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O CURIOSO

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27
Abr05

Cometas

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Pequeno corpo gelado que orbita o Sol, normalmente numa órbita elíptica. Um cometa é constituído por um núcleo central, com alguns quilómetros de diâmetro, comparável a uma bola de neve suja, já que consiste, principalmente, em gelo misturado com poeira. À medida que o cometa se aproxima do Sol, o núcleo aquece, libertando gás e poeira e formando uma ténue coma, ou cabeleira, que envolve o núcleo e que pode atingir uma extensão de 100 000 km. Gases e poeiras que se afastem da cabeleira dão origem a uma ou mais caudas, que podem estender-se por milhões de quilómetros.

Acredita-se que o aparecimento dos cometas se tenha dado durante o nascimento do sistema solar; pensa-se ainda que mil milhões de cometas se encontrem num halo, (a nuvem de Oort), para além de Plutão. O efeito gravitacional da passagem de algumas estrelas empurra alguns cometas em direcção ao Sol, que se tornam, assim, visíveis da Terra. Muitos cometas giram à volta do Sol mas regressam ao espaço distante, não voltando a ser vistos por milhares de milhões de anos. No entanto, existem os chamados cometas periódicos, que sofrem alterações de órbita devido ao impulso gravitacional dos planetas, podendo aparecer em períodos de 200 anos ou menos.


Dos cerca de 800 cometas cujas órbitas foram calculadas, cerca de 160 são periódicos. O mais brilhante é o cometa de Halley. O que tem o período conhecido mais curto é o cometa de Encke, com uma órbita em torno do Sol de 3,3 anos. Todos os anos são descobertos mais de uma dúzia de cometas, muitos dos quais por astrónomos amadores.


Ao longo dos anos tem sido acumulada uma grande quantidade de dados sobre cometas e suas órbitas. Grande parte dos dados obtidos é compatível com a hipótese da sua origem num reservatório de material apropriado, nos confins do sistema solar. Esse material e os aglomerados em que se agrega movem-se em torno do Sol, em órbitas de períodos longos, sendo poucos os que têm periélios inferiores a 50 unidades astronómicas. Ocasionalmente, algumas das órbitas são perturbadas, tanto por acção mútua como por acção das estrelas, de tal forma que os aglomerados a elas associados passam demasiadamente perto do Sol para serem visíveis como cometas.


Os cometas dividem-se em duas classes, de acordo com o seu período orbital: os que têm períodos inferiores a 200 anos, conhecidos como cometas de período curto, e os restantes, conhecidos como cometas de período longo. As órbitas dos cometas de período longo são inclinadas, formando qualquer ângulo, relativamente à eclíptica, e são, em número equivalente, directos e retrógrados. Por outro lado, os cometas de período curto movimentam-se, principalmente, em órbitas directas próximas do plano médio do sistema solar e têm distâncias de afélio próximas às da órbita de Júpiter. Estes cometas são, por vezes, referidos como membros da família de Júpiter, existindo outras famílias semelhantes, mas menos numerosas, associadas a outros planetas importantes. Existem poucas dúvidas de que os cometas até hoje capturados sejam de período longo. O Catálogo das Órbitas dos Cometas, de B.G. Marsden, compilado em 1972, refere 97 cometas de período curto e 503 de período longo. A maior parte dos cometas tem o nome dos seus descobridores, sendo ordenados alfabeticamente e anualmente, mas são subsequentemente numerados segundo a sua passagem pelo periélio; por exemplo, o cometa Arend-Roland era o 1956 h mas passou a ser o 1857 III. Algumas órbitas de período longo são tão parecidas que se acredita que correspondam a fragmentos de um cometa maior, que se tenha dividido ao passar perto do Sol. Entre estes grupos, o mais conhecido é o dos cometas «rasantes ao Sol» que inclui o Grande Cometa de 1668, o 1843 I, o 1880 I, o 1882 II, o 1887 I, o 1945 VII, o 1963 V, o 1965 VIII, o 1970 VI e, possivelmente, mais um ou dois. Estes cometas passaram através da coroa solar e tornaram-se suficientemente brilhantes perto do periélio para se tornarem visíveis à luz do dia. Existem poucos cometas de período curto com caudas notáveis, presumivelmente porque terão perdido a maior parte do material volátil. Alguns desintegram-se e não voltarão a ser vistos; no entanto, fragmentos remanescentes podem originar chuvas de meteoros periódicas.


Artigo retirado da Biblioteca Universal da Texto Editores


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