Tudo sobre astronomia: agosto 2011

domingo, 14 de agosto de 2011

o sol ao vivo

ola gente e so clicar na imagem que fica ao vivo

ola gente no mes passado eu vi um objeto voador nao identificado
ele era parecido com uma estrela mais tinha uma magnetude muito forte
e eu acho que nao era uma estrela . voces acreditam em discos voadores.
sera que eles essinstem que tclonogia eles tem.

sábado, 13 de agosto de 2011

ola

ola gente obrigado por visitarem meu blog continuem lendo

big bam teoria

Uma das teorias científicas mais aceita para explicar a origem do universo é a teoria do Big-Bang ou da Grande Explosão. Em 1916 Albert Einstein publicou a teoria da relatividade, onde dizia que o universo estaria se expandindo ou então se contraindo, contrariando a idéia de que o universo seria estático ou inerte, aceito até então. A partir daí, diversas pesquisas foram feitas com a ajuda de telescópios, e os cientistas puderam deduzir que o universo realmente se expandia, porém de modo ordeiro. Para entendermos a idéia do Big-Bang devemos fazer o caminho contrário. Ou seja, se ao invés de o universo se expandir a todo momento, ele fosse contraído. Todo o universo convergiria, até voltarmos a um único ponto de origem, o ponto inicial de matéria. Há uns 15 a 20 bilhões de anos atrás o universo não existia, nem o espaço vazio, nem mesmo o tempo. Tudo o que havia era uma esfera extremamente pequena, do tamanho da ponta de uma agulha. E esse pontinho há cerca de 18 bilhões de anos teria se explodido formando o universo atual. Essa explosão aconteceu numa fração de segundos, inflando o universo numa velocidade muito superior à da luz. Essa explosão causou a expansão do universo, a qual é observada até os dias atuais, o que traz grandes reforços a teoria do Big-Bang. Após o Big-Bang e a partir da matéria proveniente dele, foram se formando as constelações. Os planetas teriam se formado a partir de restos de nuvem cósmica que surgiram após a grande explosão. Mas, apesar de ser uma tendência investir na teoria do Big-Bang, temos de considerar que o argumento que o endossa possa ser um fenômeno regional. Ou seja, essa expansão esteja acontecendo apenas nos limites observáveis do universo, até o alcance do mais potente telescópio, o Hubble. Diante disso existe a possibilidade desse fenômeno não atender todo o universo. Nesse caso, o que até hoje foi observado seria somente um processo de dilatação regional de causa ainda desconhecida.

netuno

Figura: A Terra comparada com Netuno

Figura: Algumas Características de Netuno

Histórico

Sua participação na história da astronomia é mais recente ainda que a de Urano. Sua descoberta representa um triunfo para a astronomia matemática.

Alexis Bouvard (1767 - 1843) notou várias perturbações na órbita de Urano, pois este nunca estava onde os astronomos previam. Bouvard fez novos cálculos para sua órbita levando em conta as perturbações de Saturno e Júpiter, mas mesmo assim as posições previstas não coincidiam com as reais. Então Le Verrier (1811 - 1877), astronomo francês propôs-se ao estudo do problema e concluiu que estas perturbações eram devido à existência de outro corpo numa órbita mais afastada que Urano.

Ele também pode deduzir sua órbita através das perturbações que causava em Urano. Assim Le Verrier pediu ao astrônomo alemão Johan Gottfried Galle (1812 - 1910) que explorasse determinada região do céu. Galle verificou que havia um corpo a menos de um grau da posição prevista por Le Verrier que não constava em nenhuma carta celeste e no dia seguinte esse corpo já havia se deslocado em relação às outras estrelas. Era Neturno.

Os Campos Magnéticos

Quando a Voyager passou por Netuno em agosto de 1989 e detectou um campo magnético muito parecido com o de Urano, ou seja, inclinado de 50 graus com o eixo de rotação do planeta e deslocado do centro da metade do raio. Portanto, não se tratava de uma coincidência, mas sim de uma particularidade desses planetas tão parecidos em termos de seus campos magnéticos.

Uma teoria para explicar tais campos é a localização de correntes elétricas no interior do planeta. No caso da Terra os movimentos do fluido de níquel e ferro derretidos do núcleo geram as correntes e consequentemente o campo magnético. Em Júpiter e Saturno, o hidrogênio metálico é que conduz a corrente elétrica e gera o campo. Porém, em Urano e Netuno há uma quantidade maior de gelo e menos hidrogênio do que em Júpiter, por isso é possível que os núcleos desses dois planetas sejam relativamente isolantes. Mas um dínamo elétrico ainda opera no interior desses planetas, só que ao redor do núcleo e não no interior. Isso pode explicar o fato de o campo não passar pelo centro do planeta. Porém a explicação de como isso ocorre é provavelmente uma interação muito complexa entre os fluidos do interior dos dois planetas e suas rotações. Os modelos sobre a estrutura interna desse planetas são bem confiáveis. Ambos possuem núcleos constituídos de silício, ferro e outros elementos pesados em menor quantidade, que formam uma substância rochosa com propriedades físicas diferentes das conhecidas em rochas comuns.

Atmosfera Superior

A atmosfera pouco densa é formada de hidrogênio, hélio e metano, todos em estado gasoso. Apesar de estar numa das regiões mais frias do sistema solar, os fenômenos atmosféricos em Netuno são consideravelmente ativos. Este planeta possui ventos de no mínimo 1170 km/h que sopram para oeste em volta do planeta, apesar de receber 1/20 da energia solar que Júpiter recebe. Isso ocorre provavelmente pela falta de atrito da atmosfera com a superfície do planeta, como é o caso da Terra que possui montanhas e outras irregularidades da superfície que tendem a parar os ventos. Em Netuno os ventos fluem livremente com um mínimo de atrito. Por isso a pouca energia solar é suficiente para gerar tais ventos. Esses ventos provocam grandes furacões, semelhantes aos de Júpiter, entre os quais destaca-se a Grande Mancha Negra, ou GMN, um furacão do tamaho da Terra. A GMN' é um enorme buraco na atmosfera do planeta através do qual pode-se olhar mais profundamente na sua atmosfera. Cerca de k0 Km acima da Grande Mancha pode-se observar nuvens semelhantes às terrestres.

Assim como Júpiter e Saturno, Urano e Netuno também emitem mais energia do que recebem do Sol. Porém não há razão para acreditar que um deles tenha reservas térmicas bem maiores do que o outro. Netuno emite bem mais energia do que recebe e, apesar de mais distante do Sol, sua temperatura é equivalente a de Urano, cerca de -116 °C. Esse fato ainda não foi explicado.

Em Netuno pode-se observar as diversas cores e tonalidades nas faixas paralelas como em Júpiter e em Saturno.

Anéis

Acreditava-se na existência dos anéis desde que se detectou os anéis de Urano pela primeira vez, pois se existia anéis em Urano não havia razão para não existirem em Netuno. Com a visita da Voyager II é que se pode observá-los. Num primeiro instante em que se detectou os anéis, pensou-se não serem anéis e sim arcos de anéis, que não completavam toda a volta do planeta, mas com a aproximação da sonda viu-se que eram anéis completos. Porém, em alguns pontos a densidade de matéria era maior que em outras. Por isso, quando estava distante a sonda só pode observar alguns setores circulares dos anéis. Esse aglomerado de matéria em determinadas regiões dos anéis pode ser devido a presença de pequenos satélites.

A detecção por observações da Terra não foi possível porque os dois principais anéis são muito tênues, possuem apenas algumas dezenas de quilômetros de largura e são bem separados. Os demais anéis são bem mais tênues do que estes e os instrumentos terrestres são muito pobres para que fosse possível sua detecção. Além dos anéis existe um disco de poeira que, da mesma maneira que os anéis, está na faixa equatorial.

Satélites

O número total de satélites passou para treze e Nereida que era o segundo em tamanho passou para terceiro, pois o 1989 N1, que por orbitar muito próximo de Netuno, não podia ser observado da Terra. Além disso o 1989 N1 e o 1989 N2 refletem apenas 6% da luz incidente o que os torna praticamente escuros.

Os demais satélites não apresentam novidades, exceto Tritão, o maior satélite de Netuno, que é pouco menor que a Lua e deveria ser tão inativo quanto a Lua, porém não foi o que se observou. Tritão se mostrou estranho desde o primeiro momento. A começar por sua órbita que está no sentido contrário a dos demais satélites e também é inclinada em relação ao equador.

Um outro fator estranho é que Tritão apresenta uma intensa atividade vulcânica, só que o fluido expelido é nitrogênio líquido. O satélite apresenta calotas polares recobertas de nitrogênio congelado que atingem até 3/4 da distância que vai do polo ao equador quase perfeitamente brancas, refletindo quase toda luz solar. Portanto, isso permite que Tritão seja provavelmente mais frio que Plutão. Em alguns pontos da calota existem regiões mais escuras que absorvem mais luz e se aquecem e, desse modo, aquecendo também as regiões vizinhas. Isso permite que o nitrogênio derreta e forme verdadeiros rios de nitrogênio líquido. Outro fato observado em Tritão é que as calotas apresentam muitas linhas que tendem para nordeste, que provavelmente é resultado de erupções de nitrogênio liquido que forma o lençol existente abaixo da superfície. E nessas erupções são lançados cristais de metano escurecido por toda superfície, pois são carregados pelo vento.Todos esses fatos revelam que Tritão está em constante mutação.

urano

Histórico

Os Campos Magnéticos

Provável Interior

Atmosfera Superior

Órbita

Anéis

Satélites de Urano

Imagens

Ao contrário dos planetas vistos até agora, Urano e Netuno e o planeta anão, Plutão não possuem um passado místico, onde eram considerados deuses, pois estes não podiam ser vistos a olho nu. Porém, seus nomes seguiram a mesma tradição.

Histórico

Este planeta tem participação recente na história da astronomia. Urano só entrou para a astronomia como planeta em 13 de março de 1781, quando Willian Herschel (1738-1822), o avistou pela primeira vez sem confundí-lo com uma estrela, pois mesmo Galileu já o havia avistado antes, mas registrou-o como um estrela de sexta magnitude. Mesmo Herschel achava que este corpo era um cometa, porém cinco meses depois, Pierre Simon Laplace (1749-1827), calculando sua órbita provou assim tratar-se de um novo planeta e que sua órbita estava além da de Saturno.

Os Campos Magnéticos

Quando a Voyager II passou por Urano, detectou um campo magnético inclinado 58^o com o eixo de rotação do planeta e que não passa pelo centro do mesmo. Os astronômos pensaram que se tratava de um caso único no Sistema Solar e que por coincidência a sonda passou pelo planeta num exato momento de inversão desse campo (a exemplo do que acontece com a Terra). Porém a chance de acontecer esse encontro no período da inversão do campo magnético é muito pequena. Quando a sonda Voyager II passou por Netuno, essa situação deixou de ser um mero acaso, como nós veremos mais adiante.

Provável Interior

Apesar de se enquadrar nas características de planetas jovianos, sua massa é pequena se comparada com a de Júpiter. No entanto, a análise das informações mostrou que seu núcleo é mais denso (relativos à pressão) e de composição bem diferente quando comparados a Júpiter e Saturno. Apresenta maiores quantidades relativas de gelo, carbono, oxigênio, silício, nitrogênio e ferro, no lugar da predominância do hidrogênio e hélio nos dois planetas anteriores.

Atmosfera Superior

A astmosfera superior de Urano é muito calma, quando comparada com os demais planetas jovianos. A análise das imagens mostrou que as variações de tonalidade não excedem a 5% e ainda por cima na faixa verde do espectro da luz visível. A cor verde deve-se à absorção seletiva da luz solar por parte do metano atmosférico.

Órbita

No caso de Urano a inclinação do eixo de rotação chega a 82,5° . Por causa disso apenas uma parte do planeta é iluminada e a outra passa por períodos de até 42 anos na escuridão. Esse efeito é único no sistema solar e provoca no planeta profundas mudanças de circulação atmosférica alterando os fenômenos meteorológicos. Essa rotação tão inclinada com o plano de órbita pode ter sido provocada pelo choque com um corpo de massa próxima a da Terra, que se formou na mesma região de Urano. Esses choques também podem ter ocorridos com Júpiter e Saturno, mas como suas massas são bem maiores as consequências não foram tão extremas.

Anéis

Os anéis de Urano foram descobertos em 1977, por ocultação de uma estrela, numa série de fotos para análise sobre a atmosfera do planeta. Esses anéis estão no interior das órbitas dos satélites conhecidos, são opacos à luz, muito estreitos no sentido radial, com menos de cem quilômetros e com muitas divisões. Pelo que se sabe são constituidos de gelo e partículas escuras que não chegam a refletir 5% da luz incidente. A origem pode ser devido a choques de pequenos satélites, mas nada se pode afirmar. Nem mesmo uma hipótese é formulada por falta de dados conclusivos.

Satélites

Além dos onze existentes foram registrados muitos outros corpos nas proximidades de Urano, o que elevou o número de satélites naturais a 27. Sabe-se que compõem um sistema regular como o de Júpiter e Saturno. Com órbitas que se aproximam da circular e pouco inclinadas em relação ao plano equatorial.

Os quatro maiores tem diâmetros entre 1.100 e 1.600 km, que são Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. Sabe-se que não são constituídos de gelo sobre a superfície, por causa do baixo índice de reflexão. Alguns acreditam que o gelo esteja contaminado com uma substância escura, não indentificada.

O quinto satélite conhecido (Miranda), tem 400 km de diâmetro, e foi o satélite observado mais de perto pela Voyager II. O satélite apresenta uma superfície coberta de vales, crateras e montanhas, que mostram as atividades geológicas que lá existiram.

saturno

Figura: Comparando o tamanho de Saturno com a Terra

Figura: Algumas Caracteristícas de Saturno

Histórico

Em Saturno terminam os planetas que são visíveis a olho nú e portanto os planetas conhecidos na antiguidade.
Com ele temos um conjunto de sete objetos de corpos errantes a noite e que nos tempos remotos não podiam ser tocados pelo Homem. Por coincidência, a nossa semana tem sete dias, um para cada um desses corpos que foram considerados divindades: Lua (segunda-feira), Marte (Terça-feira), Mercúrio (Quarta-feira), Júpiter (Quinta-feira), Vênus (Sexta-Feira), Saturno (Sábado) e Sol (Domingo) correspondentes à primeira hora planetária do dia. Porém a tradição de se colocar nomes de deuses nos demais planetas continuou. Apesar de ser o segundo maior planeta do sistema solar, só se obteve informacões de algum valor a seu respeito, do final da segunda metade da década de 70 em diante, através das sondas Pioneer 11 e Voyager 1 e 2.

Rotação

Através das observações de suas nuvens deduziu-se que seu período de rotação é de 10h 14min 13s, mas observando-se seu campo magnético, conclui-se que seja 10h 39min 26s. Essa rotação rápida faz de Saturno o planeta mais achatado do sistema solar.

Atmosfera

Sua composição é semelhante à do Sol e de aspecto semelhante ao de Júpiter. Suas faixas possuem contrastes mais atenuados do que em relação a Júpiter. Isto deve-se às temperaturas mais baixas em sua atmosfera. Os movimentos atmosféricos são bem rápidos em Saturno, e os ventos atingem a velocidade de 1.800 km/h (70% da velocidade do som local). O tom esbranquiçado predominante em sua atmosfera é devido às nuvens de amônia congelada. As colorações marrons podem ser nuvens de hidrosulfeto de amônia (NH₄ HS) e os pouquíssimos locais azulados são cristais de gelo.

As regiões mais internas da atmosfera puderam ser obervadas nos locais de furacões, que provocam aberturas profundas na atmosfera. Com exceção do hélio, a composição atmosférica é semelhante e proporcional à do Sol havendo predominância do H₂ . Em quantidades bem menores estão presentes os gases nobres neônio e argônio, mais a presença de metano amoníaco, ozônio e anidrido sulfuroso. Existem também os mesmos corantes presentes de Júpiter: fosfina e propano.

Provável Interior

Sua estrutura interna é bem próxima à de Júpiter. Porém supõem-se que seu núcleo seja composto de óxido de magnésio, óxido de silício, sulfeto e óxido de ferro, onde está 25% da massa total (que é de 95 vezes a terrestre), ocupando apenas 20% do raio planetário. A parte compreendida entre 20% e 50% desse raio supõem-se ser ocupada por hidrogênio líquido metálico a uma temperatura de 20.000 K a 30.000 K. Acima disso está o envólucro de hélio e hidrogênio molecular ainda em estado líquido, podendo chegar à superfície do planeta ainda nesse estado, dai por diante ao estado gasoso e formando a atmosfera. Assim como Júpiter, Saturno envia ao espaço duas ou três vezes mais energia do que recebe do Sol.

Campo Magnético

A magnetosfera de Saturno é das mais complicadas de todo o sistema solar. Isso por causa do grande número de partículas dos anéis e a influência de seus grandes satélites. O eixo do dipolo magnético está inclinado 0,7 com o eixo de rotação e o campo mede 0,21 Gauss, sendo que nos pontos de maior intensidade não chega à metade do valor do campo terrestre. Apesar disso a magnetosfera (espaço ao redor do planeta, onde o campo é dominante), tem grandes dimensões. Na direção do Sol essa magnetosfera atinge 1,39 milhões de km e no lado oposto atinge 4,83 milhões de km.

Na presença desse campo ocorrem a captura de partículas carregadas, que formam uma camada de plasma ao redor do planeta. Essa camada tem baixíssima densidade, porém é muito espessa. As sondas Voyagers verificaram que o campo faz uma rotação completa em 10h 39min 26s, que é o tempo mais provável para a rotação do planeta, pois acredita-se que o campo magnético seja solidário com o interior do planeta.

Anéis de Saturno

Histórico

As observações dos anéis feitas da Terra dependem da posição de Saturno relativo à Terra, pois devido ãs inclinações da órbita da Terra e de Saturno com o plano da eclíptica, ora os anéis podem ser vistos como um disco com o planeta no centro e ora podem ser vistos como dois braços de Saturno.

Observando esses anéis em 1675 Jean Dominique Cassini (1625-1712) descobriu que havia uma vazio no anel como um todo. Esse vazio ficou conhecido como divisão de Cassini, sendo a maior divisão dos anéis. Em 1837 Encke também descobriu uma outra divisão que levou seu nome. E com a melhoria dos instrumentos ópticos outras divisões foram descobertas. Até que os levantamentos feitos pelas Voyagers, mostrou o quanto era precário o conhecimento sobre esses anéis.

O que se tinha em mãos até o levantamento feito pelas sondas, eram previsões teóricas feitas por James C. Maxwell (1831-1879), que estudou a complexidade da formação desses anéis.

Com a pesquisa feita pelas sondas, as previsões de Maxwell foram confirmadas e houve um esforço para interpretação teórica de diversos outros fenômenos registrados lá.

Suas Dimensões

As principais regiões desses anéis são as seguintes:

Na região mais próxima de Saturno está o anel D, caracterizado por um brilho muito fraco, com largura que varia de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros. Apesar de serem anunciados antes da presença das sondas no local, a sua observação da Terra é duvidosa, pois sua reflexão está no limite resolutivo dos telescópios.

Em seguida a este aparece a borda interna do anel C, onde ocorre um significativo aumento de luminosidade, apesar de ser formado por muitas faixas e bem transparentes. As medições de luz difusa confirmaram a hipótese de que o anel C é formado por poucas partículas.

Baseando-se no aumento da luminosidade, há um limite bastante claro na divisão dos anéis C e B, onde se observa um grande aumento de brilho e na opacidade do material, o que revela um número muito maior de partículas.

Nos anéis B as partículas parecem orbitar ao redor de Saturno em pequenos grupos em forma de cunha, medindo 10.000 km de comprimento e 2.000 km de largura. Os anéis B terminam no limite interno da divisão de Cassini.

O anel A começa com brilho igual ao do anel B e decresce gradativamente até a divisão de Encke. Na parte externa a divisão de Encke há um aumento no brilho de 25% e na parte mais externa ainda a um aumento de 50% na luminosidade, porém é uma faixa muito estreita. Acredita-se que esse aumento de luminosidade é provocado pelo confinamento de matéria provida do pequeno satélite 1980 S2.

Cabe dizer que não são quatro anéis que existem em Saturno e sim quatro grandes grupos de anéis, onde se observa milhares de divisões entre eles. Não existe nenhuma diferenciação típica para as partículas que compõem os anéis, devido aos frequentes choques entre eles. Dessa maneira as partículas podem assumir muitas ordens de grandeza.

Composição e Origem dos Anéis

Uma análise espectróscopica dos anéis mostra que há uma abundância de gelo. Nesse gelo aparecem presentes outros compostos que não puderam ser determinados.
A origem desses anéis ainda é muito polêmica. A hipótese que goza de maior crédito entre os pesquisadores é a de que um satélite teria se formado muito próximo do planeta e que logo em seguida ultrapassou o limite de Roche e por efeito de maré fragmentou-se de maneira destrutiva (estilhaço). Cada fragmento com dimensões maiores do que os encontrados atualmente teriam adquirido velocidades diferentes e os frequentes choques entre eles ocasionou uma maior fragmentação de maneira a ocupar todo o espaço disponível ao redor. A relativa estabilidades das órbitas desses anéis deve-se aos satélites que estão próximos aos mesmos. Tais satélites são denominados de satélites pastores.

Satélites

Saturno também é o centro de um mini-sistema solar, só que com sessenta satélites confirmados. Entre eles está Titã que por muito tempo foi tido como o maior satélite do sistema solar. Os demais são conhecidos como satélites gelados. Essa classificação é devido as suas densidades próxima a da água e o alto índice de reflexão que é característico do gelo.

Estes podem ser classificados em dois grupos: Os regulares e os irregulares. Os regulares têm órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco inclinadas em relação ao plano do equador. São eles: Mimas, Encelado, Tébis, Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maior excentricidades e inclinação orbital, que são: Hipérion e Jápeto , além de Febe , a lua retrógrada.

Depois desses nove satélites, as sondas registraram mais oito luas pequenas e não esféricas. Predominantemente constituídas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.

Titã: com diâmetro médio de 5.400 km se considerarmos sua densa atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema. Porém o diâmento efetivo do satélite é 5.140 km, fazendo de Titã o segundo maior satélite do sistema. Sua fama de maior satélite só perdeu a veracidade com o reconhecimento feito pelas sondas. Ocorreu que era conhecida a presença de atmosfera em Titã, sendo esta, quase tão transparente como a nossa. As medidas do satélite, se referiam ao disco opaco do mesmo, que se encontrava no interior da atmosfera. Posteriormente foi constatado que além da atmosfera havia uma espessa camada (opaca) de nuvens. Essa camada foi estimada em 200 km, mas com a possibilidade de pesquisar mais de perto, as sondas obtiveram com precisão a medida de 5.140 km para o diâmetro médio do satélite. Sua densidade média é de 1,9 g/cm³, que sugere um núcleo rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15,94 dias, sendo que sua órbita está sobre o plano equatorial de Saturno. Devido a densidade da atmosfera de Titã (4,6 vezes a terretre), sua superfície é tão misteriosa quanto a de Vênus. A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões. Acredita-se que seja 80% de nitrogênio (N₂ ) podendo chegar a 99% na alta atmosfera. É provavel que o argônio seja a segunda porcentagem dessa atmosfera, com cerca de 12%. Mas os gases nobre são de difícil detecção, portanto essa porcentagem tem seu maior respaldo na teoria. Além desse, foi detectado a presença de metano, hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno, cianureto diacetileno e metacetileno, todos em ordem decrescente de porcentagem na atmosfera.

Essa grande variedade de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras. Por isso acredita-se que o agrupamento dessas moléculas formem partículas sólidas que se preciptam no solo formando uma grossa camada sobre a superfície do satélite, podendo chegar a algumas centenas de metros.

Titã tem uma grande excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno. Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações nos componentes atmosféricos do satélite e também vários fenômenos atmosféricos. Ambos ainda não explicados satisfatoriamente.

jupiter

Figura 1: Na figura acima o anel de Júpiter foi destacado no desenho

Todos os planetas, de Mercúrio a Marte são chamados planetas terrestres, pois são planetas sólidos e que possuem uma superfície rígida para pisar. De Júpiter à Netuno, até onde se sabe, são planetas gasosos ou seja não têm superfície sólida que se possa pisar sem afundar.Júpiter tem 1.300 vezes o volume da Terra, mas sua massa é apenas 318 vezes maior que a Terra. A composição de Júpiter é parecida com a do Sol, hidrogênio e hélio. Esse planeta só não é uma estrela como o Sol porque a quantidade de massa não é suficiente para elevar a pressão e a temperatura dos gases a ponto de produzir grandes reações nucleares. Mesmo assim, Júpiter tem seu núcleo muito quente e libera para o espaço 3 vezes mais energia do que a que ele recebe do Sol.

Figura 2: Algumas características de Júpiter

Histórico

Terminados os planetas internos ou terretres em Marte, inicia-se em Júpiter os planetas externos ou jovianos. Júpiter, o maior planeta do sistema solar, é considerado gasoso possuindo uma quantidade enorme de furacões, dos quais se destaca a grande mancha vermelha, que é um furacão observado a mais de três séculos e que provavelmente permanecera lá por tempo igual ou maior. Pela presença dessas manchas foi possível determinar o seu período de rotação que é de nove horas e cinqueta minutos. Verificou-se também que a rotação é mais rápida no equador que nos polos, que é semelhante á rotação diferenciada do Sol.

Atmosfera ou superfície

Não se sabe se existe uma superfície sólida em Júpiter. O que podemos observar são somente suas nuvens. A constituição dessa atmosfera é bem diferente da terretre. A presença de amoníaco e do metano indicam a ausência de oxigênio livre, que normalmente destrói esses componentes.

Quando observado da Terra nota-se inúmeras faixas escuras paralelas ao equador. Se a observação for mais cuidadosa e com um bom telescópio, pode-se notar que essas faixas possuem cores variadas, desde o violeta até o rosa.

Foram levantados traços de dois componentes capazes de dar o colorido que conhecemos da alta atmosfera de Júpiter, a fosfina (PF₃) e o germano (GeH₄) a uma temperatura de -173^oC.

Com o lançamento da série de sondas Voyager, foi confirmada a presença de hélio, hidrogênio, amoníaco, fosfina, etano e acetileno. Nos pontos quentes (temperatura de -13^oC), em que aparecem os buracos na atmosfera superior, geralmente vistos em cor marrom, são formados por furacões e que dão acesso a alguns dados sobre o interior dessa atmosfera e do próprio planeta. Através desses buracos encontrou-se indícios de vapor d'agua, germano, ácido cianidríco e monóxido de carbono. Além disso constatou-se uma variação desses gases de acordo com a latitude. Um exemplo disso é uma maior concentração de hidrocarbonetos etano e acetileno (estes formados pela ação da luz solar sobre o metano), na região dos trópicos, mas não são esses gases que proporcionam o colorido observado principalmente nessa região do planeta. A natureza dos corantes ainda não é bem determinada. Acredita-se que os tons vermelhos sejam formados pela presença do fósforo puro.

Provável Interior

Nas décadas de 40 e 50 pôde-se verificar que a baixa densidade do planeta e a predominância de hidrogênio e hélio revelam uma composição semelhante à do Sol. Tomando-se por base as propriedades do hidrogênio e do hélio, há a hipótese de que o interior do planeta seja líquido nas camadas mais externas e sólido no núcleo, devido à crescente pressão com a diminuição da altitude, chegando a dez milhões de atmosferas e a uma temperatura de 68.000 K.

O hidrogênio em tais condições adquire propriedades de metais, deixando elétrons livres no meio plasmático. Isso gera grandes correntes elétricas que por sua vez geram forte campo magnético. As perturbações nesse campo produzem ondas de rádio, fazendo do planeta o segundo maior emissor dessas radiações, depois do Sol.

As informações sobre o interior de Júpiter são bastante precárias, mas as poucas existentes deram aos cientistas a base para a elaboração de uma teoria sobre a composição do interior jupiteriano. Essa teoria alega que o núcleo é formado por rochas e gelo que correspondem a 4% ou 5% da massa total do planeta. Esse núcleo é circundado por uma camada de hidrogênio líquido metálico com espessura de mais de 40.000 km e uma terceira camada circundando a anterior, composta de hidrogênio e hélio líquidos. A alta temperatura do centro não permite a solificação do hidrogênio, por isso a camada de hidrogênio metálico está no estado líquido e esta passa para o estado líquido-molecular quando a pressão cai abaixo de três milhões de atmosferas.

Campo Magnético

Devido a rápida rotação do planeta, à camada de hidrogênio metálico movimenta-se provocando a circulação de correntes elétricas geradas pelos elétrons livres. Essas correntes formam um intenso campo magnético no planeta, que influencia todo o espaço ao redor de Júpiter, inclusive seus satélites, atingindo até 100 raios planetários na direção do Sol e no lado oposto, a calda magnética chega a atingir 700 milhões de quilômetros de sua órbita. Esse campo é quatorze vezes maior que o da Terra e está inclinado onze graus com o eixo de rotação.

Anéis de Júpiter

Os anéis de Júpiter foram descobertos em março de 1979 pela sonda Voyager I, e constatou-se ser um sistema de anéis de partículas sólidas que circundam o planeta na região equatorial. Sabe-se que a faixa principal do anel tem aproximadamente 6.800 km de largura e está a 50.200 km das nuvens superiores do planeta. Constatou-se também que a densidade de partículas é muito baixa e o brilho do planeta evitou que ele fosse anteriormente observado da Terra. Quatro dias após sua descorbeta, e conhecendo-se as condições atmosféricas ao seu redor, os anéis foram confirmados a partir de observações terrestres.

Satélites de Júpiter

O planeta gigante é o centro de um sistema de satélites que parece uma miniatura do sistema solar, só que ao invés de oito planetas, são sessenta e três satélites. Io, Europa, Ganimedes e Calisto em ordem de distância de Júpiter foram os quatro primeiros a serem descobertos, em 1610 por Galileu Galilei (1564-1642).

IO: O mais interno deles, faz uma revolução completa ao redor de Júpiter em 42 horas e tem dimensões próximas às de nossa Lua. As imagens transmitidas pelas sondas exibem um grande número de centros vulcânicos em atividade (os primeiros encontrados fora da Terra), fazendo de Io um dos objetos mais ativos do sistema solar. Isto deve-se a sua grande proximidade com Júpiter, caso contrário seria tão inativo quanto a Lua. Não se detectou crateras de impacto em sua superfície, apesar da grande atividade de meteoritos em sua região. Isso revela que Io tem uma superfície recente e bastante dinâmica, capaz de modificar-se com rapidez. As estruturas dominantes de sua superfície são as vulcânicas que geralmente são rodeadas por manchas escuras com algumas dezenas de quilômetros. Nas regiões polares os sistemas vulcânicos estão em menor número, mas são numerosas as montanhas com vários quilômetros de altura. Por estar muito próximo do planeta, Io está sujeito a muitas tensões, principalmente as de marés, que é intencificado por Europa. Essas tensões são fontes de energia que fundem grandes quantidades de matéria no núcleo do satélite e provocam fraturas em sua superfície. Os principais componentes expelidos pelos vulcões é o enxofre e o anidrido sulfuroso, a uma temperatura máxima de 17 ^oC.

Europa: Pouco menor que a Lua, tem uma translação de cerca de 3,5 dias terrestres. Parece ser recoberto de gelo e outros materiais claros. Esse satélite foi o menos estudado devido à posição de sua órbita, quando as Voyagers passaram por Júpiter. Sabe-se que sua densidade é cerca de 3 g/cm³, sua composição é rochosa com pontos onde há uma mistura de silicatos com metais formando áreas com densidade pouco mais elevada, sendo detectada grande quantidade de água e gelo. As fotos da Voyager apesar da baixa resolução, indicaram que grande parte de sua superfície é de gelo, que reflete mais de 60% da luz incidente. Nessas imagens pode-se observar que o satélite é atravessado por grandes linhas de até 3.000 km, que se entrecruzam. Elas podem ser resultados de movimentos tectônicos em todo o satélite. A ausência de crateras de impacto pode indicar algumas semelhanças com Io.

Acredita-se que logo após sua formação o núcleo ainda quente provocou uma desgasificação das rochas, que deu origem a uma fina camada de água sob a crosta. Devido aos movimentos tectônicos, essa água subiu para a superfície e em contato com o ambiente frio externo congelou-se, fazendo de Europa o objeto celeste mais liso do sistema solar.

Ganimedes: O maior dos satélites do sistema solar, com 78% do diâmetro de Marte. Sua translação é cerca de sete dias terrestres. O estudo do seu espectro indica uma absorção característica do gelo, que deve recobrir grande parte de sua superfície. Supõem-se que sua constituição seja gelo e silicato em quantidades mais ou menos iguais. Isso pode ser evidenciado pela sua baixa densidade. Dois tipos de solo podem ser distiguidos no satélite: Os solos escuros - que são basicamente planos, apresentando um elevado número de crateras. E os solos claros - que apresentam vales paralelos de aspecto ondulado. A aparência de crateras deformadas nessas regiões é sinal de mudanças ocorridas na crosta gelada. O maior número de crateras mostra que as regiões escuras são bem mais antigas em relação às regiões claras.

Calisto: o mais externo, é quase do tamanho de Mercúrio. Porém, é o que reflete menos luz devido à presença de mateiras escuros misturados ao gelo na sua superfície. Seu período de translação é de pouco mais de duas semanas. Com densidade de 1,8 g/cm³ , acredita-se que tenha a mesma constituição de Ganimedes. Porém, seu processo de evolução permitiu maior estabilidade na crosta. Isso é evidenciado pelo grande número de crateras, em relação aos demais satélites. As grandes depressões do satélite podem ter tido a mesma origem das depressões lunares (impactos de grandes meteoritos). Para sua estrutura interna é previsto um núcleo de silicatos com raio de 1.200 km e sobre esse núcleo um manto de 1.000 km de espessura, constituido de gelo e água. E por último a crosta com espessura de 100 a 200 km formada de gelo e compostos escuros de sílicio.

Outros Satélites de Júpiter

As Voyagers descobriram vários satélites totalizando dezessete, mas esse número não é definitivo, por causa das pequenas dimensões desses satélites, e ainda hoje se descobrem satélites, através das análises das fotos tiradas pelas Voyagers. Com os novos instrumentos e sondas empregadas na observaão de Júpiter, o número atual de satélites é de 64 corpos orbitando ao redor do gigante joviano.

Os outros doze satélites dividem-se em três famílias com quatro membros cada. A família dos que tem suas órbitas internas a de Io, que são Amaltéia, Adrastéia, Metis e Tebe.

A família dos satélites diretos, que orbitam além de Calisto e suas órbitas estão no mesmo sentido de rotação de Júpiter, que são Leda, Himália, Lisistéia e Elera. Por último a família dos retrógrados (orbitam no sentido contrário), que também são exteriores a Calisto e que reune: Pasifae, Sínope, Carme e Ananquê. As duas últimas famílias também podem ser distintas da primeira pelo alto valor das excentricidades de suas órbitas. Acredita-se ainda que esses satélies sejam asteróides capturados pelo campo gravitacional de Júpiter. Essa hipótese é reforçada pela baixa capacidade de reflexão de luz, que é característica dos asteróides.

Na família dos internos é característico o alongamento do satélite na direção de Júpiter, devido ao efeito de maré provocado pelo planeta.

marte

Marte é o quarto planeta em distância em relação ao Sol e pode ser visualizado sem ajuda de telescópio do planeta Terra. Tem uma atmosfera rarefeita e assemelha-se à Terra em vários aspectos. Sua atmosfera é formada de elementos tais como: gás carbônico, nitrogênio, argônio e oxigênio. A temperatura média de Marte é de aproximadamente 59 graus celsius negativos. Nos últimos anos tem sido o planeta mais estudado por agências espaciais do mundo todo, pois existem planos de buscar algum tipo de vida em marte e também projetos futuros e estudos para colonizar Marte. Grande parte destes projetos espaciais pertence a NASA.

Água em Marte

No ano de 2000, surgiu a primeira evidência de que havia água em Marte. Foram encontrados sinais de erosão no território marciano, indicando a existência de canais de água no subsolo marciano. Também foram encontradas amostras de gelo em Marte. Estes indícios aumentaram a esperança de que, futuramente, a NASA poderia enviar naves espaciais tripuladas para Marte, com o objetivo de colonizar o planeta vermelho. A água seria essencial para este propósito.

Existe Vida em Marte ?

As sondas enviadas pela NASA já fotografaram e examinaram milhares de substâncias em solo marciano. Após análises de diversos cientistas do mundo todo, ainda não podemos afirmar com segurança sobre a existência de vida em Marte. A existência de água em território marciano abre uma grande possibilidade dessa teoria ser comprovada, já que a água é a principal fonte para a existência de vida. Novos estudos e projetos poderão futuramente esclarecer mais sobre este polêmico tema.

Características de Marte:
Distância do Sol: 228.000.000 km
Duração do ano: 687 dias terrenos
Duração do dia: 24h36min
Diâmetro: 6.794 km
Massa: 0,107 vezes a massa da Terra
Satélites conhecidos: 2.
Velocidade orbital média: 24,13 km/s.

a terra

A Terra, o planeta que habitamos, é o terceiro na ordem das distâncias ao Sol. Devido ao movimento de rotação, a Terra não possui uma forma perfeitamente esférica, assemelha-se, antes, a um elipsoide de revolução com um valor de achatamento de 1/297, sendo de 42,96 km a diferença entre os diâmetros equatorial e polar. Possui um diâmetro equatorial de 12 756,28 km e um raio médio de 6378,14 km. Apresenta apenas um satélite, a Lua.
A superfície terrestre é irregular devido às montanhas, por isso Listing definiu o chamado geóide, uma superfície imaginária dotada da propriedade de ter cada um dos seus elementos normais ao fio de prumo. A área de superfície total ronda os 510 milhões de km², dos quais 70,8% são ocupados pelos oceanos e os restantes 29,2% pelos continentes.
No seu movimento orbital pouco excêntrico (e = 0,0164), a Terra dista do Sol em média cerca de 149,6 milhões de quilómetros. Esta distância serve de medida para outras e ficou conhecida por Unidade Astronómica (U.A.).
Possui um único satélite, a Lua, que gira em torno dela a uma distância média de 60,3 vezes o raio da Terra.
A sua densidade superficial é baixa (2,7 g/cm³), mas a sua densidade média é de 5,52 g/cm³, logo o seu núcleo terá que ser constituído por metais pesados, para compensar a discrepância dos valores. À medida que nos deslocamos para o seu interior, a temperatura aumenta cerca de 3^o por cada 100 metros. No entanto, sabe-se que a determinadas profundidades a temperatura aumenta abruptamente. Com o estudo da velocidade de propagação das ondas sísmicas obtemos as melhores informações. Estas ondas são dotadas de diferentes velocidades de propagação e a interpretação dos resultados obtidos com o seu estudo conduziu a admitir um núcleo a uma profundidade de 4700 km muito denso (ferro e níquel) e do qual apenas a parte externa seria líquida. Revelou, ainda, que a densidade cresce primeiro lentamente, para saltar depois bruscamente, a 2900 km, de 6 para 10.
Com uma massa de 5,9737 x 10²⁴ kg, a Terra está animada de catorze movimentos distintos:
1- A rotação completa demora exatamente 23 h 56 min 4 s; os restantes 3 min 56 s são acrescentados para compensar o movimento de translação, para que o Sol no seu movimento aparente passe pelo meridiano do lugar. O plano equatorial faz com o plano da órbita um ângulo de 23º 27´. É o movimento de rotação que origina a sucessão dos dias e das noites. A velocidade de rotação tem o seu valor máximo no equador (460 m/s) e é nula nos polos. Sabe-se atualmente que o movimento de rotação não é rigorosamente constante e para investigações de alta precisão adota-se o tempo das efemérides.
2- A translação completa demora 365,24 dias. Como o seu movimento não é rigorosamente circular, a velocidade de translação também não é constante, mas o seu valor médio é de 29,79 m/s. O movimento de translação, conjugado com a inclinação do eixo de rotação sobre o plano da órbita, dá lugar às diferentes estações do ano.
3- A recessão dos equinócios é um movimento periódico do eixo de rotação, com um período de 26 000 anos. O eixo, nesse movimento, descreve uma superfície cónica com uma amplitude de 47^o.
4- A nutação é um movimento oscilatório periódico do eixo de rotação, mas agora com a amplitude de 18´´ (arcos de segundo) e um período de 18,6 anos, sendo causada pela atração da Lua.
5- A rotação da linha das ápsides, no sentido direto, é resultante da ação conjunta de todos os outros planetas do sistema solar.
6- A variação da obliquidade da eclíptica em cerca de 0,48´´ (arcos de segundo) por ano é outro dos fenómenos periódicos.
7- As perturbações que afastam a Terra da sua órbita elíptica são devidas à variação das distâncias que a separam dos outros planetas, originando assim variações nas ações atrativas dos mesmos.
8- A variação da excentricidade da órbita terrestre, num período de 80 000 anos, é devida, também, à ação planetária sobre a massa da Terra. Na nossa época a excentricidade está a diminuir e assim continuará até atingir um valor quase nulo, após o qual aumentará. Esse valor mínimo será atingido dentro de 24 000 anos.
9- Movimento mensal em torno do sistema Terra-Lua. Devido à maior massa da Terra, o centro de massa do sistema está 80 vezes mais próximo da Terra do que da Lua. Esse ponto move-se em círculo.
10- O movimento dos polos à superfície da Terra é uma variação da latitude dos diferentes lugares da Terra, oscilando os polos em torno de uma posição média, da qual não se afastam mais de 15 metros. Este movimento resulta do facto de o eixo de rotação não coincidir com o eixo de simetria.
11- O efeito das marés da crusta terrestre corresponde a deformações periódicas na parte sólida do planeta, devidas à influência das forças gravíticas do Sol e da Lua.
12- O deslocamento do centro de massa do Sistema Solar. Como as posições dos planetas variam continuamente, o centro de massa do Sistema Solar, em torno do qual a Terra gira, varia também.
13- Deslocamento da Terra para o ápex, acompanhando o Sol no seu movimento. O Sol desloca-se em direção à constelação de Hércules, próximo da estrela Vega da Lira, com uma velocidade de cerca de 20 km.s^-1. Com ela todos os outros planetas são arrastados.
14- Movimento de rotação em torno da nossa Galáxia, a Via Láctea. O Sol, e com ele a Terra e os restantes planetas, gira num período de 200 milhões de anos e com uma velocidade de 250 km.s^-1, em torno do centro da Galáxia.
A atmosfera terrestre estende-se a uma altitude de cerca de 1000 km em relação ao nível médio das águas do mar. Há a salientar na atmosfera as seguintes regiões: a troposfera, que se estende do solo até 10 a 15 km e onde ocorrem quase todos os fenómenos meteorológicos; a estratosfera, que se estende por mais 30 km de altura, com uma temperatura quase uniforme (-55 ºC); e a ionosfera, região onde se produzem as auroras polares, provocadas pela entrada na atmosfera de partículas eletrizadas provenientes do Sol. Na ionosfera, que ainda se subdivide em quatro camadas, quase todas as partículas estão ionizadas.
A idade da Terra, segundo cálculos de radioatividade, ronda os 5 mil milhões de anos.

venus

Figura 1: Vênus Comparado a Terra

Figura 2: Características Gerais de Vênus

À noite, quando aparece no céu, o planeta Vênus é um dos astros mais reluzentes, só não é mais brilhante que a Lua. Popularmente ele é conhecido como "Estrela Dalva" ou "Estrela do Pastor". Com telescópios e mesmo binóculos nós podemos observá-lo no período de claridade e desde que ele não esteja visualmente próximo do Sol.

Durante muito tempo pensou-se que Vênus era o planeta gêmeo da Terra, mas hoje sabemos que são parecidos apenas no tamanho e na quantidade de massa. Nas condições ambientais para a existência de vida ele é completamente diferente da Terra.

Figura 3: Imagens de Vênus no visível e mesmo no ultra-violeta,
nós não conseguimos identificar a sua superfície.

A atmosfera de Vênus é 92 vezes mais densa que a terrestre, por essa razão a pressão em sua superfície é equivalente a mergulhar 920 metros de profundidade no mar. Além disso, a atmosfera é composta principalmente de gás carbônico o que provoca um efeito estufa enorme fazendo de Vênus o planeta mais quente do sistema solar, com 460^oC no equador do planeta.

O Ano de Vênus é menor que seu dia. O ano dele dura 224 dias terrestres (uma revolução completa ao redor do Sol). O dia (uma rotação completa) dura 243 dias terrestres e a rotação de Vênus é no sentido contrário ao dos outros planetas. Enquanto o Sol nasce do lado leste em todos os demais planetas, em Vênus o Sol nasce do lado oeste.

Nem mesmo o fato dele demorar 243 dias terrestres para completar uma rotação (1 dia) o faz esfriar do lado noturno.

Histórico

Vênus também era considerado pelos antigos como dois astros diferentes, ao qual davam o nome de Lúcifer e Vésper. Só mais tarde, quando se descobriu tratar do mesmo astro é que atribuíram a ele o nome de Vênus, pela sua luz e beleza, pois quando está no céu, à noite, é o objeto mais brilhante depois da Lua. Porém, no século III a.C., Pitágoras já afirmava que Lúcifer e Vênus era um único astro. No Brasil é conhecido como Estrela Dalva.

Observação

É possível de ser visto com clareza a olho nu quatro horas antes de o Sol nascer ou quatro horas depois do Sol se por, pois seu afastamento ângular do Sol visto da Terra é de no máximo 48 graus. E, quando o afastamento está próximo do valor máximo, Vênus pode ser visto a olho nu a qualquer hora de um dia de céu limpo, sendo necessário apenas conhecer sua localização na hora da observação e desde que não esteja visualmente muito próximo do Sol.

Atmosfera

É o item de maior destaque do planeta, pois sua espessura e densidade impressionam bastante. É composta principalmente de anidrido carbônico, traços de nitrogênio, vapor d'água, oxigênio, enxofre e até mesmo ácido sulfúrico. Com esses componentes, uma temperatura média de 460^oC e uma pressão de noventa atmosferas terrestres, dificulta qualquer observação de sua superfície.

A temperatura é mais elevada que a de Mercúrio, apesar de Vênus estar mais afastado do Sol. O que causa isso é o efeito estufa de Vênus. A explicação desse efeito é a opacidade de sua atmosfera para radiações infravermelho, provocada pela grande concentração de CO₂. Ocorre que a radiação visível penetra na atmosfera e aquece a superfície. A superfície aquecida emite infravermelho. O CO₂ absorve essa radiação causando o efeito estufa. Esse efeito é mais ou menos como um carro fechado, recebendo as radiações solares. Essas radiações penetram no interior do veículo e o calor não sai, e quando se entra no veículo sente-se o mormaço devido ao acúmulo de calor.

Evidentemente que todos esses fenômenos fazem cair por terra o velho conceito de que Vênus é o planeta irmão da Terra. As nuvens da atmosfera venusiana estão entre 45 a 60 quilômetros de altura. Em função da densidade e da dimensão das partículas, pode-se dividir as formações atmosféricas em três camadas distintas. A região compreendida entre 30 e 100 quilômetros de altura recebe o nome de termosfera e abaixo dessa até na superfície tem-se a troposfera. Várias regiões acima e abaixo dessas camadas são dominadas por neblina. Nessas camadas atmosféricas existem movimentos de vários tipos, entre eles está o denominado de super-rotação da atmosfera de Vênus, onde as massas atmosféricas movimentam-se para oeste e completam uma volta em torno do planeta em quatro dias. A maioria dos movimentos atmosféricos de Vênus são satisfatoriamente explicados.

Superfície

Uma maneira de se estudar a superfície venusiana é através do radar. Pulsos de radar são emitidos a Vênus e sua reflexão fornece dados para estudo da rugosidade de sua superfície. Além disso, algumas sondas soviéticas da série Venera e as americanas Pionner-Vênus pousaram na superfície do planeta, mas nas condicões atmosféricas lá existentes essas sondas não resistiram mais do que uma hora. Só em 1975 a sonda Venera IX conseguiu enviar a primeira fotografia da superfície do planeta e outras conseguiram fazer algumas análises do local, que parecem ter composição semelhantes à dos basaltos encontrados na Terra.

Uma das maiores conquistas da astronomia na década de 70 foi o estudo da supefície de Vênus, a qual é uma imensa planície levemente ondulada, com poucas depressões e três extensos maciços montanhosos. As áreas estudadas correspondem a menos de 5% da superfície total do planeta.

Figura 4: Comparando-se a Crosta da Terra com a de Vênus

Pelo uso dos enormes radiotelescópios terrestres é que se reconheceram algumas regiões montanhosas, depressões semelhantes a grandes crateras e sistemas de vales. O radar altímetro da Missão Pioneer Vênus revelou a topografia de 93% da superfície, localizou todas as estruturas com dimensões superiores a 25 km e forneceu um perfil das altitudes com 200 metros de precisão. Com todas as dificuldades encontradas conseguiu-se separar a superfície em regiões no que diz respeito às cadeias montanhosas, vales e depressões.

Através da Missão Magalhães e o uso de mapeamento com radar entre 1990 e 1994, ela nos revelou uma superfície jovem que foi provavelmete remoldada nos últimos 300 a 500 milhões de anos atrás. A superfície está marcada com numerosas crateras de impacto e com distribuição randômica. Há a presença de caldeiras vulcânicas gigantes da ordem de 100km de diâmetro. A sua superfície é coberta com 85% de material vulcânico e apresenta extensos canais de lava da ordem de centenas de quilometros

O acesso a essas informações revelam que o relevo de Vênus é bem diferente do terrestre, embora os dois planetas tenham se formado na mesma época e região do espaço, com dimensões bem próximas. A crosta parece ser formada por uma única camada basáltica bem espessa. Grande parte da superfície não varia em mais de mil metros acima ou abaixo do raio médio do planeta.

mercurio

Figura 1: Mercúrio comparado a Terra

Figura 2: Características Gerais

Em primeiro lugar vamos introduzir o conceito de Planetas Inferiores (Mercúrio e Vênus):São ditos planetas inferiores aqueles que possuem sua órbita interior à da órbita terrestre. Para um observador da Terra esses dois planetas possuem fases e nunca estão a mais de 50 graus do Sol. Normalmente são astros vespertinos ou matutinos, embora ocorram ocasiões em que Vênus pode ser visto a olho nu durante o dia.

ÓRBITA E AMPLITUDE TÉRMICA
A distância máxima do planeta ao Sol é de 77 milhões de quilômetros (Afélio) e a mínima é de 46 milhões (Periélio). Devido à grande excentricidade de sua órbita, a temperatura sofre uma grande elevação quando está no periélio. No dia de Mercúrio a temperatura atinge 430^oC e do lado oposto, ou seja, durante a noite, essa temperatura cai para -180^oC. Vemos nesse caso a maior amplitude térmica do sistema solar, que é cerca de 600^oC. Fotos tiradas por sondas espaciais mostram que ele é muito parecido com a Lua, por causa do grande número de crateras, mas sua composição química tanto da superfície quanto do seu interior é parecida com a da Terra.

HISTÓRICO

Era considerado na Antiguidade como dois objetos diferentes, pois ora era visto à tarde (após o por do Sol), ora de manhã (antes do nascer do Sol). Pelos gregos era chamado de Apolo (Estrela da Manhã) e Mercúrio (Estrela da Tarde). O mesmo ocorria com os egípcios e hindus. Só muito mais tarde foi reconhecido como sendo um único astro. Os sacerdotes egípcios foram os primeiros a perceberem que Mercúrio e Vênus giram ao redor do Sol.

OBSERVAÇÃO

A observação a olho nu só é possível, no máximo duas horas antes do Sol nascer ou duas horas depois do Sol se por. Isso porque seu afastamento angular (visto da Terra) não ultrapassa 28 graus do Sol.

ATMOSFERA

Não existe atmosfera em Mercúrio. Porém, foi detectada a presença de um envólucro de pouca espessura de hélio. A origem do gás não é conhecida. Pode ser produto do decaimento radiativo de elementos como Urânio e Tório que se encontram presentes nas rochas do planeta. Podem também ser átomos capturados do vento solar.

SUPERFÍCIE

Ao ser enviada para Mercúrio, a sonda Mariner 10 (1974), tinha entre outras a missão de transmitir imagens de sua superfície para mapeamento. Essa superfície revelou-se bem semelhante à lunar, predominando a existência de crateras de impacto. A classificação e o estudo dessas crateras são muito importantes do ponto de vista geológico do planeta. A semelhança citada é apenas na imagem. Estudos realizados posteriormente revelaram que sua superfície tem uma constituição bastante diferente.
Em um exame mais detalhado sobre as crateras, pode-se observar várias diferenças com as crateras da Lua. Sendo a gravidade de Mercúrio quase o dobro da lunar e a sua proximidade do Sol, os impactos dos meteoritos são muito intensos, provocando deformações diferentes na superfície. Além disso, a gravidade mais elevada faz com que a matéria arremessada em trajetórias balísticas percorra uma distância até vinte vezes menor que na Lua, dando uma formação diferente à cratera.
A superfície de Mercúrio possui uma característica exclusiva, que são as escarpas e os sistemas de cristais com alguns quilômetros de altura e que se estendem por centenas de quilômetros sobre a superfície. A formação dessas estruturas podem ser devida ao resfriamento do núcleo metálico do planeta que provocou uma contração das camadas superficiais da crosta.

INTERIOR DO PLANETA E SEU CAMPO MAGNÉTICO

A sonda Mariner fez várias experiências a respeito do planeta. Entre essas experiências foi detectada a existência de um campo magnético. A presença do campo é prova concreta de que existe no interior do planeta um núcleo metálico, que também é evidenciado pela elevada densidade do planeta (5,44 g/cm³ ), sendo que na superfície a densidade foi estimada entre 2 e 2,5 g/cm³ . Isso implica que o núcleo deve ter densidade entre 6 e 7 g/cm³ . Levando-se em conta esses valores, estima-se que o núcleo metálico corresponde a 70% da massa do planeta. Isso faz com que Mercúrio tenha uma gravidade próxima à de Marte, porém com dimensões menores.
O estudo do campo magnético do planeta, apesar de menos intenso que o da Terra, demonstrou que é bem semelhante ao nosso. Além disso, sua estrutura interna se aproxima da terrestre

o sol

Figura: O Sol visto na linha Alfa do Hidrogênio

O Sol é a estrela mais próxima de nós. Todos os planetas do sistema solar giram ao seu redor e cada um com um período diferente. Ele é o responsável pelo suprimento de energia da maioria dos planetas. Quando as pessoas visitam observatórios as perguntas mais comuns que surgem a respeito do Sol são: o que é o Sol e como ele funciona? Do que ele é feito? Mas, antes de responder a essas perguntas veremos alguns dados curiosos a respeito do Sol.

O Sol só é uma estrela por causa da grande quantidade de massa que ele tem, 332 959 vezes a massa da Terra. Ele é constituído, principalmente dos gases hidrogênio e hélio, os dois gases mais leves que temos. Quando se diz que o Sol tem quase 98% de gases a pergunta mais comum que aparece é: como é possível o Sol ter tanta massa, ser tão grande sendo formado de gases?
Bem, essa é uma longa história e que nem mesmo os cientistas que estudam o Sol e outras estrelas sabem explicar exatamente como acontece, mas uma coisa eles sabem: Antes de existir o Sol e os planetas o que existia no lugar do sistema solar era uma enorme nuvem de gases e poeira muito maior que o sistema solar. Os gases são os que conhecemos: oxigênio, nitrogênio e principalmente hidrogênio e hélio; a poeira são todos os outros elementos químicos; ferro, ouro, urânio, etc... mas, a grande parte dessa nuvem era o hidrogênio e o hélio. Por algum motivo que ainda não é bem explicado essa nuvem encontrou condições para se aglomerar, se juntar em pequenos blocos, esses blocos começaram a se juntar em blocos cada vez maiores. Um desses blocos, o que se formou primeiro, no centro da nuvem, ficou tão grande e pesado que sua força gravitacional tornou-se suficiente para reter os gases com muita facilidade. Esse bloco aumentou tanto de tamanho e massa que acabou por se transformar numa estrela: o Sol. Os blocos menores que se formaram ao redor do bloco central deram origem aos planetas. CUIDADO! Muitas pessoas pensam que os planetas são pequenas bolhas expelidas pelo Sol. Isso porque os cientistas do século passado e começo deste século pensavam assim. Hoje em dia sabe-se que isso não é verdade. A teoria da nuvem de gás e poeira é a mais aceita entre cientistas atuais.

LOCALIZAÇÃO
O Sol ocupa uma posição periférica na nossa Galáxia,ou seja, ele está a 33.000 anos luz do centro galáctico, o que corresponde a 2/3 do raio galáctico. Nós estamos num dos braços espirais, o braço de Orion, como mostra o esquema a seguir.

Figura 1: Localização do Sol na Galáxia

O Sol também está orbitando em relação ao centro gravitacional da nossa Galáxia. O ano do Sol é de aproximadamente 230 milhões de anos terrestres e sua velocidade orbital é de 250 km/s, sendo que todos os demais corpos do Sistema Solar o acompanham nessa viagem. Sabe-se que o Sol realizou cerca de 250 revoluções completas até hoje. A idade do Sol é de cerca de 4,5 bilhões de anos.

O Sol, estrela de quinta grandeza[1], é o principal componente do nosso Sistema Solar e o mesmo é um dos millhões de Sóis existentes em nossa Galáxia.

[1] se o Sol for colocado a distância de 32,6 anos-luz de nós, o seu brilho será semelhante ao de uma estrela de quinta magnitude. Objetos vistos ou comparados a essa distância, nós definimos o seu brilho como Magnitude Absoluta. O Sol tem magnitude absoluta igual a cinco, dai a expressão estrela de quinta grandeza.

CARACTERÍSTICAS GERAIS

Pela Lei da Gravitação Universal de Isaac Newton (1642-1727), foi possível obter a massa da nossa estrela que é estimada em 332 959 vezes a massa da Terra, equivalendo a 1,989 10³⁰ kg, com um raio de 695 500 km . Sua densidade média é 1.4 g/cm³, mas a matéria não é homogênea em seu interior. A densidade no centro do Sol é muito maior, enquanto que nas camadas externas é muito inferior. O seu eixo de rotação tem uma inclinação em relação ao plano da eclíptica de 7° 15''.

Apesar de sua massa ser milhares de vezes maior que a da Terra, sua gravidade na superfície é apenas 28 vezes maior que a gravidade terrestre. A temperatura[2] na sua superfície é de cerca de 5770 K, e não é uma superfície sólida, mas sim em estado de plasma e gás.

O fato de o Sol ser basicamente um corpo constituído por um fluido (plasma e gás), provoca o fenômeno conhecido como rotação diferenciada. A velocidade dessa rotação varia nas diferentes latitudes com um valor máximo no equador (2 km/s) correspondendo a 25,03 dias e uma mínima nos pólos com um período de 30 dias. Essas informações só foram possíveis graças às manchas solares, as quais nós abordaremos melhor mais adiante. Isso é a chamada rotação diferenciada, a qual nós representamos com o seguinte esquema.

Figura 2: Esquema da Rotação DiferenciadaO Sol representa 99,867% de toda a massa do Sistema Solar e a restante está dividida entre os planetas, asteróides, satélites, e cometas do Sistema Solar. A massa do Sol apresenta a seguinte distribuição:

Camadas Externas (Fotosfera e pouco abaixo)

0,2% de elementos pesados

7,8% de hélio

92% de hidrogênio

Tabela 1: Características Químicas.

Raio	695 500 km,	109 raios terrestres
Superfície	6,16 10¹³km²	11.881 vezes a terrestre
Volume	1,44 10¹⁸ km³	1,3 10⁶ vezes o terrestre
Massa	1,9 10³⁰kg	334.672 vezes a terrestre
Densidade	1,4 g/cm³	0,26 vezes a terrestre
Luminosidade	3,9 10²⁷ kW	---------
Temperatura Superficial	5770 K	---------
Temperatura no Centro	1,5 10⁷K	---------
Gravidade Superficial	276 m/s²	28 vezes a terrestre

Tabela 2: Características Físicas do Sol.

O funcionamento do Sol e a sua Estrutura Interna

Quando só se conheciam as reações químicas (combustão) para a produção de fogo e calor, pensava-se que o Sol funcionava da mesma maneira, mas quando os astrônomos conseguiram calcular sua massa e quantidade de energia necessária para mantê-lo aquecido constatou-se que ele não iria durar mais de 100 anos. Como o Sol é muito mais velho que 100 anos, a natureza deveria ter criado outra maneira muito mais eficiente de se produzir energia. Só na primeira metade desse século é que se descobriu a existência da energia nuclear.

NÚCLEO: No Sol, a energia nuclear é produzida com o hidrogênio fazendo o papel de combustível. Sabendo como fazer a temperatura de um gás subir é possível entender como ocorrem as reações nucleares do Sol. Sabemos que, quando um gás é comprimido (pressionado) ele aquece. Perceber isso é fácil: encha um pneu de bicicleta usando uma bomba manual. O bico do pneu e a parte da bomba que está próxima do bico ficam bem aquecidos. Isso acontece porque o ar (gás) que está dentro da bomba é comprimido pela força que você faz. Quando o pneu fica quase cheio e você tem que fazer mais força, ou seja, comprime mais ainda o ar ele fica cada vez mais quente. Agora imagine no Sol onde a pressão é milhões de vezes maior que a pressão na Terra. Sabemos também que a pressão aumenta com a profundidade. Mergulhando numa piscina com 2 ou 3 metros já percebemos o aumento da pressão em nossos ouvidos. No Sol, pode-se afundar até 50 vezes o diâmetro da Terra sem chegar ao seu centro, fica até difícil de imaginar a pressão que existe lá. Toda essa pressão faz com que o hidrogênio atinja temperaturas de 15 milhões de graus no centro do Sol. Com o gás nessa temperatura e pressão é que ocorrem as reações nucleares que mantém o Sol aquecido. Essas reações são milhões de vezes mais poderosas que as reações nucleares produzidas na Terra. Além disso, não se conseguiu produzir, na Terra, reações do mesmo tipo que acontecem no Sol.
As reações nucleares do Sol transformam o hidrogênio em hélio e nessa transformação é liberada uma enorme quantidade de energia. Nós aqui na Terra recebemos uma pequenina parte da energia que o Sol produz.
Somente no século XX é que se atingiu conhecimentos teóricos suficientes para elaborar uma teoria a respeito de toda a energia que o Sol irradia . Sabe-se que o Sol está atualmente em equilíbrio térmico (temperatura média aproximadamente constante), mas nós sabemos também que ele emite muita energia na forma de calor e luz. Porém para se manter esse equilíbrio é necessário uma fonte interna de energia. Essa fonte está no seu núcleo, que através de reações termonucleares funde átomos de hidrogênio e forma átomos de hélio. Seu núcleo está a uma temperatura de 15 milhões de Kelvin e possui uma pressão da ordem de bilhões de atmosferas, sendo que esses valores vão decrescendo juntamente com a densidade, de modo não linear, conforme afasta-se do núcleo em direção à superfície. A variação térmica (considerada do núcleo para as camadas mais externas) determina a estrutura interna da estrela conforme o modo de propagação da energia. Os principais mecanismos de transporte energético encontrados no Sol são o radiativo e o convectivo, esquematizados a seguir:
O RADIATIVO: representado pela "Zona de Irradiação'', é a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. O meio atua no sentido de atenuar a energia.
O CONVECTIVO: representado pela "Zona de Convecção'', é a camada do Sol onde a energia se propaga através de movimentos convectivos, ou seja, a parte que está em contato com a "Zona de Irradiação'' é aquecida e, com isso, sua densidade diminui e tende a subir para a superfície e o que está na superfície desce para entrar em contato com a "Zona de Irradiação''. Esse é o mesmo processo que ocorre com a água fervente num recipiente em aquecimento no seu fundo.
Utilizando-se desse processo, o Sol está emitindo energia desde sua ignição a 4,5 bilhões de anos e os cálculos realizados indicam que ele emitirá energia da mesma forma por pelo menos mais 5 bilhões de anos, que é quando estarão esgotadas as reservas de hidrogênio em seu núcleo. É importante saber que a emissão de energia do Sol não é uniforme, ou seja, há variações no fluxo de energia emitida, que pode chegar, em casos excepcionais, a 5% do fluxo médio de energia. Atribuindo-se o nome de "Sol calmo'' quando ele mantem-se no mínimo de emissão de energia e "Sol ativo'' quando está no máximo de emissão. Esse mínimo ou máximo é observado quando há um número menor ou maior de fenômenos em todas as suas camadas. Essas variações influenciam o meio interplanetário, sendo que na Terra observa-se muitos efeitos na atmosfera e no campo magnético.

Figura 3: Esquema da Estrutura do Sol

Figura 4: O Sol visto no Visível com um filtro neutroCAMPOS MAGNÉTICOS

George Ellery Hale (1868-1938) foi quem detectou os campos magnéticos solares. Utilizando-se de um instrumento, o espectrógrafo de alta dispersão, ele descobriu que algumas linhas produzidas nas proximidades das manchas solares eram duplas e até mesmo triplas ou seja, no lugar de uma linha com certo comprimento de onda, via-se uma linha à direita e à esquerda daquele comprimento de onda e até mesmo a original e duas outras laterais. Esse fenômeno de duplicação de linhas é chamado de efeito Zeeman e ocorre quando a fonte emissora de luz está submetida a um campo magnético (nesse caso a fonte emissora é a mancha solar). Hale pôde calcular o campo nessa região que chega a 5000 Gauss e ainda conseguiu provar que o campo magnético geral, gerado pelo Sol, é da ordem de 1 a 2 Gauss. Esse campo magnético está dirigido de norte para sul, porém nas regiões onde se encontram os campos magnéticos intensos (1000 Gauss), estes estão dispostos, no sentido leste-oeste. O estado de plasma, que se encontra a matéria Solar, oferece pouca resistência à corrente elétrica o que faz com que toda a estrela se comporte como uma bobina elétrica.

Descobriu-se posteriormente que as linhas de força do campo magnético estão confinadas no plasma, ou seja,

comportam-se como se estivessem ligadas às particulas que o compõem e acompanham o fluxo de matéria. Com isso a rotação diferenciada acaba deformando essas linhas como se fossem tiras de borracha. As linhas do campo magnético sofrem um processo de condensação, até cada grupo assumir a forma espiralada. Daí encontram-se espirais ao longo de todos os meridianos e todas no sentido leste-oeste (sentido de rotação). A concentração dessas linhas equivale a maior intensidade dos campos magnéticos em relação a situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar um laço. Em certos momentos os laços se rompem e afloram na superfície. Nesse momento temos a formação das manchas solares.

ESTRUTURA EXTERNA DO SOL

FOTOSFERA: Aparentemente a olho nu e com instrumentos de baixa precisão a superfície solar é bastante uniforme. Na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras. Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorrentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores à fotosfera. Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K.

Como o campo magnético é muito intenso em certas regiões (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares à superficie e a matéria tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a matéria fica "confinada'' a elas. Com isso há um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e não horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Então reduz-se a propagação do calor em certas áreas, que se tornam mais frias que as áreas circunvizinhas, emitindo pouca radiação. Isto é que caracteriza a mancha solar na fotosfera.

Constatou-se que o número de manchas solares sofre variações periódicas e essas variações estão ligadas ao "Sol calmo'' e ao "Sol ativo''. Partindo do "Sol calmo'' ,estágio de mínima atividade, observa-se que durante 4,6 anos há um aumento rápido das manchas atingindo um valor máximo. Após esse máximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuição gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade mínima. No total entre um estágio de 4,6 anos de "Sol ativo'' e o outro estágio de 6,4 anos de "Sol calmo'' decorrem cerca de onze anos. Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnética do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisfério norte durante o "Sol ativo'', irão ocorrer no hemisfério sul no estágio correspondente ("Sol ativo'') e vice-versa. Com isso nós temos um período completo vinte e dois anos de atividades solares, quando então o ciclo recomeça.

CROMOSFERA: É uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica. Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.

Ocorrem ainda as protuberâncias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas são visíveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxílio do coronógrafo. Essas protuberâncias podem ser eruptivas, de rápida duração, ou protuberâncias quiescentes que podem durar várias rotações solares. As protuberâncias possuem uma densidade muito superior à coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenômenos são devido à assossiação de campos magnéticos que variam de 20 a 200 Gauss.

Quando as explosões que dão origem às protuberâncias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, é que se percebe a influência do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicações a longa distâncias. Ocorre que partículas com muita energia são lançadas ao espaço e atingem a Terra provocando uma ionização da atmosfera terrestre. Em consequência, a ionosfera (camada atmosférica terrestre) deixa de refletir as ondas de rádio emitidas pelo Sol para o espaço e as ondas de rádio das emissoras de volta para a Terra, podendo interromper as comunicações a longa distância. Grande parte da radiação emitida pelo Sol atenua-se na nossa atmosfera, a qual atua como filtro bloqueando as radiações mais prejudiciais às formas de vida na superfície terrestre.

COROA: É a camada mais impressionante do Sol e a mais extensa delas (abrange praticamente todo o Sistema Solar). A densidade da matéria nessa camada é cerca de 10 milhões de vezes menor que na fotosfera e diminui conforme se afasta do Sol. Em condições normais também não pode ser vista, pois a sua emissão de luz é um milhão de vezes menor que a luz da fotosfera. Pode ser visualizada em eclipses solares totais e com o coronógrafo. A Coroa pode ser distinguida em três regiões: Coroa interna com expessura 1,3 raios solares a partir da cromosfera; Coroa intermediária que vai de 1,3 a 2,5 raios solares e a Coroa externa de 2,5 a 24 raios solares. Ao longo da translação terrestre, a Terra caminha imersa na coroa solar, e a radiação presente nela (advinda do Sol) bombardeia continuamente nosso planeta.

Figura 5: O Sol observado através do ultravioleta evidenciando uma protuberância.

Para podermos imaginar o quanto essa reação nuclear é poderosa vamos fazer a seguinte comparação. Se o Sol fosse formado pelo combustível mais eficiente que se conhece, que é o combustível usado no ônibus espacial, e todo o Sol fosse queimado, ele duraria cerca de 100 anos. Sendo movido a energia nuclear apenas 1/3 do hidrogênio do Sol será consumido e mesmo assim os cientistas acreditam que ele irá funcionar por mais 5 bilhões de anos. Considerando que ele já tem quase 5 bilhões de anos, a vida do Sol será de aproximadamente 10 bilhões de anos, ou seja o Sol irá durar 100 milhões de vezes mais do que se fosse movido por energia química.