Apêndice 6:

Planetas Hipotéticos

por Paul Schlyter (pausch@saaf.se)


Muitos foram os objetos que os astrônomos pensavam existir, mas que, mais tarde, "desapareceram". Aqui estão suas estórias.

Vulcano, o planeta dentro da órbita de Mercúrio, 1860-1916, 1971

O matemático francês Urbain Le Verrier, que, juntamente com J. C. Adams previu a posição de Netuno antes que esse planeta fosse descoberto, numa conferência, em 2 de janeiro de 1960, declarou que o problema dos desvios observados no movimento de Mercúrio poderia ser resolvido admitindo-se a existência de um planeta ou, possivelmente, de um segundo cinturão de asteróides dentro da órbita de Mercúrio. A única forma possível de se observar este planeta, ou os asteróides, dentro da órbita de Mercúrio, era quando eles passassem sobre o disco do Sol, ou durante as eclipses totais do Sol. O professor Wolf, do Centro de Dados de Manchas Solares de Zurich, descobriu inúmeras pequenas manchas no Sol, e um outro astrônomo constatou a presença de outras mais. Um total de 24 dessas pequenas manchas parecia harmonizar-se com o padrão de duas órbitas intra-mercuriais: uma com um período de 26 dias e a outra de 38 dias.

Em 1859, Le Verrier recebeu uma carta do astrônomo amador Lescarbault, que dizia ter visto uma mancha escura arredondada no Sol, em 26 de março de 1859, parecendo indicar a presença de um planeta em órbita ao redor do Sol. Ele tinha observado a mancha por 1h e 15 min, quando esta percorria um quarto do diâmetro solar. Lescarbault calculou sua inclinação orbital entre 5,3 e 7,3 graus, longitude do nodo em cerca de 183 graus, sua "enorme" excentricidade, e seu tempo de passagem sobre o disco solar de 4 horas e 30 minutos. Le Verrier investigou esta observação e calculou uma órbita para o objeto: período de 19 dias e sete horas, distância média do Sol de 0,1427 u.a., inclinação de 12º 10', nodo ascendente a 12º 59'. Seu diâmetro era consideravelmente menor que o de Mercúrio e sua massa era estimada em 1/17 da massa de Mercúrio - pequeno demais para justificar os desvios da órbita de Mercúrio, mas não seria esse talvez o maior dos membros daquele cinturão de asteróides dentro da órbita de Mercúrio? Le Verrier enamorou-se do planeta, e chamou-o de Vulcano.

Em 1860, houve uma eclipse total do Sol. Le Verrier mobilizou todos os franceses e alguns outros astrônomos na busca de Vulcano - mas nada foi encontrado. As suspeitas manchas no disco solar agora reacenderam o interesse de Le Verrier e, pouco antes de sua morte, em 1877, novas "evidências" ganhavam as páginas dos noticiários. Em 4 de abril de 1975, um astrônomo alemão, H. Weber, viu uma pequena mancha redonda sobre o disco solar. A órbita de Le Verrier indicava uma possível passagem pelo Sol para 3 de abril daquele ano, e Wolf observou que sua órbita de 38 dias também poderia ter determinado uma passagem mais ou menos naquela data. A "mancha redonda" foi também fotografada em Greenwich e em Madri.

Os ânimos voltaram a se agitar após o eclipse total do Sol de 29 de julho de 1875, quando dois observadores declararam terem visto, nas proximidades do Sol, pequenos discos luminosos que não poderiam ser senão pequenos planetas dentro da órbita de Mercúrio: J.C. Watson (professor de astronomia da Universidade de Michigan) acreditava haver descoberto DOIS planetas dentro da órbita de Mercúrio! Lewis Swift ( co-descobridor do Cometa Swift-Tuttle, que retornou em 1992), também viu uma "estrela", que ele acreditava ser Vulcano -- mas numa posição diferente daquela de qualquer das duas luas de Watson. Além disso, nem o "Vulcano" de Watson nem o de Swift puderam ser reconciliados com o "Vulcano" de Le Verrier ou de Lescarbault.

Depois disso, Vulcano nunca mais foi visto, apesar de várias buscas durante diferentes eclipses totais do Sol. Em 1916, Albert Einstein publicou sua Teoria Geral da Relatividade, que explicava os desvios nos movimentos de Mercúrio sem a necessidade de invocar a existência de um planeta desconhecido dentro da órbita de Mercúrio. Em maio de 1929, Erwin Freundlich, Potsdam, fotografou a eclipse total do Sol em Sumatra e, mais tarde, examinando cuidadosamente as chapas fotográficas, constatou uma profusão de imagens estelares. Chapas de comparação foram tiradas seis meses após, mas nenhum objeto desconhecido de brilho superior à magnitude 9 foi encontrado próximo ao Sol.

Mas o que essas pessoas realmente viram? Lescarbault não tinha motivos para inventar uma estória, e até mesmo Le Verrier acreditava nele. É possível que o que Lescarbault realmente viu fosse um pequeno asteróide passando muito próximo à Terra, um pouco além da órbita do nosso planeta. Esses asteróides eram desconhecidos naquela época, de modo que a única hipótese de Lescarbault era de que ele tinha visto um planeta dentro da órbita de Mercúrio. Swift e Watson, na pressa de obter informações durante a eclipse total do Sol, poderiam na verdade ter visto algumas estrelas, acreditando terem descoberto "Vulcano".

"Vulcano" voltou à cena por um breve período, por volta de 1970-1971, quando alguns pesquisadores pensaram ter localizado vários objetos de fraca luminosidade nas proximidades do Sol, durante uma eclipse solar total. Esses objetos poderiam ter sido cometas fracos, muitos desses corpos celeste, como se observou mais tarde, de fato passavam bem próximos ao Sol, a ponto de colidirem com ele.


A Lua de Mercúrio, 1974

Dois dias antes de a sonda Mariner 20 passar por Mercúrio, um instrumento começou a registrar emissões luminosas no extremo ultravioleta que "não tinham o direito de estar lá". No dia seguinte, elas haviam sumido. Dois dias mais tarde, reaparecerem , e o "objeto" parecia estar se afastando de Mercúrio. Os astrônomos primeiro pensaram tratar-se de uma estrela. Mas eles a tinha visto em duas direções bem diferentes, e todo astrônomo sabia que essas radiações no extremo ultravioleta não poderiam ter grande penetração no meio interestelar, sugerindo que o objeto deveria estar próximo. Uma lua na órbita de Mercúrio?

Depois de uma sexta-feira agitada, quando já se calculava que o "objeto" se movia a 4 km/s -- uma velocidade consistente com a de uma lua --, os administradores do JPL foram chamados. Eles então entregaram o controle da sonda ao pessoal da unidade de ultravioleta, e todos começaram a se preocupar com a entrevista que dariam à imprensa naquele sábado. Deveriam anunciar a descoberta? Mas a imprensa já sabia. Alguns jornais -- os maiores e mais respeitáveis -- jogaram limpo; outros contaram estórias empolgantes sobre a nova lua de Mercúrio.

E a própria "lua"? Esta continuou sua trajetória para além de Mercúrio e, eventualmente, foi identificada como sendo uma estrela quente, 31 Crateris. O que teria causado as radiações originais, aquelas emitidas pelo objeto ao se aproximar do planeta, permanece ainda um mistério. Terminava assim a estória da lua de Mercúrio, ao mesmo tempo em que se iniciava um novo capítulo na astronomia: as radiações no estremo ultravioleta, conforme se verificou, não eram completamente absorvidas pelo meio interestelar como se supunha. Já a nebulosa Gum revelou-se um potente emissor no extremo ultravioleta, espalhando-se através de 140 graus do céu noturno a 540 angstroms. Os astrônomos haviam descoberto uma nova janela para o universo.


Neith, a Lua de Vênus, 1672-1892

Em 1672, Giovanni Domenico Cassini , um dos mais proeminentes astrônomos de seu tempo, observou um pequeno objeto próximo a Vênus . Vênus tinha um satélite? Cassini decidiu não divulgar sua observação, mas, 14 anos depois, em 1686, ele viu o objeto novamente e, então, publicou a notícia em seu periódico. O objeto, segundo ele, teria cerca de 1/4 do diâmetro de Vênus, e sua fase era igual a desse planeta. O objeto foi também observado por outros astrônomos: 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). Durante o ano de 1761, o objeto foi visto um total de 18 vezes por cinco observadores. As observações de Scheuten, em 6 de junho de 1761, foram especialmente interessantes: ele viu Vênus movendo-se através do disco solar, tendo ao lado uma mancha escura menor que o acompanhava em sua trajetória. Entretanto, Samuel Dunn, em Chelsea, Inglaterra, que também observava aquela trajetória, não viu o alegado objeto escuro. Em 1764, houve 8 constatações por dois observadores. Outros observadores tentaram ver o satélite, mas não tiveram êxito..

O mundo da astronomia estava agora diante de uma controvérsia: vários observadores alegavam terem visto o satélite, enquanto vários outros não tinham conseguido vê-lo, a despeito de sérios esforços. Em 1766, o diretor do observatório de Viena publicou um trabalho onde declarava que todas as observações do satélite eram ilusões óticas -- a imagem de Vênus era tão brilhante que era refletida pelo olho, retornando ao telescópio e, assim, criando uma imagem secundária numa escala menor. Outros publicaram trabalhos declarando que as observações eram reais. J. H. Lambert, da Alemanha, publicou os elementos orbitais do satélite no Berliner Astronomischer Jarhbuch, 1777: distância média correspondente a 66,5 raios de Vênus, período orbital de 11 dias e 3 horas, inclinação em relação à eclíptica de 64 graus. Esperava-se que o satélite pudesse ser visto durante a passagem de Vênus pelo disco solar, em 10 de junho de 1777 (é evidente que Lambert cometeu um erro ao calcular esses elementos orbitais: com 66,5 raios de Vênus, a distância de Vênus é aproximadamente a mesma que a distância da nossa Lua à Terra. Isso enquadra-se muito mal no período orbital de 11 dias ou de apenas um pouco mais de 1/3 do período orbital de nossa Lua. A massa de Vênus é um pouco menor que a da Terra).

Em 1768, houve mais uma observação do satélite, por Christian Horrebow, em Copenhague. Houve também três tentativas de localizá-lo: uma delas por um dos maiores astrônomos de todos os tempos, William Herschel -- todas as três falharam. Bem mais tarde, F. Schorr, da Alemanha, num livro publicado em 1875, tentou sair em defesa do satélite.

Em 1884, M. Hozeau, ex-diretor do Observatório Real de Bruxelas, sugeriu uma hipótese diferente. Analisando dados disponíveis, Hozeau concluiu que a lua de Vênus aparecia próximo ao planeta a cada 2,96 anos ou 1080 dias aproximadamente. Hozeau sugeriu que não se tratava realmente de uma lua de Vênus, mas de um planeta, que se movia em torno do Sol a cada 283 dias, estando assim em conjunção com Vênus uma vez a cada 1080 dias. Hozeau também o chamou de Neith, a misteriosa deusa de Sais, cujo véu mortal algum jamais desvelou.

Em 1887, três anos após Hozeau ter reacendido a questão da "lua de Vênus", a Academia Belga de Ciências publicou um longo trabalho onde cada uma das observações do satélite era investigada em detalhes. Várias dessas observações eram realmente estrelas vistas nas proximidades de Vênus. Roedkier saiu-se especialmente bem em suas observações -- ele tinha sido enganado, sucessivamente, por Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis e Nu Geminorum! James Short tinha realmente visto uma estrela de brilho um pouco inferior à magnitude 8. Todas as observações de Le Verrier e Montaigne puderam ser explicadas da mesma forma. Os cálculos orbitais de Lambert foram jogados por terra. Exatamente a última observação, aquela apresentada por Horrebow em 1768, pode ser atribuída à Theta Librae.

Depois da publicação deste trabalho, apenas mais uma observação foi apresentada - a de um homem que havia antes tentado encontrar o satélite de Vênus, mas não teve sucesso: em 13 de agosto de 1892, E. E. Barnard registrou a presença de uma objeto de 7ª magnitude perto de Vênus. Não existe qualquer estrela na posição apontada por Barnard, e a visão de Barnard era reconhecidamente excelente. Ainda não sabemos o que ele viu. Seria um asteróide que não estava mapeado? Ou uma nova de vida curta que teria escapado à observação de outros pesquisadores?


A Segunda Lua da Terra, 1846 até o presente

Em 1846, Frederic Petit, diretor do observatório de Toulouse, anunciou que uma segunda lua da Terra tinha sido descoberta. Ela tinha sido vista por dois observadores, Lebon e Dassier, em Toulouse, e por um terceiro, Lariviere, em Artenac, durante as primeiras horas da noite de 21 de março de 1846. Petit descobriu que a órbita era elíptica, com um período de 2 horas, 44 minutos e 59 segundos, apogeu de 3570 km acima da superfície da Terra e perigeu de apenas 11,4 km (!) acima da superfície do planeta. Le Verrier, que estava entre os ouvintes de Petit, respondeu por entre dentes, em tom de resmungo, que se precisaria levar em consideração a resistência do ar -- coisa que ninguém estava em condições de fazer naquela época. Petit ficou obsecado com a idéia de uma pequena lua ao redor da Terra, responsável por algumas até então inexplicadas peculiaridades no movimento de nosso satélite natural. Os astrônomos, em geral, não deram atenção ao fato, e a idéia teria sido esquecida não fosse o fato de um jovem escritor francês, Júlio Verne, ter lido um breve resumo do trabalho de Petit. No romance de Verne, "Viagem da Terra à Lua", um pequeno objeto passa próximo à nave espacial do viajante, forçando-a a girar ao redor da Lua, ao invés de chocar-se com o satélite: "É um simples ", disse Barbicane -- "mas um meteorito enorme, capturado como satélite pela atração da Terra."

"Isso é possível?" -- perguntou Michel Ardan -- "a Terra ter duas luas?"

"Sim, meu amigo, ela tem duas luas, embora normalmente se acredite que ela tenha apenas uma. Mas essa segunda lua é tão pequena e sua velocidade é tão grande, que os habitantes da Terra não podem vê-la. Foi observando certos distúrbios em nossa lua que um astrônomo francês, Monsieur Petit, pode determinar a existência dessa segunda lua e calcular sua órbita. Segundo ele, uma revolução completa ao redor da Terra leva três horas e vinte minutos..."

"Todos os astrônomos admitem a existência dessa lua?" -- perguntou Nicholl.

"Não" -- respondeu Barbicane. "Mas se eles, como nós, a tivessem visto, não teriam dúvidas sobre ela... Mas isso nos possibilita determinar nossa posição no espaço... sua distância é conhecida, e estávamos, portanto, 7480 km acima da superfície do globo quando a encontramos." Júlio Verne foi lido por milhões de pessoas, mas foi somente em 1942 que se observaram as discrepâncias no texto do escritor:

  1. Um satélite a 7480 km da superfície da Terra teria um período de 4 horas e 48 minutos, não de 3 horas e 20 minutos.
  2. Uma vez que o objeto foi visto da janela de onde o viajante não podia ter uma visão da Lua, enquanto ambos se aproximavam, ele devia estar em movimento retrógrado -- fato significativo que Verne não menciona em seu livro.
  3. De qualquer modo, o satélite estaria em eclipse e, portanto, não seria visível. A cápsula não deixa a sombra da Terra senão muito mais tarde.
O Dr. R. S. Richardson, do Observatório de Monte Wilson, tentou, em 1952, fazer os dados se encaixarem. Admitiu ele uma órbita excêntrica para essa lua: perigeu a 5010 km e apogeu a 7480 km acima da superfície da Terra, excentricidade de 0,1784.

Mesmo assim, Júlio Verne tornou a segunda lua de Petit mundialmente conhecida. Astrônomos amadores logo viram aí a chance de se tornarem famosos: qualquer um que descobrisse essa segunda lua teria seu nome inscrito nos anais da ciência. O problema de uma segunda lua da Terra jamais mereceu a atenção dos grandes observatórios, e se tal atenção houve por parte de algum deles, nada foi divulgado. Alguns amadores alemães saíram a procura do que eles denominavam Kleinchen("pedacinho"). Naturalmente, eles nunca encontraram o seu Kleinchen..

W. H. Pickering dedicou-se ao aspecto teórico da questão: se o satélite gravitasse a uma altura de 320 km e seu diâmetro fosse de 3 metros, com o mesmo poder de reflexão da Lua, ele poderia ser visto com um telescópio de 3 polegadas. Um satélite de 3 metros seria um objeto de 5ª magnitude, visível a olho nú. Embora Pickering não procurasse o objeto de Petit, ele estava realmente atrás de uma segunda lua -- um satélite de nossa Lua ("On a photographic search for a satellite of the Moon", Popular Astronomy, 1903). O resultado foi negativo, e Pickering concluiu que qualquer satélite de nossa Lua devia ter um diâmetro inferior a 3 metros aproximadamente.

O artigo de Pickering sobre a possibilidade de uma pequena segunda lua da Terra, "Um Satélite Meteorítico", apareceu no Popular Astronomy, em 1922, causando vivo interesse entre os astrônomos amadores, uma vez que continha uma exigência virtual: "um telescópio de 3-5 polegadas, com uma ocular de baixa potência, seria o meio mais provável para encontrá-la. É uma oportunidade para os amadores." Mas, novamente, as buscas não deram em nada.

A idéia original era que o campo gravitacional da segunda lua deveria explicar os pequenos desvios no movimento de nosso satélite natural. Isso significava um objeto de pelo menos várias milhas de diâmetro -- mas, se uma segunda lua com tais dimensões realmente existisse, ela teria sido vista pelos babilônios. Mesmo que fosse demasiadamente pequena para ser vista na forma de disco, sua relativa proximidade a teria feito mover-se rapidamente e, portanto, a teria tornado visível, como é do conhecimento dos que observam satélites artificiais e até mesmo aviões. Por outro lado, ninguém estava muito interessado em luas pequenas demais para serem vistas.

Houve outras propostas de novos satélites naturais da Terra. Em 1898, o Dr. Georg Waltemath, de Hamburgo, declarou ter descoberto não apenas uma segunda lua, mas todo um sistema de luas anãs. Waltemath apresentou os elementos orbitais para uma dessas luas: distância de 1,03 milhões de km da Terra, diâmetro de 700 km, período orbital de 119 dias, período sinódico de 177 dias. "As vezes", diz Waltemath, "ela brilha à noite como o Sol", e imagina que essa luz foi vista na Groenlândia em 24 de outubro de 1881 por Greely, dez dias após o Sol ter-se posto, dando início ao inverno polar. Houve vivo interesse público quando Waltemath previu que a sua segunda lua passaria pelo disco solar no dia 2, 3 ou 4 de fevereiro de 1879. Em 4 de fevereiro, 12 pessoas, no correio de Greifswald (Herr Postdirektor Ziegel, membros de sua família e funcionários da repartição) observavam o Sol a olho nu, sem proteção contra a luz solar. Não é difícil imaginar uma cena um tanto cômica : um servidor público prussiano, de maneiras formais e refinadas, apontando em direção ao céu, da janela de seu escritório, enquanto, em voz alta, lê a previsão de Waltemath para um grupo de respeitáveis subordinados. Ao serem entrevistadas, essas testemunhas falaram de um objeto escuro, com 1/5 do diâmetro aparente do Sol, que cruzou o disco solar entre 1:10 e 2:10 (horário de Berlim). Mas logo verificou-se ter sido um engano, porque naquela mesma hora, o Sol estava sendo observado por dois experientes astrônomos, W.Winkler, em Jena, e o Barão Ivo Von Benko, de Pola, Áustria. Ambos declararam terem visto apenas algumas pequenas manchas solares comuns. O fracasso dessa e de outras previsões ocorridas posteriormente não desencorajaram Waltemath, que continuou a fazer previsões e a pedir comprovações. Os astrônomos da época ficavam freqüentemente muito irritados ao terem que responder a perguntas como: "E a propósito, o que você me diz sobre todas essas novas luas?". Mas os astrólogos tornaram-se populares. Em 1918, o astrólogo Sepharial chamou esta lua de Lilith. Ele considerava que ela era invisível a maior parte do tempo por ser escura, tornando-se visível somente próximo à oposição ou durante seu trânsito através do disco solar. Com base nas alegadas observações de Waltemath, Sepharial construiu uma carta astronômica de Lilith. Ele imaginava que Lilith tinha aproximadamente a mesma massa da Lua, evidentemente sem se dar conta de que um satélite assim, mesmo invisível, revelaria sua existência perturbando o movimento da Terra. "A lua negra", Lilith, é ainda usada por alguns astrólogos em seus horóscopos.

De tempos em tempos, outras "luas suplementares" foram anunciadas por observadores. A revista alemã de astronomia "Die Sterne" noticiou que um astrônomo alemão de nome W. Spill tinha observado uma segunda lua em trânsito através do disco de nosso satélite natural, em 24 de maio de 1926.

Por volta de 1950, quando os satélites artificiais começaram a ser discutidos com empolgação, as pessoas em geral acreditavam que tais satélites hipotéticos eram apenas estágios superiores de foguetes de múltiplos estágios, que não eram equipados com rádiotransmissores, mas eram rastreados por radar em terra. Em tais casos, um grupo de pequenos satélites naturais nas vizinhanças do planeta teria sido bastante perturbador, refletindo ondas de radar usadas para rastrear satélites artificiais. O método de investigação desses satélites naturais foi desenvolvido por Clyde Tombaugh: calcula-se o movimento de um satélite a, por exemplo, 5000 km de altura. A seguir, instala-se uma câmara fotográfica sobre uma plataforma para varrer o espaço precisamente naquela altitude. As estrelas, planetas, etc. aparecerão como linhas nas fotografias tiradas por essa câmara, enquanto que qualquer satélite, na altitude correta, aparecerão como pequenas manchas. Se o satélite estiver a uma altitude um pouco diferente, ele aparecerá como uma pequena linha.

As observações começaram em 1953, no Observatório de Lowell e, na verdade, invadiram um território virgem: com exceção dos alemães procurando seu "Kleinchen", ninguém antes havia prestado atenção ao espaço entre a Lua e a Terra! Por volta da primavera de 1954, "journals" semanais e jornais diários de grande reputação anunciaram que a busca tinha produzido seus primeiros frutos: um pequeno satélite natural a 700 km de altitude, um outro a 1000 km da Terra. Um general teria perguntado: "Ele tem certeza que são naturais?" Ninguém parece saber como essas notícias se originaram - as investigações foram completamente infrutíferas. Quando os primeiros satélites artificiais foram lançados em 1957 e 1958, as câmeras preferiram perseguir estes satélites.

O fato estranho, contudo, é que isso não significa que a Terra tenha somente um único satélite natural. Ela pode ter um satélite muito próximo por um curto período.Os meteoritos que passam pela Terra e deslizam através da camada atmosférica superior podem perder velocidade e entrar em órbita de satélite ao redor da Terra. Mas ao atingirem a camada atmosférica superior em cada perigeu, eles não duram muito tempo, talvez apenas uma ou duas, possivelmente 100 revoluções (cerca de 150 h). Há algumas indicações de que tais "planetas efêmeros" tenham sido vistos, e é até mesmo possível que o que os observadores de Petit efetivamente viram fosse uma dessas supostas luas.

Além dos satélites efêmeros, havia mais duas possibilidades. Uma era que a Lua tivesse seu próprio satélite -- mas, a despeito de várias buscas, nada foi encontrado (além disso, sabe-se agora que o campo gravitacional da Lua não é suficientemente regular para que a órbita de um satélite lunar seja estável -- qualquer satélite lunar, portanto, colidiria com a Lua após um período relativamente curto, alguns anos ou, possivelmente, uma década). A outra possibilidade era que poderia haver satélites troianos, Tais "satélites troianos", isto é, satélites secundários em órbita lunar, viajando 60 graus a frente ou atrás da Lua.

Tais "satélites troianos" foram observados pela primeira vez pelo astrônomo polonês Kordylewski, do observatório de Krakow. Ele começou sua busca em 1951, visualmente, com um bom telescópio. Ele esperava encontrar corpos razoavelmente grandes na órbita lunar, a 60 graus da Lua. A busca foi negativa, mas em 1956, seu compatriota e colega, Wilkowski, sugeriu que poderia haver muitos corpos pequenos, tão pequenos que não poderiam ser vistos isoladamente, mas em quantidade tal que apareceriam como uma nuvem de partículas de poeira. Em tais casos, sua visibilidade seria maior sem o uso do telescópio, isto é, a olho nu! O Dr. Kordylewski queria tentar. Uma noite escura e sem nuvens e a Lua abaixo do horizonte terrestre era o que bastava.

Em outubro de 1956, Kordylewski viu, pelo primeira vez, uma mancha muito brilhante em uma das duas posições. Não era pequena, subentendendo um ângulo de 2º (i.e. aprox. 4 vezes maior que a própria Lua), e sua luminosidade era muito fraca, cerca da metade do brilho do Gengenschein (uma mancha brilhante na luz zodiacal diretamente oposta ao Sol). Em março e abril de 1961, Kordylewski conseguiu fotografar duas nuvens perto das posições esperadas. Elas parecem variar em extensão, mas isso poderia ser causado pela variação de luminosidade. J. Roach detectou esses satélites-nuvens em 1975 com a sonda 6 do OSO (Orbiting Solar Observatory). Em 1990, eles foram fotografados novamente, desta vez pelo astrônomo polonês Winiarski, que descobriu que eles tinham alguns graus de diâmetro aparente, que se afastavam até 10 graus do ponto "troiano" e que eram um pouco mais vermelhos que a luz zodiacal.

Assim, a centenária busca de uma segunda lua da Terra parece ter tido êxito, afinal de contas, muito embora esta "segunda lua" terminasse sendo completamente diferente de tudo quando se poderia ter esperado. Elas são facilmente detectadas e mesmo diferençadas da luz zodiacal, particularmente do Gegenschein.

Mas as pessoas ainda estão propondo novos satélites naturais da Terra. Entre 1966 e 1969, John Bargby, cientista americano, alegou ter observado pelo menos dez pequenos satélites naturais da Terra, visíveis apenas através de um telescópio. Bargby descobriu órbitas elípticas para todos os objetos: excentricidade de 0,498, semi-eixo maior de 14065 km, resultando em perigeu e apogeu com alturas de 690 e 14.700 km. Bargby considerou-os como oriundos de um corpo maior que se fragmentou em dezembro de 1955. Ele baseou muito de sua argumentação a favor dos sugeridos satélites nas supostas perturbações de satélites artificiais. Bargby usou dados sobre satélites artificiais do Relatório de Situação do Satélite Goddard, sem se dar conta de que os valores indicados nessa publicação não passam de aproximações e, às vezes, estão totalmente errados, não podendo, portanto, ser usados para qualquer análise científica precisa. Além do mais, pode-se deduzir das próprias observações de Bagby que, ao atingirem seu perigeu, os hipotéticos satélites deveriam ser visíveis à magnitude 1, sendo, assim, observáveis a olho nu. No entanto, nunca foram vistos em tal condição.


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

O primeiro cientista a imaginar que Marte tinha luas foi Johannes Kepler em 1610. Ao tentar resolver o anagrama de Galileu referente aos anéis de Saturno, Kepler pensou que Galileu houvesse, na verdade, descoberto luas ao redor de Marte.

Em 1643, o monge capuchinho Antonio Maria Shyrl declarou ter realmente visto as luas de Marte. Sabemos agora que isso seria impossível com o telescópio da época - provavelmente, Shyrl deixou-se enganar por uma estrela nas proximidades de Marte.

Em 1727, Jonathan Swift, em suas "Viagens de Guliver", escreveu sobre duas pequenas luas em órbita de Marte, conhecidas dos astrônomos liliputianos. Seus períodos de revolução eram de 10 e 21,5 h. Essas "luas" foram, em 1750, usadas por Voltaire em um de seus livros, "Micrômegas", que conta a estória de um gigante de Sírio em visita ao nosso sistema solar.

Em 1774, um capitão alemão, Kindermann, declarou ter visto a lua (apenas uma!) de Marte em 10 de julho de 1744. Kindermann calculou o período orbital dessa lua marciana em 59 horas, 50 minutos e 6 segundos (!).

Em 1877, Asaph Hall finalmente, descobriu Fobos e Deimos, as duas pequenas luas de Marte. Seus períodos orbitais são de 7 horas, 39 minutos e 30 horas e 18 minutos, bem próximos dos períodos imaginados por Jonathan Swift há 150 anos atrás!


A 14ª Lua de Júpiter, 1975-1980

Em 1975, Charles Kowal (descobridor do cometa 95 P/Chiron), do observatório de Palomar, fotografou um objeto que se pensava ser um novo satélite de Júpiter. Ele foi visto várias vezes, mas não o suficiente para se determinar sua órbita, desaparecendo mais tarde. Referências de pé de página a esse corpo eram comuns na literatura especializada da década de 70.

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

Em abril de 1861, Hermann Goldschmidt anunciou a descoberta de um 9º satélite de Saturno, movendo-se ao redor do planeta, entre Titã e Hiperion. Ele chamou essa lua de Chiron (!). Contudo, a descoberta nunca foi confirmada, ninguém mais viu esse satélite. Mais tarde, Pickering descobriu o que agora é conhecido como a 9ª lua de Saturno, Fobos, em 1898. Essa foi a primeira vez que um satélite de outro planeta era descoberto por observações fotográficas. Fobos é também a lua mais externa de Saturno. .

Em 1905, Pickering pensou que tivesse descoberto uma 10ª lua, que ele chamou de Themis. Segundo Pickering, ela girava ao redor de Saturno entre as órbitas de Titã e Hiperion, numa órbita acentuadamente inclinada: distância média de Saturno de 1.460.000 km, período orbital de 20,85 dias, excentricidade de 0,23, inclinação de 39 graus. Themis jamais foi vista novamente, mas, mesmo assim, apareceu em almanaques e livros de astronomia durante as década de 1950 e 1960.

Em 1966, A. Dollfus descobriu outra lua de Saturno. Ela foi chamada de Janus, e orbitou Saturno logo acima dos seus anéis. Ela era tão apagada e próxima dos anéis que só foi vista quando os anéis foram vistos de lado, como aconteceu em 1966. Agora Janus era a décima lua de Saturno.

Em 1980, quando os anéis de Saturno novamente foram vistos de frente, verificou-se a existência de um grande número de novos satélites perto dos anéis do planeta. Próximo a Jano, um outro satélite foi descoberto, denominado Epimeteu. Suas órbitas estão muito próximas uma da outra, e o aspecto mais interessante desse par de satélites é que eles regularmente trocam de órbita entre si! O "satélite Jano", descoberto em 1966, na verdade não passava de observações desses satélites co-orbitais. Assim, a "10ª lua de Saturno descoberta em 1966 nada mais era que duas luas diferentes! As sondas Voyager 1 e Voyager 2, em sua passagem por Saturno pouco depois, confirmaram isso.


As Seis Luas de Urano, 1787

Em 1787, William Herschel anunciou a descoberta de seis satélites de Urano. Herschel cometeu um erro aqui: apenas dois dos seis satélites por eles imaginados eram reais (Titania e Oberon, os dois maiores e mais externos), os outros quatro eram apenas estrelas que por acaso se encontravam nas proximidades do planeta (...Acho que já ouvi essa estória...)

O Planeta X, 1841-1992

Em 1841, John Couch Adams começou a investigar o que, na época, seriam grandes resíduos em movimento ao redor de Urano. Em 1845, Urbain Le Verrier começou também a investigá-los. Adams apresentou duas diferentes soluções para o problema, admitindo que os desvios eram causados pela gravitação de um planeta desconhecido. Adams tentou apresentar suas conclusões ao observatório de Greenwich, mas, por ser jovem e desconhecido, não lhe deram crédito. Urbain Le Verrier apresentou sua solução em 1846, mas a França não dispunha de recursos para localizar o planeta. Le Verrier voltou-se então para o observatório de Berlim, onde Galle e seu assistente, d'Arrest, descobriram Netuno na noite de 23 de setembro de 1846. Atualmente, Adams e Le Verrier dividem entre si o mérito de terem previsto a existência e a posição de Netuno.

(Inspirado nesse sucesso, Le Verrier atacou o problema dos desvios da órbita de Mercúrio e sugeriu a presença de um planeta dentro da órbita de Mercúrio, Vulcano,que, como depois se verificou, não existia. )

Em 30 de setembro de 1846, uma semana após a descoberta de Netuno, Le Verrier declarou que poderia haver ainda um outro planeta desconhecido por lá. Em 10 de outubro, a grande lua de Netuno, Triton foi descoberta, o que permitiu uma maneira fácil de se calcular a massa de Netuno, que resultou ser 2% maior do que se esperava a partir das perturbação na órbita de Urano. Parecia que os desvios no movimento de Urano realmente eram causados por dois planetas -- além disso, a verdadeira órbita de Netuno mostrou-se significativamente diferente das órbitas previstas por Adams e Le Verrier.

Em 1850, Ferguson estava observando o movimento do pequeno planeta Hygeia. Um dos leitores do relatório de Ferguson era Hind, que checou as estrelas de referência usadas por Ferguson. Hind não conseguiu encontrar nenhuma das estrelas de referência de Ferguson. Maury, do Naval Observatory, também não conseguiu encontrar a estrela. Durante alguns anos, acreditou-se que essa fosse uma observação de ainda um outro planeta, mas em 1879, uma outra explicação foi oferecida: Ferguson cometera um erro ao registrar sua observação -- quando seu erro foi corrigido, uma outra estrela enquadrou-se perfeitamente em sua "estrela de referência que faltava".

A primeira tentativa séria de se encontrar um planeta para além de Netuno foi feita em 1877 por David Todd. Ele usou um "método gráfico" e, a despeito de não ter chegado a uma conclusão quanto aos resíduos de Urano, ele derivou elementos para um planeta para além da órbita de Netuno: distância média de 52 u.a, período de 375 anos magnitude inferior a 13. Sua longitude para 1877,84 foi calculada em 170 graus, com uma incerteza de 10 graus. A inclinação era de 1,40 graus e a longitude do nodo ascendente, de 103 graus.

Em 1879, Camille Flammarion acrescentou um outro palpite com relação à existência de um planeta para além de Netuno: os afélios dos cometas periódicos tendem a acumular-se em torno das órbitas dos principais planetas. Júpiter fica com a maior parcela desses cometas; Saturno, Urano e Netuno também têm, cada qual, alguns deles. Flamarion descobriu dois cometas: 1862 III com um período de 120 anos e afélio de 47,6 u.a, e 1889 II, com um período um pouco maior e afélio de 49,8 u.a Flammarion sugeriu que o planeta hipotético provavelmente se movia a 45 u.a

Um ano mais tarde, em 1880, o professor Forbes publicou suas memórias, onde registrou os afélios dos cometas e suas relações com as órbitas planetárias. Por volta de 1900, cinco cometas eram conhecidos, com afélios fora da órbita de Netuno. Forbes então sugeriu que um planeta trans-netuniano se movia a uma distância de cerca de 100 u.a. e um outro a 300 u.a, com períodos de 1000 e 5000 anos.

Durante os cinco anos seguintes, vários astrônomos/matemáticos publicaram suas próprias idéias do que poderia ser encontrado para além do sistema solar. Gaillot, do observatório de Paris, admitiu a existência de dois planetas para além de Netuno, a 45 e 60 u.a. Thomas Jefferson Jackson See previu três planetas trans-netuniano: "Oceanus, a 41,25 u.a. e período de 272 anos, "trans-Oceanus", 56 u.a. e período de 420 anos e, finalmente um outro a 72 u.a. e período de 610 anos. O doutor Theodor Grigull, de Munster, Alemanha, presumiu, em 1902, a existência de um planeta do tamanho de Urano, a 50 u.a. e período de 360 anos, que ele chamou de "Hades". Grigull baseou seu trabalho principalmente nas órbitas dos cometas com afélios para além da órbita de Netuno, com um teste para ver se a atração gravitacional de tal corpo produziria os desvios observados no movimento de Urano. Em 1921, Grigull corrigiu o período orbital de "Hades" para 310-330 anos, para melhor explicar os desvios observados.

Em 1900, Hans-Emil Lau, Copenhague, publicou os elementos de dois planetas trans-netunianos: uma distância de 46,6 e 70,7 a.u, com massas 9 e 47,2 vezes maior que a da Terra, e uma magnitude para o planeta mais próximo em torno de 10-11. As longitudes desses corpos hipotéticos eram de 274 e 343 graus, ambos com um erro muito grande de 180 graus.

Em 1901, Gabriel Dallet deduziu a existência de um planeta hipotético a uma distância de 47 u.a, com uma magnitude de 9,5-10,5 e longitude de 358 graus. No mesmo ano, Theodor Grigull calculou a longitude de uma planeta trans-netuniano a menos de 6 graus do planeta de Dallet e, mais tarde, reduziu a diferença para 2,5 graus. Esse planeta estaria a uma distância de 50,6 u.a

Em 1904, Thomas Jefferson Jackson See sugeriu três planetas além de Netuno, a 42,25, 56 e 72 u.a. O planeta interior tinha um período de 272,2 anos e uma longitude em 1904 de 200 graus. Um general russo chamado Alexander Garnowsky sugeriu quatro planetas hipotéticos, mas deixou de fornecer quaisquer detalhes sobre eles.

As duas previsões mais cuidadosamente elaboradas de um planeta trans-netuniano eram ambas de origem americana: "A search for a planet beyond Neptune, de Pickering's (Annals Astron. Obs. Harvard Coll, volume LXI, parte II, 1009), e Percival Lowell's "Memoir on a trans-Neptunian planet", de Percival Lowell (Lynn, Mass, 1915). Ambas tratavam do mesmo assunto, mas usavam diferentes abordagens e chegaram a diferentes resultados.

Peckering usou uma análise gráfica e sugeriu um "Planeta O", a 51,9 u.a, com um período de 373,5 anos, um massa duas vezes a da Terra e uma magnitude de 11,5-14. Ao longo dos 24 anos seguintes, Pickering sugeriu oito outros planetas trans-netuniano. Os resultados de Pickering fizeram Gaillot corrigir as distâncias de seus planetas para 44 e 66 u.a, e ele deu a esses corpos hipotéticos as massas de 5 e 24 massas terrestres.

Resumidamente, de 1908 a 1932, Pickering propôs sete planetas hipotéticos -- O,P,Q,R,S,T e U. Seus elementos finais para O e P definem corpos completamente diferentes dos originais, perfazendo assim nove planetas -- certamente um recorde de prognóstico planetário. A maioria das previsões de Pickering é vista apenas como curiosidades, não despertando maior interesse. Em 1911, Pickering sugeriu que o planeta Q teria uma massa 20.000 vezes maior que a da Terra, 63 vezes a de Júpiter e cerca de 1/6 da massa do Sol, próximo a uma estrela de massa mínima. Pickering disse que o planeta Q tinha uma órbita extremamente elíptica.

Anos mais tarde, apenas o planeta P ocuparia seriamente a sua atenção. Em 1928, ele reduziu a distância de P de 123 para 67,7 u.a e seu período de 1400 para 556,6 anos. Ele deu a P uma massa correspondente a 20 vezes a massa da Terra e magnitude 11. Em 1931, após a descoberta de Plutão, ele anunciou uma outra órbita elíptica para P: distância de 75,5 u.a, período de 656 anos, massa de 50 vezes a da Terra, excentricidade de 0,265, inclinação de 37 graus, próximo aos valores dados para a órbita de 1911. Seu planeta S, proposto em 1928 e cujos elementos foram sugeridos em 1931, estaria a uma distância de 48,3 u.a (próximo ao planeta X de Lowell, a 47,5 u.a), teria um período de 336 anos, massa 5 vezes maior que a da Terra e magnitude 15. Em 1929, Pickering propôs o planeta U, a uma distância de 5,79 u.a, com período de 13,93 anos, isto é, quase dentro da órbita de Júpiter. Sua massa era 0,045 massas terrestres e sua excentricidade 0,26. O menor dos planetas de Pickering é o planeta T, sugerido em 1931: distância de 32,8 u.a., período de 188 anos.

Os diferentes elementos calculados por Pickering para o planeta O:


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

 
Percival Lowell, que se tornou conhecido por aventar a hipótese de canais em Marte, construiu um observatório particular em Flagstaff, Arizona. Lowell chamou seu planeta hipotético de Planet X, e por várias vezes tentou localizá-lo, mas sem sucesso. A primeira tentativa de Lowell de encontrar seu Planeta X terminou em 1909, mas em 1913, ele iniciou uma segunda busca, com uma nova previsão: época 1850-01-01, longitude média de 11,67 graus, periélio longitudinal 186, excentricidade de 0,228, distância média de 47,5 u.a., nodo ascendente longitudinal de 110,99 graus, inclinação de 7,30 graus, massa correspondente a 1/21.000 da massa solar. Lowell e outros procuraram em vão localizar o Planeta X. Em 1913-1915, Lowell publicou seus resultados teóricos referentes a esse planeta. É irônico que nesse mesmo ano de 1915 duas fracas imagens de Plutão fossem registradas no observatório de Lowell, embora só viessem a ser reconhecidas como imagens de Plutão após sua descoberta em 1930. Para Lowell, não ter encontrado o Planeta X foi a maior decepção de sua vida. Nos dois últimos anos que antecederam a sua morte, em 1916, Lowell já não procurava seu Planeta X com igual entusiasmo. Nas quase 1000 chapas expostas em sua segunda busca do sonhado planeta havia 515 asteróides , 700 estrelas variáveis e 2 imagens de Plutão.

A terceira busca começou em abril de 1927. Nenhum progresso foi feito no período de 1927-1928. Em dezembro de 1929, um jovem astrônomo do Kansas, Clyde Tombaugh foi escolhido para reiniciar a busca. Tombaugh começou seu trabalho em abril de 1929. A 23 e 29 de janeiro, ele expôs o par de chapas fotográficas nas quais, pouco depois, a 18 de fevereiro, ele descobriria Plutão. Até então, Tombaugh havia examinado centenas de pares de chapas e milhões de estrelas.

O novo planeta, mais tarde chamado Plutão, revelou-se decepcionantemente pequeno -- talvez apenas o equivalente a uma massa terrestre, mas, provavelmente, não mais que 1/10 da massa da Terra, ou menor (quando Charon o satélite de Plutão, foi descoberto em 1979, verificou-se que a massa do par Plutão- Caronte não era mais que cerca de 1/1000 da massa da Terra!). O planeta X, se estivesse causando aquelas perturbações na órbita de Urano, deveria ser muito maior! Tombaugh continuou sua busca por mais 13 anos, e examinou o céu do polo celestial norte até 50 graus declinação sul, até a magnitude 16-17, às vezes até mesmo 18. Tambaugh examinou perto de 90 milhões de imagens de cerca de 30 milhões de estrelas com mais de 30.000 graus quadrados de céu. Ele descobriu um novo aglomerados globular, 5 novos aglomerados estelares abertos, um novo super-aglomerado de 1800 galáxias, vários aglomerados galácticos menores, um novo cometa, cerca de 775 novos asteróides -- mas nenhum novo planeta, exceto Plutão. Tombaugh concluiu que não existia nenhum planeta desconhecido com magnitude superior a 16,5 -- apenas um planeta numa órbita quase polar e situado próximo ao polo celeste sul poderia ter escapado à sua investigação. Ele poderia ter detectado um planeta do tamanho de Netuno a uma distância sete vezes maior que a de Plutão, ou um planeta do tamanho de Plutão a uma distância de 60 u.a.

O nome Plutão tem uma estória própria. Os primeiros nomes sugeridos para o novo planeta foram: Atlas, Zymal, Ártemis, Perseu, Vulcano, Tântalo, Idana, Cronos. O New York Times sugeriu Minerva, os repórteres sugeriram Osiris, Baco, Apolo, Erebus. A viúva de Lowell sugeriu Zeus, mas depois mudou sua sugestão para Constance. Muitas pessoas sugeriram que o planeta fosse chamado de Lowell. A equipe do observatório de Flagstaff, onde Plutão foi descoberto, sugeriu Cronus, Minerva e Plutão. Alguns meses mais tarde, o planeta foi oficialmente chamado de Plutão. O nome Plutão foi primeiro sugerido por Venetia Burney, uma estudante de 11 anos de Oxford, Inglaterra.

A exata primeira órbita calculada para Plutão dava a esse novo planeta uma excentricidade de 0,909 e um período de 3000 anos! Isso levantou alguma dúvida quanto a se ele seria um planeta ou não. Entretanto, alguns meses mais tarde, elementos orbitais consideravelmente melhores foram obtidos para Plutão. Abaixo, tem-se uma comparação dos elementos orbitais do Planeta X de Lowell, Planeta O de Pickering e Plutão:



                      Plan. X de  Lowell     Plan. O de  Pickering's  Plutão

a  (dist. média)         43.0                 55.1                  39.5
e (excent.)              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 do periélio)     Febr 1991            Jan 2129              Sept 1989
u (mov. anual médio)     1.2411               0.880                 1.451
P (período, anos)        282                  409.1                 248
T (data do periélio)     1991.2               2129.1                 1989.8
E (long 1930.0)          102.7                102.6                 108.5
m (massa da Terra=1)     6.6                  2.0                   0.002
M (magnitude)            12-13                 15                    15

Foi muito difícil determinar a massa de Plutão. Vários valores foram apresentados em diferentes épocas -- a questão só se resolveu quando James W. Christky descobriu Caronte (junho, 1978). Verificou-se, então, que Plutão tinha apenas 20% da massa da nossa Lua! Isso afastava de vez a possibilidade de Plutão produzir perturbações gravitacionais mensuráveis nas órbitas de Urano e Netuno. Plutão não poderia ser o Planeta X de Lowell -- o planeta descoberto não era aquele que se esperava encontrar. O que parecia ser um outro triunfo da mecânica celeste revelou-se como um acidente -- ou antes, como o resultado da inteligência e da minuciosidade das investigações de Clyde Tombaugh.

A massa de Plutão:

    Crommelin 1930:     0.11      (massas terrestres)
    Nicholson 1931:     0.94
    Wylie, 1942:        0.91
    Brouwer, 1949:      0.8-0.9
    Kuiper, 1950:       0.10
    1965:              <0.14    (ocultação da estrela fraca por Plutão)
    Seidelmann, 1968:   0.14
    Seidelmann, 1971:   0.11
    Cruikshank, 1976:   0.002
    Christy, 1978:      0.002   ( descoberta de Charon )
Uma outra breve suspeita de um planeta trans-netuniano foi anunciada em 22 de abril de 1930 por R. M. Stewart, em Ottawa, Canadá, com base em fotografias tiradas em 1924. Crommelin calculou uma órbita (distância de 39,82 u.a., nodo ascendente de 280,49 graus, inclinação de 49,7 graus!). Tombaugh procurou o "objeto de Ottawa" sem qualquer sucesso. Várias outras buscas foram feitas, mas nada foi encontrado.

Enquanto isso, Pickering continuava suas previsões de novos planetas (veja acima). Outros também previram novos planetas em bases teóricas (o próprio Lowell já havia sugerido um segundo planeta trans-netuniano a aproximadamente 75 u.a.). Em 1946, Francis M.E. Sevin sugeriu uma planeta para além de Plutão a 78 u.a. Suas primeiras conclusões baseavam-se num curioso método empírico: ele agrupou os planetas e o asteróide Hidalgo em dois grupos de corpos internos e externos:

 
Grupo I:  Mercúrio  Vênus   Terra   Marte   Asteróides   Júpiter
Grupo II:    ?     Plutão   Netuno   Urano   Saturno   Hidalgo
Ele, então, acrescentou os logaritmos dos períodos de cada par de planetas, descobrindo uma soma aprox. constante de cerca de 677 anos para "Transplutão". Mais tarde, Sevin elaborou um conjunto completo de elementos para "Transplutão": distância de 77,8 u.a., período de 685,8 anos, excentricidade de 0,3, massa equivalente a 11,6 massas terrestres. Sua previsão despertou pouco interesse entre os astrônomos.

Em 1950, K. Schutte, de Munique, usou dados de oito cometas periódicos para sugerir um planeta trans-plutoniano a 77 u.a. Quatro anos mais tarde, H. H. Kitzenger, de Karlsruhe, usando os mesmos oito cometas, ampliou e deu maior refinamento ao trabalho, concluindo que o suposto planeta estaria a uma distância de 65 u.a. e teria um período de 523,5 anos, inclinação orbital de 56 graus e magnitude estimada de 11. Em 1957, Kitzinger reelaborou o problema e chegou a novos elementos: distância de 75,1 u.a., período de 650 anos, inclinação de 40 graus, magnitude em torno de 10. Após algumas buscas infrutíferas, ele voltou a examinar o problema em 1959, obtendo uma distância média de 77 u.a., período de 675,7 anos, inclinação de 38 graus, excentricidade de 0,07, um planeta semelhante ao "Transplutão" de Sevin e, em alguns aspectos, similar à versão final do Planeta P de Pickering. Esse planeta, entretanto, nunca foi encontrado.

O Cometa de Halley também foi usado como "sonda" para a localização de planetas trans-plutonianos. Em 1942, R.S.Richardson verificou que um planeta do tamanho da Terra, a uma distância de 36,2 u.a., ou a 1 u.a. para além do afélio de Halley retardaria a passagem pelo periélio de Halley, desse modo coadunando-se melhor com as observações. Um planeta a 35,3 u.a. de 0,1 massas terrestres teria efeito similar. Em 1972, Brady previu um planeta a 59,9 u.a., período de 464 anos, excentricidade de 0,07, inclinação de 120 graus (isto é, estando numa órbita retrógrada), magnitude de 13-14, e tamanho aprox. igual ao de Saturno. Tal planeta trans-plutoniano reduziria significativamente os residuais do Cometa de Hallley até a possagem pelo periélio de 1456. Esse gigantesco planeta trans-plutoniano também foi procurado, mas nunca foi encontrado.

Tom van Flandern examinou as posições de Urano e Netuno na década de 1970. A órbita calculada de Netuno correspondeu às observações apenas por poucos anos, quando então começaram a ocorrer discrepâncias. A órbita de Urano enquadrava-se nas observações para uma dada revolução, mas não para a revolução anterior. Em 1976, Tom van Flandern convenceu-se de que havia um 10º planeta. Depois que a descoberta de Caronte, em 1978, mostrou que a massa de Plutão era menor do que se esperava, van Flandern convenceu seu colega da USNO, Robert S. Harrington, da existência desse 10º planeta. Juntos, eles partiram para investigar o sistema de satélites de Netuno. Logo seus pontos de vista começaram a divergir. van Flandern pensava que o 10º planeta havia se formado para além da órbita de Netuno, enquanto que Harrington acreditava que o planeta se formara entre as órbitas de Urano e Netuno. van Flandern dizia haver necessidade de mais dados, tais como uma melhor definição da massa de Netuno fornecida pela Voyager 2. Harrington começou a procurar o planeta em 1979 e, até 1987, nada ainda havia encontrado. van Flandern e Harrington sugeriram que o 10º planeta poderia estar próximo ao afélio, numa órbita extremamente elíptica. Se o planeta for escuro, sugeriu van Flandern, é provável que seu brilho tenha uma magnitude 16-17

Em 1987, Whitmire e Matese sugeriram um 10º planeta a 80 u.a., com um período de 700 anos e uma inclinação de talvez 45 graus, como uma alternativa à sua hipótese do Nemesis". Entretanto, segundo Eugene M. Shoemaker, esse planeta não poderia ter causado aquelas chuvas de meteoros que Whitmire e Matese sugeriram (veja acima).

Em 1987, John Anderson, do JPL, examinou os movimentos das sondas Pioneer 10 e Pioneer 11 para ver se alguma deflexão causada por forças gravitacionais desconhecidas podia ser encontrada. Nenhuma deflexão foi observada. Disso, Anderson concluiu que havia grande probabilidade da existência de um 10º planeta! O JPL havia excluído de suas tábuas astronômicas as observações de Urano anteriores a 1910, enquanto que Anderson tinha confiança nas primeiras observações. Anderson concluiu que o 10º planeta devia ter uma órbita altamente elíptica, que agora o afastava demasiadamente, tornando-o imperceptível, mas que, periodicamente, o trazia suficientemente perto para deixar a marca de sua presença perturbadora nas órbitas dos planetas externos. Ele sugeriu uma massa cinco vezes maior que a da Terra, um período orbital em torno de 700-1000 vezes e uma órbita extremamente inclinada. Os distúrbios por ele causados nos planetas externos não seriam detectados senão no ano 2.600. Anderson esperava que as duas sondas Voyagers ajudassem a determinar a localização desse planeta.

Conley Powell, do JPL, também analisou os movimentos planetários. Ele também verificou que as observações de Urano pareciam de imediato corresponder melhor aos cálculos posteriores a 1910 do que antes. Powell sugeriu um planeta com 2,9 massas terrestres, a 60,8 u.a. do Sol, um período de 494 anos, inclinação de 8,3 graus e apenas uma pequena excentricidade. Powell ficou intrigado com o fato de que o período fosse aproximadamente duas vezes o de Plutão e três vezes o de Netuno, sugerindo que o planeta que ele pensava ter visto tinha uma órbita estabilizada por ressonância mútua com seus vizinhos mais próximos, a despeito da grande distância entre eles. A solução exigia que o planeta estivesse em Gemini e que também fosse mais brilhante que Plutão na época de sua descoberta. Uma busca foi realizada em 1987 no Observatório Lowell, mas o planeta não foi encontrado. Powell reexaminou sua solução e recalculou os elementos: 0,87 massas terrestres, distância de 39,8 u.a., período de 251 anos, excentricidade de 0,26, isto é, uma órbita muito similar a de Plutão! Atualmente, o novo planeta de Powell deve estar em Leão, à magnitude 12; entretanto, Powell acredita que é prematuro tentar localizá-lo, ele precisa examinar seu novos dados..

Ainda que a descoberta de um planeta trans-plutoniano jamais se torne realidade, a questão tem suscitado o interesse dos pesquisadores por outras partes do sistema solar. O asteróide errático Hidalgo, movendo-se numa órbita entre Júpiter e Saturno, já foi mencionado. Em 1977-1984, Charles Kowal empreendeu uma busca sistemática de corpos desconhecidos no sistema solar, usando o telescópio Schmidt de 48 polegadas do Observatório do Monte Palomar. Em outubro de 1987, ele descobriu o asteróide 1977 UB, mais tarde denominado Chiron, movendo-se a uma distância média de 13,7 u.a., com período de 50,7 anos, excentricidade de 0,3786, inclinação de 6,923 graus, diâmetro de aprox. 50 km. Durante sua busca, Kowal também descobriu 5 cometas e 15 asteróides, incluindo-se Chiron, o mais distante asteróide até então conhecido. Kowal também recuperou 4 cometas e um asteróide perdidos. Kowal não encontrou o 10º planeta, e concluiu que não poderia haver nenhum planeta desconhecido com brilho superior à magnitude 20 dentro de 3 graus da eclíptica..

Chiron foi inicialmente anunciado como um "10º planeta", mas logo foi classificado como asteróide. Kowal, contudo, suspeitava que ele poderia ser bastante semelhante a um cometa (posteriormente, ele até mesmo desenvolveu uma pequena cauda cometária!). Em 1995, Chiron foi também classificado como cometa - com certeza, o maior cometa de que se tem conhecimento

Em 1992, um asteróide ainda mais distante foi descoberto: Pholus. Posteriormente, em 1992, um asteróide fora da órbita de Plutão foi encontrado, seguindo-se cinco outros asteróides trans-plutonianos em 1993 e pelo menos uma dúzia em 1994!

Nesse meio tempo, as sondas Pioneer 10 e 11 e Voyagers 1 e 2 tinham viajado para além do sistema solar e puderam ser usadas para a obtenção de dados sobre forças gravitacionais desconhecidas, possivelmente de planetas desconhecidos. Mas nada foi encontrado. As Voyagers também forneceram massas mais precisas para o sistema solar -- quando essas massas atualizadas foram inseridas nas integrações numéricas do sistema solar, os resíduos nas posições dos planetas externos finalmente desapareceram. Parece que a procura do "Planeta X" finalmente chegou ao fim. Não havia nenhum "Planeta X" (Plutão realmente não conta), mas, ao invés, um cinturão de asteróides fora das órbitas de Netuno/Plutão foi descoberto! Os asteróides fora da órbita de Júpiter conhecidos em agosto de 1993 são os seguintes:

Asteroide   a      e      Incl     Node   Arg perih Mean an  Per  Nome
           a.u.           deg      deg      deg      deg      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, estes asteróides trans-netunianos eram conhecidos:

Objeto     a     e     incl     R Mag   Diam    Descoberta  Descobridor
          a.u.          graus           km       Data

1992 QB1  43.9  0.070   2.2     22.8    283     1992 Aug  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 Sep  Jewitt & Luu
1993 RP   39.3  0.114   2.6     24.5     96     1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 SB   39.4  0.321   1.9     22.7    188     1993 Sep  Williams et al.
1993 SC   39.5  0.185   5.2     21.7    319     1993 Sep  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 Apr  Jewitt & Luu
1994 JQ1  43.3  0.000   3.8     22.4    382     1994 May  Irwin et al.
1994 JR1  39.4  0.118   3.8     22.9    238     1994 May  Irwin et al.
1994 JS   39.4  0.081   14.6    22.4    263     1994 May  Luu & Jewitt 
1994 JV   39.5  0.125   16.5    22.4    254     1994 May  Jewitt & Luu 
1994 TB   31.7  0.000   10.2    21.5    258     1994 Oct  Jewitt & Chen
1994 TG   42.3  0.000   6.8     23.0    232     1994 Oct  Chen et al.
1994 TG2  41.5  0.000   3.9     24.0    141     1994 Oct  Hainaut 
1994 TH   40.9  0.000   16.1    23.0    217     1994 Oct  Jewitt et al.
1994 VK8  43.5  0.000   1.4     22.5    273     1994 Nov  Fitzwilliams et al. 

 Diâmetro é dado em quilômetros ( baseando-se nas magnitudes e numa suposição do valor do albedo, e dado com número excessivo de algarismos significativos)
Os corpos trans-netunianos parecem formar dois grupos. Um grupo, composto de Plutão, 1993 SC, 1993 SB e 1993 RO, tem órbitas excêntricas e uma ressonância de 3:2 com Netuno. O segundo grupo, incluindo-se 1992 QB 1 e 1993 FW, é ligeiramente afastado e com excentricidade bastante menor.

Nêmesis, a estrela companheira do Sol, 1983 até o presente

Suponha que o nosso Sol não estivesse sozinho, mas tivesse uma companheira. Suponha que esta estrela companheira se movesse em uma órbita elíptica, com distância solar variando entre 90.000 u.a. (1,4 anos luzes) e 20.000 u.a., e um período de 30 milhões de anos. Suponha também que essa estrela seja escura ou, pelo menos, de brilho muito tênue e, portanto, ainda invisível para nós..

Isso significaria que a cada 30 milhões de anos essa estrela hipotética companheira do Sul passaria através da nuvem Oort (uma nuvem de proto-cometas hipotética a uma grande distância do Sol). Durante tal passagem, os proto-cometas na nuvem de Oort seriam perturbados. Algumas dezenas de milhares de anos depois, aqui na Terra, perceberíamos um aumento dramático de cometas aumentar drasticamente, aumentará também o risco de nossa Terra colidir com os núcleos de um desses cometas..

Examinando-se os registros geológicos da Terra, parece que uma vez a cada 30 milhões de anos, aproximadamente, a vida em nosso planeta sofreu uma extinção maciça. A mais conhecida de todas essas extinções é, por certo, a dos dinossauros, há 74 milhões de anos. Daqui a cerca de 15 milhões de anos, segundo esse hipótese, deverá ocorrer a próxima extinção da vida na Terra.

A hipótese de uma "mortífera companheira" do Sol foi sugerida em 1987 por Daniel P. Whitmire e John J. Matese, da Universidade de Southern Lousiana. Foi até mesmo chamada de Nemesis. O fato curioso sobre a hipótese de Nemesis é que não há qualquer prova. Nem precisaria que sua massa ou brilho fosse muito grande -- uma estrela muito maior ou de menor luminosidade que o Sol seria suficiente, até mesmo uma estrela anã (um corpo semelhante a um planeta com massa insuficiente para começar a "queimar hidrogênio" como uma estrela). É possível que essa estrela já exista em um dos catálogos de estrelas fracas sem que qualquer pessoa tenha percebido algo peculiar, isto é, o enorme movimento aparente dessa estrela em relação a outras estrelas mais afastadas (i.e. sua paralaxe). Se tal estrela fosse encontrada, poucos teriam dúvida em considerá-la a causa básica das maciças extinções da vida em nosso planeta.

Mas essa "estrela da morte" também evoca uma força mítica. Se algum antropólogo de uma geração anterior à nossa tivesse ouvido tal estória de seus informantes, certamente usaria palavras como "primitivo" ou "pré-científico" para registrá-la. Considere a estória abaixo.

Há um outro Sol no céu, um Sol Demônio que não podemos ver. Há muito tempo atrás, antes mesmo de nossa bisavó, o Sol Demônio atacou nosso Sol. Caíram cometas e um terrível inverno cobriu a Terra. E a vida foi quase toda destruída. O Sol Demônio atacou muitas vezes antes. E tornará a atacar de novo.
Isso explica por que alguns cientistas pensaram que a hipótese de Nemesis fosse algum tipo de piada ao ouvirem sua estória pela primeira vez -- um Sol invisível atacando a Terra com cometas parece loucura ou mito. Ainda assim, sempre corremos o risco de uma decepção. Por mais especulativa que seja a teoria, ela é séria e respeitável, porque sua idéia principal é verificável: você encontra a estrela e examina suas propriedades .

Entretanto, uma vez que a exploração do espaço no distante IR, pela sonda IRAS, não encontrou a estrela "Nemesis", é pouco provável que a sua existência se comprove.


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, também nas páginas 97-99 de "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"


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Texto de Paul Schlyter, convertido para html por Bill Arnett; última atualização: 14 de junho de 1995
Hipácio Gomes Marra; última revisão da tradução para o português: 18 de maio de 1996