Os planetas do nosso sistema solar

Os planeta



Os principais elementos celestes que orbitam em torno do Sol são os oito planetas principais conhecidos atualmente cujas dimensões vão do gigante de gás Júpiter até ao pequeno e rochoso Mercúrio, que possui menos da metade do tamanho da Terra.

Até Agosto de 2006, quando a União Astronômica Internacional alterou a definição oficial do termo planeta, Plutão era considerado o nono planeta do Sistema Solar. Hoje é considerado um planeta anão, ou um planetóide, por ser muito pequeno.

Próximos do Sol encontram-se os quatro planetas telúricos, que são compostos de rochas e silicatos, são eles Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. Depois da órbita de Marte encontram-se quatro planetas gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno), que são uma espécie de planetas colossais que se podem dividir em dois subgrupos: Júpiter-Saturno e Urano-Neptuno.

Mercúrio é o mais próximo do Sol, a uma distância de apenas 57,9 milhões de quilômetros, enquanto Neptuno está a cerca de 4500 milhões de quilômetros.

Os planetas do sistema solar são os oito astros que tradicionalmente são conhecidos como tal: Mercúrio (☿), Vénus (♀), Terra (♁), Marte (♂), Júpiter (♃), Saturno (♄), Urano (♅) e Neptuno (♆). Todos os planetas receberam nomes de deuses e deusas da mitologia greco-romana.


 



O Sol

Sol


Fatos sobre o Sol

  • O Sol é uma estrela G2 comum, uma das 100 bilhões ou mais de estrelas que habitam a nossa galáxia.
    • diâmetro: 1.390.000 km.
    • massa: 1,989x1030 kg
    • temperatura do núcleo: 15.000.000 K.
    • temperatura da superfície: 5800 K
  • O Sol é extraordinariamente maior que qualquer outro corpo do sistema solar. Detém mais de 99,8% da massa total do nosso sistema solar ( (Júpiter fica com quase toda a massa restante).
  • A massa solar é, presentemente, constituída de cerca de 75% de hidrogênio e 25% de hélio (92,1% hidrogênio e 7,8% hélio por número de átomos); o restante ("metais") corresponde a apenas 0,1%. Esses valores mudam à medida que o Sol converte o hidrogênio em hélio em seu núcleo.
  • As camadas externas do Sol apresentam rotação diferencial: no equador, a superfície gira apenas uma vez a cada 25,4 dias; próximo aos pólos, sua rotação é de 36 dias. Esse estranho comportamento se deve ao fato de o Sol não ser um corpo sólido como a Terra. Efeitos similares são vistos nos planetas gasosos. O núcleo do Sol gira como um corpo sólido.
  • As condições no núcleo do Sol são extremas. A temperatura é de 15 milhões de graus Kelvin e a pressão é de 250 bilhões deatmosferas. A compressão dos gases no núcleo atinge uma densidade 150 vezes a da água.
  • A energia solar (3,86e33 ergs/s ou 386 bilhões de bilhões de megawatts) é produzida por reações de fusão nuclear. A cada segundo, cerca de 700.000.000 de toneladas de hidrogênio são convertidas em aproximadamente 695.000.000 toneladas de hélio e 5.000.000 toneladas de energia (=3,8e33 ergs) na forma de raios gama. À medida que se desloca em direção à superfície, essa energia é continuamente absorvida e novamente irradiada a temperaturas cada vez mais baixas, de modo que, ao atingir a superfície, ela é basicamente luz visível. Nos últimos 20% de seu trajeto até a superfície, a energia desloca-se mais por convecção do que por radiação. Um fóton leva 50 milhões de anos para chegar à superfície.
  • A superfície do Sol, chamada de fotosfera, tem uma temperatura de aproximadamente 5800 k. As manchas solares (foto 10) são regiões "frias", onde a temperatura é de 3800 K (elas parecem escuras apenas quando comparadas com as regiões circunvizinhas). As manchas solares podem ser muito grandes, alcançando um diâmetro de até 50.000 km. Essas manchas são causadas por interações complexas e pouco conhecidas com o campo magnético do Sol.
  • Uma pequena região, conhecida como cromosfera, situa-se acima da fotosfera.
  • A região extremamente rarefeita acima da cromosfera chamada de coroa solar, estende-se por milhões de quilômetros através do espaço, mas é visível somente durante as eclipses (foto 11). As temperaturas nessa região chegam a mais de 1.000.000 k.
  • O campo magnético do Sol é muito forte (a julgar pelos padrões terrestres) e bastante complexo. Sua magnetosfera (também conhecida como heliosfera) estende-se para além de Plutão.
  • Além do calor e da luz, o Sol também é fonte de radiações de partículas carregadas de baixa densidade (principalmente elétrons e prótons), conhecidas como vento solar, que se propagam pelo sistema solar a aproximadamente 450 km/s. O vento solar e as partículas de maior energia emitidas pelas chamas solares podem produzir efeitos dramáticos em nosso planeta, que vão de interferências de rádio ao fenômeno da aurora boreal.
  • Dados recentes fornecidos pela sonda Ulisses mostram que o vento solar que emana das regiões polares desloca-se a uma velocidade quase duas vezes maior - 750 km por segundo - do que o faz a latitudes mais baixas. A composição do vento solar também parece diferir nas regiões polares. E o campo magnético do Sol parece ser surpreendentemente uniforme.
  • Novos estudos sobre o vento solar serão feitos pela sonda Wind, lançada recentemente, de um ponto dinamicamente estável situado a cerca de 1,6 milhões de km da Terra, diretamente entre o nosso planeta e o Sol.
  • O vento solar é responsável pela cauda de íons dos cometas e produz efeitos mensuráveis sobre as trajetórias das sondas espaciais.
  • A energia solar não é totalmente constante, como também a quantidade de atividade das manchas solares. Houve um período de baixa atividade das manchas solares (Mínimo de Maunder),na última metade do século XVII. Coincide com um período anormalmente frio no norte europeu conhecido como "pequena glaciação. Desde a formação do sistema solar, a energia do Sol aumentou cerca de 40%.
  • O Sol tem aproximadamente 4,5 bilhões de anos. Desde o seu nascimento, quase a metade do hidrogênio de seu núcleo já foi consumida. Ele continuará a irradiar energia "pacificamente" por mais 5 bilhões de anos (embora sua luminosidade deva ser então cerca de duas vezes maior). Mas, por fim, sua reserva de hidrogênio se esgotará. Quando isso acontecer, o Sol passará por mudanças radicais que (embora tal fato não cause surpresa considerando-se os padrões estelares - resultarão na total destruição da Terra (e provavelmente na criação de uma nebulosa planetária).


Mercúrio

O Mensageiro veloz 


Fatos sobre Mercúrio

  • Mercúrio e o oitavo planeta do nosso sistema o mais próximo do Sol:
    • distância média do Sol: 57.910.000 km (0,38 AU)
    • diâmetro: 4.878 km
    • massa: 3,30 x 1023 kg
    Mercúrio é menor que Ganimedes e Titã em diâmetro, mas sua massa é maior.
  • Na Mitologia Romana, Mercúrio é o deus dos comerciantes e dos ladrões, correspondendo ao deus Hermes, o mensageiro dos deuses - da mitologia grega. O planeta provavelmente recebeu esse nome pelo fato de mover-se rapidamente no espaço.
  • Mercúrio é conhecido pelo menos desde a época dos sumerianos (3º milênio a.C.). Os gregos lhe deram dois nomes: Apolo, a estrela matutina, e Hermes, a estrela vespertina. Os astrônomos gregos sabiam, contudo, que os dois nomes referiam-se ao mesmo corpo celeste. Heráclito acreditava que Mercúrio e Vênus gravitavam em torno do Sol, e não da Terra.
  • Mercúrio foi visitado por uma única sonda espacial, a Mariner 10. Ela passou pelo planeta três vezes, em 1973 e 1974. Apenas 45% de sua superfície foi mapeada (foto 1, acima)
  • Aórbita de Mercúrio é altamente excêntrica; no periélio, o planeta está apenas a 46 milhões de quilômetros do Sol, mas no afélio encontra-se a 70 milhões. O periélio de sua órbita precessa ao redor do Sol a uma velocidade muito baixa. Os astrônomos do século XIX fizeram observações bastante cuidadosas sobre os parâmetros orbitais de Mercúrio, mas não puderam explicá-los adequadamente usando a mecânica newtoniana . As pequenas diferenças entre os valores observados e os valores previstos, embora uma questão de menor relevância, apoquentaram os astrônomos por muitas décadas. Pensava-se que um outro planeta (às vezes chamado de Vulcano) poderia existir numa órbita próxima a de Mercúrio, assim justificando tal discrepância. A verdadeira resposta revelou-se muito mais dramática: A Teoria Geral da Relatividade, de Einstein! O fato de a sua teoria poder determinar corretamente os movimentos de Mercúrio foi importante para sua aceitação inicial.
  • Até 1962, pensava-se que o "dia" mercuriano tinha a mesma duração do ano mercuriano, justificando-se assim o fato de o planeta manter a mesma face voltada para o Sol, como acontece com a Lua em relação à Terra. Mas, em 1965, observações feitas com o radar Doppler mostraram que isso era falso. Sabe-se agora que Mercúrio gira em torno de seu eixo três vezes a cada dois anos mercurianos. Mercúrio é o único corpo no sistema solar que se conhece como tendo sido capturado numa outra razão que não de 1:1.
  • Esse fato e a grande excentricidade da órbita de Mercúrio produziriam efeitos bastante estranhos para um observador na superfície do planeta. Em algumas longitudes, o observador veria o Sol nascer e, então, gradualmente, aumentar de tamanho aparente, à medida que se movesse lentamente em direção ao zênite. Nesse ponto, o Sol interromperia a sua trajetória, inverteria brevemente seu curso no céu, parando novamente antes de retomar sua caminhada em direção ao horizonte e diminuir de tamanho aparente. Durante toda essa trajetória, as estrelas estariam se movendo três vezes mais rápido através do espaço. Observadores em outros pontos da superfície de Mercúrio veriam movimentos diferente, embora igualmente bizarros.
  • As variação de temperatura em Mercúrio são as mais extremas do sistema solar, situando-se entre de 90 K e 700 K. A temperatura de Vênus é ligeiramente mais quente, mas bastante estável.
  • Mercúrio assemelha-se à Lua: em muitos aspectos: sua superfície é coberta de crateras (foto 5) e é muito velha; não possui atmosfera nem apresenta placa tectônica. Por outro lado, Mercúrio é muito mais denso que a Lua (5,43 gm/cm3 versus 3,34). Mercúrio é o segundo grande corpo mais denso do sistema solar depois da Terra. Na verdade, a densidade da Terra é devida em parte à compressão gravitacional; não fosse isso, Mercúrio seria mais denso que a Terra. Isso indica que o denso núcleo de ferro do planeta é relativamente maior que o da Terra, provavelmente compreendendo a maior parte do planeta. Mercúrio, portanto, tem um manto e uma crosta de silicato relativamente finos.
  • O interior de Mercúrio é dominado por um grande núcleo de ferro, cujo raio mede 1800 a 1900 km. A casca externa de silicato (análoga ao manto e crosta da Terra) tem apenas 500 a 600 km de espessura. Pelo menos parte do núcleo é provavelmente composto de matéria fundida.
  • A superfície de Mercúrio apresenta escarpas imensas, algumas chegando a centenas de quilômetros de comprimento e até três quilômetros de altura (foto 9). Algumas estendem-se através dos anéis das crateras e de outras formações, o que leva a suposição de que tenham se originado por compressão. Calcula-se que a área superficial de Mercúrio encolheu cerca de 0,1% (correspondendo a uma diminuição do raio do planeta em torno de 1 km).
  • Uma das maiores formações na superfície de Mercúrio é a chamada Bacia Caloris (foto 2); com cerca de 1300 km de diâmetro. Pensava-se que essa formação fosse semelhante às grandes bacias (mares) da Lua. Como as bacias lunares, seu aparecimento provavelmente resultou de um grande impacto ocorrido no início da história do sistema solar. É provável que esse impacto também seja responsável pela estranha topografia do lado oposto do planeta (foto 4).
  • Além da superfície coberta de crateras, Mercúrio também apresenta regiões de planícies relativamente suaves. Algumas delas podem ter origem vulcânica, mas outras podem ter-se formado pela deposição de matéria ejetada pelos impactos que deram origem às crateras.. .
  • Não se observou atividade vulcânica em Mercúrio
  • Surpreendentemente, observações do polo norte de Mercúrio (uma região não mapeada pela Mariner 10) feitas por radar revelaram a presença de gelo nas sombras protegidas de algumas crateras.
  • Mercúrio tem um pequeno campo magnético cuja intensidade é cerca de 1% da de nosso planeta.
  • Não se tem conhecimento de satélites em órbita de Mercúrio.
  • Mercúrio pode, às vezes, ser observado através de binóculos ou mesmo a olho nu, mas está sempre muito próximo ao Sol e dificilmente é visto à luz do crepúsculo. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Mercúrio (e de outros planetas) no céu.




Vênus

O Mensageiro da Paz 


Fatos sobre Vênus

  • Vênus é o sexto maior planeta do nosso sistema e o segundo a partir do Sol:
    • distância do Sol: 108.200.000 km (0,72 u.a.)
    • diâmetro: 12.103,6 km
    • massa: 4,869e24 kg
    A órbita de Vênus, dentre as de todos os demais planetas, é a que mais se aproxima da circularidade, com uma excentricidade inferior a 1%.
  • Vênus (Grego: Afrodite ; Babilônio: Ishtar) é a deusa do amor e da beleza. O planeta é assim chamado, provavelmente, por ser o mais brilhante de todos os astros conhecidos na Antigüidade. (Os acidentes em Vênus, com poucas exceções, são todos nomes femininos.)
  • Vênus é conhecido desde os tempos pré-históricos. É o mais brilhante dos astros do sistema solar depois do Sol e da Lua. Como Mercúrio, Vênus era popularmente representado como dois corpos: Eósforo, a estrela matutina e Vérper, a estrela vespertina, mas os astrônomos gregos estavam mais bem informados.
  • Uma vez que Vênus é um planeta inferior, ele apresenta fases quando visto da Terra com um telescópio. A observação desse fenômeno por Galileu foi um importante elemento a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico.
  • A primeira sonda a visitar Vênus foi a Mariner 2, em 1962. Ele foi posteriormente visitado por muitas outras (mais de 20 até o presente), incluindo a Pioneer Venus e a sonda soviética Venera 7, a primeira sonda a descer em outro planeta, e Venera 9, que transmitiu as primeiras fotos da superfície. Mais recentemente, a sonda americana Magellan transmitiu mapas detalhados da superfície de Vênus usando radar.
  • A rotação de Vênus é um tanto peculiar, visto ser muito lenta e retrógrada (243 dias terrestres eqüivalem a um dia venusiano, um pouco maior que o ano venusiano). Além disso, os períodos da rotação de Vênus e de sua órbita são de tal forma sincronizados que ele sempre apresenta a mesma face voltada para a Terra quando os dois planetas estão em sua maior aproximação.
  • Vênus é às vezes chamado de planeta-irmã da Terra. Em alguns aspectos eles se assemelham:
    • Vênus é apenas um pouco menor que a Terra (95% do diâmetro da Terra, 80% da massa terrestre).
    • Ambos têm poucas crateras, indicando que suas superfícies são relativamente jovens.
    • Suas densidades e a composição química são similares.
    Por causa dessas similaridades, pensou-se que abaixo de suas densas nuvens Vênus poderia ser semelhante à Terra e até mesmo possuir vida. Mas, infelizmente, pesquisas detalhadas concluíram que Vênus é radicalmente diferente da Terra em muitos aspectos significativos.
  • A pressão da atmosfera de Vênus, na superfície, é de 90 atmosferas (aproximadamente a mesma que existe a uma profundidade de 1 km nos oceanos da Terra). Sua composição é basicamente dióxido de carbono. Há várias camadas de nuvens, com espessura de muitos quilômetros, compostas de ácido sulfúrico. Essas nuvens impedem que se tenha uma visão de sua superfície (foto 2). Essa densa atmosfera produz um efeito estufa que aumenta a temperatura de Vênus em cerca de 400 graus para mais de 740 k (calor suficiente para derreter o chumbo). A superfície de Vênus é na verdade mais quente que a de Mercúrio, a despeito de estar quase duas vezes mais distante do Sol.
  • Há fortes ventos (350 kph) nas cristas das nuvens (foto 6), mas os ventos na superfície sopram com pouca intensidade, não mais que alguns quilômetros por hora.
  • Vênus provavelmente já possuiu grandes volumes de água, como o nosso planeta, mas toda essa água evaporou-se. O planeta é agora muito seco. A Terra teria tido igual destino se estivesse um pouco mais perto do Sol. Podemos conhecer melhor a Terra descobrindo por que Vênus - planeta basicamente similar ao nosso - passou por transformações que o tornaram tão diferente.
  • A maior parte da superfície de Vênus é constituída de planícies levemente onduladas, com pouco relevo. Há também várias extensas depressões: Atalanta Planitia, Guinevere Planitia, Lavinia Planitia. Há dois grandes planaltos: Ishtar Terra, no hemisfério norte (mais ou menos do tamanho da Austrália) e Afrodite Terra, ao longo do equador (aproximadamente do tamanho da América do Sul). O interior de Ishtar consiste em um alto platô, Lakshmi Planum, circundado pelas mais altas montanhas de Vênus , inclusive pelo enorme Maxwell Montes.
  • Os dados transmitidos pelo radar de formação de imagens da Magellan mostram que uma grande área de superfície de Vênus é coberta de lava. Há vários vulcões semelhantes aos do Havaí e do Olympus Mons), tais como Sif Mons (foto 3). Pesquisas recentes revelaram que Vênus é ainda vulcanicamente ativo, mas apenas em alguns pontos quentes localizados (foto 4); a maior parte da superfície do planeta tem-se mantido geologicamente imperturbada nas últimas centenas de milhões de anos.
  • Não há crateras pequenas em Vênus. Parece que pequenos meteoros se desintegram na densa atmosfera de Vênus antes de atingirem a superfície. As crateras de Vênus parece terem surgido em grupos (foto 11), indicando que os grandes meteoros que atingem a superfície do planeta geralmente se fragmentam na atmosfera.
  • As mais antigas formações de Vênus parecem ter cerca de 800 milhões de anos. A extensa atividade vulcânica que havia no planeta removeu os vestígios das primeiras formações em sua superfície, inclusive as grandes crateras surgidas no início da história de Vênus.
  • As imagens da Magellan mostram uma grande variedade de formações interessantes e peculiares, incluindo-se os vulcões "pancake", que parecem ser erupções de lava bastante espessa (foto 8) e as coroas, que se assemelham a hemisférios achatados sobre grandes câmaras de magma (foto 9).
  • O centro do planeta é provavelmente bastante similar ao da Terra: um núcleo de ferro com cerca de 300 km de raio, um manto rochoso de matéria derretida, compreendendo a maior parte do planeta. Recentes estudos dos dados referentes à gravidade transmitidos pela sonda Magelllan indicam que a crosta de Vênus é mais resistente e mais espessa do que se supunha anteriormente. Como a Terra, a convecção no manto produz uma tensão na superfície do planeta que é aliviada em muitas regiões relativamente pequenas, em vez de se concentrar nos limites da placa tectônica, como ocorreu com a Terra.
  • Vênus não tem campo magnético, talvez em virtude de sua baixa rotação.
  • Vênus não possui satélites. Por isso, a estória...
  • Vênus é geralmente visível a olho nu. Às vezes (impropriamente) chamada de "estrela matutina" ou "estrela vespertina", Vênus é, incontestavelmente, a estrela mais brilhante do céu. Os mapas planetários de Mike Harvey mostram a atual posição de Vênus (e de outros planetas) no céu.






Terra


A Terra

  • A Terra é o quinto maior planeta do nosso sistema e o terceiro planeta a partir do Sol:
    • distância do Sol: 149.600.000 km (1.00 u.a)
    • diâmetro: 12,756.3 km
    • massa: 5,976e24 kg
  • A Terra é o único planeta cujo nome em inglês não tem raízes na mitologia grega/romana. Há, naturalmente, centenas de outros nomes para o planeta em outras línguas.
  • Não foi senão na época de Copérnico (século XVI) que se compreendeu que a Terra era apenas um outro planeta.
  • A Terra, naturalmente, pode ser estudada com o auxílio de sondas espaciais. Mesmo assim, foi somente no século XX que pudemos elaborar mapas ( foto 5) de todo o planeta. E as fotos da Terra tiradas do espaço são de considerável importância; por exemplo, elas ajudam consideravelmente na previsão do tempo e, especialmente, no rastreamento e previsão de furacões. E elas são de extraordinária beleza - pelo menos para este crítico (foto 20).
  • A Terra está dividida em várias camadas, cada qual com propriedades químicas e sísmicas distintas (profundidades em km):
  •  
             0-   40        Crosta
            10-  400        Manto superior
           400-  650        Região de transição
           650- 2700        Manto inferior
          2700- 2890        Camada D (às vezes incluída no manto inferior)
          2890- 5150        Núcleo externo 
          5150- 6378        Núcleo interno
    A crosta é mais fina sob os oceanos e mais espessa sob os continentes. O núcleo interno e a crosta são sólidos; o núcleo externo e as camadas do manta são fluidos.
  • O núcleo é composto quase inteiramente de ferro (ou níquel/ferro). As temperaturas no centro do núcleo podem chegar a 7500 K - mais quente que a superfície do Sol. A manta inferior é provavelmente constituída, em sua maior parte, de silício, magnésio e oxigênio, com alguma quantidade de ferro, cálcio e alumínio. O manto superior é constituído principalmente de olivina e piroxeno (iron,magnesium silicato de magnésio, ferro), cálcio e alumínio Sabemos quase tudo isso através das técnicas sísmicas; amostras do manto superior chegam à superfície na forma de lava vulcânica, mas a maior parte da Terra é inacessível. O crosta é basicamente quartzo (dióxido de silício) e outros silicatos como feldspato. Tomada como um todo, a composição química da Terra (em termos de massa) é:
  •     
             34,5%          Ferro
             29,5%          Oxigênio
             15,2%          Silício 
             12,7%          Magnésio 
              2,4%          Níquel
              1,9%          Enxofre
              0,05%         Titânio
  • A Terra é o mais denso dos grandes corpo do sistema solar.
  • Os outros planetas telúricos provavelmente têm estruturas e composições similares, com pequenas diferenças: a Lua na melhor das hipóteses, , tem um núcleo pequeno; Mercúrio tem um núcleo extremamente grande (relativo a seu diâmetro); os mantos de Marte e da Lua são muito mais espessos; a Lua e Mercúrio podem não ter crostas quimicamente distintas; a Terra pode ser o único astro com núcleos interno e externo distintos. Observe, entretanto, que o nosso conhecimento das camadas mais profundas dos planetas é em grande parte teórico, mesmo com relação à Terra.
  • Diferentemente dos outros planetas telúricos, a crosta da Terra está dividida em várias placas sólidas separadas, que flutuam independentemente sobre o manto quente. Essas diferentes placas são conhecidas como placas tectônicas.. Dois processos caracterizam o movimento dessas placas: elevação e subsidiência. Ocorre elevação quando duas placas se afastam uma da outra e uma nova crosta é criada pelo levantamento do magma de baixo para cima. Ocorre subsidiência quando duas placas colidem e a borda de uma mergulha sob a da outra e acaba sendo destruída pelo manto. Há um movimento transversal em alguns limites de placas (i.e., a Falha de San Andreas, na Califórnia) e colisões entre placas continentais (i.e. Índia/Eurásia). Atualmente, as grandes placas são em número de oito:
    • Placa norte-americana - América do Norte, oeste do Atlântico Norte e Groenlândia
    • Placa sul-americana- América do Sul e oeste do Atlântico Sul
    • Placa antártica - Antártica e "Oceano Sul"
    • Placa eurasiana - leste do Atlântico Norte, Europa e Ásia, exceto a Índia.
    • Placa africana- África, leste do Atlântico Sul e oeste do Oceano Índico
    • Placa indo-australiana - Índia, Austrália, Nova Zelândia e maior parte do Oceano Índico
    • Placa Nazca - leste do Oceano Pacífico adjacente à América do Sul
    • Placa do pacífico - maior parte do Oceano pacífico (e costa sul da Califórnia!)
    Há também vinte ou mais placas menores, tais como as da Arábia, Cocos, e Filipinas.
  • A superfície da Terra é muito jovem. Num período relativamente curto (pelos padrões astronômicos) de 500.000.000 anos, a erosão e os processos tectônicos destroem e recriam a maior parte da superfície da Terra e, assim, eliminam quase todos os vestígios da primitiva história geológica do planeta (tais como as crateras de impacto). Assim, a própria história dos começos da Terra foi apagada. Nosso planeta tem 4,5 a 4,6 bilhões de anos, mas as rochas mais antigas de que se tem notícia datam de menos de 4 bilhões de anos atrás, sendo raras as rochas com mais de 3 bilhões de anos. Os mais antigos fósseis de organismos vivos têm menos de 3,9 bilhões de anos. Não há registro do período crítico em que a vida se iniciou.
  • 71% da superfície da Terra é coberto de água. A Terra é o único planeta em que é possível a existência de água em forma líquida na superfície (embora possa haver metano ou etano líquido na superfície de Titã). Esse elemento, naturalmente, é essencial à vida como a conhecemos. A capacidade de aquecimento dos oceanos é também responsável por grande parte da erosão e do intemperismo dos continentes da Terra, um processo sem similar no sistema solar, até onde sabemos presentemente (embora isso possa ter ocorrido em Marte no passado).
  • A atmosfera da Terra é 77% nitrogênio, 21% oxigênio, com traços de argônio, dióxido de carbono e água. Havia provavelmente uma quantidade muito maior de dióxido de carbono na atmosfera da Terra quando da formação do planeta, mas quase todo ele foi incorporado às rochas de carbonato e, em menor grau, dissolvido nos oceanos e consumido pelas plantas vivas. As placas tectônicas e os processos biológicos agora mantêm um fluxo contínuo de dióxido de carbono da atmosfera para esses vários "sumidouros" e, novamente, de volta à atmosfera. Uma pequena quantidade de dióxido de carbono residente na atmosfera, em qualquer época, é extremamente importante para a manutenção da temperatura superficial do planeta, via efeito estufa. O efeito estufa aumenta a temperatura média da superfície da Terra cerca de 35ºC acima do que, de outro modo, seria a temperatura do planeta (de gélidos -21ºC para confortáveis +14ºC); sem isso, os oceanos congelariam e a vida na Terra seria impossível.
  • A presença de oxigênio livre é bastante notável do ponto de vista químico. O oxigênio é um gás muito reativo e, em circunstâncias "normais", rapidamente se combinaria com outros elementos. O oxigênio na atmosfera terrestre é produzido e mantido por processos biológicos. Sem a vida não existiria oxigênio livre.
  • A Terra tem um modesto campo magnético produzido por correntes elétricas no núcleo. A interação do vento solar, do campo magnético e das camadas superiores da Terra causa o fenômeno conhecido como aurora boreal (veja Meio Interplanetário).
 
 
 
 
 
 
A Lua

Luna


Fatos sobre a Lua

  • A Lua é o único satélite natural da Terra:
    • distância da Terra: 384.400 km
    • diâmetro: 3476 km
    • massa: 7,35e22 kg
  • Chamada de Luna pelos romanos, Selene e Ártemis pelos gregos.
  • A Lua, naturalmente, é conhecida desde os tempos pré-históricos. É o segundo astro mais brilhante no céu depois do Sol.
  • Devido a seu tamanho e composição, a Lua é às vezes classificada como "planeta" telúrico , juntamente com Mercúrio , Vênus, Terra e Marte.
  • A Lua foi visitada pela primeira vez pela sonda soviética Luna 2 em 1959. Ela é o único corpo extraterrestre já visitado pelo homem (foto 4, 3). A primeira alunissagem aconteceu em 20 de julho de 1969 (você lembra onde estava?); a última foi em dezembro de 1972. A Lua é também o único corpo do qual se tem amostras na Terra. No verão de 1994, a Lua foi exaustivamente mapeada pela sonda Clementine.
  • A rotação da Lua está em fase com sua órbita, de modo que o mesmo lado está sempre voltado para a Terra. Na verdade, a Lua parece "dançar" um pouquinho (pelo fato de a sua órbita ser ligeiramente não-circular), de modo que alguns graus do lado oculto podem ser vistos em determinadas ocasiões, mas o lado oculto, em sua maior parte, (foto 2) era completamente desconhecido até ter sido fotografado pela sonda soviética Luna 3 em 1959.
  • A Lua está se afastando da Terra a cerca de 3,5 centímetros por ano. O acoplamento gravitacional entre a Lua e a Terra, além de causar as marés, também transfere energia gravitacional da Terra para a Lua. Isso diminui a rotação da Terra (em cerca de 1,48 milissegundos/século) e acelera a Lua para uma órbita maior (o efeito oposto ocorre com Fobos e Tritão).
  • A Lua não possui atmosfera. Dados recentes fornecidos pela sonda Clementine , sugerindo que poderia haver gelo em algumas crateras próximas aos polos da Lua, resultaram insatisfatórios. Mas ainda permanece a possibilidade de que possa existir gelo misturado com o solo lunar.
  • A crosta da Lua tem em média 69 km de espessura e varia de essencialmente 0, sob o Mare Crisium, a 107 km ao norte da cratera Korolev, no lado oculto do satélite. Abaixo da crosta encontra-se um manto e, possivelmente, um pequeno núcleo. Diferentemente do manto da Terra, entretanto, o manto da Lua, muito provavelmente, não é suficientemente quente para apresentar-se derretido. Curiosamente, o centro de massa da Lua é deslocado de seu centro geométrico em cerca de 2 km em direção à terra. Além disso, a crosta é mais fina no lado visível.
  • Há dois tipos básicos de topografia lunar: os planaltos bastante antigos e densamente craterizados e os maria relativamente suaves e mais jovens. Os maria (que compreendem cerca de 16% da superfície lunar) são enormes crateras de impacto que, posteriormente, foram inundadas por lava derretida. A maior parte da superfície é coberta de regolito, uma mistura de pó fino e resíduos rochosos produzidos pelo impacto de meteoros . Por alguma razão desconhecida, os maria estão centrados no lado visível.
  • Além das formações familiares no lado visível, em seu lado oculto encontram-se Aitken - Polo Sul - a maior bacia de impacto do sistema solar, com 2250 km de diâmetro e 12 km de profundidade - Orientale, no bordo ocidental, que é um esplêndido exemplo de uma cratera de múltiplos anéis.
  • 382 kg de amostras de rochas foram trazidas à Terra pelos programas Apolo e Luna. Devemos a elas a maior parte dos detalhes que hoje detemos sobre a Lua. Elas são particularmente valiosas porque podem ser datadas. Mesmo hoje, 20 anos após a última descida na Lua, os cientistas ainda estudam essas preciosas amostras. (foto 18)
  • A maioria das rochas da superfície lunar parece ter entre 4,6 e 4 bilhões de anos - um confronto casual com as mais velhas rochas terrestres, que raramente têm mais de 3 bilhões de anos. Assim, a Lua fornece pistas inéditas sobre a história pregressa do sistema solar..
  • Antes do estudo das amostras trazidas pela Apolo, não havia consenso sobre a origem da Lua. Havia três principais teorias: a co-acreção , segundo a qual a Lua e a Terra teria se formado ao mesmo tempo a partir da Nebulosa Solar; a fissão, que defendia a hipótese de que a Lua teria se originado da própria Terra; e a captura , que postulava a formação da Lua em outro ponto do universo, sendo subseqüentemente capturada pela Terra. Nenhuma dessas teorias mostrava-se plenamente satisfatória. Mas as novas e detalhadas informações trazidas pelas pedras lunares levaram à teoria do impacto: a colisão da Terra com um objeto de grande dimensão e a formação da Lua a partir do material ejetado. Ainda há detalhes que precisam ser elaborados, mas a teoria do impacto é agora amplamente aceita.
  • A Lua não possui campo magnético total. Mas, algumas das rochas superficiais apresentam magnetismo remanescente, indicando que pode ter havido um campo magnético global no início da história da Lua.
  • Sem atmosfera e campo magnético, a superfície da Lua está diretamente exposta ao vento solar. Durante seus 4 bilhões de anos de existência, muitos íons de hidrogênio oriundos do vento solar vieram a ser incorporar ao regolito da Lua. Assim, as amostras de regolito trazidas da Lua mostraram-se valiosas para o estudo do vento solar. Esse hidrogênio lunar poderá ser de utilidade, algum dia, como combustível para foguetes.
 
 
 
 
 Marte
 
 
 
Marte

O Mensageiro da Guerra 


Fatos de Marte

  • Marte é o sétimo maior planeta do sistema solar e o quarto a partir do Sol:
    • distâncias do Sol: 227.940.000 km (1.52 AU)
    • diâmetro:6.794 km
    • massa: 6,4219 x 10^23 kg (ou 6,4219e23 kg, onde e23 = 10 elevado à potência 23)
  • Marte (grego: Ares) é o deus da guerra. O planeta provavelmente recebeu esse nome devido à sua cor vermelha. Marte é às vezes chamado de Planeta Vermelho. O deus Marte dos romanos era o deus da agricultura antes de seu nome se ligar ao deus Ares dos gregos; os que são a favor da colonização do planeta podem preferir esse simbolismo. O nome do mês março se origina de Marte.
  • Marte é conhecido desde os tempos pré-históricos. Tem sido a escolha favorita de escritores de ficção científica como o lugar mais provável no sistema solar (além da própria Terra!) para uma colônia de seres humanos. Mas os famosos "canais" que Lowell e outros pensavam existir no planeta eram, infelizmente, tão imaginários quanto as princesas Barsoomianas .
  • A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4, em 1965. Várias outras se seguiram, inclusive duas Viking landers em 1976.
  • A órbita de Marte é significativamente elíptica. Em conseqüência disso ocorre uma variação de temperatura de cerca de 30 ºC no ponto subsolar. Em geral, as sondas Viking verificaram que as temperaturas marcianas variam de 150 K (-220 ºF) a 295 K (70 ºF).
  • Embora Marte seja muito menor que a Terra, sua área superficial é aproximadamente igual à área da superfície do nosso globo. .
  • Com exceção da Terra, Marte apresenta a mais interessante e variada topografia de todos os outros planetas telúricos ressaltando-se o aspecto verdadeiramente espetacular de algumas de suas formações.
    • Olympus Mons: a maior montanha do sistema solar, elevando-se 24 km (78.000 pés) acima da planície circundante. Sua base, com mais de 500 km de diâmetro, é circundada por um despenhadeiro de 6 km (20.000) de altura (foto 8).
    • Tharsis:um imenso bolsão na superfície marciana, com cerca de 4000 km de raio e 10 km de altura.
    • Valles Marineris: um sistema de canyons de 4000 km de comprimento e profundidade de 2 a 7 km (foto 1, acima).
    • Hellas Planitia: uma cratera de impacto no hemisfério sul, com mais de 6 km de profundidade e 2000 km de diâmetro (foto 4).
    Grande parte dessa superfície é muito velha e craterizada (foto 14), mas há também vales, penhascos, colinas e planícies mais jovens..
  • No hemisfério sul de Marte predominam planícies cheias de crateras. A maior parte do hemisfério norte é muito mais jovem e sua elevação é também muito menor. Uma mudança de elevação de vários quilômetros ocorre na região limítrofe. A razão para isso é desconhecida.
  • O interior de Marte é conhecido somente por inferência de dados sobre a superfície e das estatísticas sobre o planeta. O cenário mais provável é de um núcleo denso com cerca de 1700 km de raio, um manto rochoso derretido, um pouco mais denso que o da Terra, e uma crosta delgada. A ausência de um campo magnético global indica que o núcleo de Marte é provavelmente sólido. A densidade relativamente baixa do planeta, comparada a de outros planetas telúricos, indica que seu núcleo provavelmente contém uma fração relativamente grande de material oxidado.
  • Como Mercúrio e a Lua, Marte parece não apresentar placas tectônicas ativa; não há indicações de movimento horizontal da superfície, tais como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Sem qualquer movimento lateral da placa tectônica, os pontos quentes sob a crosta permanecem em posição fixa com relação à superfície. Isso, juntamente com uma gravidade superficial mais baixa, poderia explicar o intumescimento de Tharis e seus enormes vulcões.
  • Há sólida evidência de erosão em muitos pontos da superfície marciana. Em alguma época passada, certamente havia água na superfície do planeta (foto 11). Pode até mesmo ter havido oceanos. Mas, parece que isso aconteceu apenas por um breve período e há muito tempo atrás; estima-se a idade dos canais de erosão em cerca de 4 bilhões de anos. ( Os Valles Marineris não foram criados pela ação de cursos de água. Sua formação se deu por estiramento e fraturamento da crosta, associados com a formação de Tharsis.)
  • No início de sua história, Marte apresentava características muito próximas às da Terra. Como também ocorreu com a Terra, todo o seu dióxido de carbono foi consumido na formação de rochas de carbonato. Mas, pelo fato de não ter placas tectônicas, Marte é incapaz de reciclar qualquer quantidade desse dióxido de carbono e retorná-lo à atmosfera, e, assim, não pode manter um efeito estufa significativo. A superfície de Marte é, portanto, muito mais fria do que a Terra seria a essa distância do Sol.
  • A atmosfera de Marte é fina, composta essencialmente de uma fina camada de dióxido de carbono restante (95,3%) além de nitrogênio (2,7%) , argônio (1,6%) e traços de oxigênio (0,15%) e água (0,03%). A pressão média na superfície de Marte é de apenas cerca de 7 millibar ( menos de 1% da pressão da Terra) , mas varia grandemente com a altitude, de quase 9 milibar nas bacias mais profundas a cerca de 1 milibar nas crista do Olympus Mons. Mas é suficientemente densa para produzir ventos fortes e fortes tempestades de poeira, que em determinadas ocasiões encobrem todo o planeta por vários meses. Embora sua atmosfera seja constituída principalmente de dióxido de carbono - como em Vênus , o efeito estufa de Marte é suficiente para aumentar a temperatura superficial em apenas 5 graus (K).
  • Marte é permanentemente encoberto por calotas de gelo em ambos os polos (foto 7) compostas em sua maior parte de dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Durante o verão norte, o dióxido de carbono sublima-se completamente, deixando uma camada residual de gelo de água. Não se sabe se uma camada semelhante de gelo de água existe abaixo da capa sul, uma vez que sua camada de dióxido de carbono nunca desaparece completamente. Pode existir gelo de água escondido sob a superfície, em altitudes mais baixas. As variações sazonais da extensão das capas polares alteram a pressão atmosférica global em cerca de 25% (conforme medições feitas nas áreas exploradas pela sonda Viking)..
  • Recentes observações através do telescópio espacial Hubble , (foto 3), revelaram que as condições verificadas durante as missões Viking podem não ter sido típicas. A atmosfera de Marte agora parece ser mais fria e mais seca do que a atmosfera medida pelas sondas Viking. (para maiores detalhes, veja STScI)
  • As sondas Viking, (foto 17), realizaram experiências para determinar a existência de vida em Marte. Os resultados foram negativos. Os otimistas assinalam que apenas duas pequenas amostras foram examinadas e de sítios pouco favoráveis.
  • Acredita-se que alguns meteoritos (meteoritos SNC) tenham se originado em Marte.
  • Marte não possui campo magnético global.
  • Durante a noite, Marte é visível a olho nu. Seu brilho aparente varia conforme sua posição em relação à Terra. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Marte ( de dos outros planetas) no céu.
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Fobos


Fatos sobre Fobos

  • Fobos é o maior e o mais interno dos dois satélites de Marte:
    • distância do centro de Marte: 9378 km
    • diâmetro: 22,2 km (27 x 21,6 x 18,8)
    • massa: 1,08e16 kg
    Fobos está mais próximo de seu primário que qualquer outra lua do sistema solar, a menos de 6000 km acima da superfície de Marte; é uma das menores luas do nosso sistema.
  • Pronuncia-se "FOH bus"
  • Na mitologia grega, Fobos é um dos filhos de Ares (Marte) e Afrodite (Vênus). Significa "medo" em grego (raiz de "fobia").
  • Descoberto em 12 de agosto de 1877, por Hall; fotografado pela sonda Viking 1 em 1977.
  • Fobos gravita ao redor de Marte, abaixo do raio orbital sincrônico. Levanta-se no oeste, move-se muito rapidamente pelo céu e se põe no leste, geralmente duas vezes por dia. Está tão próximo da superfície que não pode ser visto acima do horizonte de qualquer ponto de Marte.
  • Fobos é um satélite condenado: pelo fato de sua órbita estar abaixo da altitude sincrônica, as forças de maré o estão atraindo em direção a Marte. Em menos de 100 milhões de anos, ele ou se fragmentará, transformando-se em um anel, ou colidirá com o planeta.
  • Provavelmente, Fobos e Deimos são compostos de rocha rica em carbono, como asteróides do tipo C. Mas, suas densidades são tão baixas que eles não poderiam ser rocha pura. É mais provável que sejam formados de uma mistura de rocha e gelo. Ambos são densamente craterizados.
  • A sonda soviética Fobos 2 detectou um pequeno mas regular escapamento de gás na superfície do satélite. Infelizmente, a sonda interrompeu sua comunicação antes que se pudesse determinar a natureza do material; a hipótese mais provável é que seja água.
  • A formação mais notável em Fobos é a grande cratera Stickney (nome de solteira da esposa de A. Hall). Como a cratera Herschel, de Mimas, (em escala menor), o impacto que criou Stickney por pouco não destruiu Fobos. Os sulcos e raias na superfície do satélite foram provavelmente causados pelo impacto.
  • Acredita-se, em geral, que Fobos e Deimos sejam asteróides capturados. Especula-se que essas duas luas teriam vindo de algum ponto fora do sistema solar, e não do cinturão de asteróides.
  • Fobos e Deimos poderão ser úteis, em algum tempo futuro, como "estações espaciais", de onde se poderia estudar Marte, ou como paradas intermediárias nas viagens de ida e volta à superfície marciana; especialmente se a presença de gelo for confirmada.

 

 
 
 
 
 
 
 
 

Deimos

 


Fatos sobre Deimos

  • Deimos é o menor e o mais exterior dos dois satélites de Marte:
    • distância de Marte: 23.459 km
    • diâmetro: 12,6 km (15 x 12,2 x 11)
    • massa: 1,8e15 kg
    Deimos é a menor lua conhecida do sistema solar
  • Pronuncia-se "DEE mos"
  • Na mitologia grega, Deimos é um dos filhos de Ares (Marte) e Afrodite (Vênus); "deimos" significa "pânico",em grego.
  • Descoberto em 10 de agosto de 1877, por Hall, fotografado pela Viking em 1977.
  • Deimos e Fobos são compostos de rochas ricas em carbono, como os asteróides Tipo -C e gelo. Ambos são extremamente craterizados.
  • Deimos e Fobos são provavelmente asteróides perturbados por Júpiter para órbitas que lhes permitiram ser capturados por Marte.
 
 
 
 
 
 
    
Júpiter
 
 
 

Júpiter

O deus da jovialidade 


Fatos sobre Júpiter

  • Júpiter é o quinto planeta a partir do Sol e o maior de todos:
    • distância do Sol: 778.330.000 km (5,20 u.a)
    • diâmetro equatorial: 142.984 km; diâmetro polar: 133.708 km
    • massa: 1,900e27 kg
    Júpiter tem duas vezes mais massa que todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).
  • Júpiter (Jove; o Zeus dos gregos), o Deus dos Deuses, suprema autoridade do Olimpo e patrono de Roma. Zeus era filho de Cronos (Saturno).
  • Júpiter é o quarto objeto mais brilhante no céu (depois do Sol, Lua e Vênus; em alguns períodos, Marte é também mais brilhante). É conhecido desde os tempos pré-históricos. A descoberta de Galileu, em 1610, das quatro luas de Júpiter, Io, Europa, Ganimédes e Calisto (hoje conhecidas como luas Galileanas), foi a primeira constatação de um centro de movimento que, claramente, não estava centrado na Terra. Esse foi um ponto significativo a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico; Por defender abertamente a teoria de Copérnico, Galileu foi aprisionado a mando da Inquisição, forçado a abjurar suas crenças e condenado ao cárcere pelo resto de sua vida.
  • Júpiter foi visitado pela primeira vez pela sonda Pioneer 10 em 1973 e, mais tarde, pelas sondas Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 e Ulysses. A sonda Galileu está atualmente viajando em direção à Júpiter.
  • Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, seu material gasoso simplesmente tornar-se mais denso com a profundidade (os raios e diâmetros dos planetas são para níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera). O que vemos quando olhamos para esses planetas é o topo das nuvens em suas atmosferas (ligeiramente acima do nível de 1 atmosfera).
  • Júpiter é cerca de 90% hidrogênio e 10% de hélio, com traços de metano, água, amônia e "rochas". Isso aproxima-se muito da composição da Nebulosa Solar primordial da qual todo o sistema solar se originou. Saturno tem uma composição similar, mas Urano e Netuno têm muito menos hidrogênio e hélio.
  • Nosso conhecimento do interior de Júpiter (e de outros planetas gasosos) é essencialmente indireto, e é provável que permaneça assim por muito tempo. A sonda atmosférica Galileu penetrará apenas até próximo ao nível de 25 bar antes de perder contato com a Terra.
  • Júpiter provavelmente tem um núcleo de material rochoso, algo em torno de 10 a 15 massas terrestres.
  • Acima do núcleo fica o principal constituinte da composição do planeta - hidrogênio metálico em forma líquida. Essa forma exótica do mais comum dos elementos é possível somente a pressões superiores a 4 milhões de bars, como é o caso das camadas interiores de Júpiter (e Saturno). O hidrogênio metálico líquido constitui-se de elétrons e prótons ionizados (como o interior do Sol, mas a uma temperatura bem mais baixa). À temperatura e pressão do interior de Júpiter, o hidrogênio é um líquido, não um gás. É um condutor elétrico e a fonte do campo magnético de Júpiter. Essa camada provavelmente também contém alguma quantidade de hélio e traços de vários "gelos".
  • A camada mais externa é composta basicamente de hidrogênio e hélio moleculares comuns, líquida no interior e gasosa nas partes mais periféricas. A atmosfera que vemos é apenas o topo dessa profunda camada. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples estão também presentes em pequenas quantidades.
  • Acredita-se que existam três camadas de nuvens, compostas de gelo de amônia, hidrosulfeto de amônio e uma mistura de gelo e água.
  • Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de alta velocidade, dentro de amplas faixas de latitude .Os ventos sopram em direções opostas em faixas adjacentes. Pequenas diferenças químicas e de temperatura entre essas faixas são responsáveis pelas faixas coloridas que dominam a aparência do planeta. As faixas claras são chamadas de zonas; as escuras denominam-se cinturões. As faixas de Júpiter são conhecidas há algum tempo, mas os complexos vórtices que ocorrem nas regiões limítrofes entre as faixas foram vistas pela primeira vez pela sonda Voyager(foto 15).
  • As cores vivas que se observam nas nuvens de Júpiter podem ser o resultado de sutis reações químicas dos elementos traços na atmosfera de Júpiter, envolvendo talvez o enxofre, cujo composto assume uma ampla variedade de cores, mas os detalhes são desconhecidos.
  • As cores correlacionam-se com a altitude das nuvens: azuis, as mais baixas, seguindo-se as marrons e brancas, até as vermelhas, nas camadas mais altas. Às vezes, vemos as camadas mais baixas através de buracos nas camadas superiores (foto 16).
  • Grande Mancha Vermelha (GMV) (foto 10) tem sido observada da Terra há mais de 300 anos (sua descoberta é geralmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke, no século XVII). A GMV tem forma oval, com cerca de 12.000 por 25.000 km, suficientemente grande para cobrir duas Terras. Outras manchas menores mas similares têm sido vistas por várias décadas (foto 13). Observações com infravermelho e a direção de sua rotação indicam que a GMV é uma região de alta pressão, cujas cristas são significativamente mais altas que as regiões circundantes. Estruturas similares foram observadas em Saturno e Netuno. Não se sabe como tais estruturas podem se manter por tanto tempo.
  • Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo provavelmente tem uma temperatura de 20.000 K. O calor é gerado pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, a baixa compressão gravitacional do planeta. ( Júpiter, diferentemente do Sol, não produz energia por fusão nuclear; o planeta é pequeno demais e, portanto, seu interior é demasiadamente frio para produzir reações nucleares.) Esse calor interno provavelmente causa convecção bem no fundo das camadas líquidas do planeta e, provavelmente, é responsável pelos complexos movimentos que observamos no topo das nuvens. Nesse sentido, Saturno e Netuno assemelham-se a Júpiter, mas, estranhamente, não a Urano.
  • O diâmetro Júpiter é quase tão grande quanto é possível a um planeta gasoso. Se mais material lhe fosse acrescentado, ele seria de tal forma comprimido pela gravidade que o aumento de seu raio global seria insignificante. Uma estrela pode ser maior somente por força de sua fonte interna de energia (nuclear). (Mas Júpiter teria de ter pelo menos 100 vezes mais massa para tornar-se uma estrela.)
  • Júpiter tem um forte campo magnético, muito mais forte que o da Terra. Sua magnetosfera estende-se por mais de 650 milhões de km (para além da órbita de Saturno!). (Observe que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica - estendendo-se "apenas" alguns milhões de km em direção do Sol.) As luas de Júpiter, portanto, estão dentro de sua magnetosfera, fato que parcialmente explicaria parte da atividade em Io. Infelizmente para os futuros viajantes do espaço e de real importância para os projetistas das sondas Voyager e Galileu, o ambiente próximo a Júpiter contém altos níveis de partículas energéticas capturadas pelo campo magnético do planeta. Essa "radiação" é similar àquela que se verificou existir dentro dos cinturões de Van Allen da Terra. Ela seria fatal para um ser humano sem a devida proteção.
  • Júpiter tem anéis fracos, como os anéis de Saturno, mas muito menores (foto 17). Sua descoberta foi totalmente inesperada, e somente puderam ser detectados quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram em que, após uma viagem de 1 bilhão de km, valeria a pena pelo menos dar uma olhada para ver se havia anéis ao redor do planeta. Todos pensavam que a chance de que algum anel fosse encontrado era praticamente nula, mas lá estavam eles.
  • Em contraste com os anéis de Saturno, os de Júpiter são pretos (albedo em torno de 0,05). São provavelmente compostos de grãos de material rochoso muito pequenos.
  • As partículas nos anéis de Júpiter provavelmente não permanecem ali por muito tempo (devido ao arrasto atmosférico e magnético). Portanto, se os anéis são estruturas permanentes, eles devem ser continuamente regenerados. Os pequenos satélites Metis e Adrastéia, que gravitam dentro dos anéis, são óbvios candidatos a essa fonte regeneradora.
  • Em julho de 1994, o Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiu com Júpiter. Os resultados foram espetaculares. Em dezembro de 1994, os fragmentos dessa colisão ainda eram visíveis.
  • Quando observado à noite, Júpiter parece às vezes a "estrela" mais brilhante do céu (perdendo apenas para Vênus, que nunca é visível a altas horas da noite). As quatro luas galileanas são facilmente visíveis com binóculos; algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio astronômico. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Júpiter (e de outros planetas) no céu.

 

 

 

 

 Saturno

 

 

Saturno

O mensageiro da velhice 


Fatos sobre Saturno

  • Saturno é o segundo maior planeta do sistema solar e o sexto a partir do Sol:
    • distância do Sol: 1.429.400.000 km (9,54 u.a.)
    • diâmetro equatorial: 120.536 km; diâmetro polar: 108.728 km
    • massa: 5,688e26 kg
  • Na mitologia romana, Saturno é o deus da agricultura. Corresponde ao deus Cronus dos gregos, filho de Urano e Gaia e pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "saturday" (veja o Apêndice 4).
  • Saturno é conhecido desde os tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele notou sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. As primeiras observações de Saturno foram complicadas pelo fato de que a Terra passa através dos anéis de Saturno, a certos períodos, à medida que este se move em sua órbita. . Uma imagem de Saturno de baixa resolução, portanto, sofre modificações notáveis. Não foi senão em 1659 que Christiaan Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram como fenômeno único no sistema solar até 1977, quando anéis de fraca intensidade foram descobertos ao redor de Urano e, pouco depois, em torno de Júpiter e Netuno).
  • Saturno foi visitado pelo primeira vez pela Pioneer 11 em 1979 e, mais tarde, pelas sondas Voyager 1 e Voyager 2.
  • Visto através de uma pequeno telescópio (foto 10), Saturno é visivelmente achatado nos polos. Seu achatamento é de quase 10%. Isso resulta de a sua rápida rotação e de seu estado fluido.
  • Saturno é o menos denso dos planetas; sua gravidade específica (0,7) é inferior a da água ( Se você pudesse colocar Saturno dentro d'água, ele flutuaria).
  • Como Júpiter, Saturno é cerca de 75% hidrogênio e 25% hélio, com traços de água, metano, amônia e "rocha, similar à composição da Nebulosa Solar primordial, da qual o sistema solar se formou.
  • O interior de Saturno é similar ao de Júpiter, consistindo em um núcleo rochoso, uma camada de hidrogênio molecular. Traços de vários gelos estão também presentes.
  • O interior de Saturno é quente (12000 k no núcleo). O planeta irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maior parte da energia extra é gerada pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, como em Júpiter. Mas isso pode não ser o bastante para explicar a luminosidade de Saturno; alguns outros mecanismos podem estar em atividade, talvez a "chuva" de hélio em suas camadas mais profundas.
  • As faixas, que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito mais fracas em Saturno (foto 2). Elas são também muito mais largas próximo ao equador. Os detalhes dos topos das nuvens não são visíveis da Terra, e observações mais precisas da circulação atmosférica de Saturno só puderam ser feitas a partir das missões Voyager. Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração e outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HST observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava lá durante durante a visita das sondas Voyager; em 1994, observou-se uma tempestade menor.
  • Dois anéis proeminentes (A e B) e um anel fraco (C) podem ser vistos da Terra. A falha entre os anéis A e B é conhecida como a divisão de Cassini; a falha muito mais fraca no anel A é conhecida como Folga de Encke (foto 13). As fotos enviadas pela Voyager mostram quatro outros anéis fracos. Os anéis de Saturno, diferentemente dos anéis dos outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0,2 - 0,6).
  • Embora pareçam contínuos quando vistos da Terra, os anéis, na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas de diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente, a vários metros. É também provável que existam objetos com alguns quilômetros de comprimento.
  • Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora tenham um diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não vai além de 200 metros. A despeito de sua expressiva aparência, há realmente muito pouco material nos anéis - se os anéis fossem condensados num único corpo, este não teria mais que 100 km de raio.
  • As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente de gelo de água, mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir.
  • A Voyager confirmou a existência de intrigantes inohemogeneidades radiais nos anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos amadores (foto 13). Sua natureza é ainda um mistério, mas é possível que isso tenha algo a ver com o campo magnético de Saturno.
  • O anel mais externo de Saturno - anel F - é uma estrutura complexa constituída de dois anéis estreitos, entrelaçados e brilhantes, juntamente com "nós" visíveis. (foto 14). Os cientistas supõem que os "nós" possam ser aglomerados de material dos anéis, ou pequenas luas.
  • Há complexas ressonâncias de maré entre algumas luas de Saturno e o sistema de anéis: algumas das luas, os chamados "satélites pastores" (i.e. Atlas, Prometeu e Pandora) são importantes na medida em que mantém os anéis no lugar; Mimas parece ser responsável pela reduzida quantidade de material na divisão de Cassini, que parece ser similar às falhas de Kirkwood no cinturão de asteróides; Pan está localizado dentro da Folga de Encke. Todo o sistema é muito complexo e, até aqui, pouco se sabe sobre ele.
  • A origem dos anéis de Saturno (e de outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora tais planetas possam ter tido anéis desde sua formação, os sistemas de anéis não são estáveis e devem ser regenerados por processos contínuos, provavelmente pela fragmentação de satélites maiores.
  • Como os outros planetas jovianos, Saturno tem um forte campo magnético.
  • Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável porque ele não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os satélites maiores são visíveis através de um pequeno telescópio astronômico. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Saturno (e dos outros planetas) no céu.

 




 Urano
 
 

Urano

O Mágico 

 


À respeito de Urano

  • Urano é o sétimo planeta em relação ao Sol e o terceiro maior deles (em diâmetro):
    • Distância em relação ao Sol: 2.870.990.000 Km (19.218 AU)
    • Diâmetro equatorial: 51.118 Km; diâmetro polar: 49946 Km
    • Massa: 8.686e25 Kg
    O Urano é maior em diâmetro, mas menor em massa que Netuno.
  • Urano é a antiga deidade grega dos céus, o mais velho deus supremo, que foi pai de Cronus (Saturno) e de Ciclopes e Titans (antecessores dos deuses do Olympo).
  • Urano, o primeiro planeta descoberto nos tempos modernos, foi descoberto por acidente por William Herschel enquanto observava o céu com um telescópio em 13 de março de 1781; ele primeiro pensou que era um cometa. Na verdade, ele já havia sido visto várias vezes anteriormente, mas ignorado como sendo apenas mais uma estrela (a mais antiga aparição conhecida foi em 1690). Herschel deu-lhe o nome de "o Georgium Sidus" (o Planeta Georgian) em homenagem ao seu patrono, o de má reputação (para os americanos), o Rei George III da Inglaterra; outros o chamam de "Herschel". O nome "Urano" foi primeiramente proposto por Bode em conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica mas, não caiu no uso comum até 1850.
  • Urano foi visitado somente por uma espaçonave, a Voyager 2, em 24 de janeiro de 1986.
  • A maioria dos planetas gira em um eixo quase perpendicular ao plano da eclíptica, mas o eixo de Urano é quase paralelo ao plano da eclíptica. Quando da passagem da Voyager 2, o pólo sul de Urano estava apontado quase que diretamente ao Sol. Isto resultou no fato único de que as regiões polares de Urano recebem mais energia vinda do Sol do que suas regiões equatoriais. Urano é, apesar disto, mais quente no seu equador do que em seus pólos. O mecanismo básico é desconhecido.
  • Na verdade, existe uma batalha acontecendo, na qual os pólos de Urano estão em seu pólo norte! Ou a sua inclinação de eixo é um pouco maior que 90 graus e sua rotação é direta, ou é um pouco menor que 90 graus e a rotação é retrógrada . O problema é que você precisa desenhar uma linha divisória "em algum lugar", porque no caso de Vênus existe uma pequena disputa, a rotação é na verdade retrógrada (não é uma rotação direta com uma inclinação de aproximadamente 180 º).
  • Urano é composto inicialmente de rocha e de vários gelos,com aproximadamente 15% de hidrogênio e um pouco de hélio (em contraste com Júpiter e Saturno). Urano e Netuno são de várias formas similares aos núcleos de Júpiter e Saturno, diferenciando-se em relação ao grande envelope de hidrogênio metálico líquido. Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como o de Júpiter e Saturno mas pelo contrário, seu material é mais ou menos uniformemente distribuído.
  • A atmosfera de Urano é em torno de 83% de hidrogênio, 15% de hélio e 2% de metano.
  • Como os outros planetas gasosos, o Urano tem grupos de nuvens que movem-se rapidamente. Mas estas nuvens são completamente fracas, visíveis somente com a grande imagem radical das fotos da Voyager 2 (foto 4). Observações mais recentes com o HST mostram listras maiores e mais pronunciadas. A especulação é de que a diferença se deve aos efeitos das estações (o Sol está agora de alguma forma diminuindo a latitude de Urano, o que pode causar efeitos mais acentuados de dia/noite).
  • A cor azulada de Urano é o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na alta atmosfera. Podem haver grupos coloridos como os de Júpiter, mas eles são escondidos da visão pela camada de metano que a encobre.
  • Como outros planetas gasosos, o Urano tem anéis (foto 7). Como os de Júpiter, eles são muito escuros, mas como os de Saturno, compostos de de partículas grandes e regulares alcançando 10 metros de diâmetro, além da fina camada de sujeira. Existem 11 anéis, todos muito fracos; o mais brilhante é conhecido como o anel Epsilon (foto 6). Os anéis de Urano foram os primeiros a serem descobertos depois dos de Saturno. Isto foi de uma considerável importância já que sabemos agora que anéis são comuns entre os planetas, e não uma peculiaridade de Saturno.
  • A Voyager 2 descobriu 10 luas pequenas além das 5 grandes já conhecidas. É provável que existam muitos outros pequenos satélites dentro destes anéis.
  • O campo magnético de Urano é estranho, por não está no centro do planeta e por ser inclinado quase 60 graus em relação ao eixo de rotação. É provável que isto ocorra pelo movimento com pouca profundidade dentro de Urano.
  • Urano é, às vezes, dificilmente visível à olho nu, em uma noite bem clara; é fácil de ser observado com binóculos (se você souber exatamente onde olhar). Um pequeno telescópio astronômico irá mostrar um disco pequeno. O planet finder chart, de Mike Harvey mostra a posição atual de Urano (e dos outros planetas) no céu, mas mapas muito mais detalhados serão necessários para realmente achá-lo.

 
 
 
 
 
 
 Netuno
 
 
 
Netuno

O Místico 


Fatos sobre Netuno

  • Netuno é o quarto maior planeta (em diâmetro) do sistema solar e o oitavo a partir do Sol:
    • distância do Sol: 4.504.000.000 km (30,06 u.a.)
    • diâmetro equatorial: 49.528 km; diâmetro polar: 48600 km
    • massa: 1,0247 x 10e26 kg - entenda-se 10e26 = 10 elevado à potência 26
    O diâmetro de Netuno é menor que o de Urano, mas sua massa é maior.
  • Na mitologia grega, Netuno (grego: Poseidon) era o deus do mar.
  • Após a descoberta de Urano, verificou-se que sua órbita não era o que deveria ser, de acordo com as leis de Newton. Previu-se, portanto, que um outro planeta distante devia estar perturbando a órbita de Urano. Netuno foi observado pela primeira vez por Galle, em 1846, exatamente no ponto previsto, separadamente, por Adams e Le Verrier , a partir de cálculos baseados nas posições observadas de Júpiter, Saturno e Urano. Uma disputa internacional surgiu entre Adams e Le Verrier em torno da prioridade da descoberta e do direito à escolha de um nome para o novo planeta. Credita-se, hoje, a ambos o mérito da descoberta de Netuno. Observações subsequentes mostraram que as órbitas calculadas por Adams e Le Verriers divergem de imediato da verdadeira órbita de Netuno. Se a busca do planeta tivesse acontecido alguns anos antes ou depois, ele não teria sido descoberto em nenhum ponto próximo ao local previsto.
  • Netuno foi visitado por uma única nave espacial, a Voyager 2, em 25 de agosto de 1989. Quase tudo que sabemos sobre Netuno vem desse encontro.
  • Pelo fato de a órbita de Plutão ser tão excêntrica, ela às vezes cruza com a órbita de Netuno. Desde 1989, Netuno é realmente o planeta mais distante do Sol; Plutão será novamente o mais distante em 1999.
  • A composição de Netuno provavelmente é semelhante a de Urano; vários "gelos" e rochas com cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio. Como Urano, mas diferente de Júpiter e Saturno, parece não ter um núcleo distinto, mas ser mais ou menos uniforme em sua composição. Sua atmosfera é basicamente hidrogênio e hélio, com uma pequena quantidade de metano.
  • A cor azul de Netuno é o resultado da absorção de luz vermelha pelo metano na atmosfera.
  • Como um típico planeta gasoso, Netuno tem ventos rápidos, confinados às faixas de latitude, e grandes tempestades ou vórtices. Os ventos de Netuno são os mais rápidos do sistema solar, atingindo 2000 km/h.
  • Como Júpiter e Saturno, Netuno tem uma fonte de calor interna - irradiando quase duas vezes a quantidade de calor que recebe do Sol.
  • Na época do encontro com a Voyager, a formação mais proeminente era a Grande Mancha Escura (foto 18). Tinha cerca da metade do tamanho da Grande Mancha Vermelha de Júpiter (aproximadamente o mesmo diâmetro da Terra). Os ventos de Netuno empurram a Grande Mancha Escura em direção oeste, a 300 metros por segundo (700 mph). A Voyager 2 também viu uma pequena nuvem branca irregular - hoje chamada de "Vespa", que faz um giro veloz ao redor Netuno a cada 16 horas, aproximadamente. Provavelmente, é uma pluma que se eleva de uma camada inferior da atmosfera, mas sua verdadeira natureza permanece ignorada.
  • Contudo, as observações de Netuno pelo Hubble Science Telescope( foto 25), em 1994, mostram que a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente dissipou-se ou está atualmente mascarada por outros aspectos da atmosfera. Alguns meses mais tarde, o HST descobriu uma nova mancha escura no hemisfério norte de Netuno. Isso indica que a atmosfera de Netuno muda rapidamente (foto 26), talvez devido a pequenas mudanças nas diferenças de temperatura entre as cristas e as bases das nuvens.
  • Netuno também tem anéis. Observações feitas em terra mostraram apenas arcos tênues, e não anéis completos. Mas as imagens da Voyager 2 mostraram que esses arcos são anéis completos com grumos brilhantes (fotos 22, 23).
  • Como Urano e Júpiter, os anéis de Netuno são muito escuros, mas sua composição é desconhecida.
  • O campo magnético de Netuno, como o de Urano, é estranhamente orientado e, provavelmente, gerado por movimentos mais perto da superfície do que do centro do planeta.
  • Netuno pode ser visto com binóculos (se você sabe exatamente para onde olhar), mas um grande telescópio é necessário para se ver mais que um pequeno disco. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Netuno (e dos outros planetas) no céu, mas mapas muito mais detalhados são necessários para efetivamente encontrá-lo.
 
 
 
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