THE BEATLES (Let It Be)

THE BEATLES

The Beatles foi uma banda de rock britânica, formada em Liverpool em 1960. É o grupo musical mais bem-sucedido e aclamado da história da música popular. A partir de 1962, o grupo era formado por John Lennon (guitarra rítmica e vocal), Paul McCartney (baixo e vocal), George Harrison (guitarra solo e vocal) e Ringo Starr (bateria e vocal). Enraizada do skiffle e do rock and roll da década de 1950, a banda veio mais tarde a assumir diversos gêneros que vão do folk rock ao rock psicodélico, muitas vezes incorporando elementos da música clássica e outros, em formas inovadoras e criativas. Sua crescente popularidade, que a imprensa britânica chamava de "Beatlemania", fez com que eles crescessem em sofisticação. Os Beatles vieram a ser percebidos como a encarnação de ideais progressistas e sua influência se estendeu até as revoluções sociais e culturais da década de 1960.

The Beatles.

Com a formação inicial de Lennon, McCartney, Harrison, Stuart Sutcliffe (baixo) e Pete Best (bateria), os Beatles construíram sua reputação nos pubs de Liverpool e Hamburgo durante um período de três anos a partir de 1960. Sutcliffe deixou o grupo em 61, e Best foi substituído por Starr no ano seguinte. Abastecida de equipamentos profissionais moldados por Brian Epstein, que depois se ofereceu para gerenciar a banda, e com seu potencial reforçado pela criatividade do produtor George Martin, os Beatles alcançaram um sucesso imediato no Reino Unido com seu primeiro single "Love Me Do". Ganhando popularidade internacional a partir do ano seguinte, excursionaram extensivamente até 1966, quando retiraram-se para trabalhar em estúdio até sua dissolução definitiva em 1970. Cada músico então seguiu para uma carreira independente. McCartney e Starr continuam ativos; Lennon foi baleado e morto em 1980, e Harrison morreu de câncer em 2001.

Durante seus anos de estúdio, os Beatles produziram o que a crítica considera um dos seus melhores materiais, incluindo o álbum Sgt. Pepper's Lonely Hearts Club Band (1967), amplamente visto como uma obra-prima. Quatro décadas após sua dissolução, a música do grupo continua a ser muito popular. Os Beatles tiveram mais álbuns em número 1 nas paradas britânicas do que qualquer outro grupo musical. De acordo com a RIAA, eles venderam mais álbuns nos Estados Unidos do que qualquer outro artista. Em 2008, a Billboard divulgou uma lista dos top-selling de todos os tempos dos artistas Hot 100 para celebrar o cinquentenário das paradas de singles dos Estados Unidos, e a banda permaneceu em primeiro lugar. Eles já foram honrados com 8 Grammy Awards, e 15 Ivor Novello Awards da BASCA. Já venderam mais de um bilhão de discos. Os Beatles foram coletivamente incluídos na compilação da revista Time das 100 pessoas mais importantes e influentes do século XX.

"Let It Be" - The Beatles.

Let it Be (The Beatles)

When I find myself in times of trouble
Mother Mary comes to me
Speaking words of wisdom, let it be

And in my hour of darkness
She is standing right in front of me
Speaking words of wisdom, let it be

Let it be, let it be
Let it be, let it be
Whisper words of wisdom
Let it be

And when the brokenhearted people
Living in the world agree
There will be an answer, let it be

For though they may be parted
There is still a chance that they will see
There will be an answer, let it be

Let it be, let it be
Let it be, let it be
Yeah, there will be an answer let it be

Let it be, let it be
Let it be, let it be
Whisper words of wisdom
Let it be

Let it be, let it be
Let it be, yeah, let it be
Whisper words of wisdom
Let it be

And when the night is cloudy
There is still a light that shines on me
Shine on until tomorrow, let it be

I wake up to the sound of music
Mother Mary comes to me
Speaking words of wisdom, let it be

Yeah, let it be, let it be
Let it be, yeah, let it be
There will be an answer, let it be

Let it be, let it be
Let it be, yeah, let it be
Whisper words of wisdom
Let it be

CINTURÃO DE KUIPER / KUIPER BELT

Cinturão de Kuiper

Na visão tradicional, o Sistema Solar é formado pelo Sol, os planetas e um cinturão de asteroides, composto por objetos menores, a grande maioria com formas irregulares, e todos situados entre as órbitas de Marte e Júpiter.

Esse modelo ignora a presença dos cometas e dos asteroides cujas trajetórias passam por entre as órbitas de vários planetas – mas até que seria aceitável, não tivéssemos hoje uma visão um tanto mais sofisticada, onde o “velho” cinturão de asteroides há muito deixou de ser o único.

Barreira natural: Os asteroides também são comumente vistos como uma região densamente povoada, quase impenetrável. Não é verdade. Ali, um cubo com 100 milhões de quilômetros de lado contém, em média, um único corpo com mais de 100 km de diâmetro.

Oort e Kuiper

Em 1950 o astrônomo Jan Oort formulou a hipótese de que os cometas seriam originários de uma vasta região que circunda o Sol, uma espécie de nuvem em forma de concha, cerca de cinquenta mil vezes mais afastada que a Terra.

Um ano mais tarde o astrônomo Gerard Kuiper sugeriu que alguns desses objetos, tipicamente asteroides, deveriam se concentrar numa faixa contínua localizada nos limites do Sistema Solar.

Essa hipótese foi reforçada pela constatação de que existem populações separadas de cometas (chamadas "famílias de Júpiter") com indivíduos bastante distintos daqueles provenientes da nuvem de Oort.

Eles se movem em volta do Sol em cerca de 20 anos ou menos, contra os milhares ou mesmo milhões de anos de um cometa de Oort, e além disso percorrem suas trajetórias no mesmo sentido e quase no mesmo plano orbital dos planetas.

 (1)      (2)

(1) Gerard Peter Kuiper (1905-1973).

(2) Jan Hendrik Oort (1900-1992).

Finalmente, simulações em computador no início dos anos 80 previram a formação natural do cinturão de asteroides proposto por Kuiper. De acordo com este cenário, os planetas teriam se formado ao redor do Sol a partir da aglomeração de diversos elementos primordiais (os chamados protoplanetas), sendo que os resíduos não aproveitados neste processo foram gradualmente varridos da vizinhança da estrela.

Porém, além da órbita de Netuno, o último planeta gigante, ainda deveria haver uma espécie de depósito desses entulhos planetários.

Uma nova visão

A constatação veio em 1992, com a descoberta de um objeto chamado 1992QB1, com 240 km de diâmetro e à distância prevista por Kuiper. Logo foram encontrados diversos outros asteroides com dimensões similares, confirmando que o cinturão de Kuiper era real.

Dois satélites de Netuno, Nereida e Tritão, e Febe, uma lua de Saturno, por suas características orbitais incomuns são hoje considerados objetos do cinturão de Kuiper, capturados pela força gravitacional dos planetas a que agora pertencem.

Hoje existem mais de 600 objetos conhecidos no cinturão de Kuiper, todos descobertos após 1992. Entre eles está Plutão, que agora pertence a categoria dos, Éris (que é maior que Plutão) e também Varuna (com 900 km de diâmetro) e Quaoar (com 1.250 km). Já, descoberto em 2003, tem praticamente toda sua órbita fora dessa região, indo até o limite inferior da nuvem de Oort.

Concepção artística de Quaoar, um dos maiores objetos encontrados no Sistema Solar desde 1930, ano da descoberta de Plutão.

Imagens do Cinturão de Kuiper

Simulação de computador do Cinturão de Kuiper ao longo do tempo, desde a sua formação.

 

Kuiper Belt (órbitas de Netuno e Plutão).

Kuiper Belt. / Cinturão de Kuiper

FÊNIX / PHOENIX / ϕοῖνιξ

Fênix (Fonte: "Wikipedia")

A Fênix (em grego clássico: ϕοῖνιξ) é um pássaro da mitologia grega que, quando morria, entrava em auto-combustão e, passado algum tempo, renascia das próprias cinzas. Outra característica da Fênix é sua força que a faz transportar em voo cargas muito pesadas, havendo lendas nas quais chega a carregar elefantes. Podendo se transformar em uma ave de fogo.

Fênix preparando sua pira funerária.

Teria penas brilhantes, douradas, e vermelho-arroxeadas, e seria do mesmo tamanho ou maior do que uma águia. Segundo alguns escritores gregos, a Fênix vivia exatamente quinhentos anos. Outros acreditavam que seu ciclo de vida era de 97 200 anos. No final de cada ciclo de vida, a Fênix queimava-se numa pira funerária. A vida longa da fênix e o seu dramático renascimento das próprias cinzas transformaram-na em símbolo da imortalidade e do renascimento espiritual.

Suas lágrimas tem propriedades para curar qualquer tipo de doença ou ferida. Ela também suportava cargas muito pesadas, como elefantes, e dominava a arte da Pirocinese (produzia e manipulava o fogo).

Os gregos parecem ter se baseado em Bennu, da mitologia egípcia, representado na forma de uma ave acinzentada semelhante à garça, hoje extinta, que habitava o Egito. Cumprido o ciclo de vida do Bennu, ele voava a Heliópolis, pousava sobre a pira do deus Rá, ateava fogo em seu ninho e se deixava consumir pelas chamas, renascendo das cinzas.

Hesíodo, poeta grego do século VIII a.C., afirmou que a Fênix vivia nove vezes o tempo de existência do corvo, que tem uma longa vida. Outros cálculos mencionaram até 97 200 anos.

De forma semelhante a Bennu, quando a ave sentia a morte se aproximar, construía uma pira de ramos de canela, sálvia e mirra em cujas chamas morria queimada. Mas das cinzas erguia-se então uma nova Fênix, que colocava piedosamente os restos da sua progenitora num ovo de mirra e voava com ele à cidade egípcia de Heliópolis, onde os colocava no Altar do Sol.

Dizia-se que estas cinzas tinham o poder de ressuscitar um morto. O imperador romano Heliogábalo (204-222 d. C.) decidiu comer carne de Fênix, a fim de conseguir a imortalidade. Comeu uma ave-do-paraíso, que lhe foi enviada em vez de uma fénix, mas foi assassinado pouco tempo depois.

Atualmente os estudiosos creem que a lenda surgiu no Oriente e foi adaptada pelos sacerdotes do Sol de Heliópolis como uma alegoria da morte e renascimento diários do astro-rei. Tal como todos os grandes mitos gregos, desperta consonâncias no mais íntimo do homem. Na arte cristã, a fénix renascida tornou-se um símbolo popular da ressurreição de Cristo.

Curiosamente, o seu nome pode dever-se a um equívoco de Heródoto, historiador grego do século V a.C. Na sua descrição da ave, ele pode tê-la erroneamente designado por fênix (phoenix), a palmeira (phoinix em grego) sobre a qual a ave era nessa época representada.

• A crença na ave lendária que renasce das próprias cinzas existiu em vários povos da Antiguidade como gregos, egípcios e chineses. Em todas as mitologias o significado é preservado: a perpetuação, a ressurreição, a esperança que nunca têm fim.
• Para os gregos, a Fênix por vezes estava ligada ao deus Hermes e é representada em muitos templos antigos. Há um paralelo da Fênix com o Sol, que morre todos os dias no horizonte para renascer no dia seguinte, tornando-se o eterno símbolo da morte e do renascimento da natureza.
• Os egípcios a tinham por "Bennu" e estava relacionada a estrela "Sótis", ou estrela de cinco pontas, estrela flamejante, que é pintada ao seu lado.
• Na China antiga a fénix foi representada como uma ave maravilhosa e transformada em símbolo da felicidade, da virtude, da força, da liberdade, e da inteligência. Na sua plumagem, brilham as cinco cores sagradas. Púrpura, azul, vermelha, branco e dourado.
• No início da era Cristã esta ave fabulosa foi símbolo do renascimento e da ressurreição. Neste sentido, ela simboliza o Cristo ou o Iniciado, recebendo uma segunda vida, em troca daquela que sacrificou.
• A bandeira da cidade de São Francisco mostra uma Fênix, acreditado de estar um símbolo de renovação depois o sismo que devastou a cidade em 1906. A bandeira e o selo da cidade de Atlanta mostram uma fênix também.
• No Acidente na mina San José em 2010, a cápsula que estava retirando um por um dos 33 mineiros foi chamada de Fênix, porque o resgate deles a uma profundidade muito funda de terra lembra a ressurreição da ave mítica das cinzas.

Citações

"Existe outro pássaro sagrado, também, cujo nome é Fênix. Eu mesmo nunca o vi, apenas figuras dele. O pássaro raramente vem ao Egito, uma vez a cada cinco séculos, como diz o povo de Heliópolis. É dito que a fénix vem quando seu pai morre. Se o retrato mostra verdadeiramente seu tamanho e aparência, sua plumagem é em parte dourado e em parte vermelho. É parecido com uma águia em sua forma e tamanho. O que dizem que este pássaro é capaz de fazer é incrível para mim. Voa da Arábia para o templo de Hélio (o Sol), dizem, ele encerra seu pai em um ovo de mirra e enterra-o no templo de Hélio. Isto é como dizem: primeiramente molda um ovo de mirra tão pesado quanto pode carregar, então abre cavidades no ovo e coloca os restos de seu pai nele, selando o ovo. E dizem, ele encerra o ovo no templo do Sol no Egito. Isto é o que se diz que este pássaro faz." - Heródoto,

"E a Fênix, ele disse, é o pássaro que visita o Egito a cada cinco séculos, mas no resto do tempo ela voa até a Índia; e lá podem ser visto os raios de luz solar que brilham como ouro, em tamanho e aparência assemelha-se a uma águia; e senta-se em um ninho; que é feito por ele nas primaveras do Nilo. A história do Aigyptos sobre ele é testificada pelos indianos também, mas os últimos adicionam um toque a história, que a Fênix enquanto é consumida pelo fogo em seu ninho canta canções de funeral para si" - Apolônio de Tiana,

"Estas criaturas (outras raças de pássaros) todas descendem de seus primeiros, de outros de seu tipo. Mas um sozinho, um pássaro, renova e renasce dele mesmo - a Fênix da Assíria, que se alimenta não de sementes ou folhas verdes mas de óleos de bálsamo e gotas de olíbano. Este pássaro, quando os cinco longos séculos de vida já se passaram, cria um ninho em uma palmeira elevada; e as linhas do ninho com cássia, mirra dourados e pedaços de canela, estabelecida lá, inflama-se, rodeada de perfumes, termina a extensão de sua vida. Então do corpo de seu pai renasce uma pequena Fênix, como se diz, para viver os mesmos longos anos. Quando o tempo reconstrói sua força ao poder de suportar seu próprio peso, levanta o ninho - o ninho que é berço seu e túmulo de seu pai - como imposição do amor e do dever, dessa palma alta e carrega-o através dos céus até alcançar a grande cidade do Sol (Heliópolis, no Egito), e perante as portas do sagrado templo do Sol, sepulta-o" - Ovidio,

A Fênix, símbolo de ressurreição.

A Fênix entre os persas

O poeta persa sufista Farid al-Din Attar, no livro A Conferência dos Pássaros, de 1177, descreve a fênix:

"Na Índia vive um pássaro que é único: a encantadora Fênix tem um bico extraordinariamente longo e muito duro, perfurado com uma centena de orifícios, como uma flauta. Não tem fêmea, vive isolada e seu reinado é absoluto. Cada abertura em seu bico produz um som diferente, e cada um desses sons revela um segredo particular, sutil e profundo. Quando ela faz ouvir essas notas plangentes, os pássaros e os peixes agitam-se, as bestas mais ferozes entram em êxtase; depois todos silenciam. Foi desse canto que um sábio aprendeu a ciência da música. A Fênix vive cerca de mil anos e conhece de antemão a hora de sua morte. Quando ela sente aproximar-se o momento de retirar o seu coração do mundo, e todos os indícios lhe confirmam que deve partir, constrói uma pira reunindo ao redor de si lenha e folhas de palmeira. Em meio a essas folhas entoa tristes melodias, e cada nota lamentosa que emite é uma evidência de sua alma imaculada. Enquanto canta, a amarga dor da morte penetra seu íntimo e ela treme como uma folha. Todos os pássaros e animais são atraídos por seu canto, que soa agora como as trombetas do Último Dia; todos aproximam-se para assistir o espetáculo de sua morte, e, por seu exemplo, cada um deles determina-se a deixar o mundo para trás e resigna-se a morrer. De fato, nesse dia um grande número de animais morre com o coração ensanguentado diante da Fênix, por causa da tristeza de que a veem presa. É um dia extraordinário: alguns soluçam em simpatia, outros perdem os sentidos, outros ainda morrem ao ouvir seu lamento apaixonado. Quando lhe resta apenas um sopro de vida, a Fênix bate suas asas e agita suas plumas, e deste movimento produz-se um fogo que transforma seu estado. Este fogo espalha-se rapidamente para folhagens e madeira, que ardem agradavelmente. Breve, madeira e pássaro tornam-se brasas vivas, e então cinzas. Porém, quando a pira foi consumida e a última centelha se extingue, uma pequena Fênix desperta do leito de cinzas.

Aconteceu alguma vez a alguém deste mundo renascer depois da morte? Mesmo que te fosse concedida uma vida tão longa quanto a da Fênix, terias de morrer quando a medida de tua vida fosse preenchida. A Fênix permaneceu por mil anos completamente só, no lamento e na dor, sem companheira nem progenitora. Não contraiu laços com ninguém neste mundo, nenhuma criança alegrou sua idade e, ao final de sua vida, quando teve de deixar de existir, lançou suas cinzas ao vento, a fim de que saibas que ninguém pode escapar à morte, não importa que astúcia empregue.

Em todo o mundo não há ninguém que não morra. Sabe, pelo milagre da Fênix, que ninguém tem abrigo contra a morte. Ainda que a morte seja dura e tirânica, é preciso conviver com ela, e embora muitas provações caiam sobre nós, a morte permanece a mais dura prova que o Caminho nos exigirá”.

Imagens da Fênix

Onde surgiu e o que representa a mitológica ave Fênix? (Fonte: "Mundo Estranho" - Abril)

Ela surgiu no Egito antigo, milhares de anos antes de Cristo, representando a imortalidade e os ciclos da natureza. Segundo o mito, quando sentia que ia morrer, a Fênix montava um ninho com incenso e outras ervas aromáticas para ser incinerada pelos raios do Sol. De suas cinzas, nasceria uma nova ave. Assim que se sentia forte, a nova Fênix embalava as cinzas de onde surgiu em um ovo de mirra e o transportava para o templo do deus Rá, na cidade de Heliópolis. "Para os egípcios, a Fênix também representava a alma de Rá, o deus Sol", afirma o historiador Norberto Luiz Guarinello, da USP. Segundo a mitologia, essa ave poderia viver mais de mil anos e durante todo esse período só existiria uma única Fênix, por isso ela também simbolizava grandes ciclos da natureza - como os astronômicos. Sua aparência seria semelhante à de uma cegonha de plumas douradas e vermelhas. O mito também foi incorporado por outras culturas, como a greco-romana.

Os romanos viam na ave uma metáfora para o caráter imortal e intocável do Império Romano e chegaram a estampá-la em algumas de suas moedas. Com o surgimento do cristianismo, a Fênix passou a representar a ideia de ressurreição e de vida após a morte.

NUVEM DE OORT

Nuvem de Oort

 

Representação artística da nuvem de Oort e do cinturão de Kuiper.

A nuvem de Oort, também chamada de nuvem de Öpik-Oort, é uma nuvem esférica de cometas e asteroides hipotética (ou seja, não observada diretamente) que possivelmente se localize nos limites do Sistema Solar, a cerca de 50.000 UA, ou quase um ano-luz, do Sol. Isso faz com que ela fique a aproximadamente um quarto da distância a Proxima Centauri, a estrela mais próxima da Terra além do Sol. O cinturão de Kuiper e o disco disperso, as outras duas regiões do Sistema Solar que contêm objetos transnetunianos, se localizam a menos de um centésimo da distância estimada da nuvem de Oort. A parte externa da nuvem de Oort define o limite gravitacional do Sistema Solar.

Segundo algumas estimações estatísticas, a nuvem poderia abrigar entre um bilhão e cem bilhões de cometas (10^12 e 10^14), sendo a sua massa cerca de cinco vezes a da Terra.

Acredita-se que a nuvem de Oort, que recebe o seu nome graças ao astrônomo holandês Jan Oort, compreende duas regiões distintas: uma parte externa esférica e uma parte interna em forma de disco, ou nuvem de Hills. Os objetos da nuvem de Oort são compostos principalmente por gelo, amônia e metano, entre outros, e foram formados perto do Sol, nos primeiros estágios de formação do Sistema Solar. Então, chegaram às suas posições atuais na nuvem de Oort devido a efeitos gravitacionais causados pelos planetas gigantes.

Embora não se tenha feito nenhuma observação direta da nuvem de Oort, astrônomos acreditam que ela é a fonte de todos os cometas de longo período e de tipo Halley, além de muitos centauros e cometas de Júpiter. A parte externa da nuvem de Oort é muito pouco influenciada pela gravidade do Sol, e isso faz com que outras estrelas, incluse a própria Via Láctea, possam interferir na órbita de seus objetos e mandá-los para o Sistema Solar interior. De todos os cometas de curto período do Sistema Solar, muitos podem vir do disco disperso, mas alguns podem ter se originado na nuvem de Oort. Apesar de que o cinturão de Kuiper e o disco disperso tenham sido estudados e observados, apenas quatro objetos transnetunianos conhecidos—90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 e 2008 KV42—são considerados possíveis membros da nuvem de Oort interna. Os cometas da nuvem de Oort exterior encontram-se pouco ligados pela gravidade ao Sol, e isto faz com que outras estrelas, e até mesmo a própria Via Láctea, possam influir neles e provocar que saiam despedidos para o Sistema Solar interior. A maioria dos cometas de período curto originaram-se no disco disperso. No entanto, acredita-se que um grande número deles tem a sua origem na nuvem de Oort. Apesar de que tanto o cinturão de Kuiper como o disco disperso tenhem sido observados e estudados, bem como classificados muitos dos seus componentes, somente há evidências na nuvem de Oort de quatro possíveis membros: 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372, e 2008 KV42, todos eles na nuvem de Oort interior.

Primeiras hipóteses

Em 1932, o astrônomo estoniano Ernst Öpik postulou que os cometas de período longo se originaram numa nuvem que orbitava nos confins do Sistema Solar. Em 1950, o astrônomo holandês Jan Oort postulou a teoria de modo independente para resolver um paradoxo. As órbitas dos cometas são muito inestáveis, sendo sua dinâmica que, ou colidirão contra o Sol ou com qualquer outro planeta, ou sairão despedidos do Sistema Solar devido às perturbações dos planetas. Adicionalmente, ao ser formados na sua maior parte por gelo e outros elementos volátéis, estes vão depreendendo-se gradualmente devido à radiação eletromagnética até o cometa se dividir ou adquirir uma casca isolante que freia a desgasificação. Assim, Oort razoou que os cometas não puderam ter-se formado na sua órbita atual, e que deviam ter permanecido durante toda a sua existência num afastado depósito repleto destes corpos celestes, caindo com o tempo para o Sistema Solar e tornando-se cometas de período longo.

Existem dois tipos de cometas: os de período curto (também chamados cometas eclípticos), que apresentam órbitas por baixo das 10 UA, e os de período longo (cometas quase isótropos), que possuem órbitas de mais de 1.000 UA. Oort pesquisou os cometas quase isótropos, e encontrou que a maioria deles possuíam um afélio (a sua distância mais afastada ao Sol) de aproximadamente 20.000 UA e pareciam provir de todas direções, o qual fortalecia a sua hipótese e sugeria um depósito esférico. Os escassos cometas que possuíam afélios de 10.000 UA deveram passar em algum momento muito perto do Sistema Solar, sendo influenciados pela gravidade dos planetas e, portanto, fazendo menor a sua órbita.

Composição e estrutura

Distância da Nuvem de Oort respeito do resto de corpos do Sistema Solar.

Acredita-se que a nuvem de Oort se estende desde 2.000 ou 5.000 UA até 50.000 UA do Sol, embora algumas fontes situem o seu limite entre 100.000 UA e 200.000 UA. A nuvem de Oort pode-se dividir em duas regiões: a nuvem de Oort exterior, esférica, e a nuvem de Oort interior (2.000-20.000 UA), que tem forma toroidal.

A nuvem exterior fica pouco ligada ao Sol, e é a fonte da maior parte dos cometas de período longo. A nuvem interior que também se conhece como nuvem de Hills, em honra a J. G. Hills, o astrônomo que propôs a sua existência em 1981. Os modelos predizem que a nuvem interior deveria possuir dezenas ou centenas de vezes mais cometas do que a nuvem exterior; parece ser que a nuvem de Hills fornece a nuvem exterior com cometas à medida que se vão esgotando, e explica a existência da nuvem de Oort após milhares de milhões de anos.

Acredita-se que a nuvem de Oort pode abrigar vários bilhões de cometas de mais de 1,3 quilômetro de diâmetro e quinhentos mil milhões com uma magnitude absoluta menor a +10,9 (quanto menor é o valor, maior é o brilho). Apesar do número tão elevado de cometas, cada um deles estaria separado em média várias dezenas de milhões de quilômetros com referência ao cometa mais próximo. A massa da nuvem de Oort não se sabe com certeza, mas tomando o cometa Halley como protótipo de cometa da nuvem exterior, estima-se que a massa seria de 3x10^25 quilogramas, cerca de cinco vezes a da Terra. Anteriormente acreditava-se que a sua massa poderia alcançar até 380 vezes a massa terrestre, mas a atual compreensão da distribuição de tamanhos dos cometas de período longo reduziu as estimações. Atualmente, a massa da nuvem de Oort interior continua sendo desconhecida.

Considerando os cometas analisados como estimativa dos que se encontram na nuvem de Oort, a grande maioria deles estaria formada por gelo, metano, etano, monóxido de carbono e ácido cianídrico. Contudo, a descoberta do asteroide "1996 PW", que possui uma órbita mais característica de um cometa de período longo, sugere que a nuvem também abriga objetos rochosos. As análises das isótopos de carbono e nitrogênio revelam que quase não existem diferenças entre os cometas da nuvem de Oort e os cometas de Júpiter, apesar das enormes distâncias que os separam. Este fato sugere que todos eles se formaram na nuvem protosolar, durante a formação do Sistema Solar. Estas conclusões são também aceites pelos estudos do tamanho granular nos cometas da nuvem de Oort, assim como também pelo estudo dos impactos do cometa 9P/Tempel 1.

Origem

 

Imagens artísticas de discos protoplanetários, similares ao que formou o Sistema Solar. Acredita-se que os objetos da nuvem de Oort foram formados no interior destes discos (muito longe da atual posição da nuvem), perto dos planetas gigantes como Júpiter quando ainda estavam formando-se, e que a gravidade destes expulsou ao exterior os objetos que atualmente formam a nuvem de Oort.

Tudo indica que a nuvem de Oort foi formada como remanente do disco protoplanetário que se originou em torno do Sol há 4,6 milhares de milhões de anos. A hipótese mais aceite é que os objetos da nuvem de Oort formaram-se muito perto do Sol, no mesmo processo no que se criaram os planetas e os asteroides, mas as interações gravitacionais com os novos planetas gasosos como Júpiter e Saturno expulsaram estes objetos para longas órbitas elípticas ou parabólicas. Simulações da evolução da nuvem de Oort foram realizadas, cobrindo da sua formação até a atualidade, e estas mostram que a sua máxima massa adquiriu-a 800 milhões de anos após a sua formação.

Os modelos realizados pelo astrônomo uruguaio Julio Ángel Fernández sugerem que o disco disperso, que é a principal fonte de cometas periódicos do Sistema Solar, poderia ser também a principal fonte dos objetos da nuvem de Oort. De acordo com os seus modelos, a metade dos objetos dispersados viajam para a nuvem de Oort, um quarto deles fica orbitando Júpiter, e outro quarto sai expulso em órbitas parabólicas. O disco disperso ainda poderia continuar alimentando a nuvem de Oort, proporcionando-lhe novo material. Calculou-se que, ao cabo de 2,5 milhares de milhões de anos, um terço dos objetos do disco disperso acabarão na nuvem de Oort.

Os modelos computacionais sugerem que as colisões dos entulhos dos cometas ocorridas durante o período de formação desempenham um rol muito mais importante do que anteriormente se acreditava. De acordo com estes modelos, durante as fases mais temporãs do Sistema Solar sucederam tal quantidade de colisões que muitos cometas ficaram destruídos antes de atingir a nuvem de Oort. Assim, a massa acumulada atualmente na nuvem de Oort é muito menor do estimado. Acredita-se que a massa da nuvem de Oort é somente uma pequena parte das 50-100 massas terrestres de material expulso.

A interação gravitacional de outras estrelas e a maré galáctica modificam as órbitas dos cometas, fazendo-as mais circulares. Isto poderia explicar a forma esférica da nuvem de Oort exterior. Por outro lado, a nuvem interior, que se encontra mais ligada gravitacionalmente ao Sol, ainda não adquiriu tal forma. Estudos recentes mostram que a formação da nuvem de Oort é compatível com a hipótese de que o Sistema Solar se formou como parte de um aglomerado dentre 200 e 400 estrelas. Se a hipótese for correta, as primeiras estrelas do aglomerado que se formaram poderiam afetar em larga medida à formação da nuvem de Oort, ocasionando frequentes perturbações.

Cometas

Acredita-se que os cometas se originaram em dois pontos bem diferenciados do Sistema Solar. Os cometas de período curto geraram-se na sua maior parte em no cinturão de Kuiper ou no disco disperso, que começam a partir da órbita de Plutão (38 UA do Sol) e estendem-se até as 100 UA. Os de período longo, como o cometa Hale-Bopp, que tardam milhares de anos em completarem uma órbita, originaram-se todos na nuvem de Oort. O cinturão de Kuiper gera poucos cometas devido à sua órbita estável, ao contrário do disco disperso, que é dinamicamente muito ativo. Os cometas escapam do disco disperso e caem sob os domínios gravitacionais dos planetas exteriores, tornando-se "centauros". Estes centauros, com o tempo, são enviados mais adentro do Sistema Solar e tornam-se cometas de período curto.

Os cometas de período curto podem ser divididos em dois tipos: os da família Júpiter e os da família Halley (também chamados cometas tipo Halley). A sua principal diferença radica no período; os primeiros tardam menos de vinte anos em completá-lo e têm semieixos maiores em torno de 5 UA, e os segundos tardam mais de vinte anos e o seu semieixo maior costuma ser de mais de 10 UA. Também se pode usar o parâmetro de Tisserand para os diferenciar, sendo “Tp = 2” a fronteira de separação entre ambos, embora a sua efetividade está disputada. Adicionalmente, os cometas da família Júpiter têm inclinações orbitais baixas, cerca de 10º de média, enquanto os de tipo Halley têm inclinações orbitais muito desiguais, embora geralmente muito pronunciadas, de cerca de 41º de média. Todas estas diferenças ocorrem devido ao sua origem: os cometas da família Júpiter foram formados no seu maior parte em no disco disperso, enquanto os da família Halley originaram-se na nuvem de Oort. Acredita-se que estes últimos foram cometas de período longo que foram capturados pela gravidade dos planetas gigantes e enviados para o Sistema Solar interior.

Jan Oort apercebeu-se de que o número de cometas era menor que o predito pelo seu modelo, e ainda atualmente o problema fica sem resolver. As hipóteses apontam para a destruição dos cometas por impacto ou para a sua desagregação por forças de maré; também se sugere a perda de todos os compostos voláteis ou a formação de uma camada não volátil na sua superfície, o qual tornaria invisível o cometa. Foi observado também que a incidência dos cometas nos planetas exteriores é muito maior que nos interiores. O mais provável é que se deva à atração gravitacional de Júpiter, que agiria a modo de barreira, pegando os cometas e fazendo que colidissem contra ele, do mesmo jeito que aconteceu com o cometa Shoemaker-Levy 9 em 1994.

Forças de maré

Assim como a Lua exerce marés sobre os oceanos da Terra, a nuvem de Oort também sofre estas forças de maré; seguindo o símile a Lua seria a Via Láctea, e os oceanos os objetos da nuvem de Oort.

As forças de maré ocorrem devido a que a gravidade que exerce um corpo decresce com a distância. Os efeitos mais cotidianos são as marés que a Lua provoca sobre os oceanos terrestres, causando que estes subam ou baixem segundo a sua cercania ao satélite. Do mesmo jeito, a Via Láctea exerce estas forças de maré sobre a nuvem de Oort, deformando-a ligeiramente para o centro da galáxia (pelo qual a nuvem de Oort não é uma esfera perfeita). No Sistema Solar interior esta maré galáctica é ínfima, pois a gravidade solar predomina, mas quanto maior é a distância ao Sol mais perceptível se torna aquela. Esta pequena força é suficiente para perturbar o movimento de alguns membros da nuvem, e uma parte deles são enviados para o Sol.

Alguns experts acreditam que a maré galáctica pôde aumentar os periélios (distância mais próxima ao Sol) de alguns planetesimais com grandes afélios, contribuindo assim para a formação da nuvem de Oort. Os efeitos da maré galáctica são muito complexos, e dependem em larga medida do comportamento de cada um dos objetos do sistema planetário. Pelo contrário, globalmente os efeitos são evidentes: acredita-se que cerca de 90% dos cometas que expulsa a nuvem de Oort são devidos a ela. Os modelos estatísticos baseados nas órbitas dos cometas de período longo apoiam esta ideia.

Ciclos de extinção

Ao estudarem as extinções na Terra os cientistas advertiram um padrão que se repete cada certo tempo. Observaram que aproximadamente cada 26 milhões de anos na Terra desaparece uma percentagem de espécies considerável, embora ainda não se saiba com certeza o que a causa.

A maré galáctica poderia explicar estes ciclos de extinções. O Sol gira em torno do centro da Via Láctea, e a sua órbita passa pelo plano galáctico com certa regularidade. Quando o nosso astro fica fora do plano galáctico, a força de maré provocada pela galáxia é mais fraca; do mesmo jeito, quando cruza o plano galáctico a intensidade desta força chega ao seu máximo, resultando num acréscimo da perturbação da nuvem de Oort e, portanto, do envio de cometas para o Sistema Solar interior até um fator de quatro. Acredita-se que o Sol passa através do plano galáctico cada 20-25 milhões de anos. Contudo, alguns astrônomos crêem que a passagem do Sol pelo plano galáctico não pode explicar por si só o aumento do envio de cometas, argumentando que atualmente o Sol fica perto do plano galáctico e, no entanto, o último evento de extinção aconteceu apenas 15 milhões de anos atrás. Em lugar disso propõem como causa a passagem do Sol pelos braços espirais da galáxia, os quais, além de albergar a multidão de nuvens moleculares que perturbam a nuvem de Oort, também abrigam numerosas gigantes azuis, cujo tempo de vida é muito curto ao consumirem mais depressa o seu combustível nuclear e em questão de cerca de poucos milhões de anos explodem violentamente originando supernovas.

Perturbações estelares

Além da maré galáctica, há mais mecanismos capazes de enviar cometas para o Sistema Solar interior, como os campos gravitacionais das estrelas próximas ou das grandes nuvens moleculares. Por vezes, durante a sua órbita através da galáxia, o Sol aproxima-se a outros sistemas estelares. Por exemplo, calculou-se que durante os próximos 10 milhões de anos a estrela conhecida com maiores possibilidades de afetar a nuvem de Oort é Gliese 710 (de fato, acredita-se que dentro de cerca de 1,4 milhões de anos transitará pela nuvem de Oort, aumentando até em 50% a taxa de expulsão de cometas). Este processo também dispersa os objetos fora do plano eclíptico, explicando a distribuição esférica da nuvem.

Hipótese de Nêmesis

Em 1984, Richard A. Muller, Piet Hut e Mark Davis, sugeriram a possibilidade de que o Sol pudesse ter uma companheira estelar que o orbitasse. Este objeto hipotético recebeu o nome de Nêmesis, que seria provavelmente uma anã marrom e orbitaria muito perto donde se acredita que se encontra a nuvem de Oort. Nêmesis possuiria uma órbita elíptica, pelo qual cada 26 milhões de anos passaria através da nuvem, jogando cometas para o Sistema Solar interior, o que explicaria a periodicidade das extinções na Terra. Um ano depois, D. Whitmire e J. J. Matese sugeriram a possibilidade de que Nêmesis fosse um pequeno buraco negro, e em 2002 este último propôs a existência de um planeta gigante muito distante que seria o causador de que uma grande parte dos cometas que chegam ao Sistema Solar interior provenham de uma região concreta da nuvem de Oort.

Contudo, não se encontraram provas definitivas da sua existência, e muitos cientistas argumentam que uma companheira estelar a uma distância tão enorme do Sol não poderia ter uma órbita estável, pois seria expulsa pelas perturbações das demais estrelas.

Objetos da nuvem de Oort

Deixando de lado os cometas de período longo, apenas se conhecem quatro objetos que pertenceriam à nuvem de Oort; trata-se de 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 e 2008 KV42. Por causa da sua distância, o periélio dos dois primeiros, ao contrário dos objetos do disco disperso, não fica afetado pela gravidade de Neptuno, pelo que as suas órbitas não podem ser explicadas desde as perturbações dos planetas gigantes. Se fossem formados nas suas posições atuais, as suas órbitas deveriam ser circulares; além disso, a acreção fica descartada, pois a enorme velocidade com a que se movimentavam os planetesimais teria resultado prejudicial demais.

Há várias hipóteses que poderiam explicar as suas excêntricas órbitas: poderiam ter sido afetados pela gravidade de uma estrela próxima quando o Sol ainda se encontrava no aglomerado estelar no que se formou. Caso de ser assim, poderiam também ter sido perturbados por um corpo ainda desconhecido do tamanho de um planeta que se encontrasse na nuvem de Oort, poderia ser devido também a uma dispersão exercida por Netuno durante um período de grande excentricidade ou pela gravidade de um afastado disco transnetuniano primitivo, ou até mesmo ter sido capturadas por pequenas estrelas que passavam esporadicamente perto do Sol. De todas elas, a perturbação de outras estrelas parece ser por enquanto o mais provável. Alguns astrônomos preferem incluir tanto Sedna como 2000 CR105 no que denominam "disco disperso estendido", em lugar de na nuvem de Oort interna.

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FOR THE LOVE OF GOD (Steve Vai)

For the Love of God

This is "For the Love of God" by amazing and skillful guitarist, Steve Vai.

Hope you enjoy this instrumental song.

Live version and studio version.

Video: Steve Vai - For the Love of God (Live) HD.

For the Love of God - Original Video (Steve Vai).

FORA DO CORPO (Um Curta Sobre a Projeção da Consciência)

A ViaCons Filmes lança "FORA DO CORPO", um documentário de curta metragem sobre a projeção da consciência. Roteiro, edição e efeitos de Mário Luna, fotografia de Acyr Campos, revisão de Ana Alexandrino e sonoplastia e trilha sonora de Lunachill. O trabalho foi feito a partir de recortes de imagens e fotos do YouTube e do banco de imagens da Videoblocks.

Projeção da Consciência.

"O interesse era criar um filme educacional, didático e de fácil entendimento sobre a projeção da consciência, voltado para leigos e pessoas interessadas no tema que ainda não estudaram ou pesquisaram o assunto e eu acho que conseguimos esse objetivo". Mário Luna.

Fora do Corpo - Um Curta Sobre a Projeção da Consciência - (14 min.).

Para maiores informações sobre cursos e palestras sobre Projeciologia e Conscienciologia, procure o IIPC (Instituto Internacional de Projeciologia e Conscienciologia) na sua cidade - www.iipc.org.br

TOCCATA AND FUGUE IN D MINOR (BACH)

The Toccata and Fugue in D minor, BWV 565, is a piece of organ music attributed to Johann Sebastian Bach. First published in 1833 through the efforts of Felix Mendelssohn, the piece quickly became popular, and is now one of the most famous works in the organ repertoire. The attribution of the piece to Bach, however, has been challenged since the 1970s by a number of scholars.

Hans-Andre Stamm performs Bach on the Trost organ of the Stadtkirche in Waltershausen.

History

As with most Bach organ works, no autograph manuscript of BWV 565 survives. The only near-contemporary source is an undated copy by Johannes Ringk, a pupil of Johann Peter Kellner. Several compositions by him survive, and he is also notable today for his copies of numerous keyboard works by Georg Böhm, Johann Pachelbel, Johann Heinrich Buttstett, Dieterich Buxtehude, and other important masters. The title of the piece is given in Ringk's manuscript as Toccata Con Fuga. It is most probably a later addition, similar to the title of Toccata, Adagio and Fugue, BWV 564, because in the Baroque era such organ pieces would most commonly be called simply Prelude (Praeludium, etc.) or Prelude and Fugue. Ringk's copy abounds in Italian tempo markings, fermatas (a characteristic feature of Ringk's copies) and staccato dots, all very unusual features for pre–1740 German music. All later manuscript copies that are known today originate directly or indirectly with Ringk's.

J.S. Bach - Toccata and Fugue in D minor BWV 565 (8 min., 33 sec.). Performed by Hans-Andre Stamm.

BWV 565 exhibits a typical simplified north German structure with a free opening (Toccata), a fugal section (Fugue), and a short free closing section. The connection to the north German organ school was noted early by Bach biographer Philipp Spitta in 1873. However, the numerous recitative stretches are rarely found in the works of northern composers and may have been inspired by Johann Heinrich Buttstett, whose few surviving free works, particularly his Prelude and Capriccio in D minor, exhibit similar features. A passage in the fugue of BWV 565 is an exact copy of one Johann Pachelbel's D minor fantasias, and the first half of the subject is taken from Pachelbel as well. It was common practice at the time to create fugues on other composers' themes, and a number of such pieces by Bach are known (BWV 574, 579, 950, etc.); moreover, the bass pattern of the Passacaglia and Fugue in C minor, BWV 582, is borrowed from André Raison's organ passacaglia.

The work was first published by Breitkopf & Härtel in late 1833 as part of a collection of Bach's organ works. The edition was conceived and partly prepared by Felix Mendelssohn, who had BWV 565 in his repertoire already by 1830. Mendelssohn's opinion of the piece, expressed in one of his letters, was that it was "at the same time learned and something for the [common] people." The first major public performance was also by Mendelssohn, on 6 August 1840 in Leipzig. The concert was very well received by the critics, among them Robert Schumann. Later in the 19th century, Franz Liszt adopted the piece into his organ repertoire, and a piano transcription was made by Liszt's pupil Carl Tausig, which gained substantial fame. Another popular transcription was completed in 1899 by Ferruccio Busoni. In the 20th century, an orchestral version of the piece, created by Leopold Stokowski, popularized the work further when it was included in Walt Disney's film Fantasia, released in 1940.

The work's famous opening drew attention and praise already from Schumann, who, however, admired it as an example of Bach's sense of humor. In the 20th century the work was generally viewed very differently, as a bold and dramatic piece. Musicologist Hermann Keller, writing in 1948, described the opening bars' unison passages as "descending like a lightning flash, the long roll of thunder of the broken chords of the full organ, and the stormy undulation of the triplets." A similar view has been expressed by noted Bach scholar and former director of Bach-Archiv Leipzig, Hans-Joachim Schulze:

Here is elemental and unbounded power, in impatiently ascending and descending runs and rolling masses of chords, that only with difficulty abates sufficiently to give place to the logic and balance of the Fugue. With the reprise of the initial Toccata, the dramatic idea reaches its culmunation amidst flying scales and with an ending of great sonority.

Writing in 2005, organist and Bach scholar Hans Fagius commented that while the authorship issue may remain unresolved, the enduring popularity of the work is not difficult to understand, since there is "a fantastic drive and energy to the piece that simply make it irresistible."

Attribution

Some of the earliest publications to raise the authorship question were articles by Walter Emery (1966) and Friedrich Blume (1965), and Roger Bullivant's book Fugue (1971). Ten years after Bullivant's volume, a paper by musicologist Peter Williams was published, dealing specifically with BWV 565 and outlining a number of stylistic problems present in the piece. These included, but were not limited to, the following, all either unique or extremely rare for organ music of the period the toccata is allegedly from:

• Parallel octaves throughout the opening of the toccata
• True subdominant answers in the fugue
• A pedal statement of the subject, unaccompanied by other voices (also in Bullivant, and mentioned elsewhere)
• Primitive harmonies throughout the piece, with countersubjects in the fugue frequently moving through thirds and sixths only
• Conclusion of the piece on a minor plagal cadence (also in Bullivant)

In 1998 the issue was explored in a book-length study by the musicologist Rolf-Dietrich Claus. In 2006, a statistical analysis supported the validity of the authorship question concerning the fugue of BWV 565. Several theories concerning the authorship of the work were put forward by scholars. For example, the piece may have been created by another composer who must have been born in the beginning of the 18th century, since details of style (such as triadic harmony, spread chords, and the use of solo pedal) may indicate post–1730, or even post–1750 idioms. In 1982, scholar David Humphreys suggested that such a composer could come from the circle of Ringk's teacher Johann Peter Kellner (1705–1772), who had close ties with the Bach family.

Another theory, first put forward by Williams in 1981, suggests that BWV 565 may have been a transcription of a lost solo violin piece. Parallel octaves and the preponderance of thirds and sixths may be explained by a transcriber's attempt to fill in harmony which, if preserved as is, would be inadequately thin on a pipe organ. This is corroborated by the fact that the subject of the fugue, and certain passages (such as bars 12–15), are evidently inspired by string music. Bach is known to have transcribed solo violin works for organ at least twice. Williams put this theory into practice by writing a reconstruction of the conjectured original violin work, which has been performed (by violinists Jaap Schröder and Simon Standage), and published. The violinist Andrew Manze subsequently produced his own reconstruction, also in A minor, which he has performed and recorded. Another violin version was created by scholar Bruce Fox-Lefriche in 2004, and other string instruments have been suggested for the original piece as well, e.g. a five string cello — a possibility explored in a 2000 article by Mark Argent.

Among the numerous examples of scholars referring to the work as one of doubtful attribution are the 1997 Cambridge Companion to Bach, edited by scholar and performer John Butt, as well as recent monographs on Bach's music by harpsichordist and musicologist David Schulenberg and Richard Douglas Jones. However, the designation of BWV 565 as a work of doubtful attribution is not supported by the renowned Bach scholar Christoph Wolff. Writing about BWV 565 in his seminal Bach biography, Johann Sebastian Bach — The Learned Musician, he does not address most of the specific problems of the piece, instead maintaining that any and all problematic passages are explained by the fact that BWV 565 must be an early work. The parallel octaves, Wolff writes, must be explained by the deficiencies of Bach's Arnstadt organ, which the composer sought to rectify.

CINTURÃO DE ASTEROIDES

O Cinturão de Asteroides é uma região do Sistema Solar compreendida aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter. Alberga múltiplos objetos irregulares denominados asteroides.

Esta faixa tornou-se conhecida também como Cinturão Principal, contrastando com outras concentrações de corpos menores como, por exemplo, o cinturão de Kuiper ou os asteroides troianos que coorbitam com Jupiter.

Ceres (planeta anão).

Mais da metade da massa total da cintura está contida nos quatro objetos de maior tamanho: Ceres, 4 Vesta, 2 Palas e 10 Hígia. Ceres, o maior e o único planeta anão do cinturão, possui um diâmetro de 950 km e tem o dobro do tamanho do segundo maior objeto. Contudo, a maioria de corpos que compõem o cinturão são muito menores. O material do cinturão, apenas cerca de 4% da massa da Lua, encontra-se disperso por todo o volume da órbita, pelo qual seria muito difícil atravessá-lo e chocar com um destes objetos. Porém, dois asteroides de grande tamanho podem chocar entre si, formando o que é conhecido como "famílias de asteroides", que possuem composições e características similares. As colisões também produzem uma poeira que forma o componente majoritário da luz zodiacal. Os asteroides podem ser classificados, segundo o seu espectro e composição, em três tipos principais: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) e metálicos (tipo-M).

A cintura de asteroides formou-se na nebulosa protossolar com o restante do Sistema Solar. Os fragmentos de material conteúdos na região do cinturão formaram um planeta, mas as perturbações gravitacionais de Júpiter, o planeta mais massivo, fizeram com que estes fragmentos colidissem entre si a grandes velocidades e não pudessem agrupar-se, tornando-se o resíduo rochoso atual. Uma consequência destas perturbações são as lapsos de Kirkwood; zonas nas quais não se encontram asteroides devido a ressonâncias orbitais com Júpiter, e as suas órbitas tornarem-se instáveis. Se algum asteroide passasse a ocupar esta zona seria expelido na maioria dos casos fora do Sistema Solar, embora ocasionalmente possa ser enviado para algum planeta interior, como a Terra, e colidir com ela. Desde a sua formação foi expulsa a maior parte do material.

História da sua observação

Lei de Titius-Bode.

Em 1766, Johann Daniel Titius descobriu um suposto padrão na distância dos planetas ao Sol. Observou que se à sequência numérica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (começando por 0, seguindo por 3 e dobrando cada vez a quantidade anterior) é somado quatro a cada cifra e dividido por 10, dá uma boa aproximação da distância dos diferentes planetas ao Sol, em unidades astronômicas (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2.

Em 1768, o astrônomo Johann Elert Bode fez referência a esta relação num dos seus escritos, mas não a creditou a Titius até 1784, pelo qual muitos autores se referiram a ela como a "Lei de Bode". Por esta razão atualmente é conhecida como lei de Titius-Bode. Este padrão empírico predizia o semi-eixo maior dos seis planetas conhecidos então (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno), com a exceção de que a série predizia um planeta a uma distância de 2,8 UA do Sol, correspondente a uma zona entre a órbita de Marte e Júpiter, e porém ali não se observava. Titius declarou: "Mas teria deixado o Criador esse espaço vazio? Não, em absoluto".

Quando William Herschel descobriu Urano em 1781, a posição do planeta coincidiu quase perfeitamente com a predita por esta lei (encontrava-se a 19,2 UA, frente às 19,6 UA predita pela lei); isto levou os astrônomos a concluírem que podia haver um planeta entre as órbitas de Marte e Júpiter. A seguinte tabela mostra a distância real dos planetas ao Sol em UA comparado com a predita pela lei de Titius-Bode, para os planetas conhecidos até então:

Ceres e a "polícia celestial"

O astrônomo Franz Xaver von Zach começou em 1787 a buscar o planeta predito pela lei de Titius-Bode. Contudo, deu-se conta de que para o lograr precisaria da ajuda de outros astrônomos, e em setembro de 1800, von Zach reuniu um grupo de 24 observadores, os quais partilharam a faixa do zodíaco em 24 partes, que correspondia a 15° cada um. Este grupo fazia-se chamar a "polícia celestial" (Himmels polizei), e entre os seus membros encontravam-se astrônomos tão reputados como William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnava Oriani e Heinrich Olbers.

A "polícia celestial" convidou o italiano Giuseppe Piazzi para que se unisse à sua causa, mas antes de lhe chegar o convite, Piazzi descobriu o "planeta", em 1801, ao qual chamou Ceres em honra à deusa romana da agricultura e padroeira da Sicília. Piazzi, que não estava em dia dos planos do grupo de astrônomos, visava realizar observações para completar o seu catálogo de estrelas, quando localizou na constelação de Taurus um pequeno ponto luminoso que não constava no catálogo. O italiano observou-o à noite seguinte e deparou-se com que se deslocara sobre o fundo de estrelas. Nos dias sub-seguintes continuou observando aquele minúsculo ponto de luz, e cedo convenceu-se de que se tratava de um novo objeto do Sistema Solar. Num primeiro momento, Piazzi acreditou que se tratava de um cometa, mas a ausência de nebulosidade no seu redor e o seu movimento lento e uniforme convenceram-no de que poderia tratar-se de um novo planeta. Ceres encontrava-se a 2,77 UA, quase exatamente na posição predita pela lei de Titius-Bode de 2,8 UA.

Palas e o conceito de asteroide

Quinze meses depois, em 1802, Heinrich Olbers descobriu um segundo objeto na mesma região, ao que chamou Palas. O seu semi-eixo maior também coincidia com a lei de Titius-Bode, atualmente estimado em 2,78 UA, mas a sua excentricidade e inclinação eram muito diferentes às de Ceres. Os astrônomos ficaram desconcertados; Ceres ajustava-se perfeitamente às predições da lei de Titius-Bode, mas Palas também, e esta lei não permitia dois objetos na mesma região.

Contanto que não violasse a lei de Titius-Bode, os astrônomos começaram a acreditar que os dois corpos descobertos eram na realidade fragmentos de um planeta maior que tinha estourado ou fora despedaçado pelos impactos sucessivos de cometas. A 6 de maio de 1802, e após estudar a natureza e o tamanho destes dois novos objetos, William Herschel propôs denominar Ceres e Palas como "asteroides", pelo seu aspecto parecido com as estrelas ao observá-los. Em palavras do astrônomo:

"Como nem a denominação de planetas nem a de cometas pode ser aplicadas a estas duas estrelas, devemos distingui-las por um novo nome... Parecem pequenas estrelas e dificilmente se distinguem delas. Pela sua aparência asteroidea, se me permitir a expressão, sugiro tomar este nome e chamá-las "Asteroides". (...) Os asteroides são corpos celestes que se movem em órbitas quer de excentricidade escassa ou considerável ao redor do Sol, e cuja inclinação sobre a eclíptica pode ser de qualquer ângulo. O seu movimento pode ser direto ou retrógrado; e podem ter ou não atmosferas, pequenas comas, discos ou núcleos".

Assim, Herschel visava englobá-los em uma nova classe de objetos do Sistema Solar, contanto que não violassem a lei de Titius-Bode para os planetas. A definição era ambígua intencionadamente, para que, em palavras de Herschel, fosse "bem ampla para abranger descobertas futuras".

Contudo, e apesar dos esforços de Herschel, durante várias décadas os astrônomos continuaram enquadrando estes objetos dentro dos planetas. Ceres foi considerado planeta até a década de 1860, quando passou a ser considerado asteroide, mas esta classificação perdurou até 2006, e atualmente faz parte dos denominados planetas anões entre eles Plutão e outros.

Cinturão de asteroides.

Em poucos anos, os astrônomos descobriram dois novos objetos mais, que casavam com o conceito de Herschel. Em 1807, Karl Harding encontrou Juno e Vesta. Contudo, não foi descoberto um novo objeto desta natureza até 1845, com o achado de Astreia por Karl Hencke. A partir de então, começaram a ser descobertos muitos destes objetos à medida que os telescópios se tornavam mais potentes, até o ponto de terem descoberto, a princípios da década de 1850, mais de uma dezena deles, pelo qual o conceito de "asteroides" foi gradualmente substituindo o de planetas para classificar estes objetos.

Com a descoberta do planeta Netuno em 1846, a lei de Titus-Bode começou a perder força entre a comunidade de astrônomos, pois este planeta não a cumpria. De fato, atualmente tal lei é tomada por uma mera casualidade, sem qualquer justificação teórica, embora alguns trabalhos mostrem que as leis de Kepler poderiam ter certa correlação com a lei de Titius-Bode.

A questão da nomenclatura começou a ser um problema para os astrônomos. Todas as vezes que um destes objetos era descoberto, era dado o nome de algum deus mitológico e designado com um símbolo para abreviar, como ocorre com os planetas. Contudo, os múltiplos asteroides descobertos provocaram que estes símbolos se tornassem cada vez mais complexos, até o ponto de ser precisa certa habilidade artística para os desenhar. Por este motivo, finalmente em 1867 foi acordada uma nova nomenclatura para estes objetos, que consistia no nome do asteroide precedido por um número entre parêntese, e em ordem de descoberta: 1 Ceres, 2 Palas, 3 Juno, 4 Vesta, continuando. Atualmente acostumam ser representados do mesmo jeito, incluindo ou subtraindo os parentheses.

O termo "cinturão de asteroides" começou a ser usado a princípios da década de 1850, embora se ignore quem fosse o primeiro a fazer referência ao mesmo. Em 1868 já eram conhecidos um centenar de asteroides, e em 1891 a descoberta da astrofotografia por Max Wolf acelerou mais ainda este ritmo. Em 1921 o número de asteroides ultrapassava os 1.000, em 1981 os 10.000, em 2000 os 100.000 e em 2010 o número de asteroides é cerca de 500.000.

Origem

Formação

Em 1802, pouco depois da descoberta de 2 Palas por Heinrich Olbers. O mesmo sugeriu a William Herschel que Ceres e 2 Palas poderiam ser fragmentos de um planeta muito maior que no passado poderia ter orbitado naquela região entre Marte e Júpiter. Segundo esta hipótese, o planeta descompôs-se faz milhões de anos devido a uma explosão interna ou a impactos de cometa. Contudo, a grande quantidade de energia necessária para que tal evento acontecesse, em combinação com a escassa massa total da cintura de asteroides (apenas cerca de 4% a massa da Lua), põem em evidência que esta hipótese não pode ser válida. Além disso, as diferenças em composição química entre os asteroides do cinturão são difíceis de explicar caso de que fossem originados no mesmo planeta. Portanto, atualmente a maioria de cientistas aceita que os asteroides nunca foram parte de um planeta.

Em geral, acredita-se que o Sistema Solar foi formado a partir de uma nebulosa primitiva, composta por gás e poeira, que colapsou sob influência gravitacional formando um disco de material em rotação. Enquanto no centro, onde se teria formado o Sol, a densidade aumentava com rapidez, nas regiões externas do disco formaram-se grãos sólidos de pequeno tamanho que, com o tempo, foram agrupando-se mediante processos de acreção e colisão para formarem os planetas.

Os planetesimais que se encontravam na região onde atualmente se encontra o cinturão foram perturbados gravitacionalmente por Júpiter. O planeta provocou que uma determinada parte dos planetesimais adquirisse excentricidades e inclinações muito elevadas, acelerando a altas velocidades, o que causou que colidissem entre eles e, portanto, em vez de se agruparem para formar um planeta desagregaram-se em múltiplos resíduos rochosos, os asteroides. Uma grande parte foram ejetados fora do Sistema Solar, sobrevivendo menos de 1% dos asteroides iniciais.

Evolução

Desde a sua formação na nebulosa primitiva que deu origem ao Sistema Solar, os asteroides sofreram diversas mudanças. Entre estas encontram-se o calor interno durante os primeiros milhões de anos, o derretimento da sua superfície devido a impactos, a erosão espacial por causa da radiação e do vento solar, e o bombardeio de micrometeoritos. Alguns cientistas referem os asteroides como os planetesimais residuais, enquanto outros consideram-nos diferentes devido a estes processos.

Acredita-se que a cintura de asteroides atual contém apenas uma fração da massa do cinturão primitivo. As simulações por computador sugestionam que a cintura de asteroides original poderia ter contido uma massa equiparável à da Terra. Devido nomeadamente a perturbações gravitativas, a maioria do material foi expelido do cinturão durante os primeiros milhões de anos de formação, deixando apenas 0,1% da massa original. Acredita-se que parte do material expulso poderia encontrar-se na nuvem de Oort, nos confins do Sistema Solar. Desde a sua formação, o tamanho típico dos asteroides permaneceu relativamente estável; não houve aumentos ou diminuições significativas.

A ressonância orbital 4:1 com Júpiter, situada em torno de 2,06 UA do Sol, pode ser considerada o limite interior da cintura principal. As perturbações causadas por Júpiter enviaram os asteroides que ali se encontravam para órbitas instáveis, criando uma zona deserta a essa distância. A maioria dos corpos que se encontravam a menor distância foram lançados para Marte (cujo afélio é de 1,67 UA) ou ejetados por perturbações gravitacionais nos primórdios da formação do Sistema Solar. Os asteroides que formam a família Hungaria encontram-se mais próximos do Sol que a zona mencionada anteriormente, mas possuem órbitas estáveis devido à sua elevada inclinação orbital.

Quando o cinturão de asteroides ainda estava em formação, a uma distância de 2,7 UA do Sol encontrava-se a linha de separação de temperaturas do ponto de condensação da água. Os planetesimais que se encontravam a uma distância maior puderam acumular gelo. Em 2006 postulou-se que uma população de cometas situados para além do limite dessa separação pôde ter contribuído para a formação dos oceanos da Terra.

Características

O cinturão de asteroides está quase vazio, os asteroides estão disseminados num volume muito grande. Porém, e embora atualmente se conheçam centenas de milhares destes corpos celestes, acredita-se que o cinturão pode ter vários milhões de asteroides.

Tamanhos

A massa total do cinturão de asteroides é estimada entre 3,0×1021 e 3,6×1021 kg, o qual supõe cerca de 4% da massa da Lua, ou seja, 0,06% da massa terrestre. Os objetos celestes maiores do cinturão são, portanto, muito menores e menos massivos do que a Lua. Os quatro corpos principais contem a metade da massa total do cinturão, e Ceres, o maior deles, representa um terço da massa total. Ceres possui um raio de cerca de 475 km, que equivale a um terço do raio lunar, e uma massa de 1021 kg, que representa apenas 1,3% da massa da Lua. O segundo objeto maior do cinturão, 4 Vesta, tem a metade do tamanho de Ceres. São conhecidos cerca de 1000 asteroides com raio maior que 15 km, e estima-se que o cinturão poderia albergar cerca de meio milhão de asteroides com raios maiores de 1,6 km.

Tamanho dos dez primeiros asteroides, em ordem de descoberta, comparados com a Lua.

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

Outro método para estimar os seus tamanhos é medir o seu brilho aparente. Quanto maior seja um asteroide, mais luz solar refletirá devido à sua maior superfície. Contudo, o brilho aparente também depende do albedo característico do asteroide, e este vêm determinado pela composição do mesmo. Como exemplo, 4 Vesta aparece um pouco mais brilhante no céu que Ceres, pois o albedo do primeiro é quatro vezes superior. Porém, o albedo dos asteroides pode ser determinado, pois quanto menor albedo possua um corpo, mais radiação absorve e portanto mais esquenta; este calor emite radiação no infravermelho e, comparando a radiação infravermelha e a visível que chega a superfície terrestre, pode ser determinado o albedo, e portanto calcular o seu tamanho. Com este método pode até mesmo ser averiguadas as irregularidades de um determinado asteroide caso de se encontrar em rotação. Nesse caso, as irregularidades fazem que a superfície que se observa mude, mudando também o seu brilho aparente de jeito periódico.

Composição

A maioria dos asteroides do cinturão encontram-se classificados, segundo a sua composição, em três categorias: asteroides carbonáceos ou tipo-C, asteroides de silicatos ou tipo-S, e asteroides metálicos ou tipo-M. Existem outros tipos de asteroides, mas a sua quantidade é muito escassa.

Há uma correlação importante entre a composição dos asteroides e a sua distância ao Sol. Os asteroides mais próximos costumam ser rochosos, compostos por silicatos e isentos de água, enquanto os mais afastados são na sua maioria carbonáceos, compostos por minerais argilosos e com presença de água. Portanto, os asteroides mais afastados são também os mais obscuros, e os mais próximos refletem maior quantidade de radiação. Acredita-se que este fato é consequência das características da nebulosa primitiva que originou o Sistema Solar. Nas regiões mais afastadas a temperatura era muito menor, e portanto a água podia condensar-se nos asteroides; todo o contrário que nas regiões interiores, onde ao ter maior temperatura a água provavelmente se vaporizaria.

Os asteroides tipo-C ou carbonáceos são os mais abundantes no cinturão, pois compõem 75% do total. Refletem pouca luz (albedo entre 0,03 e 0,09) e portanto são muito obscuros, e costumam apresentar um tom ligeiramente azulado. Estes asteroides absorvem bastante radiação infravermelha devido à presença de água retida na sua estrutura. No geral encontram-se nas regiões exteriores do cinturão. O asteroide de maior tamanho que pertence inequivocamente ao tipo-C é 10 Hígia.

Os asteroides tipo-S, compostos por silicatos, representam em torno de 15% do total. Estão situados na parte do cinturão mais próxima ao Sol. Exibem uma cor ligeiramente avermelhada e têm um albedo relativamente elevado (entre 0,10 e 0,22 ). 3 Juno é um exemplo deste tipo.

Os asteroides tipo-M, ou metálicos, possuem quantidades importantes de ferro e níquel. Conformam aproximadamente 10% do total de asteroides, e possuem um albedo similar aos de tipo-S (0,10 - 0,18 ). Estes objetos podem ser os núcleos metálicos de objetos anteriores de maior tamanho, os quais acabaram fragmentando-se devido a colisões. Encontram-se na metade do cinturão de asteroides, em torno de 2,7 UA do Sol. Embora não seja comum, foram registrados asteroides, como 22 Kalliope, que apresentam densidades baixas para serem do tipo-M, o qual implica que não estão compostos nomeadamente por metais e apresentam altas porosidades. Dentro deste tipo há asteroides que não se ajustam aos tipos C e S, pois nem todos os asteroides tipo-M estão compostos por materiais similares nem têm o mesmo albedo.

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

Órbitas

Os asteroides orbitam no mesmo sentido que os planetas, com períodos orbitais de 3,5 até 6 anos, geralmente. A excentricidade média dos asteroides é sobre 0,15, embora alguns como 1862 Apolo e 944 Hidalgo possuam excentricidades muito elevadas (em torno de 0,6). Alguns asteroides possuem inclinações orbitais superiores a 25°, entre eles o asteroide 945 Barcelona, descoberto por José Comas em 1921, cuja inclinação é de 32,8°. O asteroide com a órbita mais inclinada é 1580 Betúlia, com 52°.

Lapsos de Kirkwood

Distribuição das distâncias das órbitas dos asteroides, onde se podem observar as diferentes lapsos de Kirkwood para as diferentes ressonâncias.

Ao representar numa gráfica a distância dos asteroides ao Sol, podem ser observadas regiões sem asteroide algum. Estas lacunas coincidem com as órbitas onde existe ressonância orbital com Júpiter, ou seja, onde o período da órbita é relacionado mediante uma fração simples com o período de Júpiter. Por exemplo, qualquer asteroide situado a uma distância de 3,28 UA, teria uma ressonância 2:1 com Júpiter; quando o asteroide completa duas voltas em redor do Sol, Júpiter completa uma. Outras ressonâncias importantes são as correspondentes a 3:1, 5:2 e 7:3, a distâncias de 2,5 UA, 2,82 UA e 2,96 UA, respectivamente. Também existem outras ressonâncias secundárias, como a ressonância 8:3 (semi-eixo maior de 2,71 UA), nas quais, embora não se encontrem vazias, o número de asteroides é menor. O cinturão principal pode ser dividido então em três zonas separadas por esses lapsos: Zona I (2,06-2,5 UA), Zona II (2,5-2,82 UA) e Zona III (2,82-3,28 UA).

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

Desde a formação do Sistema Solar, os planetas sofreram variações na sua órbita e foram modificando devagar a sua distância ao Sol. A modificação da órbita de Júpiter e, portanto, a alteração com o tempo da posição dos lapsos de Kirkwood, poderia explicar o escasso número de asteroides em determinadas regiões do cinturão.

Mudanças nas órbitas

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

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

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

Alguns cientistas desenvolveram uma variação dos trabalhos de Yarkovsky, o denominado Efeito YORP. Este efeito prediz mudanças nas rotações e velocidades dos asteroides devido ao efeito Yarkovsky e, por enquanto, as observações realizadas concordam com as predições.

Meteoritos

Os entulhos originados nas colisões podem formar meteoroides que finalmente alcancem a atmosfera terrestre. Uma percentagem maior de 99,8% dos 30.000 meteoritos achados até a data na Terra acredita-se que foi originada no cinturão de asteroides. Em setembro de 2007 foi publicado um estudo que sugestiona que o asteroide 298 Baptistina sofreu uma colisão que provocou o envio de uma quantidade considerável de fragmentos ao interior do Sistema Solar. Acredita-se que os impactos destes fragmentos criaram as crateras Tycho e Chicxulub, situadas na Lua e no México respectivamente, e este último pôde ter provocada a extinção dos dinossauros faz 65 milhões de anos.

Exploração

A primeira nave espacial que atravessou a cintura de asteroides foi a Pioneer 10, a 16 de julho de 1972. Então existia certa preocupação sobre se os entulhos que ali havia suporiam um perigo para a nave, contudo, por enquanto uma dezena de naves têm atravessado o cinturão sem incidentes. As sondas Pioneer 11, Voyager 1 e 2 e Ulysses, passaram pelo cinturão sem tomar imagens. A missão Galileu tomou imagens de 951 Gaspra em 1991 e de 243 Ida (e o seu satélite Dactyl) em 1993, NEAR Shoemaker de 253 Matilde em 1997 e 433 Eros em 2000, Cassini-Huygens de 2685 Masursky em 2000, Stardust de 5535 Annefrank em 2002 e New Horizons de 132524 APL em 2006.

A missão Hayabusa, cujo regresso à Terra foi programado para junho de 2010, fotografou e aterrou sobre a superfície de 25143 Itokawa em 2005, durante dois meses. A missão Dawn foi lançada em 2007, e espera-se que orbite ao redor de 4 Vesta e Ceres em 2011 e 2015, respectivamente. A missão WISE foi lançada a 14 de dezembro de 2009 e buscará mediante detecção de radiação infravermelha todos os asteroides com diâmetro maior de 3 km. O lançamento de outra missão, OSIRIS, é prevista em 2015, e trará à Terra mostras de material da superfície de um asteroide.

A maioria das fotografias dos asteroides foram realizadas durante uma breve passada pelo cinturão pelas sondas espaciais que se dirigiam para outros objetivos, exceto o NEAR e da sonda Hayabusa, que exploraram determinados asteroides próximos (NEAs). Somente a missão Dawn tem como objetivo primário o estudo de objetos do cinturão principal de asteroides, e se estes fossem cumpridos com sucesso, é possível que houver uma extensão da missão que permita explorações adicionais.