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Planetas Hipotéticos

por Paul Schlyter (pausch@saaf.se)

 

Existem diversos objectos que os astrónomos supunham existir, mas que posteriormente 'desapareceram'. Eis as suas histórias.

 

Vulcano, o planeta intra-Mercúrio, 1860-1916, 1971

Durante o século XIX, os astrónomos estavam intrigados com desvios inexplicados no movimento de Mercúrio. O matemático francês Urbain Jean Joseph Le Verrier, que (com John Couch Adams) conseguiu predizer a posição de Neptuno baseado nos desvios do movimento de Úrano, acreditava que estariam em acção forças semelhantes. Durante uma apresentação em 2 de Janeiro de 1860, ele anunciou que a solução para os desvios de Mercúrio poderia ser explicada assumindo a existência de um planeta intra-Mercúrio, ou possivelmente uma segunda cintura de asteróides, dentro da órbita de Mercúrio.

O único método possível para observar corpos intra-Mercúrio era quando eles passavam à frente do Sol ou durante um eclipse solar total. O Professor Wolf no centro de dados das manchas solares de Zurique encontrou diversos "pontos" suspeitos no Sol, e um segundo astrónomo encontrou mais alguns. Um total de duas dúzias de pontos pareciam corresponder ao padrão de duas órbitas intra-Mercúrio com períodos de 26 e 38 dias.

Em 1859, Le Verrier recebeu uma carta do astrónomo amador Lescarbault, que dizia ter encontrado uma mancha preta redonda no Sol em 26 de Março de 1859. Lescrabault pensava que o objecto era um planeta que passava à frente do Sol. Tinha vista a mancha durante cerca de 75 minutos, durante o qual se moveu um quarto do diâmetro do Sol. Lescarbault estimou que o objecto teria uma inclinação orbital entre 5.3° e 7.3°, uma distância longitudinal de cerca de 183°, uma "enorme" excentricidade e um tempo de trânsito pelo disco solar de 4 horas, 30 minutos. Le Verrier investigou esta observação, e calculou a seguinte órbita:

O diâmetro era consideravelmente mais pequeno do que o de Mercúrio e a sua massa era estimada em 1/17 da massa de Mercúrio. Era pequeno demais para ser considerado nos desvios da órbita de Mercúrio. No entanto, Le Verrier teorizou que este poderia ser o maior corpo de uma cintura de asteróides intra-Mercúrio. Deu-lhe o nome de Vulcano.

Em 1860, ocorreu um eclipse total do Sol. Le Verrier mobilizou astrónomos por todo o mundo para encontrar Vulcano. Ninguém o conseguiu. As "manchas solares" suspeitas de Wolf reavivaram agora o interesse de Le Verrier, e publicaram-se "evidências" adicionais pouco antes da morte de Le Verrier em 1877. Em 4 de Abril de 1875, o astrónomo alemão H. Weber viu uma mancha redonda no Sol. A órbita de Le Verrier indicava um possível trânsito em 3 de Abril desse ano. Wolf reparou que a sua órbita de 38 dias também poderia ter provocado um trânsito por volta dessa altura. Essa "mancha redonda" também foi fotografada por astrónomos em Greenwich e Madrid.

Houve mais alguma agitação após o eclipse total solar de 29 de Julho de 1878. Dois observadores afirmaram terem visto discos pequenos e iluminados na vizinhança do Sol, objectos que só podiam ser pequenos planetas dentro da órbita de Mercúrio. J.C Watson, professor de astronomia na Universidade de Michigan, acreditou que tinha encontrado dois planetas intra-Mercúrio. Lewis Swift (um dos que descobriu o cometa Swift-Tuttle, que voltou em 1992), também viu uma 'estrela' que pensou ser Vulcano. No entanto, estava numa posição diferente de qualquer dos dois 'intra-Mercúrio' de Watson. Nem as observações de Watson nem as de Swift coincidiam com o 'Vulcano' de Le Verrier ou de Lescarbault.

Ninguém tornou a ver Vulcano, apesar de diversas pesquisas efectuadas em diversos eclipses solares. Em 1916, Albert Einstein publicou a sua Teoria Geral da Relatividade, que explicou os desvios no movimento de Mercúrio sem necessidade de invocar um planeta intra-Mercúrio desconhecido. Em Maio de 1929, Erwin Freundlich fotografou o eclipse total do Sol em Sumatra; as fotos mostravam uma profusão de imagens de estrelas. Outras fotos para comparação foram obtidas seis meses mais tarde. Não foram encontrados perto do Sol quaisquer novos objectos mais brilhantes do que a magnitude 9.

Mas o que é que estas pessoas na verdade vêm? Lescarbault não tinha qualquer razão para mentir, e até mesmo Le Verrier acreditava nele. É possível que Lescarbault tenha visto um pequeno asteróide que passava muito perto da Terra, logo abaixo da sua órbita. Asteróides como esse eram desconhecidos nessa altura, por isso Lescarbault pensava ter visto um planeta intra-Mercúrio. Swift e Watson podiam, na pressa de obter informações durante a fase total do eclipse, ter confundido algumas estrelas com Vulcano.

"Vulcano" foi brevemente reavivado por volta de 1970-1971, quando alguns pesquisadores pensaram ter detectado alguns objectos fracos perto do Sol durante um eclipse solar total. Estes objectos podem ter sido cometas de brilho fraco. Foram observados cometas a passarem muito perto do Sol e eventualmente a colidirem com ele.

 

A Lua de Mercúrio, 1974

Dois dias antes de 29 de Março de 1974, no voo da Mariner 10 por Mercúrio, um instrumento começou a registar emissões brilhantes, no ultravioleta (UV) extremo, que não "deviam estar ali". No dia seguinte, as emissões tinham desaparecido. Três dias mais tarde, elas reapareceram, aparentemente emanando de um "objecto" que parecia ter-se separado de Mercúrio. Os astrónomos primeiro pensaram ter visto uma estrela. Mas eles viram as emissões em duas direcções bastante diferentes, e qualquer astrónomo sabe que estes comprimentos de onda do UV extremo não podiam penetrar até muito longe através do meio interestrelar. Isto sugere que o objecto deve estar relativamente próximo. Terá Mercúrio uma lua?

Depois de uma Sexta-Feira héctica, durante a qual se calculou que o "objecto" se movia a 4 quilómetros (2.4 milhas) por segundo, uma velocidade consistente com a de uma lua, os chefes do Laboratório de Propulsão a Jacto (Jet Propulsion Laboratory - JPL) foram chamados. Eles dedicaram totalmente a ocupação da sonda moribunda para a equipa do UV, e todos se começaram a preocupar com uma conferência de imprensa que estava programada para mais tarde nesse Sábado. Deveria a lua suspeita ser anunciada? Mas a imprensa já a conhecia. Alguns jornais -- os maiores e mais respeitáveis -- contavam a história correctamente, enquanto outros inventavam histórias excitantes sobre a nova lua de Mercúrio.

E a "lua"? Afastou-se de Mercúrio e foi eventualmente identificada como uma estrela quente, 31 Crateris. As origens das emissões originais mantêm-se num mistério. Assim terminou a história da lua de Mercúrio. Ao mesmo tempo, iniciou um novo capítulo em astronomia: o UV extremo mostrou que não era tão completamente absorvido pelo meio interestrelar como primeiro se acreditava. A nebulosa Gum mostrou-se ser uma emissora em UV extremo, e emite por 140° do céu nocturno a 540 angstroms. Os astrónomos tinham descoberto uma nova janela pela qual podiam observar os céus.

 

Neith, a Lua de Vénus, 1672-1892

Em 1672, Giovanni Domenico Cassini, um dos astrónomos prominentes daquela época, reparou na existência de uma pequena companheira próxima de Vénus. Teria Vénus um satélite? Cassini decidiu não anunciar esta observação, mas quando a viu de novo 14 anos depois, incluiu a observação no seu jornal. Estimou que o objecto teria cerca de um quarto do diâmetro de Vénus, e mostrava a mesma fase de Vénus.

O objecto foi visto mais tarde por outros astrónomos: James Short em 1740, Andreas Mayer em 1759, e Joseph Louis Lagrange em 1761. (Lagrange anunciou que o plano orbital do satélite era perpendicular à elíptica.) Durante 1761, o objecto foi visto num total de 18 vezes por cinco observadores. As observações de Scheuten em 6 de Junho de 1761 eram especialmente interessantes. Ele viu Vénus em trânsito pelo disco solar, acompanhado por um ponto escuro mais pequeno num lado que acompanhava Vénus no seu trânsito. No entanto, Samuel Dunn em Chelsea, Inglaterra, que também observou o trânsito, não viu o ponto adicional. Em 1764, havia 8 observações por 2 observadores. Outros observadores não conseguiram encontrar o satélite.

Nesta altura, o mundo astronómico enfrentava uma controvérsia. Diversos observadores tinham relatado a vista do satélite enquanto diversos outros não o tinham encontrado apesar de esforços determinados. Em 1766, o director do observatório de Viena, Father Hell, publicou um tratado em que declarava que todas as observações do satélite eram ilusões de óptica. Ele acreditava que a imagem de Vénus era tão brilhante que era reflectida pelo olho de volta para o telescópio, criando uma imagem secundária numa escala mais pequena.

Outros publicaram tratados declarando que as observações eram reais. O alemão J. H. Lambert publicou elementos orbitais do satélite no Berliner Astronomischer Jarhbuch 1777:

Esperava-se que o satélite pudesse ser visto durante o trânsito de Vénus em frente do Sol em 1 de Junho de 1777. Em retrospectiva, é claro que Lambert fez um erro no cálculo destes elementos orbitais. A 66.5 raios de Vénus, a distância de Vénus é aproximadamente a mesma da distância da nossa Lua à Terra. Isto não corresponde ao período orbital de 11 dias, que é cerca de um terço do período orbital da nossa Lua. (A massa de Vénus é ligeiramente mais pequena do que a massa da Terra.)

Em 1768, Christian Horrebow fez mais uma observação do satélite de Copenhaga. Houve também três pesquisas, incluindo uma feita por um dos maiores astrónomos de todos os tempos, William Herschel. Todos falharam na tentativa de encontrar qualquer satélite. Muito mais tarde em toda esta jogada, o alemão F. Schorr tentou criar um novo caso em relação ao satélite num livro publicado em 1875.

Em 1884, M. Hozeau, antigo director do Observatório Real de Bruxelas, sugeriu uma hipótese diferente. Analisando observações disponíveis, Hozeau concluiu que a lua aparecia próximo de Vénus aproximadamente a cada 2.96 anos. Hozeau sugeriu que este era um outro planeta, com uma órbita de 283 dias à volta do Sol que o colocava em conjunção com Vénus a cada 1,080 dias. Hozeau deu ao planeta o nome de Neith, da deusa misteriosa de Sais, cujo véu nenhum mortal levantava.

Em 1887, três anos depois de Hozeau ter reavivado o interesse neste assunto, a Academia Belga de Ciências publicou um longo artigo num jornal no qual todas as observações registadas eram investigadas em detalhe. Diversas observações do satélite eram na verdade estrelas vistas na vizinhança de Vénus. As observações de Roedkier foram muito bem "verificadas" -- ele foi enganado, sucessivamente, por Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis e Nu Geminorum. James Short na verdade tinha visto uma estrela com um pouco menos de 8 graus de magnitude. Todas as observações de Le Verrier e Montaigne podiam ser explicadas num modo semelhante. Os cálculos orbitais de Lambert foram demolidos. A última observação, de Horrebow em 1768, podia ser atribuída a Theta Librae.

Depois deste jornal ter sido publicado, só foi registada mais uma observação, por um homem que tinha feito anteriormente uma pesquisa do satélite de Vénus mas sem o conseguir encontrar. Em 13 de Agosto de 1892, Edward Emerson Barnard registou um objecto de magnitude 7 perto de Vénus. Não existe qualquer estrela na posição registada por Barnard, e a visão de Barnard era notoriamente excelente. Ainda não sabemos o que ele viu. Seria um asteróide que ainda não foi catalogado? Ou seria uma nova de curta duração que mais ninguém viu?

 

A Segunda Lua da Terra, 1846-presente

Em 1846, Frederic Petit, director do observatório de Toulouse, disse que tinha sido descoberta uma segunda lua da Terra. Foi visto por dois observadores, Lebon e Dassier, em Toulouse e por um terceiro, Lariviere, em Artenac, durante o início da manhã de 21 de Março de 1846. Petit descobriu que a órbita era elíptica, com:

Le Verrier, que estava na audiência quando Petit fez o anúncio, murmurou que se deveria tomar em conta a resistência do ar, algo que nessa altura ninguém poderia fazer. Petit ficou obcecado com esta ideia de uma segunda lua, e 15 anos mais tarde anunciou que tinha feito cálculos sobre uma pequena lua da Terra que causava algumas peculiaridades na altura ainda não explicadas no movimento da nossa Lua principal. Os astrónomos numa forma geral ignoraram esta afirmação, e a ideia teria ficado esquecida se um jovem escritor francês, Júlio Verne, não tivesse lido um resumo. Na novela de Verne, Da Terra à Lua, Verne faz com que um pequeno objecto passe perto da cápsula espacial dos viajantes, provocando que ela viaje à volta da Lua em vez de se esmagar contra ela:
"É," disse Barbicane, "um simples meteorito mas muito grande, retido como sendo um satélite pela atracção da Terra."

"Isso é possível," exclamou Michel Ardan, "a Terra ter duas luas?"

"Sim, meu amigo, ela tem duas luas, apesar de se acreditar normalmente que tem apenas uma. Mas esta segunda lua é tão pequena e a sua velocidade é tão grande que os habitantes da Terra não a conseguem ver. Foi por notar alguns distúrbios que um astrónomo francês, Senhor Petit, pôde determinar a existência desta segunda Lua e calcular a sua órbita. De acordo com ele, uma volta completa à roda da Terra demora três horas e vinte minutos. . . . "

"Todos os astrónomos admitem a existência deste satélite?" perguntou Nicholl.

"Não," respondeu Barbicane, "mas se, como nós, eles se tivessem encontrado com ela não poderiam continuar a duvidar. . . . Mas isto dá-nos um meio de calcularmos a nossa posição no espaço . . . a sua distância é conhecida e nós estávamos, assim, 7,480 quilómetros acima da superfície do globo quando a encontrámos. "

Júlio Verne foi lido por milhões de pessoas, mas ninguém, até 1942, notou as discrepâncias no texto de Verne:

  1. Um satélite 7,480 quilómetros (4,648 milhas) acima da superfície da Terra deveria ter um período de 4 horas e 48 minutos, e não 3 horas e 20 minutos.
  2. Por ter sido vista da janela de que a Lua era invisível, quando ambas se aproximavam, deverá estar num movimento retrógrado, que deveria valer a pena indicar. Verne não o menciona.
  3. Em qualquer caso, a satélite estaria num eclipse e por isso invisível. O projéctil só sai da sombra da Terra muito mais tarde.
Dr. R.S. Richardson do Observatório do Monte Wilson tentou, em 1952, fazer coincidir os números assumindo uma órbita excêntrica para esta lua: um perigeu de 5,010 quilómetros (3,113 milhas), um apogeu de 7,480 quilómetros (4,648 milhas), e uma excentricidade de 0.1784.

No entanto, Júlio Verne tornou a segunda lua de Petit conhecida em todo o mundo. Astrónomos amadores chegaram rapidamente à conclusão que esta era uma oportunidade para conseguirem a fama -- quem descobrisse esta segunda lua teria o seu nome inscrito nos anais de ciência. Nenhum grande observatório algumas vez verificou a questão da segunda lua da Terra, ou se o fizeram mantiveram silêncio. Amadores alemães perseguiram o que chamaram de Kleinchen ("bocadinho"). Evidentemente, nunca descobriram a Kleinchen.

William Henry Pickering dedicou a sua atenção à teoria deste assunto. Se o satélite orbitasse a 320 quilómetros (200 milhas) acima da superfície e o seu diâmetro fosse de 0.3 metros (1 pé), com o mesmo poder reflectivo da Lua, deveria ser visível com um telescópio de 7.6 centímetros (3 polegadas). Um satélite de 3 metros (10 pés) seria um objecto visível a olho nu de magnitude 5. Por isso Pickering não procurou o objecto de Petit, mas dirigiu a pesquisa para uma lua secundária -- um satélite da nossa Lua. O resultado foi negativo e Pickering concluiu que qualquer satélite da nossa Lua deveria ter menos de 3 metros (10 pés).

Um artigo de Pickering sobre a possibilidade de uma segunda pequena Lua da Terra, "Um Satélite Meteorítico", apareceu na Astronomia Popular em 1922. Provocou uma nova pequena agitação entre os astrónomos amadores, porque continha um pedido virtual: "Um telescópio de 3-5 polegadas com uma ocular de pouca potência seria o melhor meio de o encontrar. É uma oportunidade para o amador." Mas, novamente todas as pesquisas resultaram infrutíferas.

A ideia original era que o campo gravitacional do segundo satélite deveria ser a explicação dos pequenos desvios no movimento da nossa Lua. Isto significava um objecto com vários quilómetros de diâmetro -- mas se uma segunda lua assim grande realmente existisse, teria sido vista pelos Babilónios. Mesmo sendo pequena demais para se ver o disco, a sua proximidade relativa faria que se movesse depressa e por isso se notasse, como o sabem os observadores actuais de satélites artificiais e até mesmo de aviões. Por outro lado, ninguém estava muito interessado em luazinhas pequenas demais para serem vistas.

Houve outras propostas para satélites naturais adicionais da Terra. Em 1898, o Dr. Georg Waltemath de Hamburgo disse ter descoberto não apenas uma segunda lua mas um sistema completo de pequeninas luas. Waltemath deu os elementos orbitais de uma dessas luas:

"Algumas vezes," disse Waltemath, "brilha de noite como o Sol". Ele pensou que esta lua foi vista em Greenland em 24 de Outubro de 1881, pelo Tenente Greely, dez dias depois do pôr-do-Sol para o início do Inverno.

O interesse público aumentou quando Waltemath predisse que esta segunda lua iria passar em frente do Sol entre 2 e 4 de Fevereiro de 1898. Em 4 de Fevereiro, 12 pessoas, no posto de correios de Greifswald (Herr Postdirektor Ziegel, membro da sua família e empregados) observaram o Sol directamente a olho nu, sem qualquer protecção. É fácil imaginar uma cena absurda: um civil prussiano impôr o olhar ao apontar para o céu através da janela do seu escritório, enquanto lê a predição de Waltemath em voz alta a um grupo de subordinados respeitosos. Ao serem entrevistados, estas testemunhas falaram de um objecto escuro com um quinto do diâmetro aparente do Sol, e que demorou desde a 1:10 até às 2:10 na hora de Berlim para atravessar o disco solar. Depressa se provou ter sido um erro, porque durante essa mesma hora o Sol estava a ser escrutinado por dois astrónomos experientes, W. Winkler em Jena e Baron Ivo von Benko de Pola, Áustria. Ambos relataram que estavam no disco apenas umas pequenas manchas vulgares.

A falha desta e de outras previsões não desencorajaram Waltemath, que continuou a fazer previsões e a pedir a respectiva verificação. Astrónomos contemporâneos ficaram muito irritados por terem que responder vezes e mais vezes seguidas a perguntas do público, tais como, "Oh, a propósito, o que há sobre todas estas novas luas?". No entanto, compreenderam. Em 1918, o astrólogo Sepharial deu a esta lua o nome de Lilith. Ele considerou-a suficientemente negra para ser invisível a maior parte do tempo, sendo visível apenas próximo da oposição ou quando em trânsito pelo disco solar. Sepharial construiu um modelo de Lilith, baseado em diversas observações de Waltemath. Ele considerou que Lilith teria aproximadamente a mesma massa da Lua, aparentemente desconhecendo que tal satélite teria, mesmo sendo invisível, denunciado a sua existência ao perturbar o movimento da Terra. E mesmo actualmente, "a lua escura", Lilith, é usada por alguns astrólogos nos seus horóscopos.

De tempos a tempos, são reportadas por observadores outras "luas adicionais". A revista astronómica alemã "Die Sterne" informou que um astrónomo amador alemão chamado W. Spill tinha observado uma segunda lua a atravessar o disco da nossa primeira lua em 24 de Maio de 1926.

Por volta de 1950, quando os satélites artificiais começaram a ser discutidos fervorosamente, toda a gente esperava que eles fossem simplesmente os andares superiores queimados de foguetões de vários andares, sem transmissores rádio mas sendo seguidos por radares de Terra. Nestes casos, um grupo de satélites pequenos e próximos seria mais incómodo, reflectindo sinais de radar destinados aos satélites artificiais. O método de pesquisa destes satélites naturais foi desenvolvido por Clyde Tombaugh: é calculado o movimento de um satélite a uma altitude de 5,000 quilómetros (3,100 milhas). Uma plataforma com uma câmara seria então construída para pesquisar o céu precisamente nessa zona. Estrelas, planetas e outros objectos celestes deveriam aparecer como linhas nas fotografias obtidas por esta câmara, enquanto algum satélite na altitude correcta apareceria como um ponto. Se o satélite estivesse a uma altitude diferente, deveria produzir uma linha curta.

As observações começaram em 1953 no Observatório Lowell e na verdade invadiram território virgem: com a excepção da pesquisa alemã do "Kleinchen," ninguém tinha prestado atenção ao espaço entre a Lua e a Terra. No Outono de 1954, os semanários e os diários de grande reputação afirmaram que a pesquisa tinha produzido os primeiros resultados: um pequeno satélite natural a 700 quilómetros (435 milhas) de altitude, outro a 1,000 quilómetros (620 milhas). Alguém perguntou, "Ele tem a certeza que são naturais?" Ninguém parece saber como é que estas informações apareceram. As pesquisas foram completamente negativas. Quando os primeiros satélites artificiais foram lançados em 1957 e 1958, as câmaras registaram estes satélites.

Mas estranhamente isto não significa que a Terra tem apenas um satélite natural. A Terra pode ter um satélite muito próximo por um período curto. Meteoróides que passem pela Terra e toquem na atmosfera superior podem perder suficiente velocidade para ficarem numa órbita à volta da Terra. Mas por passarem pela atmosfera superior em cada perigeu, não duram muito tempo; o número de revoluções pode estar entre 1 e 100 por um máximo de 150 horas. Há indicações de que estes "satélites efémeros" foram vistos; é até mesmo possível que os observadores de Petit tenham visto um.

Além dos satélites efémeros há mais duas possibilidades. Uma é que a Lua tenha um satélite próprio, mas apesar de diversas pesquisas nenhum foi encontrado. Sabe-se agora que o campo gravitacional da Lua é desigual, ou suficientemente "disforme" para a órbita de qualquer satélite lunar ser instável. Qualquer satélite irá por isso despenhar-se na Lua depois de pouco tempo, poucos anos ou possivelmente um década. A outra possibilidade é haver Satélites troianos, isto é, satélites secundários na órbita lunar, viajando 60° à frente ou atrás da Lua.

Estes "Satélites troianos" foram primeiro reportados pelo astrónomo polaco Kordylewski do observatório de Krakow. Ele iniciou uma pesquisa visual em 1951 utilizando um bom telescópio. Esperava encontrar corpos razoavelmente grandes na órbita lunar, 60° afastados da Lua. A pesquisa foi negativa. No entanto, em 1956 o seu compatriota e colega, Wilkowski, sugeriu que podem existir muitos corpos pequenos demais para serem vistos individualmente mas suficientemente numerosos para aparecerem como uma nuvem de partículas de poeira. Neste caso, eles seriam mais visíveis sem um telescópio, isto é, a olho nu. A utilização de um telescópio iria ampliá-lo demasiado. Dr Kordylewski desejou tentá-lo. Era necessário uma noite escura com céu limpo, com a Lua abaixo do horizonte.

Em Outubro de 1956, Kordylewski viu, pela primeira vez, uma mancha pouco brilhante numa das duas posições. Não era pequena, e estendia-se por um ângulo de 2° (isto é, cerca de 4 vezes maior do que a própria Lua). Era também muito fraca, com apenas metade do brilho de Gegenschein (uma mancha brilhante na luz zodiacal, directamente oposta ao Sol). Em Março e Abril de 1961, Kordylewski conseguiu fotografar duas nuvens próximas das posições esperadas. Pareciam variar em extensão, mas pode ter sido devido a alterações na iluminação. J. Roach detectou estas nuvens satélites em 1975 com a nave espacial OSO (Orbiting Solar Observatory - Observatório Solar Orbital) 6. Em 1990, foram de novo fotografadas, desta vez pelo astrónomo polaco Winiarski, que descobriu que tinham poucos graus de diâmetro aparente, que se tinham "desviado" até 10° do ponto "troiano", e que eram um pouco mais vermelhas do que a luz zodiacal.

Assim, a pesquisa desde há um século por uma segunda lua da Terra parece ter sucesso, apesar de tudo, mesmo sendo esta 'segunda lua' completamente diferente de alguma coisa que alguém alguma vez tenha imaginado. Estes objectos são muito difíceis de detectar e de distinguir da luz zodiacal, em particular da Gegenschein.

Mas existe quem ainda proponha outros satélites naturais da Terra. Entre 1966 e 1969, o cientista americano John Bargby diz ter observado pelo menos dez pequenos satélites naturais da Terra, visíveis apenas com um telescópio. Bargby descobriu órbitas elípticas para todos os objectos: excentricidade de 0.498 e eixo semimaior de 14,065 quilómetros (8,740 milhas), o que faz o perigeu e o apogeu com apenas 680 e 14700 quilómetros (432 e 9,135 milhas), respectivamente. Bargby considerou-os como sendo fragmentos de um corpo maior que se dividiu em Dezembro de 1955.

Ele baseou muitos das suas sugestões de satélites em supostas perturbações nos satélites artificiais. Bargby usou dados sobre os satélites artificiais do Relatório Goddard da Situação dos Satélites, sem ter em conta que os valores desta publicação são apenas aproximados e algumas vezes com grandes erros; por isso, não podem ser usados para nenhuma análise científica. Além disso, das observações de Bargby pode ser deduzido que quando estão no perigeu os satélites de Bargby deveriam ser visíveis na primeira magnitude e por isso ser facilmente visíveis a olho nu, mas ninguém ainda os conseguiu ver.

 

As Luas de Marte, 1610 - 1877

O primeiro a adivinhar que Marte tem luas foi Johannes Kepler em 1610. Ao tentar resolver o anagrama de Galileo referente aos anéis de Saturno, Kepler pensou que Galileo tinha em vez disso descoberto luas de Marte.

Em 1643, o monge Capuchinho Anton Maria Shyrl, disse que tinha visto as luas de Marte. Nós agora sabemos que isso seria impossível com os telescópios desse tempo - provavelmente Shyrl foi iludido por uma estrela perto de Marte.

Em 1727, Jonathan Swift escreveu em As Viagens de Gulliver sobre duas pequenas luas que orbitavam Marte, conhecidas dos astrónomos liliputianos. Os seus períodos de revolução eram de 10 e 21.5 horas. Voltaire adoptou estas 'luas' na sua novela Micromegas, de 1750, a história de um gigante de Sirius que visitou o nosso sistema solar.

Em 1747, um capitão alemão, Kindermann, disse ter visto uma lua de Marte, em 10 de Julho de 1744. Kindermann disse que o período orbital desta lua marciana era de 59 horas, 50 minutos e 6 segundos.

Em 1877, Asaph Hall finalmente descobriu Fobos e Deimos, as duas pequenas luas de Marte. Os seus períodos orbitais são de 7 horas, 39 minutos e 30 horas, 18 minutos, muito perto dos períodos descobertos por Jonathan Swift 150 anos antes.

 

A 14a Lua de Júpiter, 1975-1980

Em 1975, Charles Kowal em Palomar (descobriu o Cometa 95 P/Chiron) fotografou um objecto que se pensava ser um novo satélite de Júpiter. Foi visto diversas vezes, mas não o suficiente para se determinar a sua órbita, e depois perdido. Foi referido apenas como pequenas observações em textos, no final da década de 1970.

 

As Luas 9a e 10a de Saturno, 1861, 1905-1960, 1966-1980

Em Abril de 1861, Hermann Goldschmidt anunciou a descoberta da nona lua de Saturno, que orbita o planeta entre Titan e Hiperion. Deu a essa lua o nome de Chiron. No entanto, a descoberta nunca foi confirmada -- ninguém tornou a ver este satélite. Pickering descobriu a que é agora considerada a nona lua de Saturno, Febe, em 1898. Esta foi a primeira vez que um satélite de outro planeta foi descoberto por observações fotográficas. Febe é também a lua exterior de Saturno.

Em 1905, Pickering pensou ter descoberto uma décima lua, a que deu o nome de Themis. De acordo com Pickering, orbita Saturno entre Titan e Hiperion numa órbita muito inclinada:

Themis nunca mais foi visto, mas apesar disso apareceu em almanaques e livros de astronomia nas décadas de 1950 e 1960.

Em 1966, A. Dollfus descobriu outra lua de Saturno. Foi nomeada de Jano, e orbita Saturno logo a seguir aos seus anéis. Era tão fraca e próxima dos anéis que a única possibilidade de a ver era quando os anéis de Saturno eram vistos de lado, o que aconteceu em 1966. Jano é a décima lua de Saturno.

Em 1980, quando os anéis de Saturno foram novamente vistos de lado, uma grande quantidade de observações descobriram muitos novos satélites próximos dos anéis de Saturno. Próximo de Jano foi descoberto outro satélite de Saturno, nomeado Epimeteo. As suas órbitas são muito próximas uma da outra, e o aspecto mais interessante deste par de satélites é que eles regularmente trocam as suas órbitas. Entendeu-se que o "Jano" descoberto em 1966 representava na verdade observações de ambos os satélites co-orbitais. Assim, a 'décima lua de Saturno' descoberta em 1966 na verdade transformou-se em duas diferentes luas. As naves espaciais Voyager 1 e Voyager 2, que voaram para além de Saturno pouco tempo depois, confirmaram estas informações.

 

As Seis Luas de Úrano, 1787

Em 1787, William Herschel anunciou a descoberta de seis satélites de Úrano. Herschel cometeu um erro; apenas dois dos seus seis satélites eram reais (Titânia e Oberon, os dois satélites maiores e mais distantes de Úrano). Os restantes quatro eram estrelas que por acaso estavam perto.

 

A Descoberta de Neptuno, 1846

Por volta de 1841, os cientistas descobriram que havia grandes perturbações inexplicadas no movimento de Úrano. John Couch Adams começou a investigar estes distúrbios. Apresentou duas soluções diferentes para este problema, assumindo que os desvios eram causados pela gravitação de um planeta desconhecido. Adams tentou apresentar as suas soluções ao observatório Greenwich, mas por ser novo e desconhecido, não foi tomado a sério. Em 1845, Urbain Le Verrier começou a investigar as luas. Urbain Le Verrier apresentou a sua solução em 1846, mas a França não tinha os recursos necessários para localizar o planeta.

Le Verrier então voltou para o observatório de Berlim, onde Galle e o seu assistente d'Arrest descobriram Neptuno na tarde de 23 de Setembro de 1846. Adams e Le Verrier partilham o crédito de terem previsto a existência e posição de Neptuno.

 

A Procura de Mundos Trans-Neptunianos, 1846 - 1930

Em 30 de Setembro de 1846, uma semana depois da descoberta de Neptuno, Le Verrier declarou que pode haver ainda outro planeta desconhecido. Em 10 de Outubro, foi descoberta a maior lua de Neptuno, Tritão. Tritão deu um método fácil para determinar em pormenor a massa de Neptuno, que mostrou ser 2 por cento maior do que esperado pelas perturbações de Úrano. Parecia que os desvios no movimento de Úrano eram causados por dois planetas. Além disso, viu-se que a verdadeira órbita de Neptuno era significativamente diferente das órbitas previstas tanto por Adams como por Le Verrier.

David Todd fez a primeira verdadeira tentativa para encontrar um planeta trans-Neptuniano. Usou um "método gráfico", e apesar da inconcludência das informações sobre Úrano, ele descobriu elementos do planeta trans-Neptuniano:

Evidência de Cometas

Em 1879, Camille Flammarion juntou outra sugestão sobre a existência de um planeta para além de Neptuno: os afélios de cometas periódicos tendem a agrupar-se à roda das órbitas dos planetas maiores. Júpiter tem a maior parte destes cometas e Saturno, Úrano e Neptuno também têm alguns. Flammarion descobriu dois cometas: 1862 III com um período de 120 anos e um afélio a 47.6 UA; e 1889 II, com um período um pouco maior e um afélio a 49.8 UA. Flammarion sugeriu que o planeta hipotético provavelmente se move a 45 UA.

Um ano depois, em 1880, o professor Forbes publicou uma memória referente aos afélios de cometas e à sua associação com órbitas planetárias. Por volta de 1900, eram conhecidos cinco cometas com afélios fora da órbita de Neptuno, e então Forbes sugeriu um trans-Neptuniano a uma distância de cerca de 100 UA, e outro a 300 UA, com períodos de 1,000 e 5,000 anos, respectivamente.

Estimativas, 1900 - 1905

Durante os cinco anos seguintes, diversos astrónomos/matemáticos publicaram as suas próprias ideias do que poderia ser encontrado na parte exterior do sistema solar. No entanto, nenhum obteve imagens destes supostos planetas.

Gaillot no Observatório de Paris assumiu dois planetas trans-Neptunianos a 45 e 60 UA. Thomas Jefferson Jackson See previu três planetas trans-Neptunianos:

Dr. Theodor Grigull de Munster, Alemanha, assumiu em 1902 que um planeta da dimensão de Úrano existia a 50 UA com um período de 360 anos, a que chamou Hades. Grigull baseou o seu trabalho principalmente nas órbitas de cometas com afélios para além da órbita de Neptuno, verificando também se a força gravitacional de um corpo como este produziria os desvios observados no movimento de Úrano. Em 1921, Grigull reviu o período orbital de Hades para 310-330 anos, para corresponder melhor aos desvios observados.

Em 1900, Hans-Emil Lau de Copenhaga publicou elementos de dois planetas trans-Neptunianos a distâncias de 46.6 e 70.7 AU, com massas de 9 e 47.2 vezes a da Terra, e uma magnitude para o planeta mais próximo de cerca de 10-11. Em 1900, as longitudes destes corpos hipotéticos eram de 274° e 343°, ambos com a grande incerteza de 180°.

Em 1901, Gabriel Dallet deduziu a existência de um planeta hipotético a 47 UA com uma magnitude de 9.5-10.5 e uma longitude de 358°. No mesmo ano, Theodor Grigull concluiu da longitude de um planeta trans-Neptuniano como estando menos de 6° afastado do planeta de Dallet, e mais tarde reduziu a diferença para 2.5°. Este planeta era suposto estar a 50.6 UA de distância.

Em 1904, Thomas Jefferson Jackson See sugeriu três planetas trans-Neptunianos, a 42.25, 56 e 72 UA. O planeta com órbita mais interior teria um período de 272.2 anos e uma longitude em 1904 de 200°. Um general russo chamado Alexander Garnowsky sugeriu quatro planetas hipotéticos mas não conseguiu dar quaisquer detalhes deles.

Predições de Pickering

As duas predições mais cuidadosamente estudadas sobre planetas trans-Neptunianos foram de origem americana: de Pickering, "A search for a planet beyond Neptune" ("À procura de um planeta para lá de Neptuno") e de Percival Lowell, "Memoir on a trans-Neptunian planet" ("Memória sobre um planeta trans-Neptuniano"). Referiam-se ao mesmo objecto mas usando aproximações diferentes e chegando a resultados diferentes.

Pickering utilizou uma análise gráfica e sugeriu um "Planeta O" a 51.9 UA com um período de 373.5 anos, uma massa duas vezes a da Terra e uma magnitude de 11.5-14. Pickering sugeriu outros oito planetas trans-Neptunianos durante os seguintes 24 anos. Os resultados de Pickering fizeram que Gaillot revisse as distâncias dos seus dois trans-Neptunianos para 44 e 66 UA, e atribuiu-lhes as massas de 5 e 24 massas terrestres.

Entre 1908 e 1932, Pickering propôs sete planetas hipotéticos - O, P, Q, R, S, T e U. As características finais dos planetas O e P definem corpos completamente diferentes dos originais, por isso o total pode ser definido para nove, certamente o recorde de prognósticos planetários. Muitas das predições de Pickering são apenas curiosidades transitórias. Em 1911, Pickering sugeriu que o planeta Q teria uma massa de 20,000 Terras, fazendo-o 63 vezes mais massivo do que Júpiter e com cerca de 1/6 da massa do Sol, próximo de uma estrela de pouca massa. Pickering disse que o planeta Q teria uma órbita altamente elíptica.

Nos últimos anos, apenas o planeta P ocupou seriamente a sua atenção. Em 1928, ele reduziu a distância de P de 123 para 67.7 UA, e o seu período de 1400 para 556.6 anos. Ele deu a P a massa de 20 Terras e uma magnitude de 11. Em 1931, depois da descoberta de Plutão, ele definiu outra órbita elíptica para P: distância de 75.5 UA, período de 656 anos, massa de 50 Terras, excentricidade de 0.265 e inclinação de 37°. Estes valores eram próximos dos atribuídos para a órbita em 1911. O seu Planeta S, proposto em 1928 e atribuídas as características de 1931, foi colocado à distância de 48.3 UA (próximo do Planeta X de Lowell a 47.5 UA) com um período de 336 anos, uma massa igual a cinco vezes a da Terra, e uma magnitude de 15. Em 1929, Pickering propôs o planeta U a uma distância de 5.79 UA e um período de 13.93 anos, cálculos que o colocaram logo a seguir à órbita de Júpiter. Pickering deu ao Planeta U uma massa equivalente a 0.045 da Terra e uma excentricidade de 0.26. O último dos planetas de Pickering é o planeta T, sugerido em 1931: distância de 32.8 UA e um período de 188 anos.

As características de Pickering para o planeta O eram:

      Dist média Período     Massa    Magnitude  Node Incl Longitude
1908    51.9     373.5 a.  2 Terras   11.5-13.4              105.13
1919    55.1     409   a.                15      100   15
1928    35.23    209.2 a.  0.5 Terras    12

Pesquisa de "X" por Lowell

Percival Lowell, mais conhecido pela proposta dos canais de Marte, construiu um observatório privado em Flagstaff, Arizona. Lowell chamou ao seu planeta hipotético Planet X, e fez várias pesquisas para o descobrir, sem sucesso. A primeira pesquisa de Lowell pelo Planeta X chegou ao fim em 1909, mas em 1913 iniciou uma segunda pesquisa, com uma nova predição do Planeta X: Lowell e outros procuraram em vão este Planeta X em 1913-1915. Em 1915, Lowell publicou os seus resultados teóricos do Planeta X.

É irónico que neste mesmo ano, 1915, foram registadas duas imagens fracas de Plutão no observatório de Lowell, apesar de ninguém o descobrir durante mais 15 anos. A falha de Lowell na descoberta do Planeta X foi o grande desapontamento da sua vida. Ele não dispendeu muito tempo à procura do Planeta X durante os últimos dois anos da sua vida. Lowell morreu em 1916. Nas cerca de 1,000 fotos obtidas nesta segunda pesquisa estavam 515 asteróides, 700 estrelas variáveis e 2 imagens de Plutão.

 

Plutão

A pesquisa do Planeta X começou em Abril de 1927. Não foi feito qualquer progresso em 1927-1928. Em Dezembro de 1929, um jovem rapaz de uma quinta e astrónomo amador, Clyde Tombaugh, do Kansas, foi contratado para fazer a pesquisa. Tombaugh iniciou o seu trabalho em Abril de 1929. Em 23 e 29 de Janeiro de 1930, ele expôs o par de placas em que descobriu Plutão ao examiná-las em 18 de Fevereiro. Na altura da sua descoberta, Tombaugh tinha examinado centenas de pares de placas e milhões de estrelas.

O nome de Plutão é em si mesmo uma história. As primeiras sugestões para o nome deste novo planeta eram: Atlas, Zymal, Artemis, Perseus, Vulcano, Tântalo, Idana, Cronus. O New York Times sugeriu Minerva, os repórteres sugeriram Osiris, Baco, Apolo, Erebo. A viúva de Lowell sugeriu Zeus, mas mais tarde mudou de ideias para Constância. Muita gente sugeriu que o planeta de chamasse Lowell. O pessoal do observatório de Flagstaff, onde Plutão foi descoberto, sugeriu Cronus, Minerva e Plutão. Alguns meses mais tarde o planeta recebia oficialmente o ome de Plutão. Este nome tinha sido originalmente sugerido por Venetia Burney, uma jovem estudante de 11 anos de Oxford, Inglaterra.

A primeira órbita calculada para Plutão atribui-lhe uma excentricidade de 0.909 e um período de 3,000 anos. Isto trouxe algumas dúvidas se seria mesmo um planeta. No entanto, alguns meses mais tarde, foram obtidos elementos orbitais consideravelmente melhores. Abaixo está uma comparação dos elementos orbitais do Planeta X de Lowell, do Planeta O de Pickering e de Plutão:

                          X de Lowell   O de Pickering   Plutão

a (dist méd.)              43.0           55.1           39.5
e (excentricid.)           0.202          0.31           0.248
i (inclinação)             10             15             17.1
N (long asc node)          (not pred)     100            109.4
W (long periélio)          204.9          280.1          223.4
T (data periélio)          Feb 1991       Jan 2129       Sept 1989
u (movim anual médio)      1.2411         0.880          1.451
P (periodo, anos)          282            409.1          248
T (data periélio)          1991.2         2129.1         1989.8
E (long 1930.0)            102.7          102.6          108.5
m (massa, Terra=1)         6.6            2.0            0.002
M (magnitude)              12-13          15             15
Com a descoberta de Plutão, poderia parecer que a pesquisa do Planeta X teria chegado ao fim. Ou teria mesmo? O novo planeta mostrou-se ser desapontadamente pequeno; nessa altura, foi estimado que a massa de Plutão teria apenas cerca de 10 por cento da massa da Terra. Nos anos que se seguiram, as estimativas da massa incluíram:
    Crommelin 1930:     0.11    (Massas da Terra)
    Nicholson 1931:     0.94
    Wylie, 1942:        0.91
    Brouwer, 1949:      0.8-0.9
    Kuiper, 1950:       0.10
    1965:             < 0.14    (ocultação de estrela fraca por Plutão)
    Seidelmann, 1968:   0.14
    Seidelmann, 1971:   0.11
    Cruikshank, 1976:   0.002
Este assunto não esteve terminado até que James W. Christy descobriu a lua de Plutão Caronte em Junho de 1978. Christy conseguiu confirmar a estimativa de Cruikshank que a massa de Plutão era apenas 1/1000 da massa da Terra. Para ver de outro modo, o nono planeta era apenas de 20 por cento da massa da nossa Lua.

 

A Procura do Planeta X, 1930 - Presente

A pequena massa de Plutão significa que o planeta é desesperadamente inadequado para produzir perturbações gravitacionais mensuráveis em Úrano e Neptuno. Plutão não podia ser o Planeta X de Lowell - o planeta encontrado não era o planeta procurado. O que parecia ser outro triunfo da mecânica celeste tornou-se num acidente, ou melhor no resultado da inteligência e da perfeição da pesquisa de Clyde Tombaugh.

Tombaugh continuou a sua pesquisa durante mais 13 anos, e examinou o céu desde o polo norte celeste até aos 50° de declinação sul, até magnitude 16-17, algumas vezes mesmo 18. Tombaugh examinou alguns 90 milhões de imagens de alguns 30 milhões de estrelas de mais de 30,000 graus quadrados de céu. Descobriu um novo aglomerado globular, 5 novos aglomerados de estrelas, um novo super aglomerado de 1,800 galáxias e alguns novos pequenos aglomerados de galáxias, um novo cometa, cerca de 775 novos asteróides, mas nenhum novo planeta à excepção de Plutão. Tombaugh concluiu que não existia qualquer planeta com brilho maior do que magnitude 16.5. Só um planeta com uma órbita quase polar e situado próximo do polo sul celeste poderia escapar à sua detecção. Ele podia ter escolhido um planeta da dimensão de Neptuno a sete vezes a distância de Plutão, ou um planeta da dimensão de Plutão a 60 UA.

Durante este período, outros astrónomos procuraram planetas adicionais. Outro suspeito trans-Neptuniano de curta duração foi reportado em 22 de Abril de 1930 por R.M. Stewart em Ottawa, Canadá. Foi descoberto em placas obtidas em 1924. Crommelin calculou uma órbita à distância de 39.82 UA, um nó ascendente de 280.49° e uma inclinação de 49.7°. Tombaugh procurou o "Objecto Ottawa" sem o encontrar. Foram feitas outras pesquisas, mas nada foi encontrado.

Pickering continuou na predição de novos planetas. Outros também previram novos planetas em bases teóricas (o próprio Lowell já tinha sugerido um segundo trans-Neptuniano a cerca de 75 UA). Em 1946, Francis M. E. Sevin sugeriu um planeta trans-Plutoniano a 78 UA. Ele primeiro deduziu-o de um curioso método empírico pelo qual ele agrupou os planetas e o asteróide errático Hidalgo, em dois grupos de corpos interiores e exteriores:

   Grupo I:     Mercúrio   Vénus    Terra   Marte   Asteróides  Júpiter
   Grupo II:      ?        Plutão  Neptuno  Úrano    Saturno    Hidalgo
Depois somou os logaritmos dos períodos de cada par de planetas, chegando a uma soma constante aproximada de cerca de 7.34. Assumindo que esta soma é válida para Mercúrio e o trans-Plutão, também, chegou a um período de cerca de 677 anos para o "Trans-Plutão". Sevin mais tarde criou um conjunto completo de elementos para o "Trans-Plutão": uma distância de 77.8 UA, um período de 685.8 anos, uma excentricidade de 0.3 e uma massa de 11.6 massas terrestres. A sua predição agitou pouco o interesse entre os astrónomos.

Em 1950, K. Schutte de Munique usou dados de oito cometas periódicos para sugerir um planeta trans-Plutão a 77 UA. Quatro anos mais tarde, H. H. Kitzinger de Karlsruhe, usando os mesmos oito cometas, prolongou e pormenorizou o trabalho, encontrando o suposto planeta a 65 UA, com um período de 523.5 anos, uma inclinação orbital de 56° e uma magnitude estimada de 11.

Em 1957, Kitzinger de novo tentou resolver o problema e chegou a novos elementos: uma distância de 75.1 UA, um período de 650 anos, uma inclinação de 40° e uma magnitude de cerca de 10. Depois de pesquisas fotográficas sem sucesso, de novo trabalhou neste problema em 1959, chegando a uma distância média de 77 UA, um período de 675.7 anos, uma inclinação de 38° e uma excentricidade de 0.07. Este planeta não era diferente do "Trans-Plutão," de Sevin, e em alguns casos semelhante ao planeta P de Pickering. No entanto, este planeta não foi encontrado.

O Cometa Halley também foi usado com uma "sonda" de planetas trans-Plutão. Em 1942, R. S. Richardson descobriu que um planeta da dimensão da Terra a 36.2 UA, ou 1 UA além do afélio de Halley, iria atrasar a passagem de Halley no periélio de modo que concordava melhor com as observações. Um planeta a 35.3 UA de 0.1 da massa da Terra teria um efeito semelhante. Em 1972, Brady previu um planeta a 59.9 UA com um período de 464 anos, uma excentricidade de 0.07, uma inclinação de 120° (isto é, numa órbita retrógrada), e uma magnitude de 13-14. Este planeta teria aproximadamente a dimensão de Saturno. Um planeta trans-Plutoniano como este iria reduzir os resíduos do Cometa Halley significativamente para a passagem no periélio em 1456. Este planeta trans-Plutoniano gigante também foi procurado, mas nunca encontrado.

Pesquisas Recentes

Tom van Flandern examinou as posições de Úrano e de Neptuno na década de 1970. A órbita calculada de Neptuno correspondia às observações apenas durante alguns anos, e depois começou a afastar-se. A órbita de Úrano correspondia às observações durante uma revolução mas não durante a revolução anterior.

Em 1976, van Flandern convenceu-se que existia um décimo planeta. Depois da descoberta de Caronte em 1978 ter mostrado que a massa de Plutão é muito menor do que o esperado, van Flandern convenceu o seu colega Robert S. Harrington do Observatório Naval dos E.U. da existência deste décimo planeta. Eles começaram a trabalhar em conjunto investigando o sistema de satélites de Neptuno. Os seus pontos de vista depressa divergiram. Van Flandern pensou que o décimo planeta se tinha formado para lá da órbita de Neptuno, enquanto Harrington acreditava que ele se tinha formado entre as órbitas de Úrano e Neptuno. Van Flandern pensou que seriam necessárias mais informações, tal como a massa de Neptuno mais rigorosa fornecida pela Voyager 2.

Harrington começou a procurar o planeta pela força bruta. Começou em 1979, e em 1987 ainda não tinha encontrado o planeta. Van Flandern e Harrington sugeriram que o décimo planeta deveria estar próximo do afélio num órbita altamente elíptica. Se o planeta é escuro, deve ter magnitude muito baixa, 16-17, sugere van Flandern.

Em 1987, John Anderson, do Laboratório de Propulsão a Jacto (Jet Propulsion Laboratory - JPL), examinou os movimentos das naves espaciais Pioneer 10 e Pioneer 11, para ver se conseguia encontrar alguma deflecção devida a forças de gravidade desconhecidas. Não encontrou qualquer deflecção; Anderson concluiu que um décimo planeta provavelmente não existe.

Anderson concluiu que o décimo planeta deve ter uma órbita altamente elíptica, levando-o longe demais para não ser detectável actualmente, mas trazendo-o periodicamente suficientemente próximo para deixar a sua assinatura perturbando o caminho dos planetas exteriores. Ele sugeriu uma massa de cinco massas terrestres, um período orbital de 700 a 1,000 anos, e uma órbita altamente inclinada. A sua perturbação nos planetas exteriores não serão detectadas antes de 2600. Anderson esperava que as duas Voyager ajudassem a encontrar a localização do planeta.

Conley Powell do JPL também analisou os movimentos planetários e descobriu que as observações de Úrano correspondiam muito melhor aos cálculos depois de 1910 do que antes. Powell sugeriu um planeta com 2.0 massas terrestres a 60.8 UA do Sol, um período de 494 anos, uma inclinação de 8.3° e apenas uma pequena excentricidade.

O que mais intrigou Powell foi que o período tinha aproximadamente o dobro do período de Plutão e três vezes o do Neptuno, sugerindo que o planeta que pensou ter conseguido encontrar com as informações tinha uma órbita estabilizada por ressonância mútua com os seus vizinhos mais próximos apesar da sua grande separação. A solução levava a um planeta que existe em Gémeos, que é mais brilhante do que Plutão quando foi descoberto. Em 1987 foi desenvolvida uma pesquisa no Observatório Lowell pelo planeta de Powell - nada foi encontrado. Powell reexaminou a sua solução e reviu os elementos: 0.87 massas terrestres, uma distância de 39.8 UA, um período de 251 anos, e uma excentricidade de 0.26. A órbita é muito semelhante à de Plutão. Actualmente, o novo planeta de Powell deve estar em Leão, com magnitude 12; no entanto, Powell pensa que é prematuro procurá-lo até analisar de novo os dados.

Descobertas de Asteróides e Cometas

Mesmo sem encontrar um planeta trans-Plutão, o interesse na sua descoberta focou a atenção dos astrónomos na parte exterior do sistema solar. Durante 1977-1984, Charles Kowal conduziu uma nova busca sistemática de corpos ainda não descobertos no sistema solar, com auxílio do telescópio Schmidt de 48 polegadas do Observatório Palomar. Em Outubro de 1987, ele descobriu o asteróide 1977 UB, depois chamado Chiron, movendo-se a uma distância média de 13.7 UA, um período de 50.7 anos, uma excentricidade de 0.3786 e uma inclinação de 6.923°. Chiron tem um diâmetro de cerca de 50 quilómetros (31 milhas).

Durante a sua pesquisa, Kowal também encontrou 5 cometas e 15 asteróides, incluindo Chiron, o asteróide conhecido mais distante quando foi descoberto. Kowal também recuperou 4 cometas e 1 asteróide perdidos. Kowal não descobriu um décimo planeta, e concluiu que não existia qualquer planeta desconhecido mais brilhante do que a magnitude 20 dentro dos 3° da elíptica.

Chiron foi primeiro anunciado como um "décimo planeta" mas foi rapidamente designado por asteróide. Mas Kowal suspeitou que pode ser do tipo cometa, e mais tarde deve ter desenvolvido uma pequena cauda planetária. Em 1995, Chiron também foi classificado como um cometa - é decerto o maior cometa já descoberto.

Em 1992, foi descoberto um asteróide ainda mais longínquo, Pholus. Mais tarde ainda nesse ano, foi descoberto um asteróide fora da órbita de Plutão, seguido de cinco asteróides adicionais trans-Plutão em 1993 e pelo menos uma dúzia em 1994.

Entretanto, as naves espaciais Pioneer 10 e 11 e as Voyagers 1 e 2 viajaram para fora do sistema solar, e foram utilizadas como "sondas" para investigar forças gravitacionais que possam ser provocadas por planetas desconhecidos. No entanto, nenhum foi encontrado.

As Voyager também conseguiram calcular mais rigorosamente as massas dos planetas exteriores. Quando estas massas actualizadas foram inseridas nos dados numéricos do sistema solar, as diferenças nas posições dos planetas exteriores finalmente desapareceram. Parecia que a procura do "Planeta X" finalmente tinha terminado. Não existia um "Planeta X" (Plutão na verdade não conta), mas em vez disso foi encontrada uma cintura de asteróides fora de Neptuno/Plutão.

Os asteróides fora da órbita de Júpiter que eram conhecidos em Agosto de 1993 são os seguintes:

Asteróide   a      e      Incl     Nó     Arg perié Méd an   Per  Nome
            AU            graus   graus    graus    graus    ano   

 944     5.79853 .658236 42.5914  21.6567  56.8478  60.1911 14.0 Hidalgo 
2060    13.74883 .384822  6.9275 209.3969 339.2884 342.1686 51.0 Chiron 
5145    20.44311 .575008 24.6871 119.3877 354.9451   7.1792 92.4 Pholus 
5335    11.89073 .866990 61.8583 314.1316 191.3015  23.3556 41.0 1991DA  

1992QB1 43.82934 .087611  2.2128 359.4129  44.0135 324.1086 290  "Smiley" 
1993FW  43.9311  .04066   7.745  187.914  359.501    0.4259 291  "Karla"

                    Época:  1993-08-01.0  TT

Em Novembro de 1994, eram conhecidos estes asteróides trans-Neptunianos:

Objecto    a     e    incl  R Mag  Diam   Data da   Descobridores
           UA         graus          km  Descoberta  

1992 QB1  43.9  0.070  2.2   22.8   283   1992 Ago  Jewitt & Luu 
1993 FW   43.9  0.047  7.7   22.8   286   1993 Mar  Jewitt & Luu 
1993 RO   39.3  0.198  3.7   23.2   139   1993 Set  Jewitt & Luu 
1993 RP   39.3  0.114  2.6   24.5    96   1993 Set  Jewitt & Luu 
1993 SB   39.4  0.321  1.9   22.7   188   1993 Set  Williams et al. 
1993 SC   39.5  0.185  5.2   21.7   319   1993 Set  Williams et al. 
1994 ES2  45.3  0.012  1.0   24.3   159   1994 Mar  Jewitt & Luu 
1994 EV3  43.1  0.043  1.6   23.3   267   1994 Mar  Jewitt & Luu 
1994 GV9  42.2  0.000  0.1   23.1   264   1994 Abr  Jewitt & Luu 
1994 JQ1  43.3  0.000  3.8   22.4   382   1994 Mai  Irwin et al. 
1994 JR1  39.4  0.118  3.8   22.9   238   1994 Mai  Irwin et al. 
1994 JS   39.4  0.081  14.6  22.4   263   1994 Mai  Luu & Jewitt  
1994 JV   39.5  0.125  16.5  22.4   254   1994 Mai  Jewitt & Luu  
1994 TB   31.7  0.000  10.2  21.5   258   1994 Out  Jewitt & Chen 
1994 TG   42.3  0.000  6.8   23.0   232   1994 Out  Chen et al. 
1994 TG2  41.5  0.000  3.9   24.0   141   1994 Out  Hainaut  
1994 TH   40.9  0.000  16.1  23.0   217   1994 Out  Jewitt et al. 
1994 VK8  43.5  0.000  1.4   22.5   273   1994 Nov  Fitzwilliams et al.

Os corpos trans-Neptunianos parecem formar dois grupos. Um grupo, composto por Plutão, 1993 SC, 1993 SB e 1993 RO, têm órbitas excêntricas e uma ressonância de 3:2 com Neptuno. O segundo grupo, incluindo 1992 QB1 e 1993 FW, está ligeiramente mais longe e numa excentricidade baixa.

 

Nemesis, a estrela companheira do Sol, 1983-presente

Suponha que o nosso Sol não está sozinho mas tem uma estrela companheira. Suponha que esta estrela companheira se move numa órbita elíptica, a sua distância ao Sol varia entre 90,000 UA (1.4 anos luz) e 20,000 UA, com um período de 30 milhões de anos. Suponha também que esta estrela é escura ou pelo menos muito fraca, e por causa disso ainda não a vimos.

Isto significaria que uma vez em cada 30 milhões de anos esta hipotética estrela companheira do Sol iria passar pela Nuvem Oort (uma nuvem hipotética de proto-cometas a uma grande distância do Sol). Durante esta passagem, os proto-cometas na nuvem de Oort seriam espalhados. Algumas dezenas de milhares de anos mais tarde, aqui na Terra nós iríamos notar um aumento dramático do número de cometas que passam no sistema solar interior. Se o número de cometas aumenta dramaticamente, também aumenta o risco de a Terra colidir com o núcleo de um destes cometas.

Ao examinar o registo geológico da Terra, nota-se que cerca de uma vez em cada 30 milhões de anos ocorreu uma extinção de vida em massa na Terra. A mais conhecida desses acontecimentos em massa é, evidentemente, a extinção dos dinossauros há cerca de 65 milhões de anos. A teoria prediz que haverá outra extinção em massa dentro de 15 milhões de anos.

Esta hipotética "companheira da morte" do Sol foi sugerida em 1985 por Daniel P. Whitmire e John J. Matese da Universidade da Luisiana do Sul. Até recebeu um nome, Nemesis. Um facto bizarro da hipótese de Nemesis é que não existe qualquer evidência de uma estrela companheira do Sol. Não precisa de ser nem muito brilhante nem muito massiva. Uma estrela muito mais pequena e fraca do que o Sol seria suficiente, mesmo sendo uma anã escura (o corpo planetário sem massa suficiente para começar a "queimar hidrogénio" como uma estrela). É possível que esta estrela exista num dos nossos catálogos de estrelas fracas sem alguém ter notado algo de peculiar, nomeadamente o enorme movimento aparente dessa estrela contra o fundo de estrelas mais distantes (isto é, o seu paralaxe). Se Nemesis fosse encontrada, poucos iriam duvidar que esta é a principal causa de extinções em massa periódicas na Terra.

Em 1987, Whitmire e Matese sugeriram um décimo planeta a 80 UA com um período de 700 anos e uma inclinação de talvez 45°, como alternativa à hipótese de "Nemesis". No entanto, de acordo com Eugene M. Shoemaker, este planeta não poderia ter causado a chuva de meteoros que Whitmire e Matese sugeriram.

Nemesis também é uma noção de poder mítico. Se um antropologista de uma geração anterior tivesse ouvido uma história como esta, o livro de ensino resultante iria sem dúvida usar termos como 'primitivo' ou 'pre-científico'. Considere esta história:

Há outro Sol no céu, um Sol Demónio que não conseguimos ver. Há muito tempo, mesmo antes do tempo da bisavó, o Sol Demónio atacou o nosso Sol. Caíram cometas, e um terrível inverno atingiu a Terra. Quase toda a vida foi destruída. O Sol Demónio já atacou muitas vezes. Irá atacar de novo.
É por isto que alguns cientistas pensaram que esta teoria era uma anedota quando primeiro a ouviram - um Sol invisível a atacar a Terra com cometas parece uma ilusão ou um mito. Merece um pouco mais de cepticismo por essa razão: nós estamos sempre em perigo de nos auto-iludir. Mas mesmo que a teoria seja especulativa, é séria e respeitável, porque a ideia principal pode ser testada: encontra-se a estrela e examina-se as suas propriedades.

No entanto, a existência de Nemesis não é muito provável. O Satélite Astronómico por Infravermelhos (Infrared Astronomical Satellite - IRAS) examinou todo o céu no espectro infravermelho distante (IR). No entanto, não encontrou qual evidência de uma estrela que correspondesse à descrição de "Nemesis."

 

Referências

Ashbrook, Joseph. "The many moons of Dr. Waltemath." (As Muitas Luas do Dr. Waltemath) Sky and Telescope, Vol. 28, p. 218, Outubro de 1964.

Corliss, William R. "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies." (Universo Misterioso: Um manual de anomalias astronómicas) Sourcebook Project, 1979.

Hoyt, William Graves. "Planet X and Pluto." (Planeta X e Plutão) Imprensa da Universidade de Arizona, 1980.

Jay, Delphine. "The Lilith Ephemeris." (A Efeméride de Lilith) Federação Americana de Astrólogos, 1983.

Ley, Willy. "Watcher's of the skies." (Observador dos Céus) Viking Press New York, 1969.

Littman, Mark. "Planets Beyond - discovering the outer solar system." (Planetas Longínquos - descobrindo o sistema solar exterior) John Wiley, 1988.

Sagan, Carl e Ann Druyan. "Comet." (Cometa) Michael Joseph Ltd, 1985.

Van Flandern, Tom. "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated." (Matéria Escura, Planetas Desaparecidos & Cometas Novos. Paradoxos Resolvidos, origens iluminadas) North Atlantic Books, 1993.

 

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