então o plano de oscilação de um pêndulo, que seria sempre o mesmo para um observador fixo, será visto a rodar por um observador que se mova com a Terra. Esta experiência foi realizada pela primeira vez em 1851 pelo físico francês Jean Bernard Leon Foucault (1819-1868), usando um pêndulo pendurado do tecto do Panthéon de Paris. Em lugares longe do pólo Norte ou do pólo Sul, o efeito da rotação da Terra no movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo não é tão fácil de calcular como no caso da figura. O período desse movimento aparente depende da latitude do lugar onde o pêndulo é posto a oscilar.

Em 2002, a experiência do pêndulo de Foucault foi escolhida pelos leitores da revista Physics World como uma das dez mais belas experiências de sempre. No átrio do edifício do Museu de Ciência, mesmo antes da recepção, pode apreciar-se uma montagem desta experiência. Se for ao Museu, observe à entrada a posição do plano de oscilação do pêndulo e repare à saída como esta mudou em relação à sala. No pólo Norte ou no pólo Sul, o movimento aparente do plano de oscilação de um pêndulo completaria uma rotação em torno da vertical  em 24h, seguindo o movimento da Terra. Em Lisboa, à latitude de 38º, este movimento aparente é mais lento e o plano de oscilação do pêndulo completa uma rotação em aproximadamente dia e meio.

Precessão do eixo de rotação da Terra

Juntamente com os dois movimentos periódicos de rotação própria e de translação, a Terra exibe também um subtil movimento de precessão do seu eixo de rotação, com uma periodicidade de 26.000 anos. Foi detectado pela primeira vez há mais de 2000 anos, no séc. II A.C., por Hiparco. Neste movimento, a orientação do eixo da Terra relativamente à esfera celeste muda, o que faz mudar também as referências para o Norte e Sul geográficos na esfera celeste, os pólos celestes norte e sul. Por exemplo, no tempo dos descobrimentos a estrela polar (Polaris) encontrava-se 3º desviada do verdadeiro pólo norte celeste. Esta discrepância tinha que ser levada em conta em quaisquer cálculos de navegação. Hoje em dia, Polaris tem uma discrepância de apenas 1º e por essa razão é que nos habituámos a confiar na referência "estrela polar" como indicadora do pólo norte. Daqui a uns milhares de anos a estrela polar deixará de ser a Polaris e passará a ser Vega ou Thuban. A figura seguinte mostra o círculo que desenha o eixo da Terra na esfera celeste ao longo do seu movimento de precessão.

Marte

Marte, depois da Terra, é o planeta mais fácil de estudar.

Visto da Terra parece um planeta vermelho, embora na verdade seja mais acastanhado. O seu eixo de rotação tem uma inclinação muito semelhante à do nosso planeta, 25.19º, o que significa que tem estações do ano. Ao contrário de Mercúrio, que está demasiado perto do Sol para que seja facilmente observado, e de Vénus, cujas densa atmosfera e cobertura de nuvens bloqueiam a observação da sua superfície, Marte está relativamente próximo da Terra sem estar muito próximo do Sol, e tem uma atmosfera muito rarefeita, o que nos permite observar a sua superfície com relativa facilidade. A melhor altura para observar Marte é quando este se encontra na sua oposição, isto é, quando a Terra está entre Marte e o Sol. Quando assim é Marte está próximo da Terra e bem alto no céu nocturno. Esta configuração acontece aproximadamente cada 780 dias.

Além das características da sua órbita, com um período de 686.98 dias, os primeiros dados de Marte a serem obtidos através de observações feitas na Terra datam de 1659, quando Christiaan Huygens, observando com um telescópio o movimento de uma grande mancha negra no planeta chamada Syrtis Major concluiu que o seu período de rotação era aproximadamente 24h, muito parecido com o da Terra. Mais tarde, em 1666, o astrónomo italiano Gian Domenico Cassini não só refinou a medida do período de rotação de Marte como terá sido o primeiro a observar os seus pólos, caracterizados, tal como na Terra, por duas manchas brancas. Até ao séc. XX, subsequentes observações chegaram a criar grande especulação sobre a existência de vida inteligente no planeta, embora posteriormente se tenha reconhecido que as imagens obtidas com os telescópios de então tenham induzido em erro os astrónomos.

Posteriormente, na era moderna da exploração espacial, entre 1964 e 1969, as Mariner 4, Mariner 6 e Mariner 7 fizeram os primeiros voos próximos ao planeta e obtiveram as primeiras imagens da sua superfície. Estas mostraram um planeta nalguns aspectos semelhante à Lua, sem nenhuma evidência de vida, e com várias crateras, antigos vulcões e desfiladeiros, o que significa que pelo menos parte da sua superfície é bastante antiga, datando dos primeiros tempos do sistema solar, quando os planetas estavam sujeitos às colisões frequentes de meteoritos. Esta evidência indica também que as forças de erosão em Marte não são tão fortes como as que observamos na Terra, e que a actividade vulcânica no planeta está extinta. Além disso, medições efectuadas pela Mars Global Surveyor mostram que Marte não tem campo magnético,  o que significa que o seu interior já não é suficientemente quente para que fluxos de lava possam dar origem a um campo magnético global. No entanto, a missão espacial encontrou nas zonas mais antigas, no hemisfério Sul, rochas magnetizadas em diferentes direcções, o que mostra que Marte teve um campo magnético em tempos e que este, tal como o campo da Terra, invertia o seu sentido de tempos a tempos.

Terá havido água líquida em Marte?

Actualmente não há qualquer evidência de que exista água líquida à superfície de Marte. No entanto, missões recentes revelam que terá existido água no estado líquido: canais à superfície com padrões muito semelhantes aos rios na Terra, figura da direita, zonas aparentemente talhadas pela erosão provocada por fortes correntes e, até, pedras lisas com a textura típica de pedras encontradas no leito de rios na Terra. Hoje em dia, contudo, Marte não exibe condições que permitam água no estado líquido à sua superfície. Por um lado, a pressão da atmosfera actual do planeta à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra, e como já dissemos, quanto menor é a pressão, mais baixa é a temperatura necessária para a água passar do estado líquido para o gasoso. Por outro, a sua atmosfera muito rarefeita não fornece um mecanismo eficaz de efeito de estufa e a temperatura média em Marte é de -53ºC, oscilando entre máximos de 20ºC e mínimos de -140ºC. Feitas as contas, as combinações possíveis de temperatura e pressão à superfície de Marte não permitem água no estado líquido, apenas no estado sólido ou no gasoso.

Marte começou muito parecido com a Terra, mas evoluiu de maneira diferente.

Quando comparamos o passado de Vénus, Terra e Marte, constatamos que os três planetas apresentaram condições iniciais no tempo da sua formação muito semelhantes: todos eles se formaram a partir do mesmo material da nébula solar e a sua distância ao Sol é da mesma ordem de grandeza. No entanto, Vénus evoluíu para um planeta quente com um forte efeito de estufa, Terra para um planeta moderado onde surgiu vida, e Marte para um planeta frio e quase sem atmosfera. Quando tentamos perceber a razão pela qual  tiveram evoluções distintas, chegamos à conclusão que foram os pormenores que os distinguem que levaram a que os mecanismos geológicos e climáticos de cada um deles dessem origem a planetas tão diferentes. Vimos que Vénus tem praticamente o tamanho da Terra, mas a sua maior proximidade ao Sol terá levado a que se desencadeasse um efeito de estufa irreversível que actualmente domina o planeta. Na Terra, ligeiramente mais longe, emergiu um clima equilibrado, onde o efeito de estufa é travado pelos oceanos e pelos mecanismos da vida, que entretanto mudaram a atmosfera. Marte, pelo facto de estar mais longe do Sol, e por ser mais pequeno que a Terra e Vénus, não conseguiu suportar uma atmosfera densa que conseguisse equilibrar a temperatura no planeta.

A atmosfera actual de Marte é consequência do seu pequeno tamanho.

Temos visto a importância do efeito de estufa na evolução da atmosfera dos planetas terrestres. Dissemos que em Vénus este efeito se descontrolou, fazendo subir muito a temperatura do planeta. Dissemos também que na Terra o efeito de estufa atingiu um equilíbrio essencial à vida. É curioso observar que no caso de Marte este efeito quase desapareceu.

Desde o séc. XIX que os astrónomos observam nuvens em Marte. Na verdade estas nuvens, figura da direita, fazem parte de uma fina atmosfera composta por 95.3% de dióxido de carbono, 2.7% de azoto e pequenas quantidades de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. As nuvens são compostas por pequenos cristais de gelo de água e de dióxido de carbono. Porque é que Marte evoluiu de maneira tão diferente da Terra?

• No início Marte teria oceanos e uma atmosfera mais densa, e seria mais quente devido à presença de CO₂ na atmosfera. Tal como na Terra, o ciclo da água deveria existir: evaporação, condensação, nuvens e chuva. No entanto, o CO₂ dissolve-se na chuva e deposita-se no fundo dos oceanos, ligando-se quimicamente a outros materiais e, desta maneira, é retirado da atmosfera. O mecanismo que a Terra tem, e Marte tinha, para devolver o CO₂ necessário à atmosfera e manter o efeito de estufa estável envolve erupções vulcânicas.
• Em Marte, no entanto, por ser mais pequeno, o interior arrefeceu mais rapidamente e a dada altura as erupções cessaram. Sem vulcões, a chuva continuou a remover CO₂ da atmosfera sem reposição.
• Cada vez com menos dióxido de carbono, o efeito de estufa diminuiu e as temperaturas baixaram, o que fez com que ainda mais vapor de água condensasse e chovesse, limpando ainda mais a atmosfera de CO₂.
• À medida que a atmosfera foi ficando mais fina, os raios ultra violeta provenientes do Sol, muito energéticos, começaram a penetrar na atmosfera, rompendo moléculas de N₂, CO₂ e H₂O. Estas, reduzidas às suas partes mais leves escaparam do fraco campo gravítico de Marte. Alguns átomos de oxigénio que ficaram podem ter-se ligado a minerais de ferro à superfície. Estes compostos, que têm uma cor avermelhada, podem ser os responsáveis pela actual cor que vemos em Marte.
• Ficou assim uma atmosfera fina, onde a pressão à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra.
• Com a descida da temperatura, a água que restava acumulou-se gelada nos pólos que hoje conseguimos ver, juntamente com algum gelo de dióxido de carbono.

Desde 1976, com as duas Viking Vanders, as primeiras missões a aterrarem em Marte, que o nosso conhecimento do planeta vermelho tem evoluído muito. Robots equipados com tecnologia de ponta têm aberto as portas para que um dia um ser humano venha a pisar este planeta. Actualmente, a Spirit e a Opportunity são as duas missões da Nasa a trabalharem no planeta, onde além dos estudos prolongados que fazem ao solo captam imagens espectaculares como a da figura seguinte, obtida pela Spirit. Para mais informações sobre estes projectos clique aqui.

Marte tem duas luas

Marte tem ainda duas luas chamadas Deimos e Phobos, que no entanto têm formas irregulares. Têm um tamanho da ordem dos 10 km e assemelham-se mais a asteróides do que a pequenos planetas. Pensa-se que terão sido capturados da cintura de asteróides. Hoje sabemos que esta captura foi possível devido às órbitas irregulares provocadas pela influência gravitacional de Júpiter nalgumas regiões da cintura de asteróides. Este mecanismo aparece como um dos exemplos mais evidentes do caos no sistema solar

Júpeter

A massa de Júpiter é duas vezes e meia a massa combinada de todos os outros corpos do sistema solar à excepção do Sol.

Júpiter é o maior planeta do sistema solar, e o primeiro dos gigantes gasosos. Tem um diâmetro 11 vezes maior que o diâmetro da Terra e uma massa 318 vezes superior. Tal como Marte, a melhor altura para o observar no céu é quando se encontra em oposição, quando a Terra fica entre Júpiter e o Sol. Demora quase 12 anos a completar uma órbita mas tem um período de rotação invulgarmente rápido: 9^h 50^m 28^s sendo o planeta com a rotação mais rápida do sistema solar. No entanto, o astrónomo Gian Domenico Cassini descobriu em 1690 que as regiões do equador do planeta rodam ligeiramente mais devagar que as regiões polares. Junto aos pólos o período de rotação é aproximadamente 9^h 55^m 41^s. Este facto sugere que Júpiter, ao contrário dos planetas terrestres que rodam como um corpo rígido, é maioritariamente líquido no seu interior. O que confirma também que a sua composição é muito diferente da composição dos planetas terrestres.

De facto, Júpiter formou-se nas regiões periféricas da nébula solar, onde as temperaturas eram mais baixas e onde havia grandes quantidades de hidrogénio e hélio disponíveis, assim como de gelos que persistiam nesta zona da nébula. Vários factos sugerem que Júpiter é principalmente constituído por aqueles elementos, como por exemplo a sua densidade média de 1326 kg/m³, cerca de 1/4 da densidade da Terra, indicando a presença dominante de átomos muito leves, como o hidrogénio e o hélio. No entanto,  foi só nos anos 60 e 70 do séc. XX, com a primeira missão espacial que passou próximo do planeta, que se mediram espectros comprovativos da existência abundante daqueles elementos. Hoje sabemos que Júpiter é composto por 86.2% de moléculas H₂, 13.6% de átomos de hélio (He) e 0.2% de metano, amónia, vapor de água e outros gases.

Júpiter tem uma atmosfera complexa e dinâmica, com padrões climáticos estáveis a grande escala e uma aparente estrutura em camadas que exibem diferentes cores. O mais conhecido e notável fenómeno desta atmosfera é a famosa mancha vermelha, figura anterior à esquerda, uma forte tempestade provocada, tal como as tempestades na Terra, pelo conflito de padrões climáticos que produzem ventos fortes e grande turbulência. Com ventos que chegam aos 500 km/h, tem dimensões típicas duas e três vezes o tamanho da Terra. No entanto, ao contrário do que acontece no nosso planeta, em que as tempestades se dissipam no relevo da superfície, a mancha vermelha existe pelo menos há 3 séculos, confirmando que a natureza do interior de Júpiter é bastante diferente da dos planetas terrestres.

Júpiter é um planeta com um interior quente, consequência da sua própria acção gravítica.

Júpiter será sempre um planeta difícil de estudar por causa das suas condições agrestes. Pensa-se que a sua atmosfera é composta por nuvens de gelo de amónia numa primeira camada, seguidas por nuvens de hidrosulfureto de amónio e finalmente por nuvens de água. As diferentes cores nas nuvens que observamos resultam da temperatura e portanto da profundidade a que se encontram: nuvens castanhas são as mais quentes, e portanto mais fundas, as nuvens brancas são as seguintes, e as vermelhas as mais altas, e mais frias. No entanto estas nuvens ocupam apenas os primeiros 100 km do interior do planeta. À medida que penetramos no seu interior a pressão aumenta assim como a temperatura. Júpiter, tal como os planetas terrestres, tem um núcleo sólido, denso, com oito vezes a massa da Terra embora devido à pressão de 70 milhões de atmosferas tenha um diâmetro de apenas 11000 km (mais pequeno que a Terra). A esta profundidade a temperatura é de 22000 K, ou  21726 ºC.

Um dos factos mais surpreendentes que se descobriu sobre Júpiter é que emite mais energia através de radiação infravermelha do que aquela que recebe da luz solar. Isto porque na altura da sua formação, há 4.6 milhões de anos, uma grande quantidade de energia gravitacional foi convertida em energia térmica, que ainda hoje mantém quente o seu interior. O calor libertado por este  núcleo quente e o rápido movimento de rotação são os principais responsáveis pela forte dinâmica climática do planeta.

Júpiter tem um gigantesco campo magnético criado por hidrogénio metálico no seu interior

Já falámos das zonas mais exteriores de Júpiter e do seu núcleo, o que há no meio? As medições efectuadas mostram que Júpiter tem um campo magnético bastante forte, 14 vezes mais forte que o da Terra na zona do equador. No entanto sabe-se que Júpiter não tem, como a Terra tem, um interior de ferro líquido onde circulem as correntes eléctricas que geram o campo magnético terrestre. O seu interior contem, em vez de ferro, hidrogénio líquido. Mas, às elevadíssimas pressões do interior do planeta, os electrões dos átomos de hidrogénio são partilhados, comportando-se o líquido como um metal. De facto, as pressões no interior de Júpiter são tão elevadas que permitem que cada um dos electrões de cada átomo de hidrogénio (o átomo de hidrogénio só tem um electrão) possa saltar para outros átomos, comportando-se o líquido como um metal. Assim sendo, a rotação do planeta e a energia constantemente libertada do núcleo induzem correntes no hidrogénio líquido que dão origem a um campo magnético que chega a estender-se por milhões de quilómetros no espaço. Debaixo dos primeiros 75 km de nuvens, Júpiter tem 7000 km de uma mistura de hidrogénio e hélio no seu estado gasoso; na camada seguinte tem 56000 km de hidrogénio metálico líquido. O núcleo rochoso tem 11000 km de raio envolto numa camada de 3000 km de "gelo" líquido proveniente de cometas, figura da direita.

As Voyager 1 e 2 mostraram que Júpiter também possui anéis, tal como os outros gigantes gasosos. No entanto, se para observarmos os anéis de Saturno basta um telescópio amador uma vez que estes são constituídos principalmente por pequenos detritos de gelo que reflectem muito a luz, os anéis de Júpiter parecem-nos quase invisíveis, uma vez que são compostos por partículas rochosas de pequenas dimensões que reflectem muito pouco a luz. Julga-se que estes detritos são o resultado de colisões de meteoritos com os 4 satélites mais próximos do planeta.

Os satélites

Júpiter tem pelo menos 63 satélites identificados. Os 4 maiores, e mais importantes, são conhecidos como as luas galileanas, assim chamadas por terem sido descobertas por Galileu Galilei (1564-1642) quando observou Júpiter com um telescópio que ele próprio construiu. São elas: Io, Europa, Ganymede e Callisto. Historicamente, a descoberta destas luas constituiu uma das primeiras provas irrefutáveis que a Terra não estava no centro do Universo.

Io é a lua mais próxima de Júpiter. É o local com mais actividade vulcânica do sistema solar, alimentada ao longo da sua órbita excêntrica pelas enormes forças de maré devidas a Júpiter. As diferentes cores que vemos na imagem são do enxofre e dióxido de enxofre libertados nas erupções. A actividade vulcânica em Io é tão intensa, que num século liberta material suficiente para cobrir toda a sua superfície com a espessura de 1 metro. Io tem também um campo magnético próprio, gerado por correntes de lava no seu interior líquido.

Europa é o segundo satélite mais próximo de Júpiter e o corpo com menos relevo do sistema solar, a sua superfície está totalmente coberta com água gelada. As imagens não mostram crateras o que significa que a sua superfície é bastante recente: Europa é geologicamente activa, alimentada pela energia fornecida pelas forças de maré devidas a Júpiter.

Callisto é o mais afastado dos satélites galileanos de Júpiter. Ainda há muito para se saber sobre esta lua. Tem uma superfície com marcas de grandes crateras e todos os sinais indicam que não tem actividade geológica. No entanto, tem campo magnético o que deve significar que tem material líquido no seu interior. Tem ainda uma fina atmosfera de dióxido de carbono (CO₂).

Ganimedes é a maior lua do sistema solar sendo mesmo maior que Mercúrio. Ao contrário de Europa e Io, são visíveis várias crateras, como na Lua da Terra, indicando que tem uma superfície antiga. Estas crateras são principalmente compostas de gelo em vez de rocha. No entanto, Ganimedes tem campo magnético próprio, o que sugere a presença de metais líquidos no seu interior, talvez como resultado de uma época em que, ocupando uma órbita mais excêntrica, as forças de maré de Júpiter seriam, apesar da distância, suficientemente fortes para aquecer o interior desta lua. A atmosfera é pouco densa e composta por oxigénio e ozono (O₃).

Para além das luas galileanas, Júpiter tem 4 satélites dentro da órbita de Io: Metis, Adrastea, Amalthea e Thebe. Estes são no entanto pequenos, com tamanhos da ordem das dezenas de kilómetros e têm formas irregulares. Estes satélites, as luas galileanas e os anéis orbitam todos no plano do equador de Júpiter em movimento directo o que significa que orbitam no mesmo sentido da rotação do planeta. Este é o comportamento esperado de corpos que se tenham formado a partir da mesma nuvem primordial que deu origem a Júpiter. Em contraste, Júpiter tem ainda uma grande quantidade de pequenos satélites que orbitam para lá da órbita de Callisto. Estes são pequenos, têm órbitas geralmente bastante excêntricas e afastadas do plano equatorial do planeta. Julga-se por esta razão que estes não se formaram com o planeta mas foram capturados mais tarde pelo seu forte campo gravitacional. Muitos deles têm a particularidade de seguirem órbitas retrógradas (orbitam no sentido contrário ao da rotação de Júpiter). Estudos dinâmicos que levam em conta perturbações caóticas de Júpiter na cintura de asteróides mostram precisamente que é mais fácil para o planeta capturar objectos com este tipo de movimento.

Saturno

Saturno é dos planetas mais bonitos e populares do sistema solar. Apesar de todos os planetas jovianos possuírem anéis, nenhum os possuí como Saturno; tem uma órbita quase duas vezes maior que Júpiter embora pelo seu grande tamanho (é o segundo maior planeta do sistema solar) apareça no céu como uma estrela brilhante. De facto, é bem visível no céu, sendo o planeta mais longínquo conhecido na antiguidade. Demora quase 30 anos a completar uma volta ao Sol e, tal como Júpiter, o seu período de rotação interno é ligeiramente superior ao seu período equatorial. Quando olhamos para Saturno as primeiras perguntas que nos vêm à cabeça são: O que são aqueles anéis? De que são feitos? Porque é que Saturno os tem? As respostas a estas perguntas têm sido dadas ao longo dos últimos 3 séculos quer através das observações dos astrónomos, quer, mais recentemente, através das missões que visitaram o sistema saturniano e de simulações computacionais. No entanto, ainda não se sabe bem porque é que Saturno ganhou anéis compostos tão complexos. Para todos os efeitos, são sobretudo evidência da riqueza dinâmica que pode ter origem na interacção gravítica, neste caso entre Saturno, as suas luas e os pequenos corpos que constituem os anéis.

3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Saturno.

 
Estrutura dos anéis de Saturno
• 1610 - Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta.
• 1655 - Huygens, com um telescópio melhor, sugere pela primeira vez que Saturno é circundado por um disco achatado. Conforme a posição na sua órbita de 30 anos, uma vez que Saturno está inclinado 26.73º em relação  ao plano da sua órbita, vemos os seus anéis sob diferentes perspectivas. A hipótese avançada por Huygens permitiu explicar precisamente essas diferenças que os astrónomos vinham registando ao longo dos anos.
• 1675 - Gian Domenico Cassini,  identifica uma divisão escura que separa dois anéis. Esta divisão chama-se agora divisão de Cassini e separa o anel A do anel B, ver figura da direita.
• séc. XIX - É identificado um terceiro anel (C), muito ténue, na zona interior.
• 1857 - James Clerk Maxwell, o físico escocês, prova teoricamente que os anéis não podem formar um corpo rígido ou as forças de maré de Saturno já os teriam partido. Assim sendo, sugeriu que os anéis eram compostos por um grande número de pequenas partículas.
• 1895 - James Keeler é o primeiro a confirmar experimentalmente que os anéis não são rígidos. Observando o espectro do Sol na luz reflectida por diferentes zonas dos anéis e fazendo uso dos desvios Doppler que observou,  conseguiu determinar que as zonas interiores dos anéis orbitam com uma maior velocidade do que as zonas exteriores, estando inclusive de acordo com a 3ª lei de Kepler: o quadrado do período orbital em qualquer zona dos anéis é proporcional ao cubo da distância a que está do centro de Saturno. Este resultado só é  possível se os anéis forem compostos por pequenas partículas que individualmente orbitam em torno de Saturno, verificando a 3ª lei de Kepler para cada par partícula-Saturno.
• Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz proveniente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e eventualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX  identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.
• Medições entretanto efectuadas pelas Voyager indicam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além disso, estas missões  revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.
• Saturno possuí ainda um grande número de luas, algumas delas orbitando na zona dos anéis. Ao que tudo indica, é devido às influências e perturbações gravitacionais destas luas, como Pandora, Prometeu, Atlas e Pan, entre outras, que os anéis têm a estrutura que observamos. Devido à  força gravitacional que exercem sobre os corpos dos anéis, perturbando a influência dominante de Saturno, estas luas podem  criar regiões vazias, onde as órbitas não têm estabilidade, e atrair para uma região particular os pedaços de gelo das vizinhanças. Por esta razão também lhes chamam luas pastoras. Por exemplo, o anel F, figura seguinte à direita, é resultado da influência combinada de Prometheus e Pandora. 

Apesar das semelhanças com Júpiter, Saturno tem características únicas: os ventos mais fortes do sistema solar e a densidade mais baixa.

À excepção dos anéis, Saturno é muito semelhante a Júpiter na sua composição química e na estrutura do seu interior. Os elementos principais são o hidrogénio e o hélio, e no topo da sua atmosfera apresenta também as 3 camadas de nuvens, compostas por moléculas ricas em hidrogénio, que encontramos em Júpiter: amónia (NH₃), hidrosulfureto de amónio (NH₄SH) e água (H₂O). No entanto, quando observamos o planeta, este não parece exibir o tipo de padrões climáticos que encontramos em Júpiter, tais como as tempestades permanentes. A razão para que assim seja tem a ver com as diferentes massas dos dois planetas. Saturno tem apenas 30% da massa de Júpiter o que significa que a compressão gravitacional a que sujeita a sua atmosfera é muito menor. Em Júpiter as camadas de nuvens têm uma espessura de 75km, quando em Saturno chegam até aos 300 km. No entanto isto não quer dizer que Saturno não exiba padrões climáticos. De facto, observando detalhes nas nuvens de Saturno registaram-se velocidades no vento de 1800 km/s, as maiores do sistema solar.

Tal como Júpiter, Saturno tem um núcleo rochoso coberto de gelos de água, metano e amónia. Tem também uma camada de hidrogénio líquido metálico, responsável pelo seu campo magnético. Dissemos, quando falámos de Júpiter, que o hidrogénio neste estado é possível devido às grandes pressões no interior do planeta. Contudo, se em Júpiter a elevada pressão necessária a este estado existe na maior parte do seu interior, em Saturno, mais pequeno e de menor densidade, estas pressões só existem a profundidades maiores. Ver figura seguinte para uma ilustração comparativa do interior dos dois planetas. Um dos aspectos dinâmicos mais interessantes de Saturno resulta na sua baixa densidade ( a mais baixa do sistema solar, apenas de 687 kg/m³ contrastando com 1326 kg/m³ de Júpiter). O planeta gira em torno de si próprio muito rapidamente, apenas ligeiramente mais lento do que Júpiter. Uma vez que não é tão massivo, a atracção gravitacional sobre os seus constituintes não é tão forte, e por isso as zonas do seu equador tendem a afastar-se do centro por efeitos centrífugos, ficando os pólos mais achatados. De facto, Saturno é o planeta menos esférico do sistema solar: o seu diâmetro no equador é 9.8% maior do que o diâmetro pólo a pólo. 

Titã - A maior lua de Saturno

Actualmente deram-se nomes a 35 luas em órbita de Saturno, no entanto foram descobertas muitas mais e este não pode ser considerado um número definitivo uma vez que existe um número arbitrário de objectos de pequenas dimensões, difíceis de detectar, que podem ter desde o tamanho das partículas que constituem os anéis até vários kilómetros de diâmetro. No entanto, só um tem um tamanho comparável à lua da Terra, Titã. Já vimos, no entanto, como estes satélites podem ser importantes na estrutura do anéis de Saturno. Além de Titã que se destaca pelo seu tamanho, existem 6 luas de tamanho médio que vão dos 400 km de diâmetro até aos 1500 km. Estas luas têm a particularidade de, ao contrário das luas dos planetas terrestres ou de Júpiter, terem densidades relativamente baixas (menos de 1400 kg/m³) o que significa que são maioritariamente compostas por gelos de água e amónia, moléculas abundantes nesta zona do sistema solar; são elas: Rhea, Iapetus, Tethys, Dione, Mimas e Encelados, sendo este último o satélite mais pequeno do sistema solar, com apenas 500 km de diâmetro, a exibir actividade geológica. Pensa-se que as restantes serão meteoritos capturados por Saturno. Um destes satélites, como veremos mais tarde, Hiperion, que orbita muito perto de Titã, muito para além dos anéis, é um dos melhores testemunhos de caos no sistema solar.

Titã tem um diâmetro de 5150 km, maior que a nossa lua (3476 km), e tem a particularidade de ser a única lua do sistema solar com uma atmosfera apreciável. Como a maior parte das luas no sistema solar tem uma rotação síncrona 1:1 com o seu período orbital provocada pelas forças de maré de Saturno, isto é, o seu período de rotação é igual ao seu período de translação em volta de Saturno. A pressão à superfície é 50% maior do que na Terra. Apesar de a gravidade de Titã ser menor, a massa de gás na sua atmosfera é 10 vezes maior do que a da Terra. 90% é nitrogénio e o restante é metano e moléculas ricas em hidrogénio e carbono (hidrocarbonetos), respectivamente o 1º e 4º elementos mais abundantes no Universo.

Hiperion tem uma forma irregular e um movimento também irregular, que foi uma das primeiras manifestações do caos no sistema solar a ser prevista e detectada.

Quando em 2005 a missão Cassini passou perto de Encelados, revelou um satélite de grandes particularidades, único no sistema solar. Apesar do seu pequeno tamanho, com aproximadamente 500 km de diâmetro, nas regiões do pólo sul, Encelados exibe actividade geológica, expelindo para o espaço através de plumas partículas de gelo e outros detritos. Pensa-se que serão estes detritos que constituem a maior parte do anel E de Saturno. É ainda difícil de explicar como é que com as suas dimensões tem energia interna suficiente para este tipo de actividade mas ao que os modelos indicam, o calor produzido por material radioactivo juntamente com as forças de maré provocadas por Saturno são suficientes para derreter o material que é fornecido às plumas e para criar um oceano debaixo da sua crosta de gelo

Urano

Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto na era moderna

Até ao séc. XVIII apenas se conheciam 6 planetas no sistema solar. Em 1781, William Herschel, identificou um objecto não catalogado que se movia relativamente às estrelas. Aquilo que ele inicialmente pensou ser um cometa acabou por ser identificado como o 7º planeta do sistema solar. Com esta descoberta o sistema solar duplicou de tamanho, porque a distância de Urano ao Sol é sensivelmente o dobro da de Saturno. Parecido com Neptuno, os dois planetas encontram-se nas regiões longínquas do sistema solar mas têm características que os distinguem dos outros gigantes jovianos.

Pela distância a que está do Sol, Urano demora 84 anos terrestres a completar a sua órbita. Um dos aspectos mais curiosos da sua dinâmica é o seu eixo de rotação ter uma inclinação de 97.86º com o plano da sua órbita, por outras palavras, roda deitado. Na figura da direita podemos ver uma representação das estações do ano uraniano ao longo da sua órbita. Especula-se que tenha ganho esta inclinação depois da colisão com um protoplaneta de grandes proporções. Curiosamente, apesar de um dos lados de Urano não receber luz solar durante quase 22 anos, o registo de temperatura é o mesmo ao longo de toda a sua superfície visível, o que sugere mecanismos eficazes de condução do calor pela atmosfera, como as fortes tempestades causadas pelas diferenças de temperatura e detectadas pela Voyager 2.

A Voyager 2 confirmou que a sua atmosfera é maioritariamente composta por hidrogénio (82.5%) e hélio (15.2%), e também 2.3% de metano, 10 vezes mais do que a percentagem que se encontra em Júpiter e Saturno. Curiosamente, Urano tem ainda uma maior percentagem de elementos pesados. Conjectura-se que tanto Urano como Neptuno se tenham formado mais próximos do Sol do que estão hoje actualmente, entre 4 e 10 U.A., tendo migrado para as suas órbitas actuais devido às perturbações gravitacionais de Júpiter e Saturno. Isto porque, nas posições actuais de Urano e Neptuno, a nébula solar não teria ao que tudo indica matéria suficiente para dar origem a planetas tão massivos como estes num intervalo de tempo tão "curto". Então, Urano terá ganho elementos pesados na sua posição inicial mas à medida que se foi afastando do Sol terá deixado de ter disponíveis as grandes quantidades de hidrogénio e hélio necessárias para chegar à composição média que hoje encontramos em Júpiter e Saturno (tanto Urano como Neptuno são muito mais leves do que aqueles planetas ). A sua superfície parece homogénea e está a uma temperatura de -218ºC, ou 55K. A temperaturas tão baixas, o planeta não tem nuvens de amónia nem de água, que congelaram e caíram há muito para o seu interior. Tem contudo nuvens de metano, dificilmente visíveis, uma vez que esta molécula precisa de estar a uma pressão suficientemente alta para condensar em gotículas.

Urano, ao contrário dos outros gigantes gasosos, não parece ter uma fonte de calor interno relevante. Medições nos infravermelhos registam que Urano liberta para o espaço sensivelmente a mesma energia do que aquela que recebe do Sol. Sendo muito mais pequeno que Júpiter, ao contrário deste, já perdeu há muito a sua energia interna resultado da sua contracção gravitacional. Esta ausência de fonte de energia interna ajuda a explicar a atmosfera "pouco" agitada do planeta, comparativamente com a dos outros gigantes. O interior de Urano, apesar de semelhante a Júpiter e Saturno, difere no facto de não possuir pressão suficiente para o hidrogénio se encontrar num estado metálico. Em vez disso, muito do seu interior é composto por hélio e hidrogénio líquido, num estado não condutor, figura  da direita.

Ainda assim, o magnetómetro que a Voyager 2 levava consigo detectou um campo magnético global em Urano. O mais curioso é que o campo, ao contrário do que acontece com a maior parte dos planetas do sistema solar, está totalmente desalinhado com o seu eixo de rotação, fazendo os dois um ângulo de 59º, além de que o seu centro está desviado do centro do planeta. Ainda se conjectura sobre a origem deste campo magnético, uma vez que não existe hidrogénio metálico líquido no interior de Urano, mas sendo a água um bom condutor, o manto líquido de água pode ser o suporte das correntes que dão origem ao campo magnético.  As cargas dessas correntes podem ser moléculas de amónia ionizadas provenientes da atmosfera.

Tal como Saturno, Urano também possui anéis. No entanto, estes têm uma composição química diferente, razão pela qual não é fácil observá-los já que reflectem muito pouco a luz do Sol, figura seguinte. De facto, durante muitos anos escaparam à detecção. Ao que se julga, estas regiões do sistema solar são tão frias que pode existir nos anéis gelo de metano, que ao ser sucessivamente bombardeado por electrões presos na magnetoesfera de Urano é transformado em compostos de carbono de cor escura. Além dos vários satélites de pequenas dimensões, Urano tem 5 satélites de tamanho médio (com diâmetros da ordem dos 1000 km): Titania, Oberon, Ariel, Umbriel e Miranda, todos constituídos por materiais rochosos e gelos.

Neptuno

Neptuno representa um marco na história do nosso entendimento do Universo e em particular do sistema solar, porque antes de ter sido observado no céu a sua existência foi prevista no papel usando as leis de Newton. De facto, como vimos no relógio de Newton, desde que Urano foi descoberto, persistia um problema incómodo quando se observava a sua posição no céu: numa certa região da sua órbita parecia mover-se ora mais depressa ora mais devagar do que deveria, de acordo com o cálculo da órbita efectuado usando a lei de Newton da gravitação. Seria a física que estava errada? A única alternativa parecia ser a a influência de um planeta desconhecido com uma órbita para lá de Urano, mas esse planeta nunca tinha sido observado. Num tour de force técnico impressionante, 2 astrónomos, independentemente, John Couch Adams (1819-1892) e Urbain J.J. Leverrier (1811-1877) foram capazes de calcular a órbita que esse planeta desconhecido teria que ter de modo a que a sua influência na órbita de Urano desse conta dos desvios observados. Tendo uma órbita, os astrónomos apontaram os telescópios para a zona do céu onde esse planeta deveria estar, e encontraram-no. O 8º planeta do sistema solar, 'deduzido' das leis de Newton e descoberto depois em 1846,  foi baptizado como Neptuno.

A uma distância média de 30 U.A., Neptuno demora 165 anos terrestres a completar uma órbita. O movimento de rotação própria tem um período de 16 horas, e o eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 29.56º com o plano da órbita, ao contrário do que vimos em Urano.

Apesar de aparentemente semelhante a Urano, Neptuno apresenta diferenças consideráveis. Ambos têm aproximadamente  o mesmo diâmetro e a mesma composição química (80% de hidrogénio, 19% de hélio e 2% de metano), mas  Neptuno tem 18% mais massa. E já sabemos como a massa de um planeta é determinante na sua evolução. De facto, ao contrário de Urano, onde se encontram poucos sinais de uma atmosfera dinâmica, a Voyager 2 mostrou-nos que Neptuno tem uma atmosfera activa, com padrões de nuvens visíveis e até tempestades de longa duração semelhantes às observadas em Júpiter, figura da direita - a grande mancha negra. Sabendo que Neptuno se encontra nas regiões frias e distantes do sistema solar e recebe bastante menos energia do Sol do que Urano, de onde vem então a energia que alimenta o clima activo do planeta? Tal como Júpiter, Neptuno emite muito mais energia do que aquela que recebe do Sol embora fosse de esperar, pelo facto de ser bem mais pequeno do que aquele, que já tivesse esgotado o seu calor interno. Por esta razão pensa-se que o planeta continua a gerar energia interna, resultado da contracção gravitacional, que transforma energia gravítica em energia térmica. Este mecanismo é dependente da massa do planeta, e é curioso observar como os 18% que Neptuno tem a mais do que Urano são suficientes para fazer enormes diferenças na história do planeta. Assim sendo, Neptuno, ao contrário do que se passa com Urano, ainda é um planeta com muita actividade associada ao transporte até à atmosfera da energia térmica disponível no núcleo. 

Tal como observamos em Urano, é a presença de metano na atmosfera que confere a cor azulada ao planeta. As nuvens brancas que se conseguem ver formam-se quando metano trazido das regiões mais fundas da atmosfera condensa no topo, mais frio, e forma cristais de gelo. A estrutura interna dos dois planetas é também muito parecida, mas como os dois planetas têm tamanhos muito semelhantes e massas diferentes, o núcleo e a camada de gelos líquidos de Neptuno devem ser ligeiramente maiores em relação à camada de hidrogénio e hélio, comparativamente com as proporções que encontramos em Urano, ver figura seguinte.

Ao que se julga, o campo magnético de Neptuno, detectado pela Voyager 2, tal como o de Urano, é gerado não por hidrogénio metálico  líquido como acontece em Júpiter e Saturno, que não existe no interior do planeta, mas por iões de amónia que formam correntes no manto constituído maioritariamente por água no estado líquido, um bom condutor. O campo detectado tem a particularidade de estar consideravelmente desalinhado do eixo de rotação do planeta além de o seu centro estar também desviado do centro do planeta.

Neptuno tem 13 luas conhecidas, das quais 6 foram descobertas pela Voyager 2. Conhece-se pouco sobre estas luas para além do facto de serem pequenas

Plutão

Plutão foi descoberto em 1930. É o planeta mais pequeno do sistema solar e o que tem a órbita de maior excentricidade, tão excêntrica que, periodicamente, se encontra mais próximo do Sol do que Neptuno, figura da direita. Demora 248.60 anos a completar uma volta ao Sol, e o plano da sua órbita faz um ângulo invulgarmente grande, de 17º, com o plano da eclíptica.

Pouco se sabe sobre Plutão uma vez que, para além de ser o planeta mais pequeno do sistema solar (é mesmo mais pequeno que a Lua) e o mais longínquo, é o único que não foi visitado por nenhuma missão espacial. No entanto sabemos que tem uma densidade média de 2000 kg/m³, semelhante à de Tritão, o que nos permite inferir que a sua composição é a que esperamos nos objectos destas regiões do sistema solar: uma mistura de rocha e gelos. O espectro do planeta revela a presença de metano, monóxido de carbono e azoto. Em 1978 foi descoberta uma lua de Plutão à qual se deu o nome de Caronte. Os dois formam um sistema único no sistema solar uma vez que são quase do mesmo tamanho (O diâmetro de Caronte é de 1200 km). Esta particularidade torna evidente o comportamento de dois corpos em interacção gravítica: em vez de ser Caronte que orbita em volta de Plutão, os dois corpos orbitam em torno de um centro de massa comum.

Haverá mais planetas para lá de Plutão? Nos últimos anos os astrónomos têm identificado perto e para lá da órbita de Plutão outros corpos na órbita do Sol constituídos pelos mesmos materiais que encontramos em Plutão e Tritão: rochas e gelos. Estes corpos fazem parte daquilo a que agora chamamos Anel de Kuiper ou Cintura de Kuiper: uma zona que começa para lá de Neptuno e vai até às 50 U.A., povoada por estes pequenos corpos (restos da formação do sistema solar), e origem de alguns cometas. Em 2003 foi descoberto o UB₃₁₃, um corpo do Anel de Kuiper 3 vezes mais longe do Sol do que Plutão, nas fronteiras do sistema solar perto da Nuvem do Oort. Ao que tudo indica, é maior do que Plutão, o que tornou mais acesa uma discussão que se vinha fazendo há alguns anos: Devemos considerar todos os objectos que se descobrem no Anel de Kuiper como planetas? Ou esse estatuto acaba em Plutão? Mas o que tem Plutão de especial além do estatuto histórico? Dada a polémica, o comité da união astronómica internacional vem tentando arranjar uma definição objectiva de planeta, o que se tem revelado difícil: Além do facto de que tem que orbitar o Sol podemos falar em tamanho mínimo para um planeta? Por exemplo 1000 km? Esta definição obrigar-nos-ia a incluir mais alguns corpos do Anel de Kuiper. E se impusermos que este seja suficientemente grande para ter uma forma esférica, resultado da sua acção gravitacional sobre si próprio? Nesse caso teríamos que incluir Ceres, o maior objecto da cintura de asteróides, na lista de planetas! Parece não haver volta a dar-lhe, ao que tudo indica, ou retiramos o estatuto de planeta a Plutão ou seremos obrigados a admitir novos sócios no clube dos planetas do sistema solar.

No Verão de 2006, a União Astronómica Internacional (IAU) decidiu pela primeira destas alternativas. Foi aprovada uma definição de planeta que assenta em três pontos:

Um planeta é um objecto celeste que:

1. Orbita à volta do Sol.
2. Tem uma massa suficientemente grande para que, devido à sua própria gravidade, tenha assumido uma forma aproximadamente esférica.
3. Tenha limpado uma vizinhança da sua órbita de outros objectos.

Tanto Plutão como Ceres, ou ainda os outros objectos da cintura de Kuiper de forma esférica, falham a terceira condição. Foi então definida uma nova classe de objectos, denominados "planeta anões", que satisfazem as duas primeiras condições mas não a terceira, e que não são satélites. Para além daqueles corpos, esta classe incluirá também outros objectos trans-neptunianos, quer já descobertos quer ainda por descobrir.

Em Fevereiro de 2006, a Nasa lançou a primeira missão, New horizons, que irá passar próximo de Plutão e estudar a cintura de Kuiper. Em 14 de Julho de 2015, a missão estará à sua distância mais curta de Plutão. Esperamos então que nos revele novos segredos sobre o planeta longínquo.