O Sistema Solar

O Sistema Solar é constituído pelo conjunto de corpos celestes que orbitam o Sol e que, portanto, estão sob sua influência gravitacional. Dentre esses corpos, os maiores são os planetas, que totalizam oito, seguidos pelos cinco planetas anões, vários satélites naturais e inúmeros outroscorpos menores, como asteroides e cometas. As primeiras teorias do movimento dos corpos sugeriam que os planetas e o Sol giravam em torno da Terra, que estava no centro do Universo. Contudo, Copérnico provou que a Terra e todos os demais corpos orbitavam a estrela, criando omodelo heliocêntrico. Desde então, os cientistas buscaram relações numéricas que descrevessem o movimento dos corpos. Por isso foram elaboradas diversas teorias e leis, como as de Kepler e as de Newton. Entretanto, hoje sabe-se que o método mais adequado para descrever o movimento dos corpos em torno do Sol é a Teoria da Relatividade de Einstein.

O Sol é a estrela que se localiza no centro do Sistema Solar. Compreende mais de 99% da massa do sistema, composto principalmente dehidrogênio e hélio, e que gera sua energia a partir da fusão nuclear. Os quatro primeiros planetas são chamados de planetas telúricos por terem sua superfície sólida e rochosa. Destes, a Terra é o maior e o único conhecido que abriga vida. Além da órbita de Marte, existe uma região povoada com diversos corpos menores que formam o Cinturão de Asteroides, onde se encontra o planeta anão Ceres. Logo a seguir estão os planetas gigantes gasosos, dos quais o mais massivo é Júpiter, que possui ainda dezenas de satélites naturais com características peculiares.Saturno é famoso por seu sistema de anéis característico. Além da órbita de Netuno, o último planeta, encontra-se outra região povoada por incontáveis corpos menores, chamada de Cinturão de Kuiper, onde estão quatro planetas anões, dentre eles Plutão. Acredita-se, ainda, que em uma área muito mais afastada existem inúmeras "pedras de gelo" chamada de Nuvem de Oort, que seria uma das origens dos cometas.

De acordo com estudos, o Sistema Solar começou a se formar há cerca de cinco bilhões de anosnota 1 , a partir da porçao de uma nuvem molecular que começou a se condensar e formar uma protoestrela, o Sol, e os remanescentes constituíram os atuais planetas e demais corpos. Atualmente o Sistema Solar está localizado no Braço de Órion, a vinte e seis mil anos-luz do centro da galáxia, a Via Láctea, que possui cerca de duzentos bilhões de estrelasnota 1 . O Sistema Solar está atravessando uma região da galáxia conhecida como nuvem interestelar local, uma zona preenchida por material do meio interestelar. O Sol está provavelmente na metade de sua existência. Daqui a cinco bilhões de anosnota 1 o combustível da estrela acabará, e ocorrerão diversas transformações em seu interior que a transformarão numa estrela gigante vermelha. Posteriormente, as camadas externas serão ejetadas formando uma nebulosa planetária e o núcleo remanescente se tornará uma estrela anã branca, que se esfriará e perderá o brilho, criando uma anã negra.

Formação[editar]

As teorias que buscam explicar como ocorreu a formação do Sistema Solar começaram a surgir a partir do século XVI, a partir da observação mais acurada do movimento dos corpos. Descartes, por exemplo, sugeriu que o Sol e os planetas surgiram a partir de um vórtice existente no universo primordial. Ao longo do tempo, algumas dessas hipóteses foi ganhando importância. Uma delas é a teoria dos protoplanetas, que sugere que esses corpos coalesceram de uma nuvem molecular e que, posteriormente, foram capturados pela gravidade do recém-formado Sol, se juntaram e formaram os planetas. A teoria da captura propõe que os protoplanetas foram capturados pela gravidade do Sol de uma estrela de baixa densidade que passou nas proximidades.Laplace foi o responsável por desenvolver a hipótese de que o Sol teria se formado a partir de uma nuvem que girava e se contraía, e ao seu redor os materiais que não formaram a estrela se condensaram formando os demais corpos. Essa teoria, comumente referida como hipótese nebular passou por algumas adaptações e se tornou a mais aceita no meio científico, especialmente após observações recentes da composição de meteoritos, que conservam características do período em que se formaram, nos primórdios do Sistema Solar.1 2

Protoestrela[editar]

Há cerca de 4.66 bilhões de anosnota 1 , toda a matéria que hoje forma o Sistema Solar se encontrava sob a forma de gás e poeira pertencentes a uma grande nebulosa, com extensão estimada entre cinquenta e cem anos-luz e composta sobretudo por hidrogênio e com considerável fração de hélio, além de traços de elementos mais pesados, como carbono e oxigênio e alguns compostos silicados, que formavam a poeira interestelar. Em algum momento, por conta de uma provável influência externa, como de onda de choque provocada pela explosão de uma supernova nas proximidades, uma certa região em seu interior começou a se tornar mais densa e, por consequência, a gravidade atraía cada vez mais gás em sua direção, dando origem a um núcleo que se aquecia conforme ganhava massa.nota 2 Esse fragmento da nebulosa provavelmente possuía um lento movimento de rotação, mas ao passo que se condensava, passava a girar com maior velocidade. Contudo, se essa velocidade continuasse a aumentar, não seria possível a formação da estrela. Por isso, de acordo com a teoria mais aceita, o gás cuja velocidade era muito elevada para incorporar-se ao núcleo era ejetado por ação de um campo magnético que permeava a nuvem dispersando, assim, boa parte da quantidade de movimento do sistema.3 4

Com o núcleo da nuvem cada vez mais denso, forma-se uma esfera de gás achatada com temperatura agora atingindo alguns milhares de graus Celsius, o que caracteriza a formação de uma protoestrela, cujo diâmetro era equivalente ao da órbita de Mercurio atualmente. Ao seu redor, a nuvem de gás adquiria um formato achatado devido ao movimento de rotação, formando um disco denomidado nebulosa solar, que se estendia entre cem e duzentas unidades astronômicasnota 3 , sendo que nas partes mais próximas do núcleo a temperatura era relativamente alta, com alguns milhares de graus Celsius, ao contrário das áreas mais afastadas, com temperaturas negativas.5

Um milhão de anos se passaram desde o início do colapso da nuvem, quando o "protosol" já havia encolhido para um raio poucas vezes maior que seu estado atual. Contudo, inicia-se uma das fases mais turbulentas de sua evolução. Em seu interior a maior parte do gás se encontrava ionizado e a uma tempertaura de cerca de cinco milhões de graus Celsius o que, em associação a rápida rotação da protoestrela, gerava grandes movimentos de cargas elétricas que, por consequência, produziam um fortíssimo campo magnético, muito mais intenso que o atual. No entanto, a instabilidade desse campo provocava o violento movimento de gás ionizado tanto da própria protoestrela quanto da nuvem ao seu redor, o que causava intensa variação de brilho, conforme está acontecendo com a estrela variável T Tauri na constelação de Touro atualmente. Entre trinta e cinquenta milhões de anos depois, a temperatura no núcleo chega a quinze milhões de graus Celsius, suficientes para dar ignição ao processo de fusão nuclear, caracterizando oficialmente o Sol como uma estrela estável que passou a fazer parte da sequência principal, convertendo hidrogênio em hélio.nota 4 6

Formação dos planetas e demais corpos[editar]

Ao mesmo tempo em que se forma a protoestrela, minúsculas partículas de poeira começaram a se fundir e formar corpos agregados cada vez maiores, em um processo que durou milhões de anos, até surgirem os primeiros objetos com dimensões quilométricas, caracterizando os primeiros planetesimais que, agora, começam a interagir gravitacionalmente entre si. Mais alguns milhões de anos depois, a quantidade elevada desses corpos orbitando a estrela deu início a um processo caótico, em que várias colisões ocorriam sucessivamente, algumas delas destrutivas, quebrando os objetos novamente em poeira e pequenas partes, e outras construtivas, resultando em um processo de "bola de neve", ou seja, os corpos ganhavam cada vez mais massa. Alguns deles, a essa altura, possuíam dimensões substancialmente maiores que a dos demais e com sua influência gravitacional conseguiam atrair outros objetos para si. Tais corpos recebem a denominação de protoplanetas.3

Subsequentemente, os protoplanetas exerciam influência entre si, o que os colocava em eventuais rotas de colisão, algumas delas construtivas, o que, após diversas fusões, resultou no surgimento dos primeiros planetas. Acredita-se que Vênus e a Terra, por exemplo, foram formados pela colisão de mais de dez protoplanetas cada um, mas permanece um mistério a razão pela qual Mercúrio e Marte não incorporaram material na mesma taxa, o que determinou suas dimensões reduzidas. Com o crescimento dos planetas, sua temperatura aumentava sensivelmente em função da energia cinéticadas colisões, a qual se conserva até hoje em seus núcleos. Durante esses impactos imensas quantidades de energia eram liberadas, formando imensos oceanos de lava por todo o planeta.7 8 Colisões também foram responsáveis pelo surgimento de diversos satélites naturais, dentre eles a Lua, que, de acordo com a teoria mais aceita atualmente, surgiu a partir dos remanescentes do choque ocorrido há 4.44 bilhões de anosnota 1 entre a Terra e Theia, um corpo do tamanho de Marte, cujos remanescentes formaram o corpo celeste.9 10 Os planetesimais restantes que não eram incorporados aos planetas colidiram entre si, deixando muitos destroços que eram varridos pela gravidade dos planetas.3 Centenas de milhões de anos depois, os planetas interiores já estavam praticamente formados, e o vento e a radiação provenientes do Sol expulsaram as pequenas partículas ainda remanescentes nessa região, interrompendo, assim, o crescimento dos planetas.11

Enquanto esse processo transcorria no interior do Sistema Solar, nas regiões mais afastadas da estrela as temperaturas eram baixas o suficiente para permitir a formação de cristais de gelo, que eram muito mais abundantes que os compostos silicados predominantes nos planetas internos. Contudo, sabe-se que os planetas gigantes Júpiter e Saturno são formados sobretudo por hidrogênio e hélio, que não poderiam existir sob a forma de gelo nessa área. Por isso formulou-se duas hipóteses para explicar a possível origem desses planetas. A primeira sugere que planetesimais formados de rocha e gelo se fundiram formando planetas com massas de dez a quinze vezes superior à da Terra, tornando-os suficientemente massivos para atrair e manter os gases presentes na então nebulosa solar, o que explicaria a provável composição atual do núcleo desses planetas, predominantemente rochosos. Outra teoria sugere a possibilidade de que os dois maiores planetas do Sistema Solar teriam se formado da direta condensação da nebusola solar, semelhante ao processo que deu origem ao Sol, onde a presença da enorme quantidade de gás, poeira e gelo possibilitaram a formação de corpos com elevadas dimensões. Urano e Netuno, por sua vez, possivelmente surgiram a partir da agregação de corpos de gelo presentes nas regiões mais externas, o que exlicaria a taxa diferenciada de compostos voláteis que formam tais planetas. Contudo, quando atingiram porte suficiente para absorver gases tal como Júpiter e Saturno, a nebulosa solar já havia se dissipado, o que impossibilitou seu eventual crescimento.12

Migração planetária e evolução subsequente[editar]

De acordo com o modelo atual da evolução das órbitas planetárias, as órbitas dos três planetas mais externos eram muito mais próximas do Sol que atualmente (a órbita de Netuno, por exemplo, se encontrava aquém da órbita atual de Urano), e além desses planetas existia um enxame de rochas e gelo remanescentes da formação planetária. Com isso, sucessivas aproximações desses corpos com os planetas gigantes ocorriam, o que os direcionava para dentro ou para fora do Sistema Solar. Contudo, ao desviarem um corpo em direção ao Sol, Saturno, Urano e Netuno adquiriam uma pequena aceleração em direção oposta o que, após sucessivos encontros com objetos menores, os colocou em órbitas mais distantes, o que caracterizou o processo de migração planetária. Júpiter, por sua vez, foi levemente deslocado para uma órbita mais próxima do Sol. Então, os dois maiores planetas entraram em ressonância 1:2, ou seja, enquanto Júpiter completava uma volta ao redor do Sol, Saturno completava duas. Com isso, os sucessivos encontros ocasionavam uma espécie de puxão gravitacional que acabou por deslocar a órbita de Saturno, de menor massa, tornando-a mais excêntrica.14

Essa mundança de posição do segundo maior planeta do Sistema Solar logo perturbou a órbita dos outros dois gigantes externos, Urano e Netuno, tornando-as também mais alongadas. Netuno, então, passa a inteceptar uma região povoada por rochas e gelo, o que deu início a um dos períodos mais violentos da história do Sistema Solar. Isso porque, ao adentrar nessa região, o planeta provocou um distúrbio na órbita dos corpos menores, direcionandos para dentro e para fora do Sistema Solar. Muitos desses corpos atingiram os planetas internos, durante o período denominadointenso bombardeio tardio, ocorrido há quatro bilhões de anos atrásnota 1 , cujas marcas ainda são evidentes na Lua e em Mercúrio. Ao longo de quinhentos milhões de anos, a região onde se encontravam esses corpos foi completamente varrida, sendo que somente uma pequena fração desses objetos (estima-se 0.1%) permaneceram e hoje formam o Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort.13 14

Componentes[editar]

O Sistema Solar é constituído essencialmente pelo Sol e pelo conjunto de corpos que estão sob seu domínio gravitacional. Os oito planetas são os componentes mais massivos do sistema, divididos em planetas telúricos (os quatro menores e mais próximos do Sol, predominantemente rochosos) egigantes gasosos (os quatro maiores e mais afastados do Sol). A maior parte desses corpos possui força gravitacional suficiente para mater uma camada de gases ao seu redor, ou seja, possuem atmosfera. Existem ainda cinco corpos que, de acordo com padrões da União Astronômica Internacional, se enquadram na categoria de planetas anões. A maior parte dos planetas possui satélites naturais, que são corpos que os orbitam. Enquanto a Terra e Marte possuem somente um e dois satélites naturais, respectivamente, os gigantes gasosos possuem dezenas cada um, nas mais variadas formas, composições e tamanhos. Planetas anões também possuem satélites naturais, assim como outros corpos menores do Sistema Solar.15 Os quatro planetas gigantes possuem, ainda, sistemas de anéis planetários, formados basicamente por partículas de gelo e poeira com dimensões máximas de alguns centímetros, que orbitam o planeta no plano de seu equador.16 Espalhados por toda extensão do Sistema Solar existem incontáveis corpos menores, dentre eles os asteroides e os cometas, além da poeira interplanetária e de matéria proveniente do Sol, que permeiam o espaço entre os corpos.17 18 19

Sol[editar]

O componente central e principal fonte de energia do Sistema Solar, o Sol, embora seja o astro mais luminosos quando visto do nosso planeta, é umaestrela relativamente pequena e comum na Via Láctea, com um raio de aproximadamente setecentos mil quilômetros. Seus principais componentes são os gases ionizados hidrogênio e hélio, mantidos coesos sob forma aproximadamente esférica graças à ação da gravidade. Consequentemente, a imensa pressão e temperatura em seu núcleo são suficientes para que ocorra o processo de fusão nuclear, no qual há a conversão de átomos de hidrogênio em hélio e liberação de energia. A estrela emite radiação em praticamente todo o espectro eletromagnético, sobretudo na forma de luz visível.20 21

Dentre as camadas que compõem o Sol, o núcleo, onde ocorrem as reações de liberação de energia, é a mais interna, atingindo uma temperatura de cerca de quinze milhões de graus Celsius. A energia produzida nessa região transfere-se para zona de radiação através da qual atinge camada subsequente, a zona convectiva que, por sua vez, transporta a energia até a fotosfera. Essa última constitui a superfície visível do Sol, através da qual escapa a radiação que ilumina todo o Sistema Solar. O campo magnético da estrela faz com que surjam manchas (regiões mais escuras na fotosfera) e proeminências solares que, por sua vez, podem dar origem a uma ejeção de massa coronal. Tais eventos são geralmente associados aos ciclos solares, cujo pico de atividade ocorre a cada onze anos. Circundando o Sol encontram-se a cromosfera e a coroa solar, duas camadas de gases que constituem a atmosfera da estrela, praticamente invisíveis por conta do ofuscamento provocado pelo brilho superficial. Dessa coroa emanam correntes de partículas eletricamente carregadas a uma temperatura de dois milhões de graus Celsius que formam o vento solar que se espalha com grande velocidade e atinge os confins do sistema.21 22

Planetas telúricos[editar]

Os quatro planetas mais próximos do Sol formam o grupo dos planetas telúricos e têm como características comuns a presença de crostas formadas sobretudo por silicatos, além de núcleos cuja composição possui elevada porcentagem de ferro. Durante o período de formação planetária, a ausência de gelo na região e a massa modesta desses corpos não favoreceram a absorção de gases da nebulosa solar, razão pela qual são primariamenterochosos. Desse grupo, nenhum possui sistema de anéis planetários e somente a Terra e Marte possuem um e dois satélites naturais, respectivamente. Mercúrio possui uma atmosfera extremamente rarefeita, em contraste com a espessa camada de gases que envolvem o plenta Vênus. A atmosfera terrestre, por sua vez, possui uma composição peculiar por conta da presença de seres vivos, enquanto a de Marte encontra-se bem mais rarefeita mas que possivelmente já foi espessa o suficiente para garantir a presença de água em estado líquido.23 24

Mercúrio[editar]

O planeta mais próximo do Sol, que gasta somente oitenta e oito dias para completar seu período de translação, possui uma aparência acinzentada com inúmeras marcas de impactos que lembram a superfície lunar. Dentre as formas de relevo presentes no planeta, destacam-se as áreas planas, as crateras de impacto e formações montanhosas sinuosas, formadas pela contração da crosta durante o período de resfriamento do planeta. Mercúrio possui uma atmosfera extremamente rarefeita, formada somente de partículas retidas do vento solar, mas que se perdem rapidamente devido à intensa radiação oriunda da estrela. Por isso, a temperatura na superfície, que durante o dia chega a mais de 420 graus Celsius, cai drasticamente durante a noite, chegando a -180°C. Também por causa da ausência de uma atmosfera substancial conservaram-se as marcas dos impactos de meteoritos e asteroides que aconteceram há bilhões de anosnota 1 , e que deixaram marcas extensas, como a bacia Caloris, com mais de 1 500 quilômetros de diâmetro. Mercúrio é o segundo planeta mais denso do Sistema Solar, com um núcleo metálico cujo raio equivale a 75% do raio do planeta, e que é responsável pela manutenção de um fraco campo magnético. Existem evidências da existência de água sob a forma de gelo em Mercúrio, em crateras profundas nos polos norte e sul que nunca recebem a luz do Sol diretamente.25

Vênus[editar]

O segundo planeta a partir do Sol possui tamanho similar ao da Terra, bem como composição e massa parecidos. Contudo, o período de rotação do planeta é de 243 dias, tempo maior do que o necessário para Vênus completar uma órbita ao redor do Sol. Apesar do núcleo ferroso de Vênus ser similar ao da Terra, a rotação extremamente lenta não permite a existência de um campo magnético. A atmosfera venusiana, extremamente espessa e violenta, é composta primariamente por gás carbônico além de vapores de ácido sulfúrico que formam nuvens permanentes que envolvem todo o planeta. Como consequência, associado a intensa pressão atmosférica (noventa vezes superior à pressão atmosférica terrestre), ocorre uma espécie de superefeito estufa, fazendo com que a temperatura na superfície atinja mais de 470 graus Celsius.26

A cobertura permanente de nuvens impede a observação direta das características superficiais venusianas, por isso o mapeamento é efetuado por meio de sondas e radares enviados ao planeta. Tais pesquisas sugerem que o relevo de Vênus foi alterado em quase sua totalidade por conta da atividade vulcânica entre trezentos e quinhentos milhões de anos atrás. Em seu estado atual, destacam-se duas regiões elevadas, Terra de Ishtar e a Terra de Aphrodite, além dosMontes Maxwell, onde está o pico mais alto de Vênus, cujo tamanho é comparável ao do monte Everest na Terra. Existem, ainda, diversos canais na superfície criados pelos fluxos de lava, que se estendem por milhares de quilômetros.26

Terra[editar]

O maior planeta telúrico e o quinto maior do Sistema Solar é o terceiro planeta a partir do Sol. Seu núcleo, formado principalmente por ferro, ao redor do qual encontra-se uma camada de rochas fundidas que, por sua vez, é cercada por uma crosta relativamente fina e dividida em placas tectônicas, as quais estão em constante movimento provocando atividade vulcânica. O núcleo metálico e a rotação do planeta permitem a formação de um substancial campo magnético. Com mais de setenta por cento de sua superfície coberta por água, a Terra apresenta uma peculiaridade em relação aos demais planetas, já que é o único conhecido a abrigar vida. Tais seres vivos influenciam a composição e a dinâmica da atmosfera terrestre, formada principalmente por nitrogênio e oxigênio. A inclinação do eixo de rotação permite a ocorrência de estações que regulam o clima no planeta.27

Nosso planeta possui somente um único satélite natural, a Lua. Como praticamente não possui atmosfera, a superfície lunar encontra-se coberta por marcas de impacto de outros corpos, resultando em inúmeras crateras. Visualmente, a Lua é dividida em duas regiões conforme sua coloração: as terras altas, geralmente mais claras, e os mares, bacias de impacto preenchidas com lava e que se mostram mais escuras. O período de rotação do satélite (cerca de 27 dias) é exatamente igual ao período de translação (fenômeno denominado rotação sincronizada), o que faz com que a Lua tenha sempre a mesma face voltada para a Terra. Dentre as influências que a presença da Lua provoca no planeta Terra, pode-se ressaltar a ocorrência das marés e a estabilidade no eixo de rotação do planetanota 5 28 . As primeiras sondas para explorar o satélite foram enviadas em 1959 e dez anos depois a primeira missão tripulada realizou umaalunissagem, o que faz da Lua o primeiro e único corpo celeste visitado por humanos.29

Marte[editar]

O planeta telúrico mais afastado do Sol passou a ser um mundo intrigante a partir do advento das observações telescópicas. Exibindo calotas polaresvariáveis e características superficiais mutantes, o planeta levantava suspeitas da possível existência de vida fora da Terra. Contudo, após o envio de sondas e exploradores robóticos, descobriu-se que Marte é um planeta desértico e sem constatação da existência de seres vivos. Com metade do tamanho do nosso planeta, apresenta acidentes geográficos notáveis, como o Monte Olimpo, o maior vulcão extinto do Sistema Solar, com altitude três vezes maior do que a do Monte Everest, e o Valles Marineris, um sistema de cânions que se estende por mais de três mil quilômetros na região equatorial do planeta.30

A atmosfera marciana, embora bem mais rarefeita em relação à atmosfera terrestre, pode provocar tempestades de areia globais que podem durar semanas, o que levanta a poeira da superfície (rica em minérios de ferro, daí a coloração avermelhada predominante) e altera completamente as características visuais do planeta. Por vezes ocorrem a formação de nuvens de vapor de água e neblina em vales e crateras, provocando eventuais precipitações sob a forma de neve nas calotas polares. Evidências geológicas sugerem que Marte já foi um planeta rico em água, cuja quantidade, presume-se, teria sido suficiente para escavar os vales existentes atualmente, o que reforça também a possibilidade do planeta, em algum momento de sua história, ter abrigado alguma forma de vida. Marte possui dois satélites naturais, Fobos e Deimos, dois corpos pequenos de formato irregular, tratando-se provavelmente de asteroides capturados pela gravidade do planeta.31 30

Planetas gigantes[editar]

Os quatro maiores e mais afastados planetas do Sistema Solar formam o grupo dos gigantes gasosos, cujas dimensões são consideravelmente maiores que as terrestres. Compostos principalmente por hidrogênio e hélio, além de uma pequena fração de elementos mais pesados, esses planetas possuem baixa densidade e tem como maior componente Júpiter, razão pela qual também recebem a denominação de planetas jovianos. Apesar de estarem afastados do Sol, o calor irradiado de seus interiores aliado a sua composição gasosa faz com que suas atmosferas sejam extremamente espessas e turbulentas, não existindo uma superfície definida em tais corpos. Os planetas gasosos também possuem em comum um núcleo rochoso, possivelmente com dimensões comparáveis às da Terra, que seriam o componente original dos planetas antes da absorção de gases e gelo durante sua formação. Todos eles possuem, ainda, numerosos satélites naturais e sistemas de aneis além de campos magnéticos. Os dois planetas mais distantes do Sol, Urano e Netuno, recebem também a denominação de gigantes de gelo, dada a sua composição diferenciada em relação aos dois outros gigantes.24 32

Júpiter[editar]

O maior e mais massivo planeta do Sistema Solar tem como característica fundamental as faixas multicoloridas criadas por fortíssimos ventos na parte superior da atmosfera. Frequentemente surgem nessas bandas vórtices e sistemas de tempestades circulares, como a Grande Mancha Vermelha, uma tormenta maior que a Terra e que perdura por séculos. Dentre os gases que compõem a atmosfera do planeta, hidrogênio e hélio são os mais abundantes, seguidos por pequenas frações de vapor de água, metano e amônia.33 Em suas camadas inferiores, a pressão exercida deve ser suficiente para liquefazer o hidrogênio. Já nas camadas internas do planeta, o mesmo elemento adquire propriedades metálicas e se torna, portanto, eletricamente condutivo, dando origem, através do fluxo de cargas elétricas, a um poderoso campo magnético cuja intensidade é vinte mil vezes superior ao campo magnético terrestre.34

Júpiter possui mais de cinquenta satélites naturais, sendo que os quatro maiores e mais notáveis recebem a denominação especial de luas galileanasporque Galileu Galilei foi quem as primeiro observou por meio de um telescópio em 1610. O mais próximo dos quatro, Io, é o corpo mais geologicamente ativo do Sistema Solar, com vários vulcões continuamente renovando sua superfície.nota 6 35 Europa atrai a atenção dos cientistas por ser possível que o satélite abrigue formas de vida. Isso porque um imenso oceano de água (cujo volume pode ser duas vezes superior que toda a água da Terra) pode existir em estado líquido sob a camada de gelo que recobre a lua. Ganimedes, que possui dimensões superiores às de Mercúrio, é o único satélite natural que possui seu próprio campo magnético. Por fim, a superfície extremamente antiga e cheia de crateras de Calisto é uma recordação visível dos eventos que aconteceram no início da história do Sistema Solar. Outra peculiaridade desses satélites são as interações gravitacionais entre eles. Io, por exemplo, fica em uma espécie de cabo-de-guerra gravitacional entre Júpiter e Europa e Ganimedes. Além disso, todas essas luas mantém sempre a mesma face voltada para Júpiter, assim como a Lua mostra sempre a mesma face para a Terra. O gigante gasoso possui ainda um tênue sistema de aneis de difícil observação por ser formado de minúsculas partículas negras, que seriam remanescentes dos impactos entre corpos menores e os satélites naturais do planeta. 34 36

Saturno[editar]

O segundo maior planeta do Sistema Solar possui uma composição semelhante à de Júpiter, rico em hidrogênio e hélio. Sua atmosfera, em função do calor irradiado do centro do planeta, apresenta-se em constante turbulência com ventos de mais de 1 800 quilômetros por hora que criam bandas visíveis amarelas e douradas. Embora mais fraco que o de Júpiter, o campo magnético do planeta ainda é quinhentas vezes mais intenso que o terrestre. Contudo, a cacterística mais notável de Saturno é seu impressionante sistema de anéis, formado por pedras de gelo que se espalham por milhares de quilômetros acima do equador do planeta, mas a espessura dos anéis é de somente dez metros em média.37

Os satélites naturais do planeta apresentam peculiaridades únicas no Sistema Solar. O maior deles, Titã, é envolvido por uma espessa atmosferacomposta principalmente de nitrogênio, provavelmente similar à da Terra antes do surgimento das primeiras formas de vida. Jápeto possui um hemisfério com coloração brilhante e outro escuro, além de uma cordilheira que se estende exatamente sobre o equador da lua. Mimas possui uma cratera gigantesca resultante de um impacto que quase rompeu o satélite ao meio. Rico em gelo, Encélado apresenta indícios de atividade vulcânica, com ejeções de vapor de água em sua porção meridional. No total, Saturno possui 53 satélites naturais, muitos deles descobertos somente após o envio de sondas espaciais.38

Urano[editar]

O sétimo planeta do Sistema Solar foi o primeiro a ser descoberto diretamente com o auxílio de um telescópio, em 1781. Assim como o de Vênus, o sentido de rotação de Urano é retrógrado, ao contrário da maioria dos corpos do Sistema Solar. Além disso, o eixo de rotação é extremamente inclinado, fazendo com que os polos do planeta fiquem diretamente voltados para o Sol durante um longo período. A atmosfera do planeta, formada principalmente de hidrogênio e hélio, além de uma pequena quantidade de metano (responsável pela coloração azul esverdeada) e água, mostra-se dinãmica conforme as mudanças de estação do planeta. O interior de Urano possivelmente contém uma camada líquida de água, metano e amônia. O planeta também possui um sistema de anéis com faixas estreitas, composto por partículas escuras nos anéis mais internos e partículas brilhantes nos mais externos.39

Os satélites naturais do planeta, que totalizam 27, foram nomeados de acordo com o nome das personagens de uma peça teatral em homenagem ao autor inglês William Shakespeare, diferente dos de outros planetas, que receberam nomes da mitologia grega. Oberon e Titânia são os maiores corpos que orbitam o planeta. Ariel tem a superfície mais brilhante e possivelmente a mais recente dentre os satélites de urano, com poucas crateras de impacto. Miranda, por sua vez, apresenta intrigantes cânions com áreas cuja superfície parecem antigas ao lado de outras possivelmente recentes. Todos esses satélites aparentam ser formados de uma mistura entre rochas e gelo. Os demais corpos ao redor de Urano provavelmente se tratam de asteroides capturados pela gravidade do planeta.40

Netuno[editar]

O gigante e gelado planeta Netuno, o mais afastado planeta do Sistema Solar, foi o primeiro planeta localizado através de cálculos matemáticos em vez de observações regulares do céu, partindo-se das irregularidades presentes na órbita de Urano, cuja causa foi constatada com o auxílio de um telescópio. A extremamente violenta atmosfera de Netuno, cuja velocidade dos ventos é nove vezes superior a dos ventos mais fortes que ocorrem na Terra, apresenta relevante porcentagem de metano, que lhe confere coloração azulada. Com frequência surgem sitemas de tempestades circulares no planeta, como a grande mancha escura, um sistema de tempestades maior que a Terra mas que desapareceu anos após ser fotografado pela sondaVoyager 2. As camadas intermediárias do planeta são possivelmente formadas por compostos que formam gelo, como amônia e água, ao redor de um núcleo rochoso.41

Dos quatorze satélites naturais conhecidos de Netuno, o maior e mais intrigante deles é Tritão, que orbita o planeta em direção oposta à dos demais. Apesar de extremamente fria (com temperaturas inferiores a -230 graus Celsius), possui formações semelhantes a gêiseres que expelem gelo da superfície, além de uma tênue atmosfera que por algum motivo está se tornando mais quente. Muitas das outras luas são pequenas e escuras, razão pela qual foram descobertas somente após o envio de sondas espaciais. O sistema de anéis do planeta apresenta diversas irregularidades, com regiões mais densamente preenchidas que outras, além de provavelmente serem considerados recentes e que não devem durar por muito tempo.41

Planetas anões[editar]

Desde sua descoberta, Plutão foi considerado o nono planeta do Sistema Solar, até que a descoberta em 2005 de um novo corpo celeste, posteriormente denominado Éris, cujas dimensões eram semelhantes às de Plutão, colocou em xeque a definição do que de fato seria um planeta. As discussões transcorreram até o ano seguinte, quando decidiu-se criar uma classificação que englobe a características distintas desses corpos, maiores que asteroides, mas substancialmente menores que os demais planetas. Tais corpos passaram a ser denominados, a partir de então,planetas anões que têm em comum o fato de que, embora sejam esféricos como um planeta, seu tamanho não foi suficiente para "limpar" sua órbita, ou seja, sua força gravitacional não é suficiente para atrair corpos menores nas proximidades.42 Atualmente encontram-se nessa categoria cinco corpos celestesnota 7 , donde um se localiza entre as órbitas de Marte e Júpiter (Ceres) e os demais se encontram próximos ou além da órbita de Netuno, os quais recebem a denominação especial de plutinos em alusão à importância histórica do antigo planeta.43

O planeta anão mais próximo do Sol, Ceres, situa-se entre as órbitas de Marte e Júpiter, numa região povoada por inúmeros corpos menores, o Cinturão de Asteroides. Com um formato aproximadamente esférico, Ceres é considerado um "planeta embrião" que provavelmente não atingiu o porte de um planeta devido à influência gravitacional nas proximidades. Possivelmente abriga consideráveis quantidades de água sob a forma de gelo, formando um manto que envolve seu núcleo denso e rochoso.44

Com dois terços do diâmetro da Lua aproximadamente, Plutão provavelmente é formado por um núcleo rochoso cercado por uma espessa camada de gelo. Sua órbita excêntrica faz com que, durante um período de vinte anos, o planeta anão fica mais próximo do Sol que Netuno, período no qual possivelmente ocorre a formação de uma tênue e temporária atmosfera resultante da vaporização dos compostos anteriormente em estado sólido.Caronte,a maior das cinco luas do planeta anão, possui quase a metade do seu tamanho, o que leva alguns cientistas a considerarem os dois corposcomo sistema duplo em vez de planeta anão e satélite.45

Éris possui dimensões ligeiramente menores que as de Plutãonota 8 e provavelmente a mesma composição. Originalmente apelidado de Xena, o planeta anão leva mais de quinhentos anos para completar seu período de translação e possui uma pequena lua, Disnomia.46 Makemake, cujo tamanho é um pouco menor que o de Plutão, contém metano e etano em sua superfície, além de uma coloração avermelhada atribuída à interação desses compostos com a radiação ultravioleta do Sol.47 E, por fim, Haumea, um planeta anão com tamanho semelhante ao de Plutão, possui uma dos mais curtos períodos de rotação do Sistema Solar (menos de quatro horas), o que provocou um alongamento do seu formato, tomando uma forma semelhante à de uma bola de futebol americano. Possui dois satélites naturais, Namaka e Hiʻiaka.48

Corpos menores[editar]

Por definição da União Astronômica Internacional, todos os corpos que não se enquadram na categoria de planetas ou de planetas anões, à exceção dos satélites naturais, devem ser referidos coletivamente como corpos menores do Sistema Solar49 Em tal classificação enquadram-se os asteroides, concentrados sobretudo na região entre as órbitas de Marte e Júpiter, os cometas e os demais corpos formados por rocha e gelo situados além da órbita de Netuno, além das incontáveis partículas de poeira interestelar que permeiam o espaço interplanetário.50

Asteroides[editar]

Considerados fragmentos remanescentes da formação do Sistema Solar, os asteroides são corpos rochosos de formato irregular cujo tamanho varia de alguns metros a algumas centenas de quilômetros de diâmetro. Apesar de estarem catalogados mais de meio milhão desses objetos, mas acredita-se que o número real deve ser muito maior, a massa em conjunto de todos eles é inferior à massa da Lua. A gravidade de Júpiter não permitiu que a matéria presente entre sua órbita e a de Marte se agregasse e formasse um novo planeta na região, por isso, os corpos remanescentes concentram-se numa região denominada Cinturão de Asteroides. Dentre seus componentes, mais de 150 possuem satélites naturais ou formam sistemas bináriosentre si. Logo após o planeta anão Ceres, Vesta é o maior asteroide do Sistema Solar, com um diâmetro aproximado de 530 quilômetros.51 A presença do planeta gigante gasoso não permite que a distribuição de asteroides no cinturão seja uniforme, mas sua gravidade provoca o surgimento das Lacunas de Kirkwood.52 Júpiter ocasionalmente desvia a órbita de alguns asteroides, direcionando-os para o interior do Sistema Solar. A colisãodesses corpos com a Terra foi responsável por significativas alterações na história geológica e a evolução da vida no nosso planeta.51

Certos grupos de asteroides compartilham a mesma órbita que um planeta, formado o grupo dos troianos, localizados sempre 60° a frente e atrás do planeta, nos pontos de Lagrange).nota 9 Na órbita de Júpiter se encontra o mais expressivo grupo de troianos conhecido, com mais de seiscentos mil componentes com mais de um quilômetro descobertos.53 Netuno também possui asteroides troianos e recentemente descobriu-se o primeiro troiano da Terra, o 2010 TK7.52 54 Entre as órbitas de Júpiter e Netuno, existem, ainda, outra classe de asteroides denominados Centauros, que são oriundos da ejeção dos objetos do Cinturão de Kuiper durante a migração planetária. Contudo, ficam nessa região por um tempo relativamente curto, pois suas órbitas ou são alteradas pela gravidade dos planetas gigantes ou colidem com eles.55

Alguns desses corpos, ainda, que encontram-se no interior do Sistema Solar, aquém do Cinturão de Asteroides, constituem o grupo dos Objetos Próximos da Terra (NEO, sigla de Near Earth Objects) que, como o próprio nome diz, são asteroides cuja órbita aproxima-se substancialmente do nosso planeta. Formalmente um NEO é definido como um corpo cujo periélio ocorre a menos de 1.3 unidade astronômica, e são divididos em classes de acordo com suas características orbitais. O primeiro corpo descoberto orbitando nas proximidades da órbita terrestre foi oasteroide Eros, que possui cerca de 33 quilômetros de comprimento. Até primeiro de fevereiro de 2013, 9 567 objetos haviam sido catalogados nas vizinhanças da órbita terrestre.52 56 57 58

É provável que o evento de extinção em massa dos dinossauros ocorrido há 65 milhões de anos tenha sido causado pelo impacto de um asteroide com cerca de dez quilômetros de extensão, criando uma imensa cratera, o que evidencia o alto poder de destruição de tais eventos de impacto.59 Em primeiro de fevereiro de 2013 existiam 1 376 corpos que representavam um possível, mas extremamente remoto, risco de colisão com a Terra.58 Por essa razão, o monitoramento constante do céu permite a descoberta de diversos corpos que possam apresentar ameaça, o que é feito por diversos programas de observação como o Lincoln Near-Earth Asteroid Research, o Near Earth Asteroid Tracking e o Lowell Observatory Near-Earth-Object Search, dentre outros. Para estimar a probabilidade de colisão foi criada a Escala de Turim, que varia de 0 a 10, onde o menor valor significa ameaça insignificante, enquanto o valor máximo representa uma colisão iminente com consequências globais.60 Entretanto, os asteroides nas proximidades também podem ser o primeiro alvo para exploração de minérios fora da Terra, já que, segundo pesquisas, possuem uma considerável quantidade de ouro, platina e outros metais raros em sua composição.61

Objetos transnetunianos[editar]

A região do Sistema Solar além da órbita de Netuno não é completamente vazia, pelo contrário, é povoada por inúmeros corpos designados coletivamente como objetos transnetunianos. Tais corpos, cuja composição consiste basicamente em gelo e fragmentos rochosos, distribuem-se em três regiões principais, o Cinturão de Kuiper, o disco disperso e a Nuvem de Oort.62

Embora possa apresentar uma certa semelhança com o Cinturão de Asteroides, o Cinturão de Kuiper (ou de Kuiper-Edgeworth) é formado por corpos constituídos por fragmentos rochosos em associação com compostos voláteis sob a forma de gelo, distribuídos a uma distância entre 30 e 55 unidades astronômicas do Sol. Foram descobertos até o presente momento milhares de corpos nessa região, embora estimativas sugiram a existência de aproximadamente um trilhão de componentes com mais de um quilômetro de diâmetro.nota 1 Dentre os maiores objetos dessa região destacam-se os quatro planetas anões (Plutão, Haumea, Makemake e Éris).63 64

Os corpos gelados que habitam a região do disco disperso têm em comum órbitas que, em seu ponto mais próximo, se sobrepõem à região do Cinturão de Kuiper, mas sua distância máxima do Sol acontece em um região ainda mais afastada que o próprio cinturão. Tal região, assim como o Cinturão de Kuiper, é a provável fonte de cometas que se desviam para as proximidades do Sol. A órbita altamente inclinada desses corpos em relação com o plano de órbita dos planetas sugere que, durante o período da migração de Netuno, a trajetória dos constituintes desse grupo tenham sido radicalmente alteradas. Alguns astrônomos consideram o disco disperso como mera região do Cinturão de Kuiper, denotando seus componentes como "objetos do Cinturão de Kuiper dispersos" 65 Alguns astrônomos também classificam os Centauros, que se localizam entre as órbitas dos planetas gigantes, como objetos internos do Cinturão de Kuiper, desviados para órbitas mais internas.66

Em 1950, o astrônomo alemão Jan Oort propôs que alguns cometas provêm de uma vasta e extremamente distante região do Sistema Solar, que forma uma espécie de concha esférica de corpos compostos de gelo que circundam todo o Sistema Solar. Em sua homenagem, tal região foi nomeadaNuvem de Oort, encontrando-se no espaço entre cinco mil e cem mil unidades astronômicas de raio a partir do Sol. Nessa região, por conta do efeito reduzido da gravidade do astro central do Sistema Solar, a influência de outras estrelas e da própria galáxia ocasionalmente desvia alguns desses corpos em direção ao meio interestelar ou ao centro do sistema, formando, nesse último caso, um cometa de longo período. Estima-se que a quantidade de corpos de gelo nessa região esteja entre 0.1 e dois trilhõesnota 1 .63 67

Cometas[editar]

Formados basicamente por gelo (de água e gás carbônico, dentre outros) e fragmentos rochosos, os cometas são corpos oriundos das regiões longínquas do Sistema Solar que ocasionalmente visitam as proximidades do Sol. Acredita-se que tais objetos trouxeram água e compostos orgânicos para o nosso planeta, essenciais para o surgimento das formas de vida. Classificam-se em dois grupos de acordo com seu período de translação e sua região de origem. Os cometas de curto período, cujo exemplo mais famoso é o Halley, são aqueles que levam menos de duzentos anos para completar uma volta ao redor do Sol, originando-se na região do Cinturão de Kuiper. Já os cometas de longo período, por outro lado, provêm de uma região ainda mais distante, a Nuvem de Oort, sua passagem através do interior do Sistema Solar é imprevisível e podem levar até trinta milhões de anos para completar sua órbita, como o cometa McNaught.68 69

Tais corpos originalmente ocupavam órbitas em regiões extremamente frias do Sistema Solar, mas perturbações gravitacionais diversas os direcionam em direção ao Sol. Ao se aproximar da estrela, o intenso calor provoca a sublimação dos compostos voláteis em sua superfície, e seus gases desprendidos formam uma cauda que se torna brilhante quando interage com o vento solar, podendo estender-se por milhões de quilômetros. Seus componentes sólidos também são ejetados do cometa a partir da pressão gasosa que se forma, deixando uma trilha de poeira ao longo de sua órbita. Alguns cometas atravessam o periélio a uma distância segura, sobrevivendo ao calor e radiação intensos da estrela. Outros, no entanto, têm sua estrutura interna destruída e se rompem, liberando inúmeros pedaços de gelo que logo se vaporizam, fazendo com que o cometa desapareça por completo.68 69

Meteoroides, meteoros e meteoritos[editar]

Permeando o espaço interplanetário existem inúmeras partículas minúsculas de natureza rochosa denominadas meteoroides. Frequentemente tais partículas penetram na atmosfera terrestre com enorme velocidade (dezenas de quilômetros por segundo), provocando sua combustão e vaporização não atingindo, na maioria das vezes, a superfície de nosso planeta. O rastro luminoso que se manifesta durante o processo caracteriza um meteoro ou, na cultura popular, estrela cadente. Tal fenômeno ocorre com relativa frequência, sendo que toda noite é possível avistar alguns meteoro. Contudo, por vezes a Terra intercepta regiões do espaço onde cometas e asteroides deixaram uma trilha dessas partículas, ocasionando um surto de atividade denominado chuva de meteoros, durante a qual pode-se contabilizar centenas ou até mesmo, em certos casos, milhares de meteoros por hora. 52Essas partículas dispersas por todo o Sistema Solar produzem, ainda, um fenômeno conhecido como luz zodiacal, no qual a enorme quantidade de minúsculas partículas dispersa a luz solar, formando uma zona de luminosidade visível no céu ao longo do plano de órbita dos planetas, visível antes da alvorada ou após o crepúsculo.70

Alguns desses corpos eventualmente conseguem chegar à superfície terrestre, passando a ser denominados, então, meteorito. Sua origem pode ser diversa, vindos de cometas, asteroides ou até mesmo de Marte ou da Luanota 10 São classificados basicamente em quatro tipos, de acordo com sua composição e características, os condritos (mais comuns), acondritos, ferrosos e ferrosos-rochosos.71 A queda de meteoros em áreas povoadas é um evento extremamente raro. Contudo, um dos casos mais notáveis aconteceu na Rússia em 15 de fevereiro de 2013, quando uma imensa bola de fogocruzou o céu no sul do país e fragmenos atingiram o solo próximo à cidade de Cheliabinsk, onde as ondas de choque provocadas pela explosão quebraram os vidros das janelas e sacudiram os prédios, deixando centenas de feridos.72

Dinâmica[editar]

Durante milhares de anos, a humanidade, com poucas e notáveis exceções, não reconheceu a existência do Sistema Solar. As pessoas acreditavam que a Terra era estacionária no centro do universo e categoricamente diferente dos objetos que se moviam no céu. Esse modelo geocêntrico criado por Ptolomeu prevaleceu por vários séculos. Nicolau Copérnico foi um dos primeiros a propor que os planetas giravam em torno do Sol. De acordo com sua teoria, as órbitas de Mercúrio e Vênus formavam círculos menores que a da Terra. Marte, Júpiter e Saturno, por sua vez, descreviam órbitas circulares maiores e, por fim, uma esfera de estrelas que envolvia todo o sistema permanecia fixa. Contudo, o movimento dos planetas ainda apresentavam variações, que foram sendo corrigidas com base em novas teorias e observações feitas por vários cientistas e astrônomos como Johannes Kepler, Galileu Galilei e Isaac Newton73 74

Movimento aparente dos planetas[editar]

A palavra planeta surgiu da expressão grega asteres planetai que significa "estrelas errantes", por conta do movimento irregular que alguns astros executavam no céu em relação às estrelas fixas. Sabe-se hoje que esses cinco objetos visíveis a olho nu, que são Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno, são planetas que apresentam movimentos próprios, e são classificados em planetas inferiores e superiores, de acordo com a posição de suas órbitas em relação à da Terra.75

Planetas inferiores[editar]

Mercúrio e Vênus, também chamados de planetas inferiores, são os únicos cujas órbitas são mais próximas do Sol em relação à da Terra. Com isso, esses planetas sempre são vistos próximos do astro, oscilando entre os seus lados, o que, portanto, faz com que sejam visíveis somente pouco antespôr do sol e algumas horas antes da alvorada.76 Por vezes esses planetas passam entre a Terra e o Sol, o que é chamado de conjunção inferior. Continuando sua órbita, o planeta move-se para oeste do Sol, tornando-o visível, agora, antes do nascer do sol no horizonte leste. O ângulo entre o planeta e o Sol visto da Terra (denominado elongação) sofre um acréscimo a cada dia até um certo ponto, quando ocorre a enlongação máxima a oeste, quando aparentemente o planeta está mais afastado do Sol. Logo depois, sua enlongação vai diminuindo novamente até que o planeta passa atrás do Sol, o que caracteriza uma conjunção superior. Seguindo sua órbita, surge agora do lado leste da estrela, tornando-se visível, portanto, logo após o pôr do sol. Mais uma vez a elongação cresce a cada dia, até que o planeta atinge a elongação máxima a leste. Posteriormente o ângulo do planeta volta a decrescer, até que acontece uma nova conjunção inferior, e o ciclo se repete.77

De acordo com seu movimento em torno do Sol, Mercúrio e Vênus passam por um ciclo de fases, razão pela qual seu brilho e tamanho aparentevariam consideravelmente de acordo com a distância e posição do planeta em relação à Terra. Na conjunção inferior, por exemplo, o tamanho aparente do planeta é máximo, mas o brilho é mínimo. Em certos casos, o alinhamento entre o planeta, o Sol e a Terra é perfeito, o que provoca a ocorrência de um trânsito, ou seja, o planeta passa na frente do disco solar. Os trânsitos de Mercúrio são relativamente comuns, mas os de Vênus são bem mais raros, sendo que o último do século ocorreu em 2012.78

Planetas superiores[editar]

Os planetas superiores são o grupo formado pelos planetas cujas órbitas situam-se além da órbita terrestre, sendo que seus componentes são Marte e os planetas gigantes. Como consequência, nosso planeta por vezes fica entre um planeta superior e o Sol, o que é chamado de oposição. Essa condição caracteriza o período mais favorável para a observação de um desses corpos celestes, uma vez que seu tamanho aparente se torna o maior possível e a face do planeta voltada para a Terra fica completamente iluminada. A medida que a Terra se move, cria-se a impressão de que o planeta move-se no céu seguindo a direção leste indo de encontro ao Sol, até que ele passa atrás da estrela, criando uma conjunção superior. Depois disso, o planeta surge novamente no horizonte oeste e sua elevação (ou elongação) se torna cada vez maior até que novamente acontece uma oposição.79

Durante a maior parte desse período, os planetas superiores movem-se em direção oeste-leste no céu, descrevendo a trajetória denominada movimento direto. Contudo, próximo ao período da oposição, o planeta faz um movimento aparente de loop e passa a se mover em direção oposta, o que caracteriza o movimento retrógrado aparente. Isso acontece devido às diferenças entre as órbitas da Terra e a dos corpos cujas órbitas estão mais além. Uma vez que a Terra possui uma maior velocidade orbital comparada aos outros planetas superiores, a mudança de posição produz a ilusão de que eles passam a se mover, durante um certo período, em direção oposta.79 80

As primeiras teorias[editar]

Uma das primeiras teorias para explicar o movimento planetário foi criada pelo filósofo grego Aristóteles, que propunha a existência de várias esferas cristalinas que cercavam e giravam em torno da Terra. Em cada uma delas estaria incrustado um corpo celeste, como os planetas, o Sol, a Lua e as estrelas fixas. A última esfera seria a do "movimento primordial", cuja rotação seria transmitida de uma esfera pera outra promovendo, assim, o movimento de todos os corpos. Ajustando-se as velocidades angulares dessas esferas seria possível explicar várias características do movimento planetário. Contudo, os problemas com essa teoria logo surgiram, pois ela não explicava, por exemplo, por que ocorria o movimento retrógrado. A aparente solução veio com Ptolomeu que, na sua publicação Almagesto, criou um modelo planetário cujo centro ainda era a Terra, onde os planetas não permaneciam fixos em sua órbita, mas giravam em torno de um ponto imaginário, formando um epiciclo, o que explicaria diversos aspectos observados. Essa teoria, no entanto, ainda não descrevia com exatidão o deslocamento dos planetas, por isso passou por diversos ajustes.81

Durante a Idade Média, as teorias dos gregos foram incorporadas à cultura europeia, ganhando importância teológica, sobretudo por conta da influência da Igreja Católica. A ideia de que a Terra estava no centro do Universo ia de encontro à crença sobre a importância dos seres humanos para Deus. Incorporando termos do modelo aristotélico, a teoria sobre o movimento dos planetas afirmava que a esfera mais externa seria o limite além do qual estaria o paraíso e o movimento dessas esferas seria promovido pelo poder de Deus. Por isso, durante esse período, o surgimento de novos pontos de vista do Universo não se tratavam somente de um tema científico, mas também do desafio a um dogma religioso.81

O surgimento da astronomia moderna[editar]

As ideias do modelo geocêntrico dominaram até o século XVI, quando o astrônomo polonês Nicolau Copérnico publicou em seu livro Das revoluções das esferas celestes que todos os planetas, inclusive a Terra, orbitavam o Sol, o que ficou conhecido como modelo heliocêntrico. Essa teoria dizia ainda que somente a Lua girava ao redor do nosso planeta, que as estrelas eram objetos muito distantes que não orbitam o Sol, além de afirmar que a Terra tinha um movimento de rotação que durava 24 horas, o que produzia o movimento aparente das estrelas no céu, em direção contrária. Como consequência, o moviemento retrógrado e a variação de brilho dos planetas foram explicados como sendo simples consequências da variação da distância entre a Terra e os demais planetas à medida que seguem sua trajetória. Apesar da importância dessas ideias, eras não eram tão novas assim. No século II a.C., Aristarco de Samos já imaginava o Sistema Solar tendo o Sol em seu centro mas, com a influência das teorias de Aristósteles, suas ideias não se propagaram. Acredita-se que a maior parte das obras de Copérnico foram publicados somente no fim de sua vida pelo medo do astrônomo de ser ridicularizado e de suas teorias serem desaprovadas principalmente pela Igreja Católica. Suas ideias permaneceram pouco conhecidas mesmo após cerca de cem anos após seu falecimento, quando uma sucessão de avanços científicos levaram à completa descrença no modelo geocêntrico e à criação de uma visão moderna sobre a astronomia, o que ficou conhecido como Revolução Copernicana.82

O astrônomo dinamarquês Tycho Brahe fez importantes contribuições para o desenvolvimento da astronomia moderna. Com diversos instrumentos criados por ele, efetuou inúmeras observações e reuniu dados detalhados sobre a posição dos planetas, especialmente de Marte, a partir do seu próprio observatório, Uranienborg, com uma impressionante precisão. Além disso, observou uma supernova que explodiu em 1572 e provou que ela estava muito distante, assim como as estrelas, e também provou que um cometa que passara em 1577 situava-se bem mais distante da Terra que a Lua, contrariando a teoria aristotélica de acordo com a qual tais corpos surgiriam a partir de fenômenos atmosféricos.83

Johannes Kepler era assistente de Brahe em seu observatório. O jovem astrônomo acreditava firmemente no modelo heliocêntrico, diferente de seu chefe, que temia ainda que Kepler fizesse descobertas que ofuscassem sua importância como astrônomo, por isso mostrava somente parte dos dados obtidos em suas observações para seu assistente. Visando ocupar Kepler enquanto trabalhava em suas teorias sobre o Sistema Solar, Brahe entregou-lhe todas as informações observacionais de Marte e o incumbiu a difícil tarefa de entender as irregularidades no movimento do planeta vermelho. O modelo de Copérnico previa que as órbitas eram perfeitamente circulares, mas Kepler chegou à conclusão que isso estava errado, na verdade as órbitas eram achatadas, formando uma figura geométrica chamada elipse. Essa afirmação só foi possível porque Marte é um dos planetas com a órbita mais excêntrica, e era justamente o que tinha os dados mais detalhados.84

As leis do movimento planetário[editar]

Após a morte de Brahe, Kepler adquiriu os volumosos e precisos dados sobre os planetas, que permitiram a criação das três leis do movimento planetário. A primeira lei afirma que as órbitas dos planetas são elipses, com o Sol em um dos focos dessa elipse. Por conta disso, a distância entre o planeta e o Sol está em constante mudança enquanto percorre sua órbita. A segunda lei do movimento planetário afirma que a linha imaginária que ume o planeta ao Sol varre áreas iguais em intervalos de tempo iguais enquanto o planeta descreve sua órbita elíptica. Isso implica na constante mudança da velocidade angular do planeta. Quando ele se encontra mais próximo do Sol sua velocidade é maior, e o ponto de maior aproximação entre eles é chamado de periélio. Por outro lado, quando o planeta se encontra mais distante sua velocidade é reduzida, e o ponto de maior afastamento é denominado afélio. Por fim, a terceira lei de Kepler diz que a razão do quadrado dos períodos de translação de um planeta é igual à razão dos cubos dos seus semieixos maioresnota 11 . O eixo mais extenso de uma elipse é chamado de eixo maior, enquanto o mais curto chama-se eixo menor. A metade do comprimento do eixo maior denomina-se semieixo maior, cujo valor corresponde à distância média entre o planeta e o Sol. Essa lei implica na grande variação do período com o aumento do raio da órbita.84 Contudo, essas conclusões foram obtidas de forma empírica, e Kepler não sabia a razão pela qual os planetas obedeciam tais leis, e a resposta só viria muitos anos depois, a partir das ideias de Newton.85

Galileu Galilei, apesar de não ter inventado o telescópio, foi o primeiro a apontá-lo para o céu, o que foi crucial para o entendimento das reais características dos corpos celestes. Olhou para o Sol (talvez o motivo pelo qual ficou cego) e viu manchas, que permitiram constatar o movimento de rotação da estrela, descobriu as quatro maiores luas de Júpiter (que agora são chamadas de luas galileanas), observou as fases mutantes de Vênus e constatou que eram consequência da mudança da posição do planeta e da Terra em relação ao Sol. Olhou para a Via Láctea e concluiu que era formada por inúmeras estrelas, observou as "orelhas" de Saturno, que lhe pareciam assim devido à baixa resolução de seu telescópio e viu que a Lua não era lisa, mas cheia de montanhas e crateras.86

No mesmo ano da morte de Galileu, nasceu Isaac Newton, o cientista que viria a revolucionar o mundo da ciência ao unificar a astronomia à física. Além das três leis sobre moção dos objetos, descobriu a força que rege o movimento dos corpos no Universo: a gravidade. A grande ideia de Newton surgiu a partir da simples observação de uma maçã caindo da árvore. Estudando esse movimento, percebeu que era acelerado e que, portanto, uma força agia sobre a maça para aumentar sua velocidade durante a queda. Então, imaginou que se a árvore fosse duas vezes mais alta, a gravidade continuaria agindo sobre ela, provocando a queda da fruta em direção ao chão. Então concluiu que o campo de ação dessa força provavelmente se estenderia por uma distância muito maior, e chegaria até a Lua, fazendo com que o satélite natural ficasse ligado gravitacionalmente à Terra. Posteriormente, Newton fez um experimento mental por meio do qual descobriu a razão pela qual a Lua orbita a Terra e os planetas orbitam o Sol. Então, chegou à conclusão de que todo objeto no Universo atrai outro objeto com uma força que age na linha que une o centro dos dois corpos que é proporcional ao produto das massas desses dois objetos e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre esses dois objetosnota 12 , o que ficou conhecido como lei da gravitação universal. Newton começou a imaginar, ainda, por que o Sol seria "privilegiado" por ficar parado em um único local no centro do Sistema Solar, sem se mover. Então concluiu que na verdade os objetos do Sistema Solar, inclusive o próprio Sol, se movem em torno de um ponto chamado centro de massa, contudo a massa muito superior da estrela faz com que ela fique quase no centro.87

Como todos os corpos com massa possuem uma força gravitacional, os planetas sofrem pequenos desvios devido a essa atração mútua, que são chamados de perturbações. Com as medidas cada vez mais precisas, essas variações de movimento ficaram cada vez mais evidentes. Por meio dos dados obtidos da órbita de Urano, por exemplo, os cientistas constataram pequenas variações causadas por um corpo ainda desconhecido. Depois de diversos cálculos, Urbain Le Verrier e John Couch Adams encontraram, independentemente, a posição em que deveria se encontrar o corpo que causava essas perturbações, e constatou-se que se tratava de um novo planeta, Netuno.88

As leis de Newton permaneceram incontestadas por muitos anos. Por meio delas, constatou-se que a influência mútua dos planetas não permitia que as órbitas fossem fixas, mas que tinham um movimento chamado de precessão, mais facilmente verificável na órbita de Mercúrio. Contudo, observações mais acuradas mostraram que a precessão do planeta era maior do que a prevista pela lei da gravitação de Newton. Inicialmente pensou-se que essa variação seria causada pela presença de um planeta hipotético entre Mercúrio e o Sol, chamado Vulcano.88 No entanto, nenhum objeto foi encontrado nessa região, e a solução foi dada somente anos mais tarde com a teoria da relatividade geral de Einstein. Hoje sabe-se que os movimentos dos corpos são muito mais complexos do que se pensava, pois são influenciados pela distorção que a gravidade causa no espaço-tempo, por exemplo. Entretanto, as leis de Newton ainda fornecem uma boa aproximação sobre os movimentos planetários.89 90

O movimento dos corpos do Sistema Solar[editar]

Todos os planetas do Sistema Solar orbitam o Sol em sentido anti-horário quando vistos de cimanota 13 . Todos os planetas, exceto Mercúrio e Vênus, possuem satélites naturais que também giram no mesmo sentido que os planetas quando vistos de cima, somente com algumas poucas exceções.91Todos os corpos apresentam, ainda, um movimento próprio, denominado rotação, cujos períodos diferem substacialmente uns dos outros. Júpiter, por exemplo, gasta somente 9.9 horas para girar sobre seu próprio eixo e o Sol cerca de 25 dias terrestres, enquanto Vênus gasta 243 dias terrestres. O movimento de rotação de todos os planetas, salvo Vênus e Urano, também é anti-horário.92 O fato da maior parte dos planetas girar e orbitar no mesmo sentido não é coincidência. Na verdade, como todos os objetos se originaram de uma mesma nuvem que girava em uma só direção, o Sol, os planetas e os demais objetos, portnato, herdaram esse movimento. As causas pelas quais alguns corpos não se movem no mesmo sentido dos demais são provavelmente colisões que aconteceram na época da formação do Sistema Solar, que alteraram a direção do movimento.93

[Esconder]Elementos orbitais dos planetas94
Planeta	Semieixo maior (UA)	Excentricidade	Período (em anos)
Mercúrio	0.387	0.205	0.2408
Vênus	0.723	0.0067	0.6152
Terra	1.000	0.016	1.000
Marte	1.523	0.0934	1.880
Júpiter	5.203	0.048	11.862
Saturno	9.537	0.054	29.457
Urano	19.191	0.047	84.018
Netuno	30.069	0.008	164.78

Os planetas orbitam o Sol praticamente no mesmo plano, chamado de eclíptica, que tem como referência o plano da órbita da Terra no espaço. Todos os planetas descrevem órbitas elípticas, sendo que o Sol se localiza em um dos dois de seus focos, conforme enunciado por Kepler. O formato da elipse é determinado, ainda, por uma grandeza chamada excentricidade, que varia de zero a um. Quanto mais próximo de zero, mais circular, e, por outro lado, quanto mais próximo de um, mais achatada é a sua forma. Em geral a excentricidade da órbita dos planetas são demasiado baixas e seu formato é, portanto, praticamente circular.95 Para se medir as distâncias no Sistema Solar convencionou-se o uso da unidade astronômica (UA), que corresponde à distância média entre a Terra e o Sol, ou seja, cerca de 149.6 milhões de quilômetros.96

Devido ao fato de que os corpos do Sistema Solar exercem atração gravitacional entre si, as órbitas não são elipses perfeitas. Uma das consequências mais notáveis desse fato é a mudança no ponto da órbita onde ocorre o periélio, causando a precessão. Outros efeitos dessa atração mútua são as variações da excentricidade e da inclinação das órbitas, além da mudança gradual na inclinação do eixo de rotação em relação ao plano orbital do planeta. Na Terra, essas oscilações orbitais têm periodos que variam de dezenove mil a cem mil anos, e foram identificadas com base nas mudanças climáticas a longo prazo pelas quais o planeta passou como consequência desssa variações.94

Ressonância[editar]

Um fenômeno importante que influencia o movimento dos planetas é a ressonância, que consiste numa relação numérica simples entre períodos, que podem ser tanto de rotação quanto de translação. Um dos exemplos mais simples é a ressonância entre a rotação e a translação da Lua, que é de 1:1. Isso significa que o satélite gasta o mesmo tempo para completar uma rotação e uma volta ao redor da Terra, o que é denominado rotação síncrona. Netuno e Plutão estão numa ressonância 3:2, o que significa que enquanto Netuno completa três voltas em torno do Sol, Plutão completa duas. Entretanto, os mais notáveis desses exemplos se encontram nos sistemas de satélites naturais dos planetas gigantes, especialmente o de Júpiter. Três das maiores luas do planeta estão em ressonância, mas sempre se alinham em duas de cada vez, nunca as três. Em Saturno, as perturbações causadas por ressonâncias fazem com que surjam lacunas nos anéis do planeta, como a divisão de Cassini. O encontro de dois corpos massivos faz com que ocorra um puxão gravitacional, ou seja, a gravidade dos corpos age junta, o que pode influenciar a órbita não só deles próprios, mas também a dos outros objetos próximos.97

Centro de massa e momento angular[editar]

O centro de massa do Sistema Solar não se localiza exatamente no centro do Sol. Por conta da existência dos planetas e outros objetos que estão em contínuo movimento, o baricentro também muda constantemente de posição. O maior planeta do Sistema Solar, Júpiter, é também o responsável por causar maior parte desse deslocamento. Por si só o planeta é capaz de mover o centro de massa para fora do Sol, o que, dependendo da posição dos outros planetas, realmente acontece. Isso faz com que o movimento do próprio Sol seja alterado, já que na verdade todos os corpos giram em torno do centro de massa, provocando "puxões gravitacionais" na estrela.98 99

Apesar do Sol conter a maioria da massa do Sistema Solar, a maior parte do momento angular, que é a quantidade de movimento associada a um corpo que executa um movimento circular, está concentrada principalmente em Júpiter, que responde por mais de sessenta por cento desse movimento. De fato o momento angular do Sol é de apenas 0,3%, enquanto que os planetas gigantes respondem por mais de 99% dessa grandeza. A Terra e os outros planetas interiores têm momento angular desprezível comparado com o dos planetas gigantes. Ainda permanece um mistério a razão pela qual o Sol perdeu seu momento angular já que, de acordo com as teorias de formação do Sistema Solar, o astro girava muito mais rapidamente mas, por algum motivo, perdeu uma fração significativa da energia de rotação. Acredita-se que o principal responsável por essa perda seja o vento solar que, quando era ejetado da estrela, levava consigo boa parte da energia do movimento.100

Plano invariável[editar]

Em diversas técnicas de observação da posição dos corpos celestes, utilizou-se o plano da órbita da Terra (eclíptica) como referência. Contudo, sabe-se que as órbitas, não só da Terra, mas de todos os planetas, não são fixas, devido à influência gravitacional mútua entre os corpos do Sistema Solar. Por isso foi estabelecido como referência o plano invariável, que foi definido como o plano perpendicular ao vetor do momento angular resultante dos corpos do Sistema Solar e que cruza seu baricentro. Uma vez que o momento angular é uma grandeza conservativa e o Sistema Solar pode ser considerado um sistema isolado, o plano não muda de posição, mesmo com as órbitas do planeta variando entre si, o que permite utilizá-lo como sistema de referência permanente. Essa ideia foi proposta inicialmente pelo físico e matemático Pierre Simon Laplace.101

Limites e localização[editar]

É difícil estabelecer uma fronteira que defina onde termina o Sistema Solar e começa o espaço interestelar. Algumas possíveis possibilidades, como a intensidade da luz e da gravidade do Sol não são viáveis. Contudo, chegou-se à conclusão de que a melhor forma de delimitar o Sistema Solar é definir onde termina a influência do vento solar, além da qual a ação dos gases do meio planetário se tornam dominantes, que forma uma espécie de bolha chamada heliosfera, envolvendo boa parte dos corpos que viajam junto com o Sol em seu trajeto em torno do centro da galáxia. No entanto, a esfera de influência gravitacional do Sol se estende para muito além da heliosfera, com raio de cerca de duzentas mil unidades astronômicas, região habitada pelos corpos da Nuvem de Oort.102 103

Heliosfera[editar]

A região do espaço dominada pelo plasma e pelo campo magnético do Sol é denominada heliosfera, que possui formato semelhante ao de uma bolha, contudo um lado é mais curto, o qual se estende por mais de 150 unidades astronômicasnota 3 a partir da estrela, devido à ação do vento interestelar. O outro lado, mais alongado, provavelmente possui centenas ou mesmo milhares de unidades astronômicas de extensão. A maior parte da matéria que preenche a heliosfera é proveniente do Sol, que se propaga através do vento solar, que se propaga até os confins dessa região do espaço e delimita a fronteira com o espaço interestelar.104

O vento solar consiste em uma corrente de particulas, primariamente prótons e elétrons, além de partículas alfa e outras em quantidade reduzida, que deixam o Sol em todas as direções com velocidades superiores a 1.5 milhão de quilômetros por hora. O motivo pelo qual essas partículas são ejetadas com velocidades tão grandes ainda permanece um mistério.105 Contudo, o vento solar não se propaga de forma uniforme, mas forma fluxos de maior e menor intensidade, como se fossem ondas que permeiam toda a heliosfera. Essa corrente, chamada de corrente heliosférica difusa é produzida pelasmudanças periódicas da polaridade do Sol, cujo período é de cerca de onze anos, que alteram o fluxo dessas partículas através de todo o Sistema Solar.106 107 Por vezes o campo magnético em certas regiões do Sol se torna tão intenso a ponto de conseguir aprisionar íons e arrancá-los da coroa solar, arremessando-os posteriormente para longe da estrela, o que forma uma ejeção de massa coronal. O vento solar, por si só, interage os corpos do Sistema Solar e dá origem a diversos fenômenos, como o brilho das caudas cometárias e as notáveis auroras polares. Em eventos mais intensos, nos quais a ejeção de massa coronal é direcionada para a Terra, ocorrem as tempestades geomagnéticas.108

Quando o material proveniente do Sol se encontra com a matéria interestelar, sua velocidade é drasticamente reduzida a valores subsônicos, formando uma onda de choque terminalnota 14 . Com isso, o plasma é comprimido e sua temperatura aumenta sensivelmente.109 Até o presente momento somente duas sondas conseguiram chegar a essa área, a Voyager 1 e a Voyager 2, cujas leituras indicaram que a distância dessa região ao Sol era de 94 e 83.7 unidades astronômicasnota 3 , respectivamente. Essa diferença provavelmente se deve à forma assimétrica da bolha, que possui menor volume na parte sul.110 As partículas, então, continuam seu trajeto, com velocidades substancialmente menores, por uma região chamada deheliosheath, onde o vento continua aquecido e avança até um certo ponto, quando não mais consegue vencer a pressão proveniente meio interestelar. Esse limite é chamado de heliopausa e delimita a área de ação do vento solar no espaço. Nessa região existe ainda uma espécie de arco de choque resultante da colisão do vento solar com as partículas do meio interestelar.106

Contexto local[editar]

O Sol, e consequentemente todos os corpos do Sistema Solar, movem-se através de uma região da galáxia conhecida como nuvem interestelar local, uma região repleta de gases do meio interestelar. Essa nuvem não é uniforme e apresenta áreas nas quais a densidade de partículas varia, além de seu movimento próprio nas mais variadas direções. Dentro dessa nuvem, Sol segue em direção a uma das áreas com baixa densidade em relação aos seus arredores, chamada de bolha local. Segundo estimativas, o Sol provavelmente cruzará toda a extensão dessa nuvem nos próximos dez mil anos. Pouco se sabe sobre essa região do espaço e como ela afeta o Sistema Solar. O fluxo da nuvem interestelar, por sua vez, é influencidado pelaassociação Scorpius-Centaurus, uma região de formação estelar a algumas centenas de anos-luz de distância que, por sua intensa atividade, produzem um vento de plasma quente e de baixa densidade.111 112 113 114 Entre 450 e 1500 anos-luz do Sol se encontra a Nebulosa de Gum, oremanescente de supernova mais próximo de nós.115 Outro objeto celeste relativamente próximo do Sistema Solar é a Nebulosa de Órion, a cerca de 1 500 anos-luz, onde é intensa a formação de estrelas, o que fornece pistas para o estudo da formação estelar.116

A estrela mais próxima do Sistema Solar é a estrela vermelha Próxima Centauri, uma dos três componentes do sistema estelar Alpha Centauri, cujo componente principal, Alpha Centauri A é uma das mais brilhantes do céu, visível no hemisfério sul, estando a cerca de 4.3 anos luz de distância do Sistema Solar. Orbitanto a segunda maior estrela do sistema, Alpha Centauri B, que é parecida com o Sol em tamanho e brilho, foi descoberto um planeta com dimensões um pouco maiores que as da Terra, sendo, portanto, o mais próximo planeta extrasolar conhecido.117 Outra estrela relativamente próxima é a estrela de Barnard, uma anã vermelha muito pequena e visível somente com telescópio, mas com um notável movimento próprio. Sirius, a estrela mais brilhante vista da Terra (depois do Sol), está a 8.6 anos-luz de distância. Em geral as proximidades do Sistema Solar são pouco povoadas por estrelas, a maior parte delas com dimensões e brilho menores que o do Sol, sendo que uma boa parcela delas integram sistemascompostos por duas ou mais estrelas. Num raio de treze anos-luz a partir do centro do Sistema Solar, existem 25 sistemas estelares, alguns deles com prováveis integrantes ainda não descobertos por causa de seu brilho muito fraco, de acordo com estimativas.118 119

De acordo com os dados obtidos pelo satélite artificial Hipparcos, colocado em órbita para medir a distância e o movimento das estrelas próximas, concluiu-se que a cada um milhão de anos, pelo menos doze estrelas em média passam a uma distância menor que um parsec (equivalente a 3.26 anos-luz) do Sol. Baseado em estimativas, acredita-se que, durante toda a existência do Sistema Solar, a menor distância que uma estrela passará do Sol será de aproximadamente 900 unidades astronômicasnota 3 , bem além da heliosfera. Contudo, tal encontro resultaria na perturbação do movimento dos corpos da Nuvem de Oort, que seriam lançados em direções aleatórias, podendo provocar, inclusive, uma chuva de cometas que bombardearia a Terra e os demais planetas e que se estenderia por mais de dois milhões de anos.119

Contexto galáctico[editar]

O Sistema Solar faz parte de uma galáxia espiral denominada Via Láctea . O Sol está localizado entre 26 e 28 mil anos-luz do núcleo galáctico e cerca de vinte anos-luz acima do plano galáctico, na parte mais interna da formação conhecida como Braço de Órion, que, na verdade, é uma mera conexão entre duas estruturas mais massivas, o Braço de Sagitário e o Braço de Perseus. Como estamos dentro da galáxia, vemos seu plano como uma faixa brilhante percorrendo todo o céu, sendo que seu centro se localiza na constelação de Sagitário. A Via Láctea possui cerca de cem mil anos-luz de diâmetro, com pelo menos 200 bilhões de estrelas, embora estimativas recentes estimam mais de 400 bilhões desses objetosnota 1 , além de milhares de aglomerados estelares e nebulosas e inúmeros planetas. Nos braços da galáxia encontram-se as estrelas mais jovens, a matéria intelestelar e nebulosas difusas, enquanto na parte central existem majoritariamente aglomerados de estrelas velhas.120 A galáxia como um todo apresenta um movimento de rotação em sentido horário quando vista da parte norte, mas com períodos que diferem de acordo com a distância ao centro. Percorrendo esse trajeto, o Sistema Solar viaja a cerca de 828 mil quilômetros por hora, por isso são necessários cerca de 225 milhões de anos para completar uma volta, o que caracteriza um ano galáctico. Estima-se que o Sol completou esse trajeto somente vinte vezes desde sua formação.121 122 119

Nossa galáxia pertence a um grupo esparso chamado de Grupo Local, composto por três grandes e cerca de trinta galáxias menores. A mais extensa do grupo é a Galáxia de Andrômeda, que está a cerca de 2.9 milhões de anos-luz de nós, porém, de acordo com estudos, a Via Láctea possui maior massa. A mais próxima galáxia é a Galáxia Anã Elíptica de Sagitário, seguida pela Grande e Pequena Nuvem de Magalhães, sendo que as três são galáxias satélite da Via Láctea.120