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Anexo 7:

Planetas Hipotéticos

por Paul Schlyter (pausch@saaf.se)


   Houveram um número de corpos que foram imaginados existir pelos astrônomos, mas que depois 'sumiram'. Aqui estão suas estórias.


Vulcan, o planeta intra-Mercurial, 1860-1916, 1971

   O matemático Francês Urbain Le Verrier, co-previsor com J.C. Adams da posição de Netuno antes que ele fosse visto, em uma palestra em 2 Jan 1860 anunciou que o problema dos desvios observados no movimento de Mercúrio poderiam ser resolvidos assumindo a existência da um planeta intra-Mercurial planet, ou possivelmente um segundo cinturão de asteróides dentro da órbita de Mercúrio. A única possibilidade de observar este planeta intra-Mercurial ou os asteróides era se/quando eles transitassem no Sol, ou durante eclipses solares totais. O Prof. Wolf no centro de dados de manchas solares de Zurich, encontrou um número de "pontos" suspeitos no Sun, e outro astrônomo encontrou alguns mais. Um total de duas dúzias de manchas pareciam encaixar no padrão das duas órbitas intra-Mercuriais, uma com o período de 26 dias e outra de 38 dias.

   Em 1859, Le Verrier recebeu uma carta de um astrônomo amador Lescarbault, que reportou ter visto uma mancha redonda escura no Sol em 26 Mar 1859, parecendo com um planeta transitando o Sol. Ele tinha visto a mancha por uma hora e quinze minutos, quando se moveu um quarto do diâmetro solar. Lescarbault estimou que a inclinação orbital estava entre 5,3 e 7,3 graus, sua longitude de nó cerca de 183 graus, sua excentricidade "enorme", e seu tempo de trânsito cruzando o disco solar em 4 horas e 30 minutos. Le Verrier investigou esta observação, e computou uma órbita para ele:: período de 19 dias e 7 horas, distância média do Sol 0,1427 a.u., inclinação 12º10'', nó de ascenção em 12º59'. O diâmetro era consideravelmente menor que o de Mercúrio e sua massa era estimada em 1/17 da massa de Mercúrio. Isto era muito pequeno para se considerar no desvio da órbita de Mercúrio, mas talvez este fosse o maior membro do cinturão de asteróides intra-Mercurial? Le Verrier se apaixonou pelo planeta e o batizou de Vulcan.

   Em 1860 houve um eclipse total do Sol. Le Verrier mobilizou todos os Franceses e alguns outros astrônomos para achar Vulcan - ninguém o achou. As 'manchas solares' suspeitas de Wolf reviveram agora o interesse de Le Verrier, e pouco antes da morte de Le Verrier em 1877 mais algumas 'evidências' tomaram parte dos seus escritos. Em 4 Abr 1875, um astrônomo Alemão, H. Weber, viu uma mancha redonda no Sol. A órbita de Le Verrier indicava um possível trânsito em 3 de Abril daquele ano, e Wolf notou que sua órbita de 38 dias poderia ter também feito um trânsito naquela época. Aquele 'ponto redondo' foi também fotografado em Greenwich e em Madri.

   Houve mais uma agitação após o eclipse total de 29 Jul 1878, em que dois observadores reinvidicavam ter visto nas vizinhanças do Sol pequenos discos iluminados que somente poderiam ser pequenos planetas dentro da órbita de Mercúrio: J.C Watson (professor de astronomia da Univ. de Michigan) acreditava ter achado DOIS planetas intra-Mercuriais! Lewis Swift (co-ddescobridor do Cometa Swift-Tuttle, que retornou em 1992), também viu uma 'estrela' que ele achava ser Vulcan -- mas numa posição diferente dos dois 'intra-Mercuriais' de Watson. Além disso, nem o de Vulcan de Watson nem o de Swift podiam ser adequados ao Vulcan de Le Verrier ou Lescarbault.

   Depos disso, ninguém nunca mais viu Vulcan de novo, apesar das várias buscas em diferentes eclipses totais do Sol. E em 1916, Albert Einstein publicou a Teoria Geral da Relatividade, que explicava os desvios nos movimentos de Mercúrio sem a necessidade de invocar um desconhecido planeta intra-Mercurial. Em Maio de 1929, Erwin Freundlich, Potsdam, fotografou o eclipse solar total na Sumatra, e depois examinou cuidadosamente as placas que mostraram uma profusão de imagens estelares. Placas de comparaçào foram tiradas seis meses mais tarde. Nenhum objeto desconhecido mais brilhante que magnitude 9 foi encontrado próximo do Sol.

   Mas o que estas pessoas realmente viram? Lescarbault não tinha razão para contar um conto de fadas, e até Le Verrier acreditou nele. É possível que Lescarbault tenha visto um pequeno asteróide passando muito perto da Terra, dentro da própria órbita da Terra. Tais asteróides eram desconhecidos naquela época, assim a única idéia que Lescarbault teve foi de ter visto um planeta intra-Mercurial. Swift e Watson poderiam, durante a pressa em obter observações durante o eclipse, ter identificado errado algumas estrelas, acreditando ter visto Vulcan.

   "Vulcan" foi brevemente revivido em 1970-1971, quando alguns pesquisadores pensaram ter detectado vários objetos tênues próximos ao Sol durante um eclipse total. Estes objetos podiam ser cometas tênues, e posteriormente cometas foram observados e que passaram tão perto do Sol que colidiram com ele.


Lua de Mercúrio, 1974

   Dois dias antes de 29 Mar 1974 Mariner 10 sobrevoou Mercury, um instrumento começou a registrar emissões brilhantes no extremo do UV que "não tinham de estar lá". No dia seguinte desapareceram. Três dias depois elas reapareceram, e o "objeto" parecia separar-se de Mercúrio. Os astrônomos primeiro imaginaram estar vendo uma estrela. Mas eles a haviam visto em duas direções totalmente diferentes, e todo astrônomo sabia que esse compimentos de onda do extremo do UV não poderiam penetrar muito longe através do meio interestelar, sugerindo que esse objeto deveria estar perto. Será que Mercúrio tinha uma lua?

   Após uma sexta-feira agitada, onde o "objeto" tinha sido calculado estar se movendo a 4 km/s, uma velocidade consistente com a de uma lua, os gerentes do JPL foram chamados. Eles então entregaram a espaçonave moribunda em tempo integral para a equipe de UV, e todos começaram a se preocupar com a conferência de imprensa agendada para o fim daquele sábado. A suspeita de uma lua deveria ser anunciada? Mas a imprensa já sabia. Alguns jornais -- os maiores, e mais respeitados -- falavam honestamente, muitos outros escreviam estórias excitadas sobre a nova lua de Mercúrio.

   E a "lua" em si? Ela se dirigiu diretamente para fora de Mercúrio, e foi identificada com o uma estrela quente, 31 Crateris. De onde as emissões originais vinham, aquelas identificadas durante a aproximação do planeta, permanecem um mistério. Assim termina a estória da lua de Mercúrio mas ao mesmo tempo um novo capítulo na astronomia começa: extremo UV mostrou não ser absorvido completamente pelo meio interestelar como anteriormente imaginado. A Nebulosa Gum já se mostrou ser uma forte emissora de extremo UV, e se espalha por 140 graus no céu noturno em 540 angstroms. Os astrônomos descobriram uma nova janela na qual observar os céus.


Neith, a lua de Vênus, 1672-1892

   Em 1672, Giovanni Domenico Cassini, um dos mais destacados astrônomos da época, notou uma pequena companheira próxima a Vênus. Será que Vênus tinha um satélite? Cassini decidiu não anunciar sua observação, mas 14 anos mais tarde, em 1686, ele viu o objeto de novo, e então escreveu em seu diário. O objeto foi estimado ter 1/4 do diâmetro de Vênus, e mostrou a mesma fase que Vênus. Depois, o objeto foi visto por outros astrônomos também: por James Short em 1740, Andreas Mayer em 1759, J. L. Lagrange em 1761 (Lagrange anunciou que o plano orbital do satélite era perpendicular à eclíptica). During 1761 o objeto foi visto um total de 18 vezes por cinco observadores. As observações de Scheuten em 6 June 1761 foi especialmente interessante: ele viu Vênus em trânsito cruzando o disco solar, acompanhado por uma pequena mancha escura de um lado, que seguia Vênus no seu trânsito. Entertanto, Samuel Dunn em Chelsea, England, que também observou este trânsito, não viu esse ponto adicional. Em 1764 houveram 8 observações por dois observadores. Outros observadores tentaram ver o satélite mas falharam em encontrá-lo.

   Agora o mundo astronômico estava frente a uma controvérsia: alguns observadores tinham reportado ter visto o satélite enquanto outros tinham falhado em encontrá-lo apesar dos esforços determinados. Em 1766, o diretor do observatório de Viena, Padre Hell (!), publicou um tratado onde declarava que todos as observações do satélite eram ilusões de ótica -- a imagem de Vênus é tão brilhante que é refletida no olho, de volta para o telescópio, criando uma segunda imagem em menor escala. Outros publicaram tratados declarando que as observações eram reais. J. H. Lambert da Alemanha publicou elementos orbitais do satélite no Berliner Astronomischer Jahrbuch 1777: distância média 66,5 raios de Vênus, período orbital 11 dias 3 horas, inclinação em relação à eclíptica 64 graus. Era esperado que o satélite pudesse ser visto durante o trânsito de Vênus à frente do Sol em 1 Jun 1777 (está claro que Lambert cometeu um erro ao calcular estes elementos orbitais: a 66,5 raios de Vênus, a distância para Vênus é quase a mesma de nossa Lua para a Terra. Isso não encaixa bem com o período orbital de 11 dias ou somente um pouco mais que 1/3 do período orbital de nossa Lua. A massa de Vênus é um pouco menor que massa da Terra).

   Em 1768 houve mais uma observação do satélite, por Christian Horrebow de Copenhagen. Houveram também três buscas, uma delas feita por um dos maiores astrônomos de todos os tempos, William Herschel -- todas três falharam em encontrar qualquer satélite. Um pouco tarde, F. Schorr da Alemanha tentou transformar o caso do satélite em um livro que acabou publicado em 1875.

   Em 1884, M. Hozeau, diretor do Real Observatório de Bruxelas, sugeriu uma hipótese diferente. Pela análise das observações disponíveis Hozeau concluiu que a lua de Vênus aparecia junto ao planeta aproximadamente a cada 2,96 anos ou 1.080 dias. Hozeau sugeriu que ela não era uma lua de Vênus, mas sim um planeta, orbitando o Sol uma vez a cada 283 dias e ficando em conjunção com Vênus uma vez a cada 1.080 dias. Hozeau também o batizou de Neith, em homenagema à misteriosa deusa de Sais, cujo véu nenhum mortal ergueu.

   Em 1887, três anos após a 'lua de Vênus" ter sido revivida por Hozeau, a Academis Belga de Ciências publicou um extenso documento onde cada uma das observações reportadas foi investigada em detalhes. Várias observações do satélite foram na verdade estrelas vistas nas vizinhanças de Vênus. As observações de Roedkier foram muito bem examinadas -- ele foi enganado, em sucessão, pela Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis, e Nu Geminorum! James Short tinha na verdade visto uma estrela um pouco mais tênue que magnitude 8. Todas as observações de Le Verrier e Montaigne poderiam ser explicadas da mesma forma. Os cálculos orbitais de Lambert foram demolidos. A última observação de todas, feita por Horrebow em 1768, poderia ser atribuída a Theta Librae.

   Após a publicação deste documente, somente mais uma observação foi reportada, por um homem que tinha tentado anteriormente buscar o satélite de Vênus mas falhou em encontrá-lo: em 13 Ago 1892, E. E. Barnard registrou um objeto de magnitude 7 próximo a Vênus. Não existe nenhuma estrela na posição registrada por Barnard, e a visão de Barnard era notoriamente excelente. Nós ainda não sabemos o que ele viu. Será que era um asteróide que não havia sido mapeado? Ou era um nova de vida curta que ninguém mais viu?


A Segunda Lua da Terra, 1846-presente

   Em 1846, Frederic Petit, diretor do observatório de Toulouse, declarou que uma segunda lua da Terra tinha sido descoberta. Isto tinha sido feito por dois observadores, Lebon e Dassier, em Toulouse e por um terceiro, Lariviere, em Artenac, durante o início da noite de 21 Mar 1846. Petit achou que órbita era elípitca, com um período de 2 horas 44 minutos e 59 segundos, um apogeu de 3.570 km acima da superfície da Terra e perigeu a somente 11,4 km (!) acima da superfície da Terra. Le Verrier, que estava na audiência, resmungou que deveria ser levada em conta a resistência do ar, algo que ninguém havia feito até então. Petit tornou-se obcecado com esta idéia de uma segunda lua, e 15 anos depois anunciou que ele tinha feito cálculos sobre uma pequena lua da Terra que causava algumas então inexplicadas peculiaridades no movimento de nossa Lua principal. Astrônomos geralmente ignoravam isso, e a idéia teria sido esquecida se um jovem escritor Francês, Jules Verne, não tivesse estudado uma sinopse. Na novela de Verne "Da Terra a Lua", Verne deixa um pequeno objeto passar próximo à cápsula espacial dos viajantes, fazendo com que ela viajasse ao redor da Lua ao invés de colidir com ela:

"Isto é", disse Barbicane, "um simples meteorito mas enorme, mantido como satélite pela atração da Terra."

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

"Sim, meu amigo, ela tem duas luas, embora geralmente se acredite que ela só tenha uma. Mas esta segunda lua é tão pequena e sua velocidade é tão grande que os habitantes da Terra não podem vê-la. Foi observando as perturbações que um astrônomo Francês, Monsieur Petit, pôde determinar a existência desta segunda lua e calcular sua órbita. De acordo com ele uma revolução completa em torno da Terra leva três horas e vinte minutos. . . . "

"Todos os astrônomos concordam com a existência deste satélite?", perguntou Nicholl

"Não", respondeu Barbicane, "mas se eles, como nós, tivessem encontrado com ela eles não teriam mais dúvidas. . . Mas isto nos dá um meio de determinar nossa posição no espaço . . . sua distância é conhecida e nós estávamos, então, a 7.480 km acima da superfície do globo onde nós a encontramos."

   Jules Verne foi lido por milhões de pessoas, mas até 1942 ningúem tinha notado as disvrepâncias no texto de Verne:

  1. Um satélite a 7.480 km acima da superfície da Terra teria um período de 4 horas e 48 minutos, não 3 horas e 20 minutos.
  2. Já que ela foi vista pela janela na qual a Lua estava invisível, enquanto ambos estavam se aproximando, ela deveria ter um movimento retrógrado, o que seria digno de comentário. Verne não mencionou isto.
  3. De qualquer forma o satélite estaria em eclipse e dessa forma invisível. O projétil não deixaria a sombra da Terra até muito tempo depois.

   Dr. R.S. Richardson, do Observatório do Monte Wilson, tentou em 1952 fazer essas contas encaixarem assumindo uma órbita excêntrica desta lua: perigeu de 5.010 km e apogeu de 7.480 km acima da superfície da Terra, excentricidade 0,1784.

   Dessa forma, Jules Verne fez a segunda lua de Petit conhecida em todo o mundo. Astrônomos amadores chegaram à conclusão de que esta era a oportunidade para a fama -- qualquer um que descobrisse esta segunda lua teria o seu nome inscrito nos anais da ciência. Nenhum dos principais observatórios jamais checou o problema da segunda lua da Terra, ou se fizeram mantiveram o silêncio. Amadores alemães estavam caçando o que eles chamavam Kleinchen ("pequeno pedaço") -- é claro que eles nunca encontraram Kleinchen.

   W. H. Pickering voltou sua atenção para a teoria do assunto: se um satélite orbitasse a 320 km acima da superfície e se seu diâmetro fosse de 0,3 metros, com o mesmo poder de reflexão que a Lua, ele deveria ser visível em um telescópio de 3 polegadas. Um satélite de 3 metros teria magnitude 5 a olho nu. Apesar de Pickering não procurou o objeto de Petit, ele iniciou a busca de um lua secundária -- um satélite de nossa Lua ("Busca fotográfica de um satélite da Lua", Astronomia Popular, 1903). O resultado foi negativo e Pickering concluiu que qualquer satélite de nossa Lua deveria ser menor que 3 metros.

   O artigo de Pickering sobre a possibilidade de uma minúscula segunda lua da Terra, "Um Satélite Meteorítico", apareceu na Astronomia Popular em 1922 e causou outro pequeno alvoroço entre os astrônomos amadores, já que continha um pedido virtual: "Um telescópio de 3-5 polegadas com uma ocular de baixa potência seria um meio apropriado para encontrá-la. Isto é uma oportunidade para os amadores." Mas, de novo, todas as buscas se mostraram infurtíferas.

   A idéia original era que o campo gravitacional da segunda lua deveria contar para os então inecplicáveis desvios mínimos do movimento de nossa grande Lua. Isto significaria um objeto pelo menos com algumas milhas em tamanho -- mas se tal lua desse tamanho existisse, ela teria sido vista pelos Babilônios. Mesmo se ela fosse muito pequena para mostrar um disco, sua proximidade teria feito ela se mover rápido e então ser evidente, como os observadores de hoje dos satélites artificiais e mesmo aviões sabe. Por outro lado, ninguém está interessado em luas tão pequenas para serem vistas.

   Houveram outras propostas para mais satélites naturais da Terra. Em 1898 o Dr Georg Waltemath de Hamburgo anunciou ter descoberto não somente uma segunda lua mas um sistema inteiro de luas anãs. Waltemath forneceu os elementos orbitais para uma destas luas: distância da Terra 1,03 milhões de km, diâmetro 700 km, período orbital 119 dias, período sinódico de 177 dias. "Algumas vezes", disse Waltemath, "ela brilha a noite como o Sol" e ele achou que esta lua tinha sido vista na Groenlândia em 24 Out 1881 por Lieut Greely, dez dias após o início do inverno. O interesse do público cresceu quando Waltemath predisse que sua segunda lua passaria em frente ao Sol nos dias 2, 3 ou 4 de Fevereiro de 1898. No dia 4 de Fevereito, 12 pessoas no correio de Greifswald (Herr Postdirektor Ziegel, membros da sua família, e empregados do correio) observaram o Sol a olho nu, sem proteção ocular. É fácil imaginar a cena ridícula: um imponente servidor civil Prussiano apontando para o céu pela janela do seu escritório, enquanto lia em voz alta a previsão de Waltemath para um grupo de respeitáveis subordinados. Ao ser entrevistado, estas testemunhas falaram sobre um objeto escuro que tinha um quinto do diâmetro aparente do Sol, e que levou de 1:10 até 2:10 (hora de Berlim) para cruzar o disco solar. Isto provou ser um engano, já que precisamente nesta hora o Sol estava sendo examinado por dois astrônomos experientes, W. Winkler em Jena e o Barão Ivo von Benko em Pola, Áustria. Ambos reportatam que somente algumas poucas manchas solares estavam no disco. Esta falha e outras previsões não desencorajaram Waltemath, que continuou a fazer previsões e pedir verificações. Astrônomos contemporâneos ficaram muito irritados de ter que ficar respondendo várias vezes para o público sempre a mesma pergunta "Ah, e por falar nisso, e aquilo sobre as tais novas luas?". Mas os astrólogos surpreenderam -- em 1918 o astrólogo Sepharial batizou esta lua de Lilith. Ele a considerava ser escura o suficiente para ficar invisível a maior parte do tempo, ficando visível somente próxima à opposição ou quando em trânsito cruzando o disco solar. Sepharial construiu um efeméride de Lilith, baseado nas várias observações reinvidicadas por Waltemath. Ele considerou que Lilith tinha aproximadamente a mesma massa da Lua, ignorando que qualquer satélite, mesmo se invisível, mostraria sua existência através da perturbação no movimento da Terra. E mesmo assim, até hoje, "a escura lua Lilith" é usada por alguns astrólogos em seus horóscopos.

   De tempos em tempos outras "luas adicionais" foram reportadas por observadores. A revista astronômica alemã "Die Sterne" trouxe uma reportagem em que um astrônomo amador alemão chamado W. Spill tinha observado uma segunda lua cruzar o disco da nossa Lua em 24 Mai 1926.

   Por volta de 1950, quando os satélites artificiais começaram a ser discutidos a sério, todo mundo os esperava para serem lançados por foguetes multi-estágios, carregando não rádio transmissores mas sim sendo rastreado por radar desde a Terra. Neste caso, um punhado de pequenos satélites naturais vizinhos teria sido mais chato, feixes de radar refletindo significavam satélites artificiais. O método para buscar por tais satélites naturais foi desenvolvido por Clyde Tombaugh: o movimento de um satélite por exemplo a 5.000 km de altura é computado. Então uma câmera plataforma é montada de forma a rastrear o céu precisamente nesta medida. Estrelas, planetas, etc. irão aparecer como linhas nas fotografias tiradas por esta câmera, enquanto qualquer satélite na correta altitude irá aparecer como um ponto. Se o satélite estivesse em uma altitude diferente, ele iria produzir uma linha curta.

   As observações começaram em 1953 no Observatório Lowell e realmente invadiram um território inexplorado: com exceção dos alemães procurando pelo "Kleinchen" ninguém jamais havia prestado atenção ao espaço entre a Lua e a Terra! No outono de 1954, revistas semanais e jornais diários de grande reputação publicaram que a busca tinha trazido os seus primeiros resultados: um pequeno satélite natural a 700 km de altitude e outro a 1.000 km. Dizem que um general perguntou: "Tem certeza que eles são naturais?". Ninguém parece saber como estas notícias se originaram -- as buscas foram completamente negativas. Quando os primeiros satélites artificiais foram lançados em 1957 e 1958, ao invés disso as câmeras procuravam por aqueles outros satélites.

   Mas suficientemente estranho, isto não significa que a Terra tem somente um satélite natural. A Terra pode ter um satélite muito próximo por um curto tempo. Meteoróides passando pela Terra e raspando a atmosfera superior pode perder velocidade suficiente para entrar em uma órbita satelital em torno da Terra. Mas já que eles passam pela atmosfera superior a cada perigeu, eles não irão durar muito, talvez uma ou duas, possivelmente cem revoluçõe (cerca de 150 horas). Existem algumas indicações de que tais "satélites efêmeros" foram avistados; é até possível que as observações de Petit tivessem sido isto. (veja também)

   Além dos satélites efêmeros existem outras duas possibilidades. Uma é que a Lua tenha o seu próprio satélite -- mas apesar de várias buscas nada foi encontrado (além disso é sabido que o campo gravitacional da Lua é suficientemente irregular para qualquer órbita de um satélite lunar ser instável -- qualquer satélite lunar iria então colidir com a Lua após um curto espaço de tempo, alguns anos ou possivelmente uma década). A outra possibilidade é que poderiam haver satélites Troianos, quer dizer, satélites secundários na órbita lunar, viajando 60 graus à frente ou atrás da Lua.

   Tais "satélites Troianos" foram primeiro reportados pelo astrônomo Polonês Kordylewski do observatório da Cracóvia. Ele iniciou a sua busca em 1951, aparentemente com um bom telescópio. Ele estava esperando por corpos razoavelmente grandes na órbita lunar, 60 graus à frente da Lua. A busca foi negativa, mas em 1956 seu compatriota e colega, Wilkowski, sugeriu que poderiam ser muitos corpos minúsculos, muito pequenos para serem vistos individualmente mas muitos para aparecer como uma nuvem de poeira. Neste caso, eles seriam mais visíveis sem um telescópio, quer dizer, a olho nu! Usar um telescópio iria "ampliar sua inexistência". Dr. Kordylewski estava desejando tentar. Uma noite com céu claro, e a Lua abaixo do horizonte, era necessário

   Em Outubro de 1956, Kordylewski viu pela primeira vez, um tênue caminho brilhante em uma das duas posições. Não era pequeno, se estendendo por um ângulo de 2 graus (quer dizer 4 vezes maior que a própria Lua), e era muito tênue, somente metade do brilho do notadamente difícil Gegenschein (counterglow -- um caminho brilhante na luz zodiacal, diretamente oposto ao Sol). Em Março e Abril de 1961, Kordylewski conseguiu fotografar duas nuvens próximas às posições esperadas. Elas pareciam variar em extensão, mas podia ser devido às mudanças na iluminação. J. Roach detectou estas nuvens satélites em 1975 com a nave OSO (Observatório Orbital Solar) 6. Em 1990 elas foram fotografadas novamente, desta vez pelo astrônomo Polonês Winiarski, que elas tinham alguns graus no diâmetro aparente, que elas se "desviavam" até dez graus do ponto "troiano", e que elas eram um pouco mais avermelhada que a luz zodiacal.

   Então a busca de quase um século pela segunda lua da Terra parecia ter tido êxito, depois de tudo, mesmo embora esta 'segunda lua' tivesse se tornado algo completamente diferente do que qualqeur um havia imaginado. Elas são muito difíceis de detectar e distinguir das luzes zodicais, em particular do Gegenschein.

   Mas as pessoas ainda propõe a existência de outros satélites naturais da Terra. Entre 1966 e 1969, John Bargby, um cientista Americano, afirmou ter observado pelo menos dez pequenos satélites naturais da Terra, visíveis somente com um telescópio. Bargby encontrou órbitas elípticas para todos os objetos: excentricidade 0,498, eixo semi-principal 14.065 km, o que lhes dá uma altitude de perigeu e apogeu de 680 e 14.700 km. Bargby os considerou como sendo fragmentos de um corpo maior que se partiu em Dezembro de 1955. Ele baseou muito dos seus satélites sugeridos nas supostas perturbações dos satélites artificiais. Bargby usou os dados dos satélites artificiais do Relatório de Situação do Satélite Goddard, sem saber que os valores desta publicação eram somente aproximados e algumas vezes com erros grosseiros e não poderiam ser usados para quaisquer análises científicas precisas. Além disso, a partir das próprias observações relatadas por Bargby se podia deduzir que no perigeu os satélites de Bargby seriam visíveis como primeira magnitude e dessa forma facilmente visíveis a olho nu, embora ninguém ainda os tivesse visto.

   Em 1997, Paul Wiegert (e equipe) descobriu que o Asteróide 3753 Cruithne tinha uma órbita muito estranha e podia ser considerado um companheiro da Terra, embora ele certamente não orbite a Terra diretamente. O 2002 AA29 também tem uma relação especial com a Terra.


As Luas de Marte, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750, 1877-presente

   O primeiro a achar que Marte tinha luas foi Johannes Kepler em 1610. Quando tentava resolver o anagrama de Galileo referente aos anéis de Saturno, Kepler achou que Galileo havia encontrado ao invés disso as luas de Marte.

   Em 1643, o monge Capuchinho Anton Maria Shyrl afirmou ter visto as luas de Marte. Hoje sabemos que isso teria sido impossível com os telescópios da época -- provavelmente Shyrl foi enganado por uma estrela próxima a Marte.

   Em 1727, Jonathan Swift nas "Viagens de Gulliver" escreveu sobre duas pequenas luas orbitando Marte, conhecida pelos astrônomos Liliputianos. Seus períodos de revolução eram de 10 e 21,5 horas. Estas 'luas' foram em 1750 adotadas por Voltaire em seu romance "Micromegas", a estória de um gigante de Sirius visitando o nosso sistema solar.

   Em 1747 um capitão Alemão, Kindermann, tinha afirmado ter visto a lua (só uma!) de Marte, em Julho de 1744. Kindermann registrou o período orbital desta lua marciana como 59 horas 50 minutos e 6 segundos (!)

   Em 1877, Asaph Hall finalmente descobriu Phobos e Deimos, as duas pequenas luas de Marte. Seus períodos orbitais são de 7 horas 39 minutos e 30 horas 18 minutos, muito perto daqueles períodos imaginados por Jonathan Swift 150 anos antes!


A 14ª Lua de Júpiter, 1975-1980

   Em 1975, Charles Kowal no Palomar (descobridor do Cometa 95 P/Chiron) fotografou um objeto que imaginou ser um novo satélite de Júpiter. Ele foi visto várias vezes, mas não o suficiente para determinar sua órbita, e então se perdeu. Era comum aparecer como nota de rodapé em textos do final dos anos 70.

E então em 2000 ele foi achado de novo por S. S. Sheppard e equipe!


As Nona e Décima Luas de Saturno, 1861, 1905-1960, 1966-1980

   Em Abril de 1861 Hermann Goldschmidt anunciou a descoberta de uma 9ª lua de Saturno, que orbitava o planeta entre Titan e Hyperion. Ele a batizou de Chiron (!). Entretanto a descoberta nunca foi confirmada -- ninguém jamais sequer viu este satélite "Chiron". Mais tarde, Pickering descobriu o que hoje é considerada a 9ª lua de Saturno, Phoebe, em 1898. Esta foi a primeira vez que um satélite de outro planeta foi descoberto através de observações fotográficas. Phoebe é também a mais externa das luas de Saturno.

   Em 1905, Pickering pensou ter descoberto a décima lua, que ele batizou de Themis. De acordo com Pickering, ela orbitava Saturno entre as órbitas de Titan e Hyperion em uma órbita altamente inclinada: distância média de Saturno 1.460.000 km, período orbital de 20,85 days, excentricidade 0,23, inclinação 39 graus. Themis nunca mais foi vista de novo, mesmo assim apareceu em almanaques e livros de astronomia entre os anos 50 e 60.

   Em 1966, A. Dollfus descobriu outra nova lua de Saturno. Ele a chamou de Janus, e orbitava Saturno bem na beira dos anéis. Ela era tão tênue e tão próxima aos anéis que a única chance de vê-la era quando os anéis de Saturno eram vistos lateralmente, o que aconteceu em 1966. Assim Janus era a décima lua de Saturno.

   Em 1980, quando os anéis de Saturno estiveram visíveis de novo lateralmente, um sem número de observações descobriram uma série de novos satélites próximos aos anéis de Saturno. Próximo a Janus outro satélite foi descoberto, e chamado de Epimetheus. Suas órbitas são muito próximas uma da outra, e o aspecto mais interessante deste par de satélites e que eles regularmente trocam de órbita! Isso resultou em que "Janus" descoberto em 1966 foram na verdade observações dessas duas luas diferentes! As espaçonaves Voyager 1 e Voyager 2, que passaram por Saturno pouco tempo depois, confirmaram isto.


As Seis Luas de Urano, 1787

   Em 1787, William Herschel anunciou a descoberta de seis satélites de Urano. Herschel cometeu um erro -- somente dois dos seis satélites eram verdadeiroa (Titania e Oberon, os maiores e mais afastados satélites), as demais quatro eram somente estrelas que estavam na vizinhança (...acho que já ouvi esta estória antes.... :-)

Planeta X, 1841-1992

   Em 1841, John Couch Adams começou a investigar as perturbações até então muito grandes do movimento de Urano. Em 1845, Urbain Le Verrier começou a investigá-las também. Adams apresentou duas diferentes soluções para o problema, assumindo que os desvios eram causados pela força gravitacional de um planeta desconhecido. Adams tentou apresentar suas soluções ao observatório de Greenwich, mas como era jovem e desconhecido, ele não foi levado a sério. Urbain Le Verrier apresentou sua solução em 1846, mas a França não dispunha dos recursos necessários para localizar o planeta. Le Verrier então mudou-se para o observatório de Berlim, onde Galle e seu assistente d'Arrest encontraram Netuno na noite de 23 de Setembro de 1846. Hoje em dia, tanto Adams quanto Le Verrier dividem os méritos de ter previsto a existência e a posição de Netuno.

   (Inspirado por este sucesso, Le Verrier atacou o problema dos desvios da órbita de Mercúrio, e sugeriu a existência de um planeta intra-mercurial, Vulcan, que depois mostrou-se inexistente.)

   Em 30 de Setembro de 1846, uma semana após a descoberta de Netuno, Le Verrier declarou que deveria existir ainda outro planeta desconhecido. Em 10 de Outubro, a maior lua de Netuno, Triton, foi descoberta, o que possibilitou uma fácil maneira de determinar precisamente a massa de Netuno, que mostrou ser 2% maior do que esperado devido às perturbações sobre Urano. Parecia que os desvios no movimento de Urano eram realmente causados por dois planetas -- além disso a órbita real de Netuno mostrava estar significativamente diferente das órbitas previstas por Adams e Le Verrier.

   Em 1850 Ferguson estava observando o movimento do planeta secundário Hygeia. Um leitor do relatório de Ferguson era Hind, que checou as estrelas de referência usadas por Ferguson. Hind não foi capaz de achar uma das estrelas de referência de Ferguson. Maury, no Observatório Naval, também não achou aquela estrela. Durante uns poucos anos acreditou-se que isto era a observação de um outro planeta, mas em 1879 outra explicação foi dada: Ferguson tinha cometido um engano quando registrou sua observação -- quando o engano foi corrigido, outra estrela encaixou perfeitamente na sua 'estrela de referência perdida'.

   A primeira tentativa séria de achar um planeta trans-Netuniano foi feita em 1877 por David Todd. Ele usou um "método gráfico", e apesar da falta de conclusão dos desvios de Urano, ele derivou elementos de um planeta trans-Netuniano: distância média 52 a.u., período 375 anos, magnitude menor que13. Sua longitude em 1877,84 era de 170 graus com uma incerteza de 10 graus. A inclinação era de 1,40 graus e a longitude do nó de ascensão de 103 graus.

   Em 1879, Camille Flammarion adicionou outra pista à existência de um planeta além de Netuno: os afélios dos cometas periódicos tendem a se aglomerar em das órbitas dos planetas principais. Júpiter tem a grande parcela destes cometas, e Saturno, Urano e Netuno também têm alguns. Flammarion achou dois cometas, 1862 III com um período de 120 anos e afélio de 47,6 a.u., e o 1889 II, com um período tão grande quanto e afélio de 49,8 a.u. Flammarion sugeriu que o planeta hipotético provavelmente estava a 45 a.u.

   Um ano depois, em 1880, o professor Forbes publicou um livro sobre os afélios dos cometas e suas associações com as órbitas dos planetas. Por volta de 1900 eram conhecidos cinco cometas com afélios fora da órbita de Netuno, e então Forbes sugeriu um trans-Netuniano movendo-se à distância de aproximadamente 100 a.u., e outro a 300 a.u., com períodos de 1.000 e 5.000 anos.

   Durante os cinco anos seguintes, vários astrônomos/matemáticos publicaram suas idéias do que poderia ser encontrado nas partes externas do sistema solar. Gaillot no Observatório de Paris assumiu dois planetas trans-Netunianos a 45 e 60 a.u. Thomas Jefferson Jackson See previu três palnetas trans-Netunianos: "Oceanus" a 41,25 a.u. e período de 272 anos, "trans-Oceanus" a 56 a.u. e período de 420 anos, e finalmente outro a 72 a.u. e período de 610 anos. Dr Theodor Grigull de Munster, Alemanha, assumiu em 1902 um planeta do tamanho de Urano a 50 a.u. e período de 360 anos, que ele chamou de "Hades". Grigull baseou seu trabalho principalmente nas órbitas dos cometas com afélios além da órbita de Netuno, com uma referência cruzada se a força gravitacional deste corpo produziria os desvios observados no movimento de Urano. Em 1921 Grigull revisou o período orbital de "Hades" para 310-330 anos, para melhor se encaixar em suas observações.

   Em 1900 Hans-Emil Lau, de Copenhagen, publicou elementos de dois planetas trans-Netunianos a 46,6 e 70,7 a.u. de distância, com massas de 9 e 47,2 vezes a da Terra, e uma magnitude para o planeta mais próximo em torno de 10-11. A longitude para 1900 deste corpos hipotéticos eram de 274 e 343 graus, ambos com uma incerteza muito grande de 180 graus.

   Em 1901, Gabriel Dallet deduziu um planeta hipotético a 47 a.u. com uma magnitude de 9,5-10,5 e uma longitude para a 1900 de 358 graus. No mesmo ano Theodor Grigull derivou uma longitude de um planeta trans-Netuniano menos que 6 graus a frente do planeta de Dallet, e mais tarde diminuiu a diferença em 2,5 graus. Este planeta era suposto estar a 50,6 a.u. de distância.

   Em 1904, Thomas Jefferson Jackson See sugeriu três planetas trans-Netunianos, a 42,25, 56 e 72 a.u. O planeta mais interior tinha um período de 272,2 anos e a longitude em 1904 de 200 graus. Um general Russo chamado Alexander Garnowsky sugeriu quatro planetas hipotéticos mas falhou em suprir quaisquer detalhes sobre eles.

   As duas previsões mais cuidadosamente trabalhadas de Trans-Netunianos foram ambas feitas por Americanos: a de Pickering "Uma busca por um planeta além de Netuno" (Annals Astron. Obs. Harvard Coll, vol LXI part II 1909), e a de Percival Lowell "Memória de um planeta trans-Netuniano" (Lynn, Mass 1915). Eles estavam preocupados com o mesmo assunto mas usaram diferentes métodos e chegaram a diferentes resultados.

   Pickering usou uma análise gráfica e sugeriu um "Planeta O" a 51,9 a.u. 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-Netunianos durante os 24 anos que se seguiram. Os resultados de Pickering fizeram com que Gaillot revisasse as distâncias dos seus dois trans-Netunianos para 44 e 66 a.u., e a eles deu massas de 5 e 24 vezes a da Terra.

   De maneira geral, de 1908 a 1932, Pickering propôs sete planetas hipotéticos -- O, P, Q, R, S, T e U. Seus materias finais sobre O e P definem corpos completamente diferentes daqueles originais, assim o total pode ser determinado como nove, certamente o recorde para previsões planetárias. A maioria das previsões de Pickering são somente de interesse passageiro como curiosidades. Em 1911 Pickering sugeriu que o planeta Q tinha uma massa de 20.000 Terras, tornando-o 63 vezes mais massivos que Júpiter ou cerca de 1/6 da massa do Sol, próximo a uma estrela de massa mínima. Pickering disse que o planeta Q tinha uma órbita altamente elíptica.

   Nos últimos anos somente o planeta P ocupava seriamente sua atenção. Em 1928 ele reduziu a distância de P de 123 para 67,7 a.u., e seu período de 1.400 para 556,6 anos. Ele deu a P uma massa de 20 Terras e uma magnitude de 11. Em 1931, após a descoberta de Plutão, ele editou outra órbita elíptica para P: distância de 75,5 a.u., período de 656 anos, massa de 50 Terras, excentricidade 0,265, inclinação de 37 graus, próximos aos valores dados à orbita de 1911. Seu Planeta S, proposto em 1928 os elementos dados em 1931, foi posto a 48,3 a.u. de distância (próximo ao Planeta X de Lowell a 47,5 a.u.), período de 336 anos, massa de 5 Terras, magnitude 15. Em 1929 Pickering propôs o planeta U, distância de 5,79 a.u., período de 13,93 anos, quer dizer pouco além da órbita de Júpiter. Sua massa era de 0,045 Terras, excentricidade 0,26. O último dos planetas de Pickering era o planeta T, sugerido em 1931: distância de 32,8 a.u., período de 188 anos.

   Os diferentes elemento de Pickering para o planeta O eram:

      Dist Média Período     Massa     Magnitude   Nó 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 Terra      12

   Percival Lowell, mais conhecido como o proponente dos canais de Marte, construiu um observatório privado em Flagstaff, Arizona. Lowell chamou seu planeta hipotético de Planeta X, e realizou várias buscas, sem sucesso. As primeiras buscas de Lowell do Planeta X chegaram ao fim em 1909, mas em 1913 ele iniciou uma segunda busca, com uma nova previsão do Planeta X: época 1850-01-01, long média 11,67 graus, long periélio 186, excentricidade 0,228, distância média 47,5 a.u. long do arc node 110,99 graus, inclinação 7,30 graus, massa 1/21000 massas solares. Lowell e outros buscaram em vão por este Planeta X em 1913-1915. Em 1915, Lowell publicou seu resultados teóricos do Planeta X. E a ironicamente neste mesmo ano, 1915, duas imagens tênues de Plutão foram registradas no observatório Lowell, embora elas nunca tenham sido reconhecidas como tal até depois da descoberta de Plutão (1930). A falha de Lowell em descobrir o Planeta X era o grande desapontamento de sua vida. Ele não perdeu muito tempo procurando o Planeta X durante os dois últimos anos de sua vida. Lowell morreu em 1916. Nas quase 1.000 placas reveladas nesta segunda busca estavam 515 asteróides, 700 estrelas variáveis e 2 imagens de Plutão!

   A terceira busca do Planeta X começou em Abril de 1927. Nenhum progresso foi feito em 1927-1928. Em Dezembro de 1928 um jovem fazendeiro e astrônomo amador, Clyde Tombaugh do Kansas, foi contratado para realizar a busca.. Tombaugh começou em Abril de 1929. Em 23 e 29 de Janeiro de 1930, Tombaugh revelou o par de placas em que ele encontrou Plutão enquanto as examinava em 18 de Fevereiro. Até então Tombaugh tinha examinado centenas de pares de placas e milhões de estrelas. A busca pelo Planeta X havia chegado ao fim.

   Ou não? O novo planeta, posteriormente batizado de Plutão, mostrou ser decepcionantemente pequeno, talvez com massa de apenas uma Terra mas provavelmente somente cerca de 1/10 da massa da Terra ou menor (em 1979, quando Charon, o satélite de Plutão foi descoberto, a massa da dupla Plutão-Charon mostrou ser de apenas cerca de 1/400 da massa da Terra!). O Planeta X devia, se ele estava causando aquelas perturbações na órbita de Urano, ser muito maior que aquilo! Tombaugh continuou sua busca por outros 13 anos, e examinou o céu desde o pólo norte celeste atá a declinação de 50 graus sul, baixando até a magnitude 16-17, algumas vezes até mesmo 18. Tombaugh examinou cerca de 90 milhões de imagens de cerca de 30 milhões de estrelas em mais que 30.000 graus quadrados no céu. Ele encontrou um novo aglomerado globular, 5 novos aglomerados estelares, um novo super-aglomerado de 1.800 galáxias e vários novos aglomerados de pequenas galáxias, um novo cometa, cerca de 775 novos asteróides -- mas nenhum novo planeta exceto Plutão. Tombaugh concluiu que nenhum planeta mais brilhante que magnitude 16,5 existia -- somente um planeta em uma órbita quase polar e situado próximo ao pólo sul celeste poderia ter escapado à sua detecção. Ele poderia ter encontrado um planeta do tamanho de Netuno localizado sete vezes a distância de Plutão, ou um planeta do tamanho de Plutão até 60 a.u.

   O batismo de Plutão é uma estória por si só. As primeiras sugestões para o nome do novo planeta foram: Atlas, Zymal, Artemis, Perseus, Vulcan, Tantalus, Idana, Cronus. O New York Times sugeriu Minerva, repórteres sugeriram Osiris, Bacchus, Apollo, Erebus. A viúva de Lowell sugeriu Zeus, mas depois mudou de idéia para Constance. Muitas pessoas sugeriram batizá-lo de Lowell. A equipe do observatório de Flagstaff onde Plutão foi descoberto, sugeriu Cronus, Minerva, e Plutão. Alguns meses depois o planeta foi oficialmente batizado de Plutão. O nome Plutão foi originalmente sugerido por Venetia Burney, uma colegial de 11 anos de Oxford, Inglaterra.

   A primeira órbita de todas computada para Plutão fornecia uma excentricidade de 0,909 e um período de 3000 anos! Isto colocou em dúvida se ele era um planeta ou não. Entretanto, alguns meses depois, elementos orbitais consideravelmente melhores para Plutão foram obtidos. Abaixo está uma comparação dos elementos orbitais do Planeta X de Lowell, do Planeta O de Pickering, e Plutão:

X de Lowell   O de Pickering   Plutão

a (dist. média)              43,0           55,1          39,5
e (excentricidade)            0,202          0,31          0,248
i (inclinação)               10             15            17,1
N (long nó asc)            (not pred)      100           109,4
W (long periélio)           204,9          280,1         223,4
T (data periélio)         Febr 1991        Jan 2129     Sept 1989
u (mov. anual médio)          1,2411         0,880         1,451
P (período anos)            282            409,1         248
E (long 1930.0)             102,7          102,6         108,5
m (massa, Terra=1)            6,6            2,0           0,002
M (magnitude)              2-13             15            15

   A massa de Plutão foi muito difícil de determinar. Vários valores foram dados em diferentes épocas -- o assunto não foi resolvido até James W. Christy ter descoberto Charon, a lua de Plutão, em Junho de 1978 -- Plutão era então apresentado como tendo somente 20% da massa de nossa Lua! Isto fazia com que Plutão fosse totalmente inadequado para produzir mensuráveis perturbações gravitacionais em Urano e Netuno. 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 mostrou ser um acidente -- ou particularmente um resultado da inteligência e da qualidade da busca de Clyde Tombaugh.

   A massa de Plutão:

Crommelin 1930:     0,11      (Earth masses)
    Nicholson 1931:     0,94
    Wylie, 1942:        0,91
    Brouwer, 1949:      0,8-0,9
    Kuiper, 1950:       0,10
    1965:              <0,14    (ocultação de um estrela tênue por Plutão)
    Seidelmann, 1968:   0,14
    Seidelmann, 1971:   0,11
    Cruikshank, 1976:   0,002
    Christy, 1978:      0,002   (Descoberta de Charon)

   Outra suspeita de trans-Netuniano foi reportada em 22 de Abril de 1930 por R.M. Stewart de Ottawa, Canadá -- ela foi reportada a partir de placas tiradas em 1924. Crommelin computou uma órbita (dist 39,82 a.u., nó asc 280,49 graus, inclinação 49,7 graus!). Tombaugh procurou o "objeto Ottawa" sem encontrá-lo. Várias outras buscas foram feitas, mas nada jamais foi encontrado.

   Enquanto Pickering continuava a prever novos planetas (veja acima). Outros também previam novos planetas no campo da teoria (Lowell mesmo já tinha sugerido um segundo planeta trans-Netuniano a cerca de 75 a.u.). Em 1946, Francis M. E. Sevin sugeriu um planeta trans-Plutônico a 78 a.u. Ele primeiro deduziu isto de um curioso método empírico em que ele agrupou os planetas e o asteróide errático Hidalgo, em dois grupos de corpos interiores e exteriores:

Grupo I:     Mercúrio  Vênus   Terra    Marte   Asteróides  Júpiter
   Grupo II:      ?       Plutão  Netuno   Urano   Saturno     Hidalgo

   Ele então somou o logaritmo dos períodos de cada par de planetas, achando uma grosseira soma constante de cerca de 7,34. Assumindo esta soma ser válida também para Mercúrio e para o trans-Plutônico, ele chegou ao período de aproximadamente 677 anos para o "Transpluto". Depois Sevin trabalhou num conjunto completo de elementos para o "Transpluto": dist 77,8 a.u., período 685.8 years, excentricidade 0,3, massa 11,6 massas da Terra. Sua previsão causou pouco interesse entre os astrônomos.

   Em 1950, K. Schutte de Munich usou os dados de oito cometas periódicos para sugerir um planeta trans-Plutônico a 77 a.u. Quatro anos depois, H. H. Kitzinger de Karlsruhe, usando os mesmos oito cometas, ampliou e refinou o trabalho, achando que o suposto planeta estava a 65 a.u., com um período de 523,5 years, uma inclinaçào orbital de 56 graus, e uma magnitude estimada de 11. Em 1957, Kitzinger revisou o problema e chegou a novos elementos: dist 75,1 a.u., período 650 anos, inclinação 40 graus, magnitude em torno de 10. Após buscas fotográficas infrutíferas, ele revisou de novo o problema em 1959, chegando à distância média de 77 a.u., período de 675,7 anos, inclinação de 38 graus, excentricidade 0,07, um planeta não muito diferente do "Transpluto" de Sevin e em alguns aspectos parecido com a última versão do Planeta P de Pickering. Apesar disso nenhum planeta assim jamais foi encontrado.

   O Cometa de Halley também foi usado como "sonda" dos planetas trans-plutônicos. Em 1942 R. S. Richardson estabeleceu que um planeta do tamanho da Terra a 36,2 a.u., ou 1 a.u. além do afélio do Halley, atrasaria a passagem do Halley no periélio de modo que seria melhor determinado com observações. Um planeta a 35,3 a.u. com 0,1 massas da Terra teria um efeito similar. Em 1972, Brady previu um planeta a 59,9 a.u., período de 464 anos, excentricidade 0,07, inclinação 120 graus (quer dizer que estava em uma órbita retrógrada), magnitude 13-14, quase do tamanho de Saturno. A tal ponto que um planeta trans-Plutônico reduziria os resíduos do Cometa de Halley significativamente de volta à passagem pelo periélio de 1456. Este gigantesco planeta trans-Plutônico também foi procurado, mas nunca encontrado.

   Tom van Flandern examinou as posições de Urano e Netuno nos anos 70. A órbita calculada para Netuno só encaixava nas observações por alguns anos, e então começava a se desviar. A órbita de Urano se adequava às observações durante uma revolução mas não durante a revolução anterior. Em 1976 Tom van Flandern tornou-se convicto de que havia um décimo planeta. Após a descoberta de Charon em 1978 mostrar que a massa de Plutão era muito menor que a esperada, van Flandern convenceu o seu colega no USNO Robert S. Harrington da existência deste décimo planeta. Eles começaram a trabalhar juntos investigando o sistema de satélites Netunianos. Logo suas opiniões divergiram. van Flandern achava que o décimo planeta tinha se formado além da órbita de Netuno, enquanto Harrington acreditava que ele tinha se formado entre as órbitas de Urano e Netuno. van Flandern achava que mais dados eram necessários, tais como uma massa aprimorada de Netuno, fornecida pela Voyager 2. Harrington começou a buscar o planeta usando a força bruta -- ele começou em 1979, e até 1987 ele ainda não havia encontrado qualquer planeta. van Flandern e Harrington sugeriram que o décimo planeta poderia estar próximo ao afélio de uma órbita altamente elíptica. Se o planeta for escuro, ele poderia ser tão tênue quanto a magnitude 16-17, sugere van Flandern.

   Em 1987, Whitmire e Matese sugeriram um décimo planeta a 80 a.u. com um período de 700 anos e uma inclinação de talvez 45 graus, como uma alternativa à sua hipótese "Nemesis". Entretanto, de acordo com Eugene M. Shoemaker, este planeta não poderia ter causado aquelas chuvas de meteoros que Whitmire e Matese sugriram (veja abaixo).

   Em 1987, John Anderson do JPL examinava os movimentos das espaçonaves Pioneer 10 e Pioneer 11, para ver se encontrava quaisquer deflexões devido a forças gravitacionais desconhecidas. Nada foi encontrado -- a partir disto Anderson concluiu que muito provavelmente existia um décimo planeta! JPL tinha excluído as observações de Urano antes de 1910 em suas efemérides, enquanto Anderson tinha confiança nas observações antigas também. Anderson concluiu que o décimo planeta devia ter uma órbita altamente elíptica, levando-o tão distante para ser detectado agora mas periodicamente trazendo-o perto o suficiente para deixar sua marca perturbadora nos caminhos dos planetas externos. Ele sugeiru uma massa de cinco Terras, um período orbital de aproximadamente700-1000 anos, e uma órbita altamente inclinada. Suas perturbações nos planetas externos não serão detectadas de novo até 2600. Anderson esperava que as duas Voyagers ajudariam na determnação da localizaçào deste planeta.

   Conley Powell, do JPL, também analisou o movimento dos planetas. Ele também achava que a as observações de Urano de repente se ajustavam aos cálculos melhor após 1910 que antes. Powell sugeriu que um planeta com 2,9 massas da Terra a 60,8 a.u. do Sol, um período de 494 anos, inclinação 8,3 graus e somente uma pequena excentricidade. Powell estava intrigado que o período era aproximadamente duas vezes o de Plutão e três vezes o de Netuno, sugerindo que o planeta que ele viu nos dados tinha uma órbita estabilizada por ressonância mútua com seus vizinhos mais próximos apesar de sua grande separação. A solução apontava para o planeta estar em Gêmeos, e também estar mais brilhante que Plutão quando este foi descoberto. Uma busca foi realizada em 1987 no Observatório Lowell para achar o planeta de Powell -- nada foi encontrado. Powell reexaminou sua solução e revisou os elementos: 0,87 massas da Terra, distância 39,8 a.u., período 251 anos, excentricidade 0,26, ou seja, uma órbita muito parecida com a de Plutão! Atualmente, o novo planeta de Powell deveria estar em Leão, com magnitude 12, entretanto Powell acha que é prematura a busca por ele, já que há necessidade de examinar seus dados com mais profundidade.

   Mesmo que nenhum planeta trans-Plutônico jamais seja encontrado, o interesse foi focado nas partes mais externas do sistema solar. O asteróide erráticoHidalgo, se movendo em uma órbita entre Júpiter e Saturno, já tinha sido mencionado. Entre 1977-1984 Charles Kowal realizou uma nova busca sistemática por corpos desconhecidos no sistema solar, usando o telescópio Schmidt de 48 polegadas do Observatório Palomar. Em Outubro de 1987 ele encontrou o asteróide 1977 UB, depois batizado de Chiron, movendo-se a uma distância média de 13,7 a.u., período de 50,7 anos, excentricidade 0,3786, inclinação 6,923 graus, diâmetro de aproximadamente 50 km. Durante sua busca, Kowal também encontrou 5 cometas e 15 asteróides, incluindo Chiron, o mais distante asteróide conhecido quando foi encontrado. Kowal também recuperou 4 cometas perdidos e um asteróide perdido. Kowal não encontrou um décimo planeta, e concluiu que não havia planeta desconhecido mais brilhante que a 20ª magnitude dentro de 3 graus da eclíptica.

   Chiron foi inicialmente anunciado como um "décimo planeta", mas foi imediatamente definido com um asteróide. Mas Kowal suspeitava que poderia ser algo como um cometa, e depois ele até desenvolveu uma pequena cauda cometária! Em 1995 Chiron foi também classificado como um cometa - ele é certamente o maior cometa que temos notícia.

   Em 1992 um ainda mais distante asteróide foi encontrado: Pholus. Mais tarde em 1992 um asteróide além da órbita de Plutão foi encontrado, seguido posteriormente por 5 outros asteróides trans-Plutônicos em 1993 e pelo menos uma dúzia em 1994!

   Enquanto isso, as espaçonaves Pioneer 10 e 11 e as Voyagers 1 e 2 tinha viajado para fora do sistema solar, e puderam também ser usadas como "sondas" de possíveis forças gravitacionais de planetas desconhecidos -- nada foi encontrado. As Voyagers também proporcionaram mais precisas massas dos planetas exteriores -- quando estas massas atualizadas foram inseridas em integrações numéricas do sistema solar, os resíduos nas posições dos planetas exteriores finalmente desapareceram. Parecia que a busca pelo "Planeta X" finalmente havia acabado. Não havia "Planeta X", mas ao inés disso foi encontrado um cinturão de asteróides alem de Netuno/Plutão! Os asteróides além da órbita de Júpiter que eram conhecidos em Agosto de 1993 eram os seguintes:

Asteróide   a      exc.   Incl.    Node   Arg peri. An Med   Per  Nome
           a.u.           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 Damocles
1992QB1 43,82934 ,087611  2,2128 359,4129  44,0135 324,1086  290 
1993FW  43,9311  ,04066   7,745  187,914  359,501    0,4259  291 

                  Época:  1993-08-01.0  TT
   Em Novembro de 1994 estes asteróides trans-Netunianos eram conhecidos:

Objeto     a     exc    incl    R Mag   Diam    Data de   Descobridores
          a.u.          graus           km      Descobr.

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.

Diâmetro está em km (e é baseado na magnitude e estimado pelo albedo, que
                   é dado a muitas variações)
   Os corpos trans-Netunianos parecem formar dois grupos. Um grupo, composto de Plutão, 1993 SC, 1993 SB e 1993 RO, que tem órbitas excêntricas e uma ressonância 3:2 com Netuno. O segundo grupo, incluindo 1992 QB1 e 1993 FW, é ligeiramente mais distante e com pequena excentricidade.

Nemesis, a estrela companheira do Sol, 1983-presente

   Suponha que nosso Sol não estivesse sozinho mas que tivesse uma estrela companheira. Suponha que esta estrela se movesse em uma órbita elíptica, sua distância solar variasse entre 90.000 a.u. (1,4 anos-luz) e 20.000 a.u., com um período de 30 milhões de anos. Também suponha que esta estrela é escura ou pelo menos muito tênue, e por isso não a tenhamos notado ainda.

   Isto significaria que a cada 30 milhões de anos esta estrela hipotética companheira do Sol passaria através da nuvem de Oort (uma hipotética núvem de proto-cometas a uma grande distância do Sol). Durante tal passagem, os proto-cometas da Nuvem de Oort seriam espalhados. Algumas de dezenas de milhares de anos depois, aqui na Terra nós notaríamos um aumento dramático no número de cometas passando pelo interior do sistema solar. Se o número de cometas aumentar dramaticamente, aumenta o risco da Terra colidir com o núcleo de um destes cometas.

   Quando examinamos o registro geológico da Terra, parece que a cada 30 milhões de anos ocorreu uma extinção em massa da vida na Terra. A mais conhecida destas extinções em massa é a dos dinossauros que ocorreu a aproximadamente 65 milhões de anos atrás. Daqui a 15 milhões de anos será hora de outra extinção em massa, de acordo com a hipótese.

   Esta hipotética "companheira da morte" do Sol foi sugerida em 1985 por Daniel P. Whitmire e John J. Matese, da Univ da Louisiana do Sul. Ela até recebeu um nome: Nemesis. Um fato estranho da hipótese Nemesis é que não há evidência de que haja uma estrela companheira do Sol. Ela não necessitaria ser muito brilhante ou muito massiva, uma estrela muito menor e apagada que o Sol seria suficiente, mesmo uma anã marrom ou negra (um corpo tipo planeta insuficientemente massivo para começar a "queimar hidrogênio" como uma estrela). É possível que esta estrela já exista em um dos catálogos de estrelas débeis sem que ninguém tenha notado algo peculiar, ou seja, o enorme movimento aparente daquela estrela contra as estrelas mais distantes (quer dizer, a paralaxe). No caso dela ser encontrada, poucos iriam duvidar que ela é a causa primária da extinção em massa periódica na Terra.

   Mas isto também tem uma noção de poder mítico. Se um antropologista de uma geração anterior tivesse ouvido esta estória de seus informantes, o resultado do seu trabalho acadêmico usaria sem dúvida palavras como 'primitivo' ou pré-científico'. Observe esta estória:

Existe outro Sol no céu, um Sol Demônio que nos não podemos ver. Há muito tempo, muito antes da época de nossos avós, o Sol Demônio atacou nosso Sol. Cometas caíram, e um terrível inverno dominou a Terra. Quase toda a vida foi destruída. O Sol Demônio já atacou muitas vezes antes. Ele irá atacar de novo.
   Isto é o porque de alguns cientistas acharem que a Teoria de Nemesis eras uma brincadeira quando eles a ouviram pela primeira vez -- um Sol invisível atacando a Terra com cometas soava como uma ilusão ou mito. Ela merece uma quantidade de ceticismo adicional por esta razão: nós estamos sempre em perigo de nos enganarmos. Mas mesmo que essa teoria seja especulativa, ela é séria e respeitável, já que sua idéia principal é testável: você acha a estrela e examina suas proporiedades.

   Entretanto, desde que o céu inteiro foi rastreado no limite do infravermelho pelo IRAS e nenhum "Nemesis" foi encontrado, sua existência não é muito provável.


Referências

Willy Ley: "Watcher's of the skies", The Viking Press NY,1963,1966,1969

William Graves Hoyt: "Planet X and Pluto", The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.

Carl Sagan, Ann Druyan: "Comet", Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9

Mark Littman: "Planets Beyond - discovering the outer solar system", John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X

Tom van Flandern: "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated", North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4

Joseph Ashbrook: "The many moons of Dr Waltemath", Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p 218, also on page 97-99 of "The Astronomical Scrapbook" by Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7

Delphine Jay: "The Lilith Ephemeris", American Federation of Astrologers 1983, ISBN 0-86690-255-4

William R. Corliss: "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies", Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 "The intramercurial planet", p 82-84 "Mercury's moon that wasn't", p 136-143 "Neith, the lost satellite of Venus", p 146-157 "Other moons of the Earth", p 423-427 "The Moons of Mars", p 464 "A ring around Jupiter?", p 500-526 "Enigmatic objects"

Richard Baum & William Sheehan: "In Search of Planet Vulcan" Plenum Press, New York, 1997 ISBN 0-306-45567-6 , QB605.2.B38


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Traduzido por Luis Gustavo Gabriel