:::Observatório Nacional:::

Pequenos Corpos do Sistema Solar

O Sistema Solar, como já foi dito antes, não é composto apenas de planetas. Além desses, existe uma grande quantidade de corpos menores que ou estão em órbita em torno de planetas ou se localizam em regiões particulares do Sistema Solar.

A maioria dos planetas tem um ou mais satélites que descrevem órbitas ao seu redor. Alguns, tais como os planetas gigantes, possuem verdadeiros sistema de satélites a sua volta.

De modo geral os satélites reproduzem, em escala menor, as propriedades orbitais dos planetas em torno dos quais eles descrevem suas órbitas.

Todos os planetas gigantes também possuem sistemas de anéis, compostos por milhões de partículas com tamanhos que variam de alguns mícrons a alguns metros.

Por outro lado, os asteróides e cometas são pequenos corpos que, assim como os planetas, também estão em órbita em torno do Sol. No entanto, tanto os asteróides como os cometas se caracterizam por ficarem localizados em regiões muito específicas. Além disso, os asteróides e cometas têm tamanhos muito inferiores aos planetas.

A seguir vamos descrever algumas das principais propriedades de cada uma dessas classes de objetos.

Satélites

Os satélites existentes no Sistema Solar podem ser separados em função de suas propriedades físicas ou dinâmicas.

A característica física usada para classificar satélites é o seu tamanho. Dividimos os satélites da seguinte maneira:

classificação	exemplos
grandes quando seu raio é superior a 1500 km.	Europa (satélite de Júpiter com 1569 km de raio)
intermediários quando seu raio varia entre 400 e 1500 km.	Titânia (satélite de Urano com 805 km de raio)
pequenos todos aqueles cujos raios são inferiores a 400 km.	Deimos (satélite de Marte com 6,5 km de raio)

No entanto, também podemos classificar os satélites levando-se em conta as características de suas órbitas, ou seja, o semi-eixo maior, a excentricidade e a inclinação, propriedades físicas que já foram definidas na introdução.

Quando analisamos estes parâmetros para todos os satélites notamos que existem vários objetos que apresentam órbitas com o semi-eixo maior moderado, além de excentricidades e inclinações pequenas. Os satélites deste grupo são denominados regulares, por reproduzirem as características dinâmicas básicas do sistema planetário.

Um segundo grupo de satélites tem o semi-eixo maior de sua órbita muito grande ou muito pequeno, além de apresentarem excentricidades e/ou inclinações grandes. Estes objetos são denominados satélites irregulares.

A separação observada entre satélites regulares e irregulares nos permite obter algumas informações importantes sobre o processo físico que levou à sua formação. Os satélites regulares teriam sido formados ao mesmo tempo que o planeta, da mesma maneira como o próprio sistema planetário foi formado. Já os satélites irregulares não foram formados juntos com os planetas. Ao contrário, eles teriam sido capturados pelo campo gravitacional do planeta numa fase posterior à formação desse último.

De forma geral podemos dizer que os planetas terrestres têm poucos ou nenhum satélite enquanto que os planetas gigantes são rodeados por um grande número destes. Um exemplo disso é o fato de Mercúrio e Vênus não terem satélites enquanto a Terra tem apenas um, a Lua. Marte, outro planeta terrestre, tem apenas dois pequenos satélites, Phobos e Deimos (imagem acima), ambos com diâmetros menores do que 30 km, além de possuirem formas bem irregulares. Por esses motivo os astrônomos acreditam que Phobos e Deimos são asteróides que foram capturados pelo planeta Marte.

Júpiter, por outro lado, tem 4 satélites regulares, Io, Europa, Ganymede e Callisto, descobertos por Galileo em 1610 e denominados coletivamente de satélites Galileanos em sua homenagem. Estes satélites têm diâmetro entre 3100 a 5200 km, forma esférica e órbitas bem regulares. Além destes satélites, desde 1892 até a passagem da sonda espacial Voyager 1 em 1979, foram descobertos mais de 12 pequenos satélites, todos com formas e órbitas bem irregulares e que se situam tanto a pequenas como grandes distâncias de Júpiter. Hoje conhecemos mais de 60 satélites que estão em órbita em torno do planeta Júpiter.

Saturno, por sua vez, tem apenas um satélite grande com um diâmetro de cerca de 5000 km, Titã, que descreve uma órbita regular em torno desse planeta. Outros três satélites de Saturno, Iapetus, Réia e Dione, têm tamanho intermediário e órbitas regulares. No entanto, diferentemente de Réia e Dione, o satélite Iapetus tem uma órbita altamente inclinada. Além destes existem mais de quinze satélites pequenos, todos com formas e órbitas irregulares.

Urano tem 5 satélites regulares de tamanho intermediário e órbita regular: Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. Quando a sonda espacial Voyager 2 passou pelo planeta Urano foram descobertos mais 10 satélites pequenos em órbitas muito próximas a ele. Recentemente, foram descobertos outros pequenos satélites a grandes distâncias do planeta Urano.

Até a passagem da sonda espacial Voyager 2, conhecia-se apenas dois satélites de Netuno: Tritão, com cerca de 4000 km de diâmetro, e Nereida, com diâmetro em torno de 300 km, ambos descrevendo órbitas irregulares. A Voyager descobriu mais um pequeno satélite e outros vêm sendo descobertos nos últimos anos, situados a grandes distâncias de Netuno.

Nossa Terra se iguala ao gélido Plutão em um aspecto: ambos têm apenas um satélite que, por sua vez, tem um tamanho comparável com o do planeta em torno do qual ele descreve sua órbita. A Lua tem um diâmetro de cerca de 3400 km, ou seja, um quarto do diâmetro da Terra. Caronte, satélite de Plutão, tem cerca de 1200 km de diâmetro, aproximadamente metade do diâmetro do planeta em torno do qual ele orbita.

Ambos os sistemas, Terra-Lua e Plutão-Caronte, podem ser considerados quase como sistemas binários, cuja origem ainda é um problema em aberto. No caso da Lua acredita-se que ela seja o resultado da colisão de um grande corpo com a Terra, já nos estágios finais da formação do nosso planeta. Um fato que sempre intrigou os pesquisadores foi por que razão a Lua tem uma composição ligeramente diferente da Terra. Na Lua, em comparação com a Terra, falta ferro e metais além de água e materiais voláteis. Isso levou os cientistas a supor que uma colisão bem rasante teria arrancado apenas parte da crosta e do manto da Terra, não atingindo o seu núcleo, que é composto por metais. Este material arrancado da Terra teria, em seguida, se re-acumulado em órbita em torno do nosso planeta, formando finalmente a Lua. Por este mecanismo seria explicada a diferença em composição entre a Terra e o seu satélite.
Outra característica importante nos satélites são os efeitos das chamadas forças de maré. Estas forças são devidas ao fato dos planetas terem dimensões finitas. Devido a isso a atração gravitacional exercida pelo satélite em diferentes pontos do planeta não é exatamente igual. Os planetas, por outro lado, não são perfeitamente rígidos. Consequentemente, as forças de atração exercida pelos satélites nos distintos pontos dos planetas, chamadas de forças diferenciais, causam distorções nas formas dos planetas.

No caso da Terra e da Lua este efeito produz as conhecidas marés altas. O Sol também produz marés na Terra, embora com menor eficiência que a Lua. Isto se deve ao fato de que a força de maré é proporcional à massa do corpo perturbador (ou seja, o corpo que a cria) e ao inverso do cubo da distância entre os dois corpos. Na realidade as marés que observamos na Terra são uma combinação de efeitos gerados pela Lua e pelo Sol.
A figura abaixo nos mostra os efeitos das forças de marés exercidas pelo Sol e Lua sobre a Terra. Quando o Sol e a Lua puxam a Terra fazendo ângulos retos um com o outro, as marés na Terra são menores do que quando esses dois corpos puxam a Terra do mesmo lado ou então em lados diametralmente opostos.

A fricção das águas sobre a crosta da Terra envolve uma enorme quantidade de energia. Ao longo de grandes períodos de tempo a fricção das marés diminui a rotação da Terra. Como conseqüência disso nossos dias estão se tornando cada vez mais longos, aumentando cerca de 0,002 segundos a cada século. Entretanto, à medida que a rotação da Terra diminui, o momento angular do sistema Terra-Lua deve permanecer constante.

O que é momento angular?

A diminuição do movimento de rotação da Terra combinado com a exigência física de que o momento angular seja conservado faz com que a Lua se afaste da Terra e que gire em torno desta cada vez mais lentamente. Deste modo, o mês está se tornando cada vez mais longo. Estes efeitos somados nos levarão à uma situação tal que, daqui a bilhões de anos, tanto o dia terrestre quanto o período de rotação da Lua serão iguais. Neste momento a Lua permanecerá num ponto fixo do céu e não haverá mais marés.

Assim como a Lua causa distorções na Terra, nosso satélite também deveria ser distorcido devido à ação gravitacional da Terra já que pelas leis de Newton a cada força corresponde outra de igual intensidade e em sentido oposto. Entretanto, como a Lua é menor do que a Terra os efeitos de maré já levaram o sistema a se ajustar numa configuração de mínima dissipação de energia, ou seja, em uma configuração que chamamos de rotação síncrona. Isto significa que a Lua gira em torno de seu eixo exatamente no mesmo intervalo de tempo em que completa uma volta em torno da Terra. Nesta configuração as marés que ocorrem na Lua, e que são devidas à atração gravitacional exercida pela Terra, ocorrem sempre no mesmo ponto, não gerando atrito nem perda de energia. Assim, o fato de sempre observamos a mesma face da Lua se deve exatamente a este ajuste do sistema Terra-Lua. É importante notar que a maioria dos satélites planetários se encontra em situações de rotação síncrona com o planeta em torno do qual orbitam.

Asteróides

Os asteróides, por outro lado, são pequenos corpos rochosos ou metálicos que se espalham em uma região localizada entre 2 e 5 UA do Sol.

Os asteróides estão distribuídos em três regiões principais.

Cinturão Principal
O chamado Cinturão Principal é formado pelos asteróide que estão localizados na região que fica entre os planetas Marte e Júpiter.

Objetos Próximos à Terra (Near Earth Objects)
Estes objetos estão localizados em órbitas que cruzam aquelas descritas pelos planetas interiores.

Troianos
São os asteróides que descrevem a mesma órbita que o planeta Júpiter.

A distribuição dos asteróides no Cinturão Principal não é homogênea como o nome de "cinturão" poderia nos levar a imaginar. Essa distribuição foi modelada, devido a ressonâncias com Júpiter, em regiões de maior concentrações e de lacunas.

O que é uma ressonância?

A distribuição dos asteróides nessa região, identificada pelo astrônomo Daniel Kirkwood em 1896 (imagem a esquerda) quando conheciamos apenas 78 asteróides, é confirmada até pelas mais recentes estatísticas. As lacunas, em regiões de ressonância com Júpiter, são chamadas Lacunas de Kirkwood em homenagem a seu descobridor.
Existem, entretanto, outras estruturas no Cinturão Principal de asteróides. Além daquelas citadas acima existem outras concentrações visíveis apenas através de elementos que eliminam os efeitos das perturbações causadas pelos campos gravitacionais dos planetas. Estas concentrações, as quais seriam resultantes da fragmentação de algum corpo devido à sua colisão catastrófica com outro corpo, são chamadas de famílias exatamente para diferenciá-las dos agrupamentos formados por outros processos dinâmicos.

Atualmente mais de 44 mil asteróides têm denominação definitiva. Isso indica que eles têm uma órbita bem determinada.

A população dos asteróides maiores e mais brilhantes pode ser considerada completamente conhecida e os estudos sobre suas distribuições por tamanhos são bem representativos desta população. Entretanto, os menores objetos são apenas parcialmente conhecidos e qualquer estatística sobre esta população está ainda muito longe de ser representativa. O conjunto de asteróides conhecidos tem diâmetros que variam entre 1000 km para Ceres, o maior deles, e algumas dezenas de metros para asteróides em órbitas próximas à Terra.

Ceres (imagem a direita) é um objeto mais ou menos esférico e pode representar um corpo primordial ou seja, um corpo que se originou ao mesmo tempo que os outros objetos do Sistema Solar. A maioria dos pequenos asteróides, entretanto, são muito provavelmente fragmentos resultantes de colisões, tendo formas altamente irregulares. Isto vem sendo confirmado por observações, feitas com radar, de asteróides que descrevem órbitas próximas à da Terra. A imagem a esquerda mostra a forma irregular dos asteróides Mathilda, Gaspra e Ida.

Os asteróides não possuem luz própria mas podem ser observados uma vez que eles refletem a luz solar incidente sobre eles. As observações do brilho dos asteróides permite-nos obter informações sobre sua forma, além de nos fornecer algumas propriedades rotacionais desses corpos. Estas são obtidas a partir da análise de suas curvas de luz.

O que é uma curva de luz?

Através da análise da curva de luz de um asteróide é possível determinarmos a direção de seu eixo de rotação, seu período, sua forma e até obtermos informações sobre sua composição superficial.

A partir dos estudos das curvas de luz desses objetos sabe-se que a maioria deles gira em torno de seus respectivos eixos com um período de 9 a 10 h.

A composição química e mineralógica da superfície de um asteróide, por outro lado, é obtida através da análise de seu espectro de reflexão nos diferentes comprimentos de onda e sua comparação com espectros de meteoritos e minerais obtidos em laboratório.

O que é espectro de reflexão?

A partir do estudo de como os componentes da superfície de um asteróide interagem com a luz solar incidente é possível identificar a presença (ou ausência), assim como a abundância, de muitos minerais como piroxênios, olivinas, feldspatos, metais, filosilicatos e hidrocarbonetos, além da água.

Conhecendo um pouco de Geologia
piroxênios		é um mineral petrograficamente muito importante, que apresenta uma cor variando entre quase preta e verde escura e com brilho vítreo. Sua composição é variável, podendo ser Si₂O₆(Ca, Mn, Na, K)(Mg, Fe, Al). Os termos entre parênteses mostram as possíveis composições dos piroxênios.
olivinas		também chamados de peridotos, as olivinas são minerais muito refratários, com uma cor que varia entre verde a verde-escura, castanha ou opaca. Seu brilho é vítreo e sua composição é (Mg, Fe)₂SiO₄. Os símbolos entre parênteses significam que as proporções de magnésio e ferro são variáveis.
feldspatos		formam o grupo mais importante como constituintes das rochas, perfazendo ao redor de 60% da totalidade dos minerais. Os feldspatos pertencem ao grupo de minerais compostos por silicato de alumínio e potássio e/ ou sódio e/ ou cálcio. São translúcidos ou opacos e podem apresentar cristais mistos de três componentes: feldspato potássico, sódico e cálcico.
metais		designação comum aos elementos químicos eletropositivos, em geral sólidos, brilhantes, bons condutores de calor e eletricidade.
filosilicatos		é uma subclasse dos silicatos, que inclue o talco e as micas.
hidrocarbonetos		compostos constituidos apenas por carbono e hidrogênio. Entre eles conhecemos o petróleo cru, os derivados de petróleo e a nafta.

A distribuição dos asteróides com diferentes composições químicas no Cinturão Principal ainda é objeto de estudo mas, de forma bem geral, sabe-se que aqueles que possuem superfície de piroxênio, olivina e feldspatos se concentram na parte mais interna do Cinturão. Por outro lado, asteróides cuja superfície é composta por filosilicatos, por hidrocarbonetos e por água se situam na parte mais externa dessa região.

Nosso conhecimento sobre estes corpos advém basicamente de observações remotas de asteróides, feitas a partir da Terra, e das análises de meteoritos, feitas em laboratório. Estas duas técnicas têm abordagens diferentes e são complementares para a obtenção de informações importantes sobre a origem do Sistema Solar.

Nomes diferentes para objetos quase iguais
asteróides	alguns dos menores corpos planetários existentes. Eles se situam principalmente, mas não exclusivamente, na região do Sistema Solar entre as órbitas de Marte e Júpiter. Os asteróides também são chamados de planetas menores ou planetesimais.
meteoróides	são objetos sólidos, pedaços de rochas ou de metal, que se deslocam pelo espaço interplanetário, e que possuem dimensões menores do que um asteróide e maiores do que a poeira interplanetária, variando entre 1 micron e uma dezena de metros. Eles podem dar origem, se entrarem na atmosfera terrestre, a um meteoro ou um bólide.
meteoros	é o fenômeno luminoso resultante da entrada na atmosfera terrestre de um corpo sólido. Um meteoro é um meteoróide que entra na atmosfera da Terra e queima completamente, por causa do atrito de sua superfície com essa atmosfera. Usualmente o meteoro faz um rápido rasto (ou traço) de luz que é visto no céu noturno à medida que ele atravessa a atmosfera. Vemos isto constantemente quando meteoróides, na maioria das vezes apenas um pouco maiores do que poeira interplanetária, queimam à medida que cruzam a atmosfera superior da Terra. Os meteoros são conhecidos popularmente como Estrelas Cadentes (em inglês "Shooting Stars") embora não tenham, absolutamente, qualquer tipo de relação com as estrelas. A maioria dos meteoros são destruídos antes de atingirem a superfície da Terra.
bólido	é um meteoro particularmente brilhante que, em geral, explode no final de sua trajetória. A União Aastronômica Internacional considera que um bólido deva ter uma luminosidade ao menos de magnitude -3.
meteoritos	são rochas de origem extra-terrestre encontrada na superfície da Terra. Um meteorito é uma parte residual de um meteoróide. Vemos então que um meteorito é um fragmento de rocha, proveniente do espaço, que sobreviveu à sua queda sobre a Terra. Um meteorito é um meteoro que atingiu a superfície da Terra. Os meteoritos são formados ou por rocha, ou ferro ou ferro-rochoso. Em geral eles recebem o nome do local onde cairam.
Entenda bem a seqüência: meteoróide: objetos que vagam pelo espaço, podendo, ou não, entrar na atmosfera da Terra. meteoro: se entra na atmosfera da Terra e, por causa do atrito, entra em combustão provocando um fenômeno luminoso. bólide (ou bólido): se entra na atmosfera da terra e explode de modo brilhante. meteorito: se sobrevive ao atrito com a atmosfera da Terra e colide com a sua superfície, formando uma cratera e deixando um resíduo.

Abaixo vemos uma reprodução de uma antiga gravura em madeira que registra a queda de um meteorito perto de Ensisheim, na França, em 1492. O texto em alemão diz: "Da pedra-trovão (que) caiu no ano XCII nas imediações de Ensisheim".

Infelizmente, estabelecer a relação entre um meteorito específico e o asteróides de onde ele veio ou seja, o asteróide progenitor, é muito dificil de ser realizada. Conseqüentemente, é muito incerta a determinação da origem e da evolução dos meteoritos. Embora as observações dos asteróides nos forneçam informações muito importantes sobre variações de brilho, propriedades rotacionais, formas aproximadas e composição superficial, elas muito pouco nos dizem sobre a estrutura interna desses objetos.

Os asteróides que descrevem órbitas próximas à Terra representam um grupo muito especial de objetos já que acreditamos que a fragmentação deles contribui de forma significativa para o fluxo de meteoritos que são recolhidos aqui na Terra. Com relação às informações que eles podem nos fornecer a principal desvantagem é que, assim como os meteoritos, estes corpos devem ter perdido quase toda a memória das regiões onde eles se encontravam antes de terem sido levados a descrever as órbitas que os fizeram ficar próximos à Terra. A possibilidade de que parte destes corpos provenha de cometas e não de asteróides traz ainda mais complicações que precisam ser resolvidas.

Outro problema para os astrônomos é o dos asteróides cujas órbitas cruzam a órbita da Terra. Isto equivale a dizer que a Terra e alguns desses objetos podem, num determinado instante, se encontrar no mesmo ponto do espaço. Nesse caso poderia ocorrer uma colisão entre eles.

Na verdade isso não chega a ser tão problemático: todos os dias centenas de corpos atingem a Terra mas, devido aos seus pequenos tamanhos, acabam sendo desintegrados em sua passagem pela atmosfera do nosso planeta. Entretanto, se o corpo for de tamanho maior, digamos com alguns quilômetros, grande parte dele sobreviverá ao atrito com a atmosfera. Dependendo do seu tamanho, sua queda na Terra certamente causará danos de dimensões locais, continentais ou globais. A gravidade das conseqüências que ocorrerão devido a essa colisão, entretanto, não é apenas função do tamanho do objeto mas também de sua estrutura interna. Se o corpo for altamente coeso, ele resistirá quase intacto à sua travessia pela atmosfera terreste. Se for apenas um agregado de pequenos pedaços então suas forças de coesão serão praticamente nulas e o corpo será facilmente desintegrado durante a passagem pela atmosfera. Assim, para quantificar corretamente o perigo que este tipo de objeto pode causar à Terra, é necessário conhecer bem a sua estrutura interna. Entretanto, não conhecemos ainda a população total de objetos situados em órbitas potencialmente perigosas para a Terra. Este é o motivo pelo qual várias entidades governamentais dos EUA e da Europa têm se comprometido a providenciar a infra-estrutura necessária para que se descubra todos os objetos que possam vir algum dia ameaçar, de alguma forma, a Terra.

Cometas

Os cometas são pequenos corpos escuros formados por uma mistura de partículas refratárias, grãos de CHON (contendo carbono, hidrogênio, oxigênio e nitrogênio), e gelos (predominantemente água). Para que os cometas tenham crescido até o tamanho que apresentam, que consideramos como sendo planetesimais, o meio interplanetário deve ter sido muito mais denso do que aquele encontrado nas nuvens moleculares.

O que é uma nuvem molecular?

Isto implica que os cometas devem ter se formado na região do Sistema Solar próxima aos planetas mais externos. Alguns destes objetos permaneceram nesta região formando o que é hoje conhecido como Cinturão Trans-Netuniano ou Cinturão de Kuiper. A maioria deles, entretanto, devido a pertubações gravitacionais exercidas pelos planetas exteriores, foi expelida para os limites mais afastados do Sistema Solar, formando a região chamada Nuvem de Oort, em homenagem ao seu descobridor, o astronômo holandês J. Oort. Perturbações devidas à passagem de estrelas ou de nuvens moleculares próximas à Nuvem de Oort fazem com que alguns cometas acabem saindo desta região e se desloquem para as regiões mais internas do Sistema Solar onde o aquecimento pelo Sol provoca o aparecimento da coma e da cauda tão características nas imagens desses objetos. O valor da massa total da Nuvem de Oort é bastante controvertido mas pode ser da ordem de 10¹¹ cometas, com massas individuais maiores do que 10¹² kg.

A existência de uma nuvem esférica de cometas envolvendo todo o Sistema Solar foi proposta em 1950 a partir da análise da distribuição dos semi-eixos maiores dos cometas conhecidos na época. Um ano mais tarde foi proposto que também deveria existir uma região achatada (cinturão) após o planeta Plutão. Mas o primeiro objeto deste cinturão somente viria a ser descoberto mais de quarenta anos depois, em 1993. Hoje conhecemos mais de 800 objetos deste cinturão, alguns com diâmetro superior àquele do maior dos asteróide, Ceres.

Os cometas são mais notáveis quando se aproximam do Sol e produzem uma coma de gás e poeira. Esta coma, entretanto, obscurece o núcleo do cometa impedindo que observemos essa região. Conseqüentemente, nosso conhecimento das propriedades dos cometas tem vindo apenas das espécies químicas detectadas nas comas e das especulações sobre os processo físicos e químicos plausíveis. Estas observações, aliadas a dados das missões espaciais enviadas ao cometa Halley, têm permitido definir a composição molecular básica dos voláteis presentes nos cometas, 80% destes sendo gelo de água. Os restantes 20% dos materiais congelados são constituidos por moléculas tais como CO, CO₂, CH₄, e NH₃, comuns no Sistema Solar exterior, assim como de moléculas mais complexas, como o H₂CO, HCN, C₂H₂ e, talvez até de longas cadeias de hidrocarbonetos, que revelam a complexidade química que exista na nebulosa solar primordial que deu origem a todo o Sistema Solar. Entretanto, o estudo das abundâncias de todos os gelos presentes nos cometas é ainda bastante incipiente e o nosso conhecimento das variações que existem entre as composições de cometas distintos permanece muito pequeno.

Estudos recentes, a partir de dados obtidos no infravermelho, tendem a indicar que os cometas podem conter mais poeira do que voláteis. Isto implica que um novo paradigma de cometas considerados como bola-de-poeira congelada pode substituir o antigo modelo dos cometas como bola-de-neve suja, proposto por F. Whipple em 1950. Determinar precisamente a quantidade de poeira e de voláteis presente nos cometas, assim como a abundância de seus componentes moleculares, é desafio fundamental para melhor entender os estágios iniciais da formação do nosso Sistema Solar.

Anéis Planetários

Quando Galileo Galilei, em 1610, observou pela primeira vez o planeta Saturno, com o seu recém inventado telescópio, notou que ele tinha uma forma irregular. Para ele essa forma era devida à presença de dois satélites colocados, simetricamente, nos lados opostos do planeta.

A explicação correta viria apenas em 1654 quando Huygens sugeriu que a forma observada de Saturno poderia ser explicada pela presença de um disco rígido situado no plano do equador do planeta.

Alguns anos mais tarde, em 1675, Cassini descobriu que este "disco" não era uniforme: ele era formado por dois anéis separados por uma divisão a qual, desde então, leva seu nome, divisão Cassini. Um terceiro anel, mais interno, foi descoberto em 1850.

Existia, entretanto, um problema grave: alguns anos antes o filósofo francês Pierre Laplace tinha demonstrado que um disco rígido não poderia ser estável tendo em vista as poderosas forças de maré exercidas pelo planeta. Foi o físico inglês James Clerk Maxwell que solucionou o problema sugerindo que os anéis, na realidade, eram formados por grãos individuais que estavam em rotação em torno do planeta. Esta teoria seria confirmada observacionalmente anos mais tarde e estudos detalhados dos anéis se dariam a partir das imagens obtidas pelas sondas espaciais Voyager 1 e 2. O conjunto total dos anéis de Saturno tem a altura de algumas centenas de metros e a largura de cerca de 200000 km ou seja, é um sistema extremamente achatado!

Mais de 300 anos depois da descoberta do sistema de anéis de Saturno, em 1977, foi descoberto um sistema similar de anéis em torno do planeta Urano.

O sistema de anéis de Urano foi descoberto através de uma técnica chamada de técnica de ocultação estelar. Esse processo consiste em se registrar as variações no brilho de uma estrela quando um determinado planeta cruza a linha de visada que une o observador terrestre e a estrela.

O que se observa normalmente é que o brilho da estrela permanece constante até que o planeta entra na linha de visada. Primeiramente é observada apenas uma pequena diminuição no brilho da estrela devido à passagem de sua luz através da atmosfera do planeta. Entretanto o brilho da estrela desaparece completamente quando o disco planetário fica exatamente na linha de visada observador-estela. A medida que o planeta "passa" o brilho da estrela começa novamente a aparecer até se manter constante novamente. A análise do intervalo de tempo em que o brilho da estrela desapareceu completamente, de como o brilho diminuiu e de como aumentou novamente permite obter dados muito precisos sobre a atmosfera do planeta e também sobre a forma que ele possui. Para surpresa dos pesquisadores, quando esta técnica foi aplicada a Urano, o brilho da estrela sofreu algumas pequenas, mas perceptíveis, diminuições antes e depois da sua ocultação pelo planeta. Isto foi modelado como sendo produzido por um sistema de anéis em órbita em torno de Urano.

Quando a sonda Voyager passou próxima a Urano as imagens obtidas por ela comprovaram que esta era de fato a explicação correta. Hoje sabemos que o sistema de anéis de Urano é formado por nove anéis com uma altura de dezenas de metros e uma largura de apenas 10 km.

A mesma técnica de ocultação estelar também permitiu a detecção de anéis em torno de Netuno, em 1985.

Entretanto, apenas a sonda espacial Voyager 1 conseguiu descobrir o sistema de anéis que Júpiter possue.

Em todos estes casos os anéis são estruturas largas, mas muito finas, compostas por partículas de gelo de água, com tamanhos que variam entre um grão de areia e uma casa. Cada partícula tem uma órbita própria em torno do planeta sendo que as partículas mais internas se movem mais rapidamente do que as externas. A alta concentração de partículas neste disco faz com que interações gravitacionais mútuas produzam estruturas tipo ondas.

Existem basicamente duas teorias que explicam a formação dos anéis planetários. A primeira sugere que os anéis seriam os remanescentes da fragmentação de um satélite. A segunda, parte de uma premissa distinta, ou seja, de que existia um anel de partículas as quais não conseguiram se aglutinar para formar um satélite. Lembramos que próximo ao planeta as forças de maré tendem a destruir qualquer corpo rígido ou a fazer com que partículas não se aglutinem. Teoricamente existe um limite, chamado de limite de Roche dentro do qual a força de maré é superior à força de coesão de um corpo. É importante notar que todos os anéis planetários, com exceção de um dos anéis de Netuno, estão dentro deste limite.

As imagens obtidas pelas sondas Voyager mostraram que, dentro dos anéis, existem vários tipos de estruturas complexas. Estudos tem demonstrado que a maioria destas estruturas é devida à presença de satélites nessas regiões. Se não existissem esses satélites os anéis seriam chatos e sem estruturas. Para sermos mais precisos, deveriamos dizer que se não existissem os satélites também não existiriam os anéis. Isto porque, sem a presença dos satélites, as partículas se espalhariam e se dissipariam em pouco tempo.

Sabe-se que a maioria das divisões existentes nos anéis de Saturno resultam de interações gravitacionais com algum pequeno satélite. Alguns anéis também têm uma borda bem definida devido à presença de satélites que os mantém confinados, assim como um pastor mantém suas ovelhas dentro de um pasto. O nome de satélites pastores vem exatamente desta analogia.

Até aqui tudo o que foi dito sobre o Sistema Solar se ateve apenas a uma descrição das propriedades dos corpos que o compõe. Em momento algum foram feitas perguntas do tipo: porque é assim? Sempre foi assim? Como tudo isso se formou? Por isso, antes de iniciarmos uma análise bem detalhadas dos corpos planetários vamos descrever como acreditamos que o Sistema Solar tenha se formado.

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