Asteroides
Asteroides são um grupo numeroso de pequenos corpos (planetas menores) com órbitas situadas na grande maioria no Cinturão Principal de asteroides, entre as órbitas de Marte e Júpiter, a uma distância média da ordem de 2,8 unidades astronômicas (UA) do Sol. Mais de 12000 asteroides têm órbitas bem determinadas. Eles orbitam o Sol aproximadamente na mesma direção dos planetas (de oeste para leste) e a maioria no mesmo plano. A partir de 1992 foram descobertos vários asteroides além da órbita de Netuno, chamados objetos transnetunianos. A maioria desses objetos têm órbitas alinhadas com a eclíptica, formando um anel em torno do Sol, a uma distância média de 40 UA, chamado “Cinturão de Kuiper“. Todos os asteroides são menores do que a Lua.
Asteroides do Cinturão Principal
O Cinturão de Asteroides principal contém asteroides com semi-eixo maior de 2,2 a 3,3 UA, correspondendo a períodos orbitais de 3,3 a 6 anos. Provavelmente mais de 90% de todos os asteroides estão neste Cinturão. Os grandes asteroides têm densidade da ordem de 2,5 g/cm3.
O maior asteroide do Cinturão principal, e o primeiro asteroide conhecido é Ceres, descoberto em 1801 pelo italiano Giuseppe Piazzi (1746-1826), com massa de um centésimo da massa da Lua, e diâmetro de 1000 km. Nessa época os astrônomos estavam procurando insistentemente um planeta que, de acordo com a lei de Titius-Bode, deveria existir entre as órbitas de Marte e Júpiter. Piazzi achou que tinha encontrado tal planeta, mas em seguida as descobertas de novos “pequenos planetas” nessa região se multiplicaram, e todos foram agrupados sob o nome de “asteroides”. Pallas foi descoberto em 1802, por Heinrich Wilhelm Mattäus Olbers (1758-1840) e Juno em 1804 por Karl Ludwig Harding (1765-1834).
O asteroide Ida, com 50 km de diâmetro, foi fotografado em 1993 pela sonda Galileo e foi então descoberto que ele possui um satélite, Dactyl, de 1,5 km de diâmetro, a 100 km de distância. Aproximadamente 10% dos asteroides têm satélites.
Asteroides do Cinturão de Kuiper
Este cinturão foi predito pelos cálculos do astrônomo irlandês Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972) em 1949 e do holandês Gerard Peter Kuiper (1905-1973) em 1951. Esta teoria reapareceu no início dos anos 1970, quando simulações numéricas provaram que os cometas de longo período, provenientes da Nuvem de Oort, não podem ser capturados pelos planetas gigantes do sistema solar para transformarem-se em cometas de curto período. Desde a primeira descoberta de um asteroide transnetuniano por David C. Jewitt & Jane X. Luu em 1992, foram descobertos mais de 1000 asteroides do Cinturão de Kuiper, a maioria com cerca de 100 km de diâmetro. Eris com 1200 km de raio, Plutão com 1160 km, Caronte com 635 km, 2005 FY9 com cerca de 625 km, Haumea (2003 EL61) com cerca de 600 km, Sedna com cerca de 750 km, 2004 DW com cerca de 750 km, Quaoar, com 625 km de raio, Ixion, com 550 km, Varuna, com 450 km de raio e 2002 AW197, também com 450 km de raio, são alguns dos maiores asteroides do cinturão de Kuiper. Devem existir mais de 70 000 asteroides com mais de 100 km de diâmetro no cinturão de Kuiper.
O asteroide transnetuniano 2001 KX76 
, com 1200 km de diâmetro, desbancou Ceres como o maior asteroide conhecido até então. Na figura ao lado, as distâncias não estão em escala.
O asteroide Quaoar foi descoberto em 2002 por Michael E. Brown e Chadwick Trujillo, do Caltech. Tem cerca de 1250 km de diâmetro e está localizado a cerca de 1,6 bilhões de km além de Plutão, no cinturão de Kuiper. Seu nome oficial é 2002 LM60, mas os descobridores o chamaram de Quaoar, ”força de criação” na língua da tribo Tongva, os primeiros habitantes da bacia de Los Angeles. (2002 LM60 i=8.0° e=0.034 d=43.377UA)
O asteroide Sedna, com diâmetro entre 1300 e 1600 km, com 3/4 do tamanho de Plutão, que tem 2240 km de diâmetro, estava a uma distância de 13 bilhões de km, além do cinturão de Kuiper, pois sua distância de periélio é de 76 UA. Seu nome oficial é 2003 VB12, descoberto por Michael E. Brown do Caltech, Chad Trujillo do Gemini Observatory e David Rabinowitz, de Yale (K03V12B i=11.932° e=0.85059 a=509.10733UA).
Eris (2003 UB313), um asteroide do cinturão de Kuiper (asteroide transnetuniano), descoberto em 2005 por Michael E. Brown, Chadwick A. Trujillo e David Lincoln Rabinowitz, tem aproximadamente o mesmo tamanho que Plutão, conforme as medidas feitas com o Telescópio Espacial Hubble em 9 e 10 de dezembro de 2005. Seu diâmetro foi estimado em 2398 ± 97 km, comparado com 2288 km de Plutão. O asteroide Eris varia de distância ao Sol entre 38 UA e 98 UA (a=67,73 UA, P=557,44 anos), provavelmente foi deslocado de sua órbita por Netuno, e tem um plano de órbita bem inclinado em relação ao dos planetas (44°).
O asteroide 2003 UB313 tem um satélite, S/2005 (2003 UB313) 1, fotografado pela primeira vez por Michael E. Brown com telescópio de 10m do W.M. Keck Observatory. O planeta anão 2003 UB313 recebeu em 13 set 2006 o nome oficial de Eris, a deusa da discórdia na mitologia grega. Seu satélite recebeu o nome Dysnomia, que na mitologia é o espírito demoníaco da falta de lei. Pela órbita de Dysnomia se mede que Eris é 27% mais massivo que Plutão.
Até out/2012 existiam 176 satélites, 590 521 asteroides catalogados, e 3 160 cometas.
Asteroides muito pequenos são chamados meteoroides.
Cores de 6612 asteroides imageados pelo Sloan Digital Sky Survey, dos 204 mil objetos com movimento detectados até 2004, de acordo com Zeljko Ivezic, Mario Juric, Robert Lupton, Serge Tabachnik e Tom Quinn. No eixo vertical, sin(i) é o seno do ângulo de inclinação da órbita em relação a eclíptica. As cores estão correlacionadas à composição química.
Planetas anões
Desde agosto de 2006 o sistema solar tem uma nova categoria de objetos, que são os planetas anões. Enquadram-se nessa categoria objetos que:
- estão em órbita em torno do Sol (como os planetas);
- têm forma determinada pela auto-gravidade, ou seja, são esféricos (como os planetas);
- não tem tamanho significativamente maior do que os outros objetos em sua vizinhança (ao contrário dos planetas).
Até o momento, os planetas anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres, Haumea e Makemake.
Meteoros
Meteoros são o fenômeno luminoso quando pequenos asteroides (meteoroides) se chocam com a Terra. Ao penetrar na atmosfera da Terra geram calor por atrito com a atmosfera, deixando um rastro brilhante facilmente visível a olho nu, chamados de estrelas cadentes. O termo vem do grego meteoron, que significa fenômeno no céu. Existem aproximadamente 2000 asteroides com diâmetro maior de 1 km, que se aproximam da Terra, colidindo com uma taxa de aproximadamente 1 a cada 1 milhão de anos. 2 a 3 novos são descobertos por ano e suas órbitas são muitas vezes instáveis, devido a interações gravitacionais com os vários corpos (planetas e asteroides).
Chuvas de Meteoros
Quando a Terra cruza a órbita de um cometa, encontra poeira ejetada deste e uma chuva de meteoros ocorre.
Meteoritos
Meteoritos são meteoroides que atravessam a atmosfera da Terra sem serem completamente vaporizados, caindo ao solo. Do estudo dos meteoritos se pode aprender muito sobre o tipo de material a partir do qual se formaram os planetas interiores, uma vez que são fragmentos primitivos do sistema solar.
Existem 3 tipos de meteoritos: os metálicos, os rochosos, e os metálico-rochosos. Os rochosos são os mais abundantes, compreendendo 90% de todos meteoritos conhecidos. Um tipo de meteoritos rochosos são os condritos carbonáceos, que representam o tipo mais antigo de meteoritos, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e parecem não ter sofrido qualquer alteração desde a época de sua formação. Os metálicos são compostos principalmente de ferro e níquel. Na Terra caem aproximadamente 25 milhões por dia, a grande maioria com algumas microgramas.
Em agosto de 1996 cientistas da NASA revelaram evidências indiretas de possíveis fósseis microscópicos que poderiam ter se desenvolvido em Marte 3,6 bilhões de anos atrás, no meteorito marciano ALH84001. Sua denominação vem do fato de ter sido o meteorito número 001, colectado em 1984, na região chamada Allan Hills, na Antártica. Este meteorito, de 1,9 kilos, é um dos 30 meteoritos já coletados na Terra que acredita-se foram arrancados de Marte por colisões de asteróides. ALH84001 cristalizou-se no magma de Marte 4,5 bilhões de anos atrás, foi arrancado de Marte 16 milhões de anos atrás e caiu na Antártica 13 mil anos atrás. Ele mostra traços de hidrocarbonetos policíclicos aromáticos e depósitos minerais parecidos com os causados por nanobactérias na Terra e, portanto, indicando que poderia ter havido vida em Marte no passado remoto. Esta é a primeira evidência da possível existência de vida fora da Terra e levanta a questão de se a vida começou em outros pontos do Universo além da Terra, espontaneamente. Em outubro de 1996, cientistas ingleses descobriram traços de carbono orgânico em outro meteorito marciano, ETA79001, novamente uma evidência circunstancial para a qual vida é somente uma das possíveis interpretações. Entretanto muitos cientistas argumentam que os resíduos são na realidade partes de superfícies de cristais de piroxeno e carbonatos e não nanofósseis. A sonda Sojourner, da missão Mars Pathfinder de julho a setembro de 1997, comprovou que a composição química das rochas marcianas é de fato muito similar à composição dos meteoritos como o ALH84001.
Impactos na Terra
A foto acima é da Meteor Crater, ou Cratera Barringer [Daniel Moreau Barringer (1860-1929), que demonstrou que a cratera era devido ao impacto de um meteorito], no Arizona, tem 1,2 km de diâmetro e 50 mil anos.
Duas vezes no século XX grandes objetos colidiram com a Terra. Em 30 de junho de 1908, um asteroide ou cometa de aproximadamente 100 mil toneladas explodiu na atmosfera perto do Rio Tunguska, na Sibéria, derrubando milhares de 
de árvores e matando muitos animais.
O asteroide, rochoso, explodiu no ar e somente pequenos pedaços, encrustados nas árvores, foram encontrados. Simulações indicam que o asteroide deveria ter 30 a 60 metros de diâmetro e energia equivalente de 5 a 15 Mton TNT, uma bomba de hidrogênio (a primeira bomba de hidrogênio, chamada Bravo, foi testada em 1 de março de 1954, pelos americanos, no Atol de Bikini, e tinha 15 Mton TNT. A bomba de hidrogênio mais poderosa foi testada
pelos russos e atingiu 50 Mton TNT). Várias testemunhas viram quando o meteorito/meteoro explodiu no ar.
O segundo impacto ocorreu em 12 de fevereiro de 1947, na cadeia de montanhas Sikhote-Alin, perto de Vladivostok, também na Sibéria. O impacto, causado por um asteroide de ferro-níquel de aproximadamente 100 toneladas que se rompeu no ar, foi visto por centenas de pessoas e deixou mais de 106 crateras, com tamanhos de até 28 m de diâmetro e 6 metros de profundidade. Mais de 28 toneladas em 9000 meteoritos metálicos foram recuperados. O maior pedaço pesa 1745 kilos.
Em 18 de janeiro de 2000, um meteoro explodiu sobre o território de Yukon, no Canadá, gerando uma bola de fogo brilhante detectada por satélites de defesa e também por sismógrafos. A energia liberada foi da ordem de 2 a 3 kton TNT. Denominado Tagish Lake, em referência ao local da queda, foram recuperados alguns pedaços, 850 g, do meteoro que deve ter tido 200 toneladas e 5 m de diâmetro.
A cada dia a Terra é atingida por corpos interplanetários, a maioria deles microscópicos, com uma massa acumulada de 10 000 toneladas.
A extinção dos dinossauros, 65 milhões de anos atrás, é consistente com um impacto de um asteroide ou cometa de mais de 10 km de diâmetro, que abriu uma cratera de 200 km de diâmetro perto de Chicxulub, na península de Yucatan, no México. O impacto liberou uma energia equivalente a 5 bilhões de bombas atômicas como a usada sobre Hiroshima em 1945. A imagem mostra as variações gravimétricas do local, já que parte está sob o oceano. Outras crateras com a mesma idade têm sido descobertas, como a cratera Boltysh, de 24 km de largura na Ucrânia e a cratera Silverpit, no fundo do Mar do Norte na costa da Inglaterra, com 19 km de largura. A proposta de que a grande extinção de organismos terrestres e marinhos, vertebrados e invertebrados que ocorreu há 65 milhões de anos (transição do período Cretáceo para o Terciário) tem origem num grande impacto é do físico americano Luis Walter Alvarez (1911-1988), ganhador do prêmio Nobel em 1968 por seus estudos de partículas sub-atômicas, e seu filho Walter L. Alvarez (1940-), geólogo americano, que notaram que a extinção se deu por alterações climáticas que atingiram toda a Terra, com um esfriamento na superfície e pela existência de uma fina camada de argila com uma alta taxa de irídio (um metal raro, similar à platina), com uma concentração 30 vezes maior do que a média de 0,3 partes por bilhão, em mais de cem partes do globo nesta época, consistente com uma grande nuvem de pó que se espalhou por todo o planeta, cobrindo a luz do Sol. Com a queda da fotossíntese, as plantas morreriam e os dinossauros morreriam por falta de alimentos. Um evento similar poderia ser uma grande explosão vulcânica, mas isto não explicaria a deposição de irídio, nem a existência da cratera de Chicxulub. Irídio é encontrado no interior da Terra, mas os asteroides são mais ricos em irídio do que a crosta da Terra.
Outros grandes impactos sobre a Terra podem ter causado o rompimento do grande supercontinente, Pangea, 250 milhões de anos atrás, e outro há 13 mil anos, cerca de 10 mil a.C., no fim do último período glacial, quando os mamutes desapareceram.
Satélites
Em geral, o número de satélites de um planeta está associado à sua massa. O maior satélite do sistema solar é Ganimedes, um dos quatro satélites galileanos de Júpiter, com raio de 2631 Km. O segundo é Titã, de Saturno, com 2575 Km de raio (5150 Km de diâmetro). Ambos são maiores do que o planeta Mercúrio, que tem 2439 km de raio (4878 km de diâmetro). Note que a Lua, com 3475 km de diâmetro, é maior do que Plutão, que tem 2350 km de diâmetro.
| Nome | Diâmetro | Massa | Densidade |
|---|---|---|---|
| (km) | (Lua=1) | (g/cm3) | |
| Ganimedes | 5280 | 2,0 | 1,9 |
| Titã | 5150 | 1,9 | 1,9 |
| Calisto | 4820 | 1,5 | 1,9 |
| Io | 3640 | 1,2 | 3,5 |
| Lua | 3475 | 1,0 | 3,3 |
| Europa | 3130 | 0,7 | 3,0 |
| Tritão | 2710 | 0,3 | 2,1 |
Os três maiores satélites têm a mesma densidade e aproximadamente o mesmo tamanho e, portanto, devem ter a mesma composição química; provavelmente têm um interior estratificado, com um núcleo rochoso do tamanho da Lua cercado por uma camada espessa de gelo ou possivelmente água. 
Titã apresenta a notável característica de possuir uma atmosfera densa, rica em compostos de carbono e metano. Titã, como Vênus, é cercado por uma camada opaca de nuvens.
A maioria dos satélites revolve em torno do respectivo planeta no sentido de oeste para leste e a maioria tem órbita aproximadamente no plano equatorial de seu planeta.
Satélites pastoreiros do anel F de Saturno, Prometeu (o interno, 145×85×62 km) e Pandora (114×84×62 km), descobertos em 1980 pela sonda Voyager. O mecanismo de “pastoreamento”, em linhas gerais, funciona assim: a lua pastoreira mais interna tem velocidade orbital maior do que a das partículas do anel, e a luz pastoreira mais externa tem velocidade orbital menor (movimento kepleriano). Quando a lua mais interna ultrapassa as partículas em um determinado ponto do anel, lhes tranfere momentum angular, fazendo com que elas espiralem para uma órbita mais externa. Por outro lado, as partículas do anel externo, ao ultrapassarem a lua pastoreira externa, transferem para ela parte de seu momentum angular, indo para uma órbita mais interna. Dessa maneira as partículas ficam confinadas em um anel estreito e bem definido.
Anéis
Os quatro planetas jovianos apresentam um sistema de anéis, constituídos por bilhões de pequenas partículas orbitando muito próximo de seu planeta. Nos quatro planetas, os anéis estão dentro do limite de Roche e devem ter se formado pela quebra de um satélite ou a partir de material que nunca se aglomerou para formar um satélite. Saturno é, de longe, o que possui anéis mais espetaculares. Eles são constituídos principalmente por pequenas partículas de gelo, que refletem muito bem a luz. Já os anéis de Urano, Netuno e Júpiter (nesta ordem de massa constituinte), são feitos de partículas escuras, sendo invisíveis da Terra. A massa total dos anéis de Saturno é menor do que 3 milionésimos da massa de Saturno. Já em 1857, James Clerk Maxwell (1831-1879) demonstrou que os anéis só poderiam permanecer em órbitas estáveis se fossem constituídos de pequenas partículas.
< Anéis de poeira em torno de Júpiter e Urano. >
Cometas 
Os cometas constituem outro conjunto de pequenos corpos orbitando o Sistema Solar. Suas órbitas são elipses muito alongadas. Eles são muito pequenos e fracos para serem vistos mesmo com um telescópio, a não ser quando se aproximam do Sol. Nessas ocasiões eles desenvolvem caudas brilhantes que algumas vezes podem ser vistas mesmo a olho nu.
Imagens do cometa periódico Borrelly (19P) obtidas pela sonda Deep Space 1. A foto do núcleo foi obtida quando a nave passou a 3417 km dele. O cometa tem um período de 6,8 anos e um núcleo com 8 km. Lançada em outubro de 1998, a Deep Space 1 completou seu projeto principal de estudar a propulsão iônica antes de fotografar o cometa.
Os cometas são feitos de uma mistura de gelo e poeira, como uma bola de gelo sujo, segundo o modelo proposto por Fred Lawrence Whipple (1906-2004) em 1950. À medida que eles se aproximam do Sol, parte do gelo derrete, formando uma grande nuvem de gás e poeira ao redor do cometa, chamada coma, com diâmetro da ordem de 100 mil km. A parte sólida e gelada no interior é o núcleo e normalmente tem 1 a 10 km de diâmetro. O calor e o vento solar proveniente do Sol sopram o gás e a poeira da coma formando a cauda. Essa cauda sempre aponta na direção oposta à do Sol e pode estender-se até 1 UA de comprimento.
Normalmente podem ser observadas duas caudas, uma cauda de gás e uma cauda de poeira. A cauda de poeira é mais larga, curva e amarela porque brilha devido à reflexão da luz solar na poeira. A poeira segue a órbita kepleriana, isto é, quanto mais distante do Sol mais devagar andam as partículas. A cauda de gás é reta e azul, pois brilha devido à emissão do monóxido de carbono ionizado (plasma), que fica em 
. O gás expelido do cometa é ionizado pela radiação solar e segue as partículas ionizadas expelidas pelo Sol, chamadas de vento solar. A cauda de hidrogênio, somente visível em ondas de rádio, é a mais extensa; por ser composta das partículas mais leves, é a mais afetada pela pressão de radiação.
Algumas vezes é observada também uma anti-cauda, isto é, uma cauda na direção do Sol. Essa cauda é um efeito de perspectiva, causado por partículas grandes (0,1 a 1 mm de diâmetro), ejetadas do núcleo, que não são arrastadas pela pressão de radiação do Sol, permanecendo na órbita.
Foto do núcleo irregular do Cometa Halley obtida pela nave européia Giotto a 1000 km do núcleo do cometa, que tem 13 por 8 km, densidade próxima a 1,0 g/cm3 e massa de 6 × 1014 kg.
Edmund Halley (1656-1742), astrônomo britânico amigo de Isaac Newton, foi o primeiro a mostrar que os cometas vistos em 1531, 1607 e 1682 eram na verdade o mesmo cometa e, portanto, periódico, que é desde então chamado de Cometa Halley.
Se um corpo pequeno apresenta uma atmosfera volátil visível, chama-se cometa. Se não, chama-se asteróide.
explodindo nas nuvens de amômia da atmosfera de Júpiter. A mancha mais brilhante, no canto superior direito da imagem infra-vermelha de Júpiter, é do satélite Io. As manchas na parte inferior foram causadas pelos impactos.
O cometa McNaugth (C/2006 P1) foi o mais brilhante dos últimos 40 anos, atingindo magnitude aparente de -5 (Venus chega a -4). Ele foi descoberto pelo astrônomo Robert H. McNaught em 7 de agosto de 2006, a partir do Siding Spring Observatory, na Austrália.
Foto tirada por Maria de Fátima Oliveira Saraiva em Porto Alegre, no dia 18/01/2007, ao anoitecer.
No início de 1997, o Cometa Hale-Bopp foi visível a olho nu em quase todo o planeta.
Acredita-se que os cometas são corpos primitivos, presumivelmente sobras da formação do sistema solar, que se deu pelo colapso de uma nuvem molecular gigante.
Esses corpos formariam uma vasta nuvem circundando o Sistema Solar, em órbitas com afélios a uma distância de 
50 000 UA do Sol: a “Nuvem de Oort”. Haveria 100 bilhões de núcleos cometários nessa nuvem. Eventualmente, a interação gravitacional com
uma estrela próxima perturbaria a órbita de algum cometa, fazendo com que ele fosse lançado para as partes mais internas do sistema solar. Uma vez que o cometa é desviado para o interior do sistema solar, ele não sobrevive mais do que 1000 passagens periélicas antes de perder todos os seus elementos voláteis.
Um outro cinturão de restos gelados é chamado de Cinturão de Kuiper e, ao contrário da Nuvem de Oort, está no plano do sistema solar, de 30 a 50 UA do Sol, portanto logo após a órbita de Netuno.
Luz Zodiacal
A reflexão da luz solar na poeira cometária, concentrada na região do zodíaco perto do Sol, pode ser vista em locais muito escuros, algumas horas após o pôr do Sol, e antes do nascer.
Asteroides Próximos à Terra
Os asteroide próximos à Terra (Near Earth Asteroides) são aqueles que têm órbitas que os aproximam da Terra e portanto têm maior chance de colidir com a Terra. A maioria têm uma probabilidade de 0,5% de colidir com a Terra no próximo um milhão de anos. O número total de asteroides maiores que um km é da ordem de 1000 a 2000, que corresponde a uma probabilidade de 1% de colisão no próximo milênio.
A atmosfera da Terra não oferece proteção para objetos maiores que 100 m de diâmetro. Corpos maiores que 1 km causam efeitos globais na Terra. Mesmo que caiam nos oceanos, as ondas gigantescas que causariam destruiriam as cidades costeiras.
Número de asteroides que passam próximos à Terra em relação a seu diâmetro, conforme cálculos de David Rabinowitz et al. (2000), Nature, 403, 165. Os círculos abertos mostram as observações. Os quadrados e triângulos mostram a amostra corrigida pela dificuldade de observar os mais fracos.
Efeito Yarkovsky
Além das alterações nas órbitas dos asteróides e cometas causadas por interações gravitacionais entre eles e com os planetas, o Efeito Yarkovsky, proposto em 1900 pelo engenheiro russo Ivan Osipovich Yarkovsky (1844-1902) e observado no asteróide 6489 Golevka por Steven R. Chesley, Steven J. Ostro, David Vokrouhlický, David Capek, Jon D. Giorgini, Michael C. Nolan, Jean-Luc Margot; Alice A. Hine, Lance A. M. Benner e Alan B. Chamberlin, [“Direct Detection of the Yarkovsky Effect via Radar Ranging to Asteroid 6489 Golevka”, Science 302, 1739-1742 (2003)], explica o deslocamento gradual pela reemissão assimétrica (maior no lado não iluminado) da luz absorvida do Sol. Outra fonte de deslocamento é a emissão de jatos nos cometas.
Lixo Espacial
Solex – programa para cálculo das órbitas
Orbit Fit
Catálogo de asteroides
Dinâmica de Asteroides
Lista dos Asteroides que passam perto da Terra
Lista dos Asteroides por Descobrimento
Gráfico com posição dos asteroides
Simulador de Impactos sobre a Terra
FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS
Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva
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