Resumo 7º ano – 07 – Sistema Solar – Os Planetas

Sistema Solar – Os planetas Rochosos
O Sistema Solar consiste do Sol e de todos os objetos que o
orbitam, incluindo asteróides, cometas, luas e planetas. A Terra é
o terceiro planeta do Sistema Solar.
A grande variedade de objetos que existe no Sistema Solar está
dividida em várias categorias. Nos últimos anos descobriu-se que
muitas destas categorias não estão tão bem delineadas como
antes se pensava.
Os planetas do Sistema Solar são os oito corpos regularmente
conhecidos com os nomes de: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte,
Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. O "status" de Plutão foi
recentemente alterado para planeta-anão pela União
Astronômica Internacional.
Os planetas rochosos ou Telúricos recebem esse nome por
possuírem uma crosta solida, sendo esta crosta apenas uma fina
camada comparada com o manto e núcleo. Apesar de algumas
semelhanças entre a crosta da Terra e a dos outros planetas
rochosos, a crosta da Terra é a única que é dividida em placas
tectônicas, embora acredita-se que os demais planetas rochosos
têm ou tiveram um vulcanismo ativo em tempo recente.
Júpiter constitui a maioria da massa do Sistema Solar, sem contar com o Sol: 0,1% da massa do Sistema Solar. Por
sua vez, Saturno constitui a massa restante, depois Urano e Netuno, e depois a Terra e Vênus.
MERCÚRIO
Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol a cerca de 57
milhões de quilômetros e o oitavo em tamanho. É menor que
Ganimedes e Titã, mas tem mais do dobro da massa.
Na mitologia Romana, Mercúrio é o deus do comércio, das
viagens e da ladroagem. O planeta provavelmente recebeu este
nome devido ao seu movimento extremamente rápido no céu.
Mercúrio é conhecido pelo menos desde o tempo dos Sumérios
(terceiro milênio AC). Foi-lhe dado dois nomes pelos Gregos:
Apolo pela sua aparição como estrela da manhã e Hermes
como estrela da noite. Os astrônomos Gregos sabiam, no
entanto, que os dois nomes se referiam ao mesmo corpo.
Heráclito até acreditava que Mercúrio e Vênus orbitavam o Sol,
não a Terra.
Até 1962 pensava-se que o "dia" de Mercúrio tinha a mesma
duração que o seu "ano", equivalendo a cerca de 88 dias
terrestres, dado que mostrava sempre a sua face, tal como a
Lua faz com a Terra. Mas mostrou-se que era falso em 1965 por
observações de radar. Sabe-se agora que Mercúrio gira três
vezes em cada dois dos seus anos. As variações da temperatura
em Mercúrio são das mais extremas do Sistema Solar, estando
entre os -170°C e os 420°C. A temperatura de Vênus é
ligeiramente mais quente, mas muito estável.
Mercúrio é em muitas maneiras similar à Lua: a sua superfície é
pontilhada de crateras e muito antiga; não tem placas
tectônicas. Por outro lado, Mercúrio é muito mais denso que a
Lua. Mercúrio é o segundo corpo mais denso do Sistema Solar,
depois da Terra. Na realidade, a densidade da Terra é devida
em parte à sua compressão gravitacional; se não fosse por isso,
Mercúrio seria mais denso que a Terra. Isto indica que o denso
núcleo de ferro de Mercúrio é relativamente maior que o da
Terra, provavelmente constituindo a maioria do planeta. Sendo
assim, Mercúrio tem apenas um manto e uma crosta muito finas. O interior de Mercúrio é dominado por um grande
núcleo de ferro cujo raio varia entre os 1800 e os 1900 km. A camada exterior de sílica (análoga ao manto e crosta da
Terra) tem apenas entre 500 e 600 km de espessura. Pelo menos uma parte do núcleo está derretido.
Uma das maiores características da superfície de Mercúrio é a "Bacia
Caloris", com cerca de 1550 km de diâmetro. Pensa-se que seja
semelhante às grandes bacias (mares) da Lua. Tal como as bacias lunares,
foram provavelmente criadas por um grande impacto no princípio da
formação do Sistema Solar. Este impacto foi provavelmente responsável
pelo terreno estranho exatamente no lado oposto do planeta. Em adição
ao terreno cheio de crateras, Mercúrio tem também planícies
relativamente planas. Algumas podem ser o resultado de antigas
atividades vulcânicas, mas outras da deposição de material ejetado das
crateras de impacto. Os dados enviados pela Mariner foram reavaliados e
fornecem dados preliminares de vulcanismo recente em Mercúrio. Mas
mais estudos precisam ser efetuados para se ter confirmação.
Surpreendentemente, observações efetuadas por radar mostram que o
pólo Norte de Mercúrio (uma região não mapeada pela Mariner 10)
mostra provas de gelo nas regiões protegidas pela sombra de algumas
crateras.
Mercúrio tem um pequeno campo magnético cuja força é de cerca de 1%
do da Terra.
Mercúrio não tem satélites conhecidos.
Dado que a Terra tem uma órbita exterior à de Mercúrio, a sua observação é muito difícil, pois surge sempre
próximo do Sol no céu. Por vezes levanta-se antes do nascer do sol, por vezes põe-se depois do pôr do Sol, mas de
tal forma próximo destes eventos que nunca é visível quando está realmente escuro. Por esta razão, os astrônomos
nunca tinham tido uma boa visão de Mercúrio da Terra, mesmo com os grandes telescópios. Muitos astrônomos
nunca viram Mercúrio (Copérnico no seu leito de morte lamentava-se que nunca havia visto Mercúrio).
VÊNUS
Vênus é o segundo planeta a contar do Sol e o sexto maior.
Vênus (Grécia: Afrodite; Babilônia: Ishtar) é a deusa do amor e da beleza.
O planeta tem este nome provavelmente porque é o mais brilhante dos
planetas conhecidos na Antiguidade (com algumas exceções, as
características geográficas de Vênus têm nomes femininos).
Vênus é conhecido desde tempos pré-históricos. É o objeto natural mais
brilhante do céu, além do Sol e da Lua. Tal como Mercúrio, pensava-se
que eram dois corpos: Eosphorus como estrela da manhã e Hesperus
como estrela da tarde, mas os astrônomos Gregos conheciam este fato (a
aparição de Vênus como estrela da manhã é por vezes chamada de
Lúcifer).
Dado que Vênus é um planeta interior, mostra fases quando observado
com um telescópio a partir da perspectiva da Terra. A observação deste
fenômeno por Galileu foi uma importante prova a favor da teoria
heliocêntrica do Sistema Solar desenvolvida por Copérnico.
A primeira sonda a visitar Vênus foi a Mariner 2 em 1962. Foi subseqüentemente visitada por muitas outras (mais de
20 até agora), incluindo as famosas Pioneer Venus, a soviética Venera 7, a primeira sonda a aterrar em outro planeta
e a Venera 9, que enviou as primeiras fotografias da superfície de Vênus. Mais recentemente, a sonda americana
Magalhães produziu mapas detalhados da superfície de Vênus utilizando radar e atualmente a sonda Venus Express
encontra-se a orbitar o planeta.
A rotação de Vênus é um pouco invulgar, pois é extremamente lenta
(243 dias terrestres por cada dia em Vênus, um pouco maior que um
ano venusiano) e retrógrada. Em adição, os períodos da rotação de
Vênus e da sua órbita são sincronizadas, dado que apresenta sempre a
mesma face em direção à Terra quando os dois planetas estão na sua
maior aproximação.
Vênus é por vezes tido como irmão da Terra. Em alguns aspectos são
muito semelhantes:

Vênus é apenas um pouco menor que a Terra (95% do
diâmetro da Terra, 80% da massa da Terra).
 Ambos têm poucas crateras, o que indica superfícies
relativamente jovens.
 As suas densidades e composições químicas são similares.
Devido a estas semelhanças, pensou-se que por baixo das suas densas nuvens Vênus seria tal como a Terra e que até
pudesse ter vida. Mas, infelizmente, estudos mais detalhados revelaram que em aspectos muito importantes é
radicalmente diferente da Terra. Pode até ser o local menos hospitaleiro do Sistema Solar.
A pressão da atmosfera de Vênus à superfície é de 90 atmosferas (mais ou menos a mesma pressão que a uma
profundidade de 1 km nos oceanos da Terra). É composta majoritariamente por dióxido de carbono. Existem
camadas de nuvens com muitos quilômetros de espessura compostas por ácido sulfúrico. Estas nuvens tapam
completamente a superfície do planeta. Esta densa atmosfera produz um grande efeito estufa que faz subir a
temperatura à superfície acima dos 460°C (quente o suficiente para derreter chumbo). A superfície de Vênus é na
realidade mais quente que a de Mercúrio, embora esteja quase ao dobro da sua distância do Sol.
Existem fortes ventos (350 km/h) nas nuvens superiores de Vênus, no entanto, próximo à superfície são muito
lentos, não mais que uns poucos quilômetros por hora.
Vênus provavelmente teve grandes quantidades de água tal como a Terra, mas evaporou-se toda. É agora muito
seco. A Terra sofreria também este destino se estivesse um pouco mais perto do Sol. Conseguiremos aprender muito
mais sobre a Terra ao estudar o porquê de Vênus se ter tornado tão diferente.
A maioria da superfície de Vênus consiste de planícies suaves
com pouco relevo. Existem também algumas extensas
depressões: "Atalante Planitia", "Guinevere Planitia", "Lavinia
Planitia". Existem duas grandes áreas de terras altas: "Ishtar
Terra" no hemisfério Norte (com cerca do tamanho da
Austrália) e "Aphrodite Terra" ao longo do equador (com mais
ou menos o tamanho da América do Sul). O interior de Ishtar
consiste sobre tudo de um elevado planalto, "Lakshmi Planum",
que está rodeada pelas maiores montanhas de Vênus incluindo
o enorme "Maxwell Montes".
Dados enviados pela sonda Magalhães mostram que muita da
superfície de Vênus está coberta por correntes de lava. Existem
alguns enormes vulcões (similares aos do Hawaii ou ao
"Olympus Mons"), tal como "Sif Mons". Descobertas recentes
indicam que Vênus está ainda vulcanicamente ativo, mas apenas em alguns pontos quentes; na sua maior parte do
tempo tem estado relativamente calmo geologicamente nas últimas centenas de milhões de anos.
Não existem crateras pequenas em Vênus. Parece que os pequenos meteoros queimam-se na densa atmosfera de
Vênus antes de atingir a superfície. As crateras em Vênus parecem surgir em grupos indicando que os grandes
meteoros que atingem a superfície usualmente se partem na atmosfera.
Os terrenos mais antigos de Vênus parecem ter mais ou menos 800 milhões de anos. O extenso vulcanismo nessa
altura limpou a superfície anterior incluindo grandes crateras que poderiam ter existido antigamente.
O interior de Vênus é provavelmente muito semelhante ao da
Terra: um núcleo de ferro com um raio de cerca de 3000 km,
um manto de rocha derretida, que parece ocupar a maioria do
planeta. Dados recentes da Magalhães indicam que a crosta de
Vênus é mais forte e densa do que se pensava. Como na Terra,
a convecção no manto produz stress na superfície, que é
aliviada em muitas regiões relativamente pequenas em vez de
se concentrar nos limites das placas, como é o caso da Terra.
A ESA enviou uma sonda, de nome Venus Express, até Vênus,
lançada em Outubro de 2005 e que está atualmente estudando
o planeta.
Vênus não tem um campo magnético, talvez devido à sua lenta
rotação e não tem satélites.
Vênus é freqüentemente visível a olho nu. Por vezes (erradamente) referido como sendo a "estrela da manhã" ou a
"estrela da tarde", é de longe a "estrela" mais brilhante do céu.
TERRA
A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol e o quinto maior.
É o único planeta cujo nome não deriva da mitologia GregoRomana. O seu nome tem origem Inglesa e Germânica. Existem,
claro, centenas de outros nomes em outras línguas. Na mitologia
Romana, a deusa da Terra era Tellus - o solo fértil (Grécia: Gaia,
terra mater - Mãe Terra). Foi só na altura de Copérnico (século
XVI) que se compreendeu que a Terra é apenas mais um planeta.
A Terra, claro, pode ser estudada sem a ajuda de satélites. No
entanto, foi só no século XX que tivemos mapas do planeta
inteiro. Foram tiradas fotografias do espaço, com uma
importância considerável; por exemplo, são uma enorme ajuda
para a meteorologia. E são também extremamente bonitas.
MARTE
Marte é o quarto planeta a contar do Sol e o sétimo em
tamanho.
Marte (Grécia: Ares) é o deus da Guerra. O planeta
provavelmente recebeu este nome devido à sua cor; é por
vezes conhecido como o Planeta Vermelho (uma nota
interessante: o deus Romano Marte era um deus da
agricultura antes de se associar com o deus Grego Ares;
aqueles que suportam a colonização e a terra-formação de
Marte gostam deste simbolismo). O nome do mês Março
deriva de Marte.
É conhecido desde tempos pré-históricos. Claro, tem sido
extensamente estudado com telescópios terrestres. Mas até
os maiores vêm em Marte um alvo difícil, é demasiado
pequeno. É ainda o favorito dos escritores de ficção científica
como o lugar mais favorável onde os humanos poderiam
viver no Sistema Solar (além da Terra!).
A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4 em 1965. Outras se
seguiram, tal como Marte 2 e as duas Vikings em 1976. Terminando
um longo jejum de 20 anos, a Mars Pathinder conseguiu pousar com
sucesso em Marte em 4 de Julho de 1997. Em 2004 os rovers
"Spirit" e "Opportunity" pousaram em Marte, enviando dados
geológicos e muitas imagens; a Opportunity ainda está em operação
ao fim de mais de oito anos em Marte. Outras três sondas (Mars
Odyssey, Mars Express e Mars Reconnaissance Orbiter) estão
também atualmente em operação.
Enquanto que a temperatura média de Marte é de cerca de -55 °C,
as temperaturas à superfície variam entre os -133°C nos pólos no
Inverno aos 27 °C de dia durante o Verão.
Embora Marte seja menor que a Terra, a sua área de superfície solida é aproximadamente igual à área da Terra. Tem
dos mais variados e interessantes tipos de terrenos de qualquer dos planetas terrestres, alguns dos quais
simplesmente espetaculares:




Olympus Mons: a maior montanha do Sistema Solar, subindo 24 km à volta da área circundante. A sua base
mede mais de 500 km de diâmetro e está rodeada por um penhasco de 6 km de altura.
Tharsis: uma grande proeminência na superfície marciana com 4000 km de comprimento e 10 de largura.
Valles Marineris: um sistema de desfiladeiros com 4000 km de comprimento e 2 a 7 de profundidade.
Hellas Planitia: uma cratera de impacto no hemisfério sul com mais de 6 km de profundidade e 2000 em
diâmetro.
Muita da superfície marciana é velha e pontilhada de crateras,
mas existem também vales, montes e planícies mais jovens
(nenhuma destas é visível em detalhe com telescópios, até
mesmo o Hubble; toda a informação vem das sondas que
enviamos a Marte). O hemisfério sul de Marte contém
predominantemente antigas terras-altas com varias crateras,
um pouco similares às da Lua. Em contraste, a maioria do
hemisfério norte consiste de planícies muito mais jovens,
baixas em elevação e que têm uma história muito mais
complexa.
O interior de Marte é conhecido apenas por dedução a partir
de dados acerca da superfície e pelas estatísticas do planeta. O
cenário mais provável é ter 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 fina. Dados da Mars Global Surveyor indicam que a crosta de Marte tem cerca de
80 km de espessura no hemisfério sul, mas apenas 35 km no norte. A baixa densidade de Marte quando comparada
com os outros planetas terrestres indica que o seu núcleo provavelmente contém uma relativamente grande fração
de enxofre, além de ferro (ferro e sulfureto de ferro).
Tal como Mercúrio e a Lua, Marte parece não ter placas tectônicas ativas no presente; não existem provas de
movimento horizontal recente na superfície, tal como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Com nenhum
movimento horizontal de placas, os "pontos quentes" debaixo da crosta ficam numa posição fixa relativamente à
superfície. Isto, em conjunto com a baixa gravidade à superfície, pode explicar a existência da proeminência de
Tharsis e os seus enormes vulcões. No entanto, não existem evidências de atividade vulcânica presente. Mas existem
novos dados da Mars Global Surveyor que indicam que Marte possa ter tido atividade tectônica no seu passado
recente, o que faz com que as comparações com a Terra sejam mais interessantes!
Existe um claro indício de erosão em muitos lugares de Marte, incluindo grandes inundações e pequenos sistemas de
rios. A uma dada altura no passado, houve claramente uma espécie
de fluido na superfície. A água líquida parece ser a escolha mais
óbvia, porem existem outras possibilidades. Poderiam até existir
grandes lagos ou até oceanos; as provas que fortaleceram esta teoria
foram providenciadas por imagens de terrenos com camadas tiradas
pela Mars Global Surveyor e dos resultados mineralógicos do rover
Opportunity. Mas parece que isto aconteceu apenas brevemente e
há muito tempo atrás; a idade dos canais de erosão é estimada em
cerca de 4 bilhões de anos (Valles Marineris NÃO foi criada a partir
de água corrente. Foi formado a partir de esticões e falhas da crosta
associadas com a criação da proeminência de Tharsis).
Marte tem uma atmosfera muito fina, composta principalmente por
uma pequena quantidade de dióxido de carbono restante,
nitrogênio, argônio e traços de oxigênio e água. No entanto, a sua
atmosfera é espessa o suficiente para suportar ventos muito fortes e
tempestades de areia vastas, que por vezes "tapam" o planeta inteiro e podem durar meses.
Marte tem calotas polares permanentes em ambos os pólos, compostas de gelo e dióxido de carbono sólido ("gelo
seco") que são visíveis até com um pequeno telescópio. Estas exibem uma estrutura em camadas, em que alternam
gelo e várias concentrações de pó negro. Quando é Verão no hemisfério Norte, o dióxido de carbono é
completamente sublimado, deixando uma camada residual de gelo.
Recentes observações com o Telescópio Espacial Hubble revelaram que as condições durante as missões Viking
poderiam não ter sido as normais. A atmosfera de Marte parece agora ser mais fria e seca do que as anteriormente
medidas pelas Vikings.
As sondas Viking
existência
de
abstrato, mas a
mostram
entanto, ainda
apontam
que
medidas e não
irão ser feitas nas
fizeram experiências para determinar a
vida em Marte. Os resultados foram algo
maioria dos cientistas acredita agora que
nenhuma prova de vida em Marte (no
existe alguma controvérsia). Os otimistas
apenas duas pequenas amostras foram
dos locais mais favoráveis. Mais experiências
futuras missões a Marte.
Acredita-se que
meteoritos SNC)
um pequeno número de meteoritos (os
são originários de Marte.
Em 6 de Agosto
anunciaram
a
orgânico
num
sugeriam ainda
número
de
observadas
na
microrganismos
de 1996, David McKay e seus colegas
primeira identificação de um composto
meteorito marciano (ALH84001). Os autores
que estes compostos, em conjunção com um
outras
características
mineralógicas
rocha, poderiam ser evidência de antigos
marcianos.
Por mais excitante que isto pareça, é importante notar que enquanto estas provas são fortes, de modo algum
estabelecem de fato a existência de vida extraterrestre. Têm existido também alguns estudos contraditórios
publicados depois da tese de McKay. "Pretensões extraordinárias requerem provas extraordinárias". Muito trabalho
permanece ainda por fazer antes que estejamos confiantes deste achado extraordinário.
Existem alguns extensos, mas não globais, e fracos campos magnéticos em várias regiões de Marte. Esta descoberta
inesperada foi feita a partir da Mars Global Surveyor apenas alguns dias depois de ter entrado na órbita de Marte.
Existem provavelmente restos de um campo global mais antigo, que já desapareceu. Isto pode ter implicações
importantes para a estrutura interior de Marte e para a história da sua atmosfera, bem como para a possibilidade de
vida.
Quando se encontra no céu noturno, Marte é facilmente visível a olho nu. É um alvo difícil, mas reconfortante para
os astrônomos amadores, embora que seja por apenas três ou quatro meses durante cada ano marciano, quando se
encontra mais próximo da Terra. O seu tamanho aparente e brilho varia muito de acordo com a sua posição relativa
em relação à Terra.
Marte tem dois pequenos satélites que orbitam muito perto da superfície marciana, Phobos e Deimos.
Sistema Solar – Os planetas Gigantes Gasosos
JÚPITER
Júpiter é o quinto planeta a contar do Sol e de longe o maior.
Tem mais do dobro da massa de todos os outros planetas
juntos (318 vezes a massa da Terra).
Júpiter (também conhecido como Jove; o deus Grego era
Zeus) era o Rei dos Deuses, o governante do Olímpio e o
protetor do estado Romano. Zeus era o filho de Cronus
(Saturno).
Júpiter é o 4º objeto mais brilhante do céu (depois do Sol, da
Lua e de Vênus; por vezes Marte é mais brilhante). É
conhecido desde tempos pré-históricos, mas como uma
"estrela errante". Em 1610, quando Galileu aponta pela
primeira vez um telescópio ao céu, observa as 4 grandes luas
de Júpiter: Io, Europa, Ganimedes e Calisto (agora conhecidas
como as luas Galileanas). Foi um grande passo a favor da
teoria heliocêntrica do movimento dos planetas de Copérnico
(em conjunto com outras evidências observadas no seu
telescópio: as fases de Vênus e as montanhas na Lua). O
sincero apoio da teoria Copernicana dado por Galileu causoulhe muitos apuros com a Inquisição. Hoje em dia qualquer pessoa pode repetir as observações de Galileu (e sem
medo de qualquer espécie de retribuição) usando simples binóculos ou um pequeno telescópio.
Júpiter foi pela primeira vez visitado pela Pioneer 10 em 1973 e mais tarde pela Pioneer 11, pela Voyager 1, 2 e pela
Ulisses. A sonda Galileu orbitou Júpiter durante 8 anos, terminando o seu serviço em Setembro de 2003. É ainda
observado regularmente pelo Telescópio Espacial Hubble.
Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, o seu material gasoso simplesmente fica mais denso de acordo com
a profundidade (o raio e os diâmetros dos planetas são para os níveis correspondentes a uma pressão de 1
atmosfera), podendo assumir forma liquida abaixo das nuvens. O que vemos quando olhamos para estes planetas é
o topo das nuvens nas suas atmosferas (um pouco acima do nível de uma atmosfera).
Júpiter tem cerca de 90% de hidrogênio e 10% de hélio com traços de metano, água, amônia e "rocha". Esta é uma
composição muito parecida com a Nuvem Primordial da qual o Sistema Solar foi formado. Saturno tem uma
composição semelhante, mas Urano e Netuno têm muito
menos hidrogênio e hélio.
O nosso conhecimento do interior de Júpiter (e dos outros
planetas gasosos) é altamente indireto e provavelmente
assim continuará durante algum tempo (os dados
atmosféricos da Galileu vão somente até uma profundidade
de cerca de 150 km por baixo do topo das nuvens).
Júpiter tem provavelmente um núcleo de material rochoso,
com a massa de 10 a 15 Terras.
Acima do núcleo fica a maior parte do planeta na forma de
hidrogênio líquido e a fonte do campo magnético de Júpiter.
Esta camada provavelmente contém também algum hélio e
traços de vários "gelos".
A camada exterior é composta principalmente de hidrogênio
gasoso comum e de hélio que é líquido no interior e gasoso
mais para fora. A atmosfera que vemos é apenas o topo desta
camada profunda. Água, dióxido de carbono, metano e outras
moléculas simples também estão presentes, embora em
pequenas quantidades.
Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de grande
velocidade. A sua atmosfera é também bastante turbulenta.
Isto indica que os ventos de Júpiter são na sua maioria devido
ao aquecimento interno, e não pela energia que recebem do
Sol tal como na Terra. Por vezes vemos as camadas mais baixas
através de buracos nas mais altas.
A Grande Mancha Vermelha tem sido vista por observadores na
Terra durante mais de 300 anos (a sua descoberta é
normalmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke no século
XVII). Tem uma forma oval com 12000 km por 25000 km,
grande o suficiente para caber duas Terras. Outras manchas
menores, mas parecidas, são conhecidas há décadas. Saturno e
Netuno também têm regiões deste tipo. Não se sabe como é
que estas conseguem durar tanto tempo.
Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol.
O interior de Júpiter é quente: o núcleo está provavelmente a
uma temperatura de 20000°C. Saturno e Netuno são parecidos
com Júpiter neste aspecto, mas ao contrário do que se esperava
Urano não o é.
Júpiter é tão grande em diâmetro como um planeta gasoso
pode ser. Se mais material fosse adicionado, iria ser
comprimido pela gravidade de tal modo que o raio total iria aumentar apenas um pouco. Uma estrela pode ser
maior apenas por causa da sua fonte de energia (nuclear) interna (Júpiter teria que ser pelo menos 80 vezes mais
massivo para se tornar numa estrela).
Júpiter tem um grande campo magnético, muito mais forte que
o da Terra. A sua magnetosfera estende-se a mais de 650
milhões de quilômetros (chega a passar a órbita de Saturno!).
(Note que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica
-- estica-se "apenas" uns poucos milhões de quilômetros na
direção do Sol). Sendo assim, as luas de Júpiter situam-se
dentro da sua magnetosfera, um fato que poderá explicar
parcialmente o porquê de haver tanta atividade em Io.
Infelizmente para os futuros viajantes planetários, e para os
cientistas que conceberam as sondas Galileu e Voyager, o
ambiente em volta de Júpiter contém grandes níveis de
partículas energéticas apanhadas pelo campo magnético. Esta
"radiação" é semelhante, embora muito mais intensa, à
encontrada dentro do Cinturão de Van Allen da Terra. Seria
imediatamente fatal para um ser humano sem proteção. A sonda atmosférica da Galileu descobriu um novo e
intenso cinturão de radiação entre os anéis de Júpiter e as camadas atmosféricas mais altas. Este novo cinturão tem
aproximadamente dez vezes a radiação do cinturão de Van Allen em torno da Terra.
Júpiter tem anéis tal como Saturno, mas muito mais tênues e
pequenos. Foi uma descoberta totalmente inesperada e
apenas vistos quando dois dos cientistas da Voyager 1
insistiram que depois de viajar bilhões de quilômetros, pelo
menos valeria a pena espreitar para ver se existiriam alguns.
Todos os outros pensavam que não haveria qualquer
possibilidade de encontrá-los, mas ali estavam. Foram desde aí
vistos em infravermelho a partir de telescópios terrestres e
pela Galileu.
Ao contrário dos anéis de Saturno, os anéis de Júpiter são
escuros. São provavelmente compostos de partículas muito
pequenas de material rochoso. Também não parecem conter
gelo.
Júpiter tem 66 satélites conhecidos (até Julho de 2012): as quatro grandes Luas de Galileu, outros 34 menores, e as
restantes foram descobertas recentemente e ainda não têm nome. Os satélites de Júpiter tem nomes de outras
figuras da vida de Zeus (muitas vezes as suas numerosas amantes). Entre os satélites mais conhecidos de Júpiter
temos: Métis, Adrástea, Amalteia, Tebe, Io, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananke, Carme,
Pasifaé e Sinope.
Saturno
Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior do
Sistema Solar atrás de Júpiter. Nomeado pelo deus romano da
agricultura, seu símbolo astronômico (♄) representa
a foice da divindade. Saturno é um planeta gasoso com um
raio aproximadamente nove vezes maior que o da Terra.
Apesar de ter apenas um oitavo da densidade da Terra, sua
massa é 95 vezes maior.
O interior de Saturno é provavelmente formado por um núcleo
de ferro, níquel e rocha (composto de silício e oxigênio), uma
camada intermediária de hidrogênio e hélio líquido e um
exterior gasoso. Saturno tem um interior muito quente,
alcançando 11700 °C no núcleo, e o planeta irradia 2.5 vezes
mais energia no espaço do que recebe do Sol. Seu campo
magnético planetário é mais fraco que o da Terra, porém 580
vezes maior por causa de seu tamanho. A força do campo magnético de Saturno é por volta de um vigésimo do de
Júpiter.
Sua atmosfera exterior é suave e com poucos contrastes, apesar de características de longa duração podendo
aparecer. O vento pode chegar a uma velocidade de 1800 km/h, mais rápidos que os de Júpiter, porém menores que
os de Netuno. A atmosfera de Saturno tem um padrão de faixas escuras e claras, similar as de Júpiter embora a
distinção entre ambas esteja muito menos nítida no caso de Saturno. A atmosfera contém principalmente os gases:
Hidrogênio, hélio e metano. As nuvens superiores são formadas provavelmente por cristais de amônia. Neles uma
névoa uniforme parece estender sobre todo o planeta.
Assim como Júpiter, ocasionalmente formam-se tempestades na atmosfera de Saturno, algumas poderiam ter sido
observadas da Terra. Em 1990 pôde ser observada uma gigantesca nuvem branca no equador de Saturno que foi
associada à formação de uma grande tempestade.
Saturno gira em torno do Sol em uma distância media de 1,418 bilhões de quilômetros. O período da translação em
torno do sol completa a cada 29 anos e 167 dias. O período de rotação em seu eixo é curto, de 10 horas e 14
minutos, com algumas variações entre o equador e os pólos.
Saturno possui um proeminente sistema de anéis que consiste em
nove anéis principais contínuos e três arcos descontínuos,
compostos principalmente de partículas de gelo com uma
quantidade menor de detritos rochosos e poeira. Estendem-se a
cerca de 280 mil quilômetros de diâmetro, não ultrapassam
1,5 km de espessura. A origem dos anéis é desconhecida.
Originalmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos
planetas há cerca de 4 bilhões de anos, mas estudos recentes
apontam para que sejam mais novos, tendo apenas algumas
centenas de milhões de anos. Alguns cientistas acreditam que os
anéis se formaram a partir de uma colisão que ocorreu perto do
planeta ou com o planeta. Pensa-se que os anéis de Saturno
desaparecerão um dia, daqui cerca de 100 milhões de anos, pois
vão sendo lentamente puxados para o planeta. Os anéis podem
mudar de cor.
Saturno tem 62 satélites conhecidos, dos quais 53 possuem um
nome oficial. Isso não inclui centenas de "pequenos satélites"
compreendendo os anéis. Os seus maiores satélites, conhecidos antes do começo da exploração espacial, são:
Mimas, Encélado, Tétis, Dione, Reia, Titã, Hipérion, Jápeto e Febe. Titã, seu maior satélite e o segundo maior do
Sistema Solar, é maior que o planeta Mercúrio e o único satélite que possui uma atmosfera espessa.
Encélado e Titã são mundos especialmente interessantes para os cientistas planetários, primeiramente pela
existência de água líquida a pouca profundidade de sua superfície, com a emissão de vapor da água em gêiser. Em
segundo porque possui uma atmosfera rica do metano, bem similar a da Terra primitiva.
Três naves espaciais norte-americanas ampliaram enormemente o conhecimento do sistema de Saturno: a sonda
Pionner 11, as Voyager 1 e 2, que sobrevoaram o planeta em setembro 1979, novembro de 1980 e em agosto de
1981, respectivamente.
Em outubro de 1997 foi lançada a sonda espacial Cassini, com destino a Saturno, que incluiu também a sonda
Huygens para explorar Titã, uma das luas do planeta. Após uma viagem de quase sete anos, está previsto que a
Cassini recolha dados em Saturno e em seus satélites durante quatro anos. Em outubro de 2002 a sonda obteve sua
primeira fotografia do planeta, tomada a uma distância de 285 milhões quilômetros, na qual aparece também Titã.
Em julho de 2004, a sonda entrou na órbita de Saturno. Em janeiro de 2005 a sonda Huygens cruzou a atmosfera de
Titã e alcançou sua superfície, enviando dados para Terra e imagens do interessante satélite.
URANO
Urano é o sétimo planeta a contar do Sol e o terceiro maior (em diâmetro). Urano é maior em diâmetro, mas com
menor massa que Netuno.
Urano era a antiga divindade grega dos Céus, o deus supremo mais antigo. Urano era filho e companheiro de Gaia,
pai de Cronus (Saturno), dos Ciclopes e Titãs (antecessores dos deuses do Olímpio).
Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto nos tempos modernos por William Herschel, enquanto pesquisava o
céu com o seu telescópio a 13 de Março de 1781. Na realidade já o tinha observado muitas vezes antes porem tinhao ignorado como se fosse simplesmente outra estrela. Herschel deu-lhe o nome de "Georgium Sidus" (o planeta
Georgiano) em honra ao seu benfeitor, o Rei George III de Inglaterra; outros chamavam-lhe "Herschel". O nome
"Urano" foi pela primeira vez proposto por Bode em conformidade com
os outros nomes dos planetas da mitologia clássica começando a ser
usado em 1850.
Urano foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 no dia 24 de
Janeiro de 1986.
O eixo de Urano é muito mais inclinado que os dos outros planetas. Na
ocasião da passagem da Voyager 2, o pólo Sul de Urano estava apontado
quase diretamente ao Sol. Isto resulta no fato estranho de as regiões
polares de Urano receberem mais energia do Sol do que as regiões
equatoriais. Urano é, no entanto mais quente no seu equador do que
nos pólos.
Urano é composto principalmente por rocha e por vários gelos, com
apenas cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio (em contraste
com Júpiter e Saturno que são na sua maioria hidrogênio).
Urano (e Netuno) são em muitas maneiras similares aos
núcleos de Júpiter e Saturno menos o invólucro líquido de
hidrogênio.
Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como Júpiter e
Saturno, mas sim um material mais ou menos distribuído
uniformemente.
A atmosfera de Urano é cerca de 83% hidrogênio, 15% hélio e
2% metano.
Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem bandas de
nuvens que sopram a altas velocidades. Mas são
extremamente tênues, visíveis apenas com reforços radicais nas imagens da Voyager 2. Observações com o
Telescópio Espacial Hubble mostram riscas maiores e mais pronunciadas. Mais observações com o Hubble
evidenciam ainda mais atividade. Urano já não é o suave e chato planeta que a Voyager viu! Parece agora claro que
as diferenças são devidas a efeitos sazonais dado que o Sol está agora numa latitude uraniana mais baixa, o que
pode aumentar os efeitos meteorológicos entre o dia/noite. Em 2007 o Sol irá estar diretamente sobre o equador de
Urano.
Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem anéis. E tal
como Júpiter, são muito escuros, mas como os de Saturno,
são compostos na sua maioria por grandes partículas até 10
metros em diâmetro, sem contar com partículas de pó fino.
Existem 11 anéis conhecidos, todos muito finos. Os anéis
uranianos foram os primeiros a ser descobertos depois dos
de Saturno. Esta descoberta foi de uma considerável
importância dado que não sabíamos que os anéis são uma
característica comum dos planetas, não uma particularidade
de Saturno apenas.
A Voyager 2 descobriu 10 pequenas luas em adição as 5
grandes já conhecidas, Ariel, Umbriel, Titânia, Oberon e
Miranda. É provável que existam satélites menores dentro
dos anéis.
O campo magnético de Urano é estranho, pois não está
centrado no centro do planeta e está inclinado quase 60 graus com respeito ao eixo de rotação.
NETUNO
Netuno é o oitavo planeta a contar do Sol e o quarto maior
(em diâmetro). Netuno é menor em diâmetro, mas maior em
massa que Urano.
Na mitologia Romana, Netuno (Grega: Poseidon) era o deus
dos mares.
Depois da descoberta de Urano, notou-se que a sua órbita não
estava em concordância com as leis de Newton. Foi mais tarde
previsto que outro planeta mais distante deveria estar
perturbando a órbita de Urano. Netuno foi pela primeira vez
observado por Galle e d'Arrest a 23 de Setembro de 1846,
muito perto das localizações previstas por Adams e Le Verrier a
partir de cálculos baseados nas posições observadas de Júpiter,
Saturno e Urano. Nasceu uma disputa internacional entre os
Ingleses e os Franceses (embora não entre Adams e Le Verrier
pessoalmente) sobre a prioridade e o direito de dar o nome ao
novo planeta; pois foram eles os descobridores oficiais de
Netuno. Observações subseqüentes mostraram que as órbitas
de Adams e Le Verrier divergem da órbita real de Netuno com razoável rapidez. Se a procura do planeta tivesse
ocorrido mais cedo ou mais tarde, não teria sido encontrado nem perto do local previsto.
Mais de dois séculos antes, em 1613, Galileu observou Netuno quando esteve muito perto de Júpiter, mas pensou
que fosse apenas uma estrela. Em duas noites sucessivas o astrônomo notou que se tinha movido em relação à outra
estrela vizinha. Mas nas noites seguintes estava já fora do seu campo de visão. Se o tivesse observado nas noites
anteriores, o movimento de Netuno ter-lhe-ia sido óbvio. Mas, infelizmente, o céu nublado impediu-o de observar
nesses dias críticos.
Netuno foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 a 25 de Agosto
de 1989. Muito do que sabemos acerca de Netuno vem apenas deste
único encontro. Mas felizmente, observações terrestres e com o
Telescópio Espacial Hubble têm proporcionado mais dados de estudo.
A composição de Netuno é provavelmente similar à de Urano: vários
"gelos" e rocha com cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio.
Tal como Urano, mas ao contrário de Júpiter e Saturno, poderá não ter
camadas internas distintas, mas sim uma estrutura mais ou menos
uniforme em composição. É também mais provável ter um núcleo
pequeno (com aproximadamente a massa da Terra) de material
rochoso. A sua atmosfera é principalmente formada por hidrogênio e
hélio, com pequenas quantidades de metano.
Como um típico planeta gasoso, Netuno tem ventos rápidos confinados a bandas de latitude e grandes tempestades
ou vórtices. Os ventos de Netuno são os mais rápidos do Sistema Solar, chegando aos 2000 km/h.
E, tal como Júpiter e Saturno, Netuno tem uma fonte interna de calor -- emite mais do dobro da energia que recebe
do Sol.
Na altura do encontro com a Voyager 2, a característica mais
proeminente em Netuno era a Grande Mancha Escura no
hemisfério Sul. Tem cerca de metade do tamanho da Mancha
Vermelha de Júpiter (mais ou menos o mesmo diâmetro da
Terra). A sonda também observou outra mancha menor no
hemisfério Sul e uma pequena nuvem irregular que percorre
Netuno em cada 16 horas, agora conhecida como "scooter" (ou
trotinete).
No entanto, observações com o Hubble em 1994 mostram que
a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente se
dissipou ou está permanentemente escondida por outras
nuvens na atmosfera. Uns meses mais tarde o Hubble
descobriu uma nova mancha escura, desta vez no hemisfério
Norte de Netuno. Isto indica que a sua atmosfera muda
rapidamente, talvez devido às ligeiras mudanças na
temperatura entre o topo e as partes mais baixas das nuvens.
Netuno tem também anéis. As observações terrestres
mostram apenas tênues arcos em vez de anéis completos. Um
dos anéis parece ter uma estrutura entrelaçada. Tal como Júpiter e Urano, os anéis de Netuno são muito escuros
sendo a sua composição ainda desconhecida.
O seu campo magnético, tal como o de Urano, é
estranhamente orientado e provavelmente gerado pelos
movimentos de materiais condutores (provavelmente água)
nas suas camadas intermédias.
Netuno tem 14 luas conhecidas; 7 já com nome, o conhecido
Tritão e mais cinco descobertas em 2002, uma em 2003 e
outra em 2013.