Lua
A Lua (do latim Luna) é o único satélite natural da Terra, situando-se a uma distância de cerca de 384.405 km do nosso planeta.
Segundo a última contagem, mais de 150 luas povoam o sistema solar: Netuno é cercada por 13 delas; Saturno tem 48; Júpiter possui 63. A Lua terráquea não é a maior de todo o Sistema Solar - Titã, uma das luas de Saturno, tem o dobro de seu tamanho - mas é a maior em relação ao seu planeta. Com 1/4 do tamanho da Terra e 1/6 de sua gravidade, é o único corpo celeste visitado por seres humanos e onde a NASA (sigla em inglês de National Aeronautics and Space Administration) pretende implantar bases permanentes.
Visto da Terra, o satélite apresenta fases e exibe sempre a mesma face (situação designada como acoplamento de maré), fato que gerou inúmeras especulações a respeito do teórico lado escuro da Lua, que na verdade fica iluminado quando estamos no período chamado de Lua nova. Seu período de rotação é igual ao período de translação. A Lua não tem atmosfera e apresenta, embora muito escassa, água no estado sólido (em forma de cristais de gelo). Não tendo atmosfera, não há erosão e a superfície da Lua mantém-se intacta durante milhões de anos. É apenas afetada pelas colisões com meteoritos.
É a principal responsável pelos efeitos de maré que ocorrem na Terra, em seguida vem o Sol, com uma participação menor. Pode-se dizer do efeito de maré aqui na Terra como sendo a tendência de os oceanos acompanharem o movimento orbital da Lua, sendo que esse efeito causa um atrito com o fundo dos oceanos, atrasando o movimento de rotação da Terra cerca de 0,002 s por século, e, como consequência, a Lua se afasta de nosso planeta em média 3 cm por ano.
A Lua é, proporcionalmente, o maior satélite natural do nosso Sistema Solar. Sua massa é tão significativa em relação à massa da Terra que o eixo de rotação do sistema Terra-Lua encontra-se muito longe do eixo central de rotação da Terra. Alguns astrônomos usam este argumento para afirmar que vivemos em um dos componentes de um planeta duplo, mas a maioria discorda, uma vez que para que um sistema planetário seja duplo é necessário que seu eixo de rotação esteja fora dos dois corpos.
Formação da Lua
Concepção artística do Big splash.
A origem da Lua é incerta, mas as similaridades no teor dos elementos encontrados tanto na Lua quanto na Terra indicam que ambos os corpos podem ter tido uma origem comum. Nesse aspecto, alguns astrônomos e geólogos alegam que a Lua teria se desprendido de uma massa incandescente de rocha liqüefeita primordial, recém-formada, através da força centrífuga.
Outra hipótese, atualmente a mais aceita, é a de que um planeta desaparecido e denominado Theia, aproximadamente do tamanho de Marte, ainda no princípio da formação da Terra, teria se chocado com nosso planeta. Tamanha colisão teria desintegrado totalmente o planeta Theia e forçado a expulsão de pedaços de rocha líquida. Esses pequenos corpos foram condensados em um mesmo corpo, o qual teria sido aprisionado pelo campo gravitacional da Terra. Esta teoria recebeu o nome de Big Splash.
Há ainda um grupo de teóricos que acreditam que, seja qual for a forma como surgiram, haveria dois satélites naturais orbitando a Terra: o maior seria a Lua, e o menor teria voltado a se chocar com a Terra, formando as massas continentais.
Geologia lunar
Ilustração esquemática da estrutura interna da Lua.
O conhecimento sobre a geologia da lua aumentou significantemente a partir da década de 1960 com as missões tripuladas e automatizadas. Apesar de todos os dados recolhidos ao longo de todos esses anos, ainda há perguntas sem respostas que unicamente serão contestadas com a instalação de futuras bases permanentes e um amplo estudo sobre a superfície da lua. Graças a sua distância da Terra, a Lua é o único corpo, junto com a Terra, que se conhecem detalhadamente sua geologia. As missões tripuladas Apollo contribuíram com a recoleção de 382 kg de rochas e mostras do solo, dos quais seguem sendo o objeto de estudo para a compreensão sobre a formação de corpos celestes.
Solo
As explorações e os estudos do solo da Lua levaram os cientistas a concluir que a queda de meteoros em sua superfície desprotegida de atmosfera é a principal causa de seu solo ser esburacado [1] já que atmosfera pode frear ou diminuir a velocidade desses objetos, ao colidirem, razão pela qual abrem mais crateras contra a superfície lunar do que na terra.
Faces
A Lua fotografada por um telescópio doméstico de 180mm e ocular de 9mm usando uma câmera comum de 8 megapixels.
As partes mais próximas de um objecto em órbita em volta de um planeta sofrem uma atracção gravitacional maior deste (porque estão a uma menor distância dele) do que as mais distantes, ou seja, há um gradiente de gravidade. Isso faz com que se gere um binário que leva o objecto a acabar por ficar orientado no espaço de modo a que seja a sua parte com uma maior massa a ficar voltada para o planeta. É esse efeito que explica porque é que a Lua assume uma taxa de rotação estável que mantém sempre a mesma face voltada para a Terra. O seu centro de massa está distanciado do seu centro geométrico de cerca de 2 km na direcção da Terra.
Curiosamente, não se sabe porquê, do lado voltado para a Terra a sua crosta é mais fina quanto à amplitude de relevo e é onde estão concentrados os mares - as zonas mais planas.
As designações "continentes" e "mares" não devem ser entendidas com o mesmo significado que têm na Terra. Os continentes são escarpados e constituídos por rochas mais claras (anortositos), essencialmente formados por feldspatos, que reflectem 18% da luz incidente proveniente do Sol. Apresentam, em geral, um maior número de crateras de impacto e ocupam a maior extensão da superfície lunar. Os mares lunares não têm água, apresentam a sua superfície mais plana do que a dos continentes, fazendo lembrar a superfície livre de um líquido. São escuros, constituídos por basaltos, reflectindo apenas cerca de 6% a 7% da luz incidente. A formação dos mares, que são mais abundantes na face visível do que na face não visível (lado escuro), relaciona-se com os impactos meteoríticos.
Lado visível da Lua
Lado escuro da Lua
Marés
Esquema mostrando a influência da Lua nas marés terrestres.
As marés altas não ocorrem exactamente no alinhamento entre os centros da Terra e da Lua. Os altos correspondentes às marés altas são levados um pouco mais para a frente pela rotação da Terra.
Como resultado disso, a força de atracção entre Terra e Lua não é exercida exactamente na direcção da linha entre os seus centros e isso gera um binário sobre a Terra que contraria a sua rotação (e atrasa a rotação da Terra por cerca de 0,002 segundos por século) e uma força de atracção sobre a Lua, puxando-a para a frente na sua órbita e elevando-a para uma órbita (afastando-se da Terra cerca de 3,8 cm por ano). Ou seja, há uma transferência líquida de energia da Terra para a Lua.
Eventualmente este efeito fará com que o alto da maré acabe por ficar exactamente alinhado com a linha Terra-Lua e a partir daí o efeito de travagem causado pelo binário acabará. Mas nessa altura a Terra fará uma rotação exactamente no mesmo tempo em que a Lua faz uma rotação em volta da Terra: a Terra mostrará sempre a mesma face à Lua. Como as marés originadas pela Terra na Lua são muito mais fortes, a rotação da Lua já foi travada de modo a ela nos mostrar sempre a mesma face, desaparecendo um binário que já terá existido. A mesma coisa aconteceu já à maioria dos satélites do sistema solar.
Exploração lunar
O piloto do módulo lunar da Apollo 15, James Irwin, saúda a bandeira dos Estados Unidos.
No início da década de 1960 o presidente John F. Kennedy colocou como meta para os Estados Unidos da América o envio de um Homem à Lua antes do fim da década. Este desafio foi concretizado no projeto Apollo. Em 20 de Julho de 1969 Neil Armstrong tornou-se o primeiro Homem a caminhar na Lua. Existem grupos que duvidam deste evento, alegando ser a aterrisagem na Lua transmitida pela televisão em um cenário montado, e todo o evento teria sido usado como propaganda do regime estadunidense durante a Guerra Fria.
Trajectória lunar
A trajectória real da Lua.
É tentador aceitar que a trajetória da Lua roda em volta da Terra de tal modo que por vezes anda para trás. Mesmo quando vemos uma representação da sua trajectória como a que se mostra na animação seguinte, a nossa percepção cria-nos uma ilusão: A Lua parece andar para trás. E, na verdade, (mesmo nesta animação, em que a sua trajectória é representada como uma curva sinusoidal) ela avança sempre.
Fases da Lua.
A principal razão para essa ideia errada é o facto de nas representações do sistema solar, em que as trajectórias dos planetas são desenhadas do ponto de vista do observador posicionado no Sol ao passo que também é comum representar a trajectória da Lua do ponto de vista de um observador na Terra, o que é o observado, mas acontece que esse movimento diário é aparente devido à rotação da Terra em torno do seu eixo e não da Lua propriamente dito o que contribuiria com outro conceito errado que é a suposta existência de um lado escuro da Lua, quando na realidade é a face oculta.
De facto, como a força gravitacional do Sol sobre a Lua é 2,2 vezes mais forte do que a exercida pela Terra, a Lua descreve uma elipse de afastamento constante da Terra ao mesmo tempo que, devido a força gravitacional, ambos percorrem uma trajetória de translação deformada em espiral a volta do Sol. E a sua trajectória é sempre convexa: curva-se sempre na direcção do Sol. Não é esse o caso da maioria dos satélites artificiais, que fazem uma rotação em volta da Terra em menos de 2 horas. Mas a rotação da Lua em volta da Terra é umas 4 centenas de vezes mais lenta.
Ilustração do Sol, da Lua e da Terra.
A figura abaixo descreve melhor o que realmente acontece. É mais esclarecedor visualizar o movimento da Lua como se ela fosse uma mota que acompanha um automóvel (a Terra), ambos em movimento numa mesma estrada. A mota, uma vez por mês acelera e ultrapassa o automóvel pela direita e depois deixa-se ficar para trás pela esquerda. De facto, a Lua, quando fica para trás (quarto crescente) é acelerada pela atracção gravítica da Terra e quando se adianta (quarto minguante) é travada pela força de gravidade da Terra[2].
Tanto a Terra como a Lua estão em queda-livre em volta do centro de massa do sistema Terra-Lua (localizado dentro da Terra) que, por sua vez, está em queda-livre em torno do centro de massa do sistema Sol-Terra-Lua (localizado dentro do Sol). Por isso, podia ser mais esclarecedor e menos geocêntrico dizer que a Terra e a Lua rodam ligeiramente em torno do seu centro de massa comum, à medida que seguem a uma órbita comum em torno do Sol. Alguns astrónomos defendem aliás que o sistema Terra-Lua é um planeta duplo, já que a influência gravitacional do Sol é comparável com sua interação mútua.
A animação acima mostra o tamanho relativo da separação do sistema Terra-Lua. O feixe de luz, representado pela linha amarela, mostra o período que a luz leva para seguir da Terra para a Lua: 1.255 segundos.
A Lua e a trajectória da Terra
Quando a Lua está em quarto minguante, a Lua está à frente da Terra. Como a distância da Terra à Lua é de cerca de 384404 km e a velocidade orbital da Terra é de cerca de 107 mil km/h, a Lua encontra-se num ponto onde a Terra vai estar daí a cerca de 3 horas e meia. Do mesmo modo, quando vemos a Lua em quarto crescente, ela encontra-se aproximadamente no ponto do espaço «onde nós estávamos» 3 horas e meia antes!
O brilho lunar
Lua durante a noite terrestre.
O brilho da Lua, também conhecido como luar, não diminui para metade quando ela está em quarto. O seu brilho é apenas 1/10 do que ela tem quando está cheia. Isso deve-se ao relevo da Lua: quando ela está em quarto as partes mais elevadas projectam sombras nas partes menos elevadas e reduzem a quantidade de luz solar reflectida na direcção da Terra.
Eclipses
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Ver artigo principal: Eclipse lunar
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Ver artigo principal: Eclipse solar
Io
Io é uma das quatro grandes luas de Júpiter, conhecidas como Luas de Galileu em honra ao seu descobridor Galileu Galilei. [2]
Io, ligeiramente maior que a Lua, é também a quarta maior lua do sistema solar, logo a seguir a Ganímedes, Titã e Calisto (esta última e Ganímedes são também luas de Galileu em Júpiter).
Mesmo com o seu tamanho algo modesto e apesar de estar localizada num local frio do sistema solar, Io é descrita como o que mais se aproxima do conceito de inferno em todo o sistema solar, já que é o local com maior actividade vulcânica do Sistema Solar. Os seus vulcões chegam a atingir temperaturas à volta dos 1700 graus Celsius, logo, mais quentes que os vulcões da Terra (acredita-se que também os vulcões dos primórdios da Terra atingissem temperaturas semelhantes).
Aliada à maior concentração vulcânica do sistema solar, a libertação de compostos de enxofre durante as erupções confere a Io a aparência de um mundo de diferentes cores: branco, vermelho, laranja, amarelo e preto. Outra consequência desta actividade vulcânica consiste na expulsão de matéria e gases que se afastam para centenas de quilómetros de altura. Devido à fraca gravidade, alguma dessa matéria escapa para o espaço, formando um toro em redor de Júpiter.
Mitologia
O nome desta lua provém de Io, uma das paixões de Zeus (que corresponde ao deus romano Júpiter), segundo a mitologia grega . Apesar do nome ter sido sugerido pela primeira vez por Simon Marius, só no século XX é que o seu uso tornou-se corrente. Até então era conhecida pela denominação, em numeração romana, Júpiter I.
Na mitologia, Io era uma ninfa (ou princesa, segundo outras versões) por quem Zeus (Júpiter) se apaixonou. O deus metamorfoseou-a em vaca para a proteger dos ciúmes de Hera (Juno na mitologia romana), a mulher de Zeus. Hera encarregou, então, o boieiro Argo de vigiá-la. Zeus ordenou Hermes (Mercúrio) a retirar Io da vigilância de Argo. Hermes só o conseguiu depois de ter adormecido Argo ao som da flauta de Pã, matando-o em seguida. Hera deu à sua ave consagrada, o Pavão, os cem olhos de Argo para que o fantasma do boieiro continuasse a perseguir a virgem-novilha Io.
História de observação e exploração
A lua Io foi descoberta a 7 de Janeiro de 1610 por Galileu através da sua luneta. Io apresenta-se no céu nocturno com 5,0 de magnitude.
Contudo, alguns autores defendem que a descoberta se deveu a Simon Marius. Este publicou os resultados das suas observações no seu trabalho de 1614 «Mundus Jovialis», onde revela que teria descoberto as luas uma semana antes de Galileu, no final de 1609. Galileu duvidou desses factos e catalogou o trabalho de Marius como plágio.[3]
Imagem de Io e Júpiter tiradas a partir da Terra por um astrónomo amador.
Impressão artística da aproximação da sonda Galileo a Io.
Em meados do século XX, observações feitas sugeriram que as regiões polares de Io eram avermelhadas. [4] Com a passagem das sondas Pioneer, na década de 1970, pouco se descobriu sobre Io. A Pioneer 10 não conseguiu obter nenhuma imagem devido à radiação de Júpiter. Mas, com a Pioneer 11, conseguiu-se uma imagem adequada em que se verificava que a região polar se apresentava de cor alaranjada, contrastando com equador esbranquiçado. Nesta altura, já se sabia que Io tinha atmosfera, se bem que pouco densa.
Nas observações feitas a partir da Terra, os astrónomos verificaram que Io tinha algumas características insólitas. Em 1974 notou-se que Io estava rodeada de uma neblina amarelada, composta de átomos de Sódio. De facto, parecia viajar através de uma ténue neblina (o Toro de Plasma de Io) que cobria a sua órbita cercando Júpiter. Presumia-se na altura que Io fosse a fonte dessa neblina, se bem que ninguém conseguisse explicar qual a sua causa.
Quando a sonda Voyager 1 enviou as primeiras imagens, nas proximidades de Io, em 1979, os cientistas esperavam encontrar numerosas crateras. Contrariamente a todas as expectativas, Io quase que não tinha crateras. Na verdade, possuía uma superfície ainda jovem causada pela intensa actividade vulcânica que cobriu quase por completo os sinais quaisquer crateras. A Voyager 1 conseguiu observar nove vulcões activos na superfície; mais tarde, a Voyager 2 observou oito dos nove em actividade, verificando-se que o maior dos vulcões estava inactivo.
A surpresa devida à descoberta de vulcões activos despertou o interesse da cultura popular por esta lua, que passou a ser referida em livros, filmes, jogos ou vídeos de música. É descrito em obras de ficção cientifica como «2010: Odyssey Two» de Arthur C. Clarke (1984) ou no filme Outland de 1981.
A 8 de fevereiro de 1992, a sonda Ulysses usou a gravidade de Júpiter para poder explorar os pólos do Sol. A Ulysses estudou o Toro de Plasma de Io que circunda Júpiter, verificando, também, uma diminuição na quantidade de vulcões em erupção.
Depois de ter chegado a Júpiter em 1995, só no final de 1999 é que a sonda Galileo sobrevoou Io, devido à proximidade da lua a Júpiter. Assim a aproximação a Io foi guardada para mais tarde na missão. A Galileo aproximou-se mais do que qualquer sonda, tirou melhores fotografias, observou vulcões em erupção e permitiu a descoberta de que Io tem um grande núcleo de ferro, tal como os planetas telúricos do sistema solar interior.
Geologia planetária
Possível estrutura interna de Io. O núcleo deverá ser metálico (ferro, níquel) mostrado a cinzento, envolto por uma concha rochosa (mostrada a castanho) que se estende até à superfície.
Imagem com cor aproximadamente verdadeira tirada pela sonda Galileo.
Io possui um diâmetro médio de 3642,6 km e tem uma densidade relativamente alta de cerca de 3,56 g/cm³. Assim, tem uma densidade um pouco maior e um diâmetro também pouco maior que a Lua.
Diferentemente das luas do sistema solar exterior, Io apresenta grandes semelhanças com os planetas telúricos, como a Terra, onde as rochas de silicatos são predominantes. Os dados da sonda Galileo sugerem que Io tem um núcleo de 900 km de diâmetro constituído por ferro e, possivelmente, com porções de pirita.
Este pequeno mundo tem uma luminosidade considerável, proveniente de alguns lagos incandescentes devido às altas temperaturas, mas a maioria dessa luminosidade provém de descargas eléctricas entre Júpiter e Io.
Ao contrário das outras luas de Galileu, Io tem pouca ou nenhuma água. Isto acontece provavelmente porque, no início do sistema solar, Júpiter era quente o suficiente para afastar os elementos voláteis junto à sua superfície (o que inclui Io), mas não para fazer o mesmo com as outras luas.
Topografia geral
A superfície ioniana está coberta por manchas brancas, vermelhas, cor-de-laranja, amarelas e negras, cores que têm origem na matéria sulfurosa (enxofre e dióxido de enxofre sólidos) a diferentes temperaturas libertada pela erupção azul dos seus vulcões. A região equatorial de Io é de tons laranja-escuro; os pólos são mais escuros e avermelhados.
Existem montanhas escarpadas de origem não vulcânica com vários quilómetros de altura, planaltos formados por materiais em camada, e muitas caldeiras com aspecto irregular. Várias das formações negras correspondem a pontos quentes e podem ser lava a fluir. Não existem muitas crateras de impacto, dado que os depósitos vulcânicos cobrem a superfície mais rapidamente que o número de grandes crateras causadas por asteróides e cometas.
Actividade vulcânica extrema
Esta intensa actividade vulcânica eliminou da superfície qualquer rasto de gelo, como seria de esperar num satélite de Júpiter. Da mesma forma que os vulcões da Terra, os vulcões ionianos emitem enxofre e dióxido de enxofre. Originalmente, julgava-se que as correntes de lava eram constituídas por substâncias sulfurosas. Contudo, hoje pensa-se que são silicatos rochosos derretidos, tal como acontece, também, na Terra. A Galileo detectou mais de cem vulcões em erupção, e especula-se que deverão existir pelo menos trezentos.
A energia para este vulcanismo deriva de efeitos de maré gerados pela interacção de Io, Júpiter, Europa e Ganímedes. As três luas encontram-se em ressonância orbital (ressonância de Laplace), de modo que Io orbita duas vezes por cada órbita de Europa que, por sua vez, orbita duas vezes por cada órbita de Ganímedes; além disso, Io mantém sempre a mesma face virada para Júpiter. A interacção gravitacional de Europa, Ganímedes e Júpiter, obriga o diâmetro de Io a sofrer constantes variações (cerca de 100 metros), num processo que gera calor através de fricção interna. [5]
O maior complexo vulcânico é Ra Patera, que possui correntes de lava de 200 km de comprimento e uma caldeira de 50 km de diâmetro. Nas imagens da Voyager 1, o vulcão tinha um contorno em forma de coração, mas que se apresentava perfeitamente oval nas imagens da Voyager 2, o que revela a incrível variedade e variação das características da superfície.
A pluma de erupção do vulcão Pele, em erupção aquando a Voyager 2 alcançou este indescritível mundo, subia cerca de 275 km, quatro meses depois da passagem da Voyager 1. Pele é, também, a formação mais característica desta lua.
Loki é o centro vulcânico mais poderoso do sistema solar e estava activo aquando da passagem da Voyager 1, mostrando-se inactivo quando a Voyager 2 sobrevoou Io. Loki emite mais calor que todos os vulcões da Terra combinados. Prometeu é outro centro eruptivo significativo em Io. Muitos destes vulcões são cercados por «halos» circulares toscos, presumivelmente de matéria ejectada. São também visíveis correntes de lava nas imagens captadas.
Tvashtar Catena é um conjunto de crateras vulcânicas, observada 10 meses depois de duas sondas terem observado uma erupção de uma pluma de erupção dantesca. As partes de depósitos escuros e claros que irradiam do centro da cratera vulcânica (ou patera), são remanescentes dessa mesma pluma.
A ausência de crateras, havendo registo de treze estruturas de impacto e 78 prováveis, sugere que a superfície seja regenerada por depósitos vulcânicos a cada período de um milhão de anos. As matérias expelidas dos vulcões em actividade escorrem ao longo das vertentes das montanhas vulcânicas elevando-se em jactos imensos para voltarem a cair sobre a paisagem policromática, cobrindo desse modo antigas crateras abertas pelo impacto de meteoritos.
Algumas das plumas vulcânicas com material ejectado da superfície de Io foram expelidas até mais de 300 km da superfície antes de voltarem a cair de volta, a uma velocidade de cerca um quilómetro por segundo. Os gases expelidos são lançados a velocidades de 1500 a 3200 quilómetros por hora e as nuvens de cinza até 150 a 300 quilómetros de altura.
Tvashtar é uma cadeia de crateras vulcânicas que ficou conhecida depois de uma erupção de uma pluma vulcânica gigantesca. A pluma de erupção atingiu 385 km de altura e cobriu 700 km de terreno circundante. Tvashtar entrou em erupção de várias formas ao longo de quase dois anos: uma cortina de lava com 50 km na patera central; um gigantesco rio de lava ou uma erupção de um lago de lava na patera gigante da esquerda; e uma erupção de uma pluma gigante que se julgava que alteraria a topografia regional, mas que só fez alterações a nível local.
Em fevereiro de 2001, as maiores erupções vulcânicas já registadas no sistema solar tiveram lugar em Io.
De notar que os vulcões ionianos não produzem montanhas vulcânicas. A lava é bastante fluída e forma pequenos montes levemente inclinados chamados de vulcões-escudo.
Lagos e fontes de lava
As caldeiras ionianas são circulares, profundas e tendem a ser maiores que as encontradas na Terra. Muitas destas caldeiras têm material escuro líquido no seu interior, indicando a presença de lava muito quente e recentemente expelida.
Acredita-se que a caldeira de Pele contém lava líquida coberta por uma crusta arrefecida de lava flutuante. Este lago de lava está confinado à zona escura da caldeira que cobre uma área de cerca de 15 por 19 quilómetros.
Loki possui uma caldeira enorme e continuamente inundada de lava. As altas temperaturas registadas na parte ocidental da caldeira levam a acreditar que Loki também seja um lago de lava activo com material derretido debaixo de uma crusta.
As pateras são centros vulcânicos semelhantes a caldeiras, mas diferentes dos que são encontrados na Terra ou no resto do Sistema Solar. Observações feitas pelas sondas indicam que estes centros vulcânicos podem ter origem em fracturas e movimentos da crusta. Chaac Patera é um desses centros e tem cerca de 2,8 km de profundidade, ou seja, o dobro do Grand Canyon nos Estados Unidos.
As fontes de lava são originadas a partir de material eruptivo ejectado a partir de uma fissura e encontram-se na região de Tvashtar. Esta fonte atira matéria derretida a 1,5 km de altura produzindo um espectáculo visual luminoso e escaldante já que pode atingir 1327°C.
Atmosfera e clima
A fina atmosfera de Io é composta por dióxido de enxofre (SO2) e vestígios de outros gases.[2] As sondas Pioneer demonstraram que Io possui uma atmosfera pouco espessa, com uma densidade de cerca 1/20 000 da Terra, apesar das grandes quantidades de gás ejectado pelos vários vulcões. A gravidade é tão baixa que a sua atmosfera se escapa, quase na sua totalidade, para o Espaço, tendo, ainda assim, 120 km de altura.
Estudos mostram que as regiões mais quentes, cobertas por fluxos de lava, alcançam temperaturas até 1727°C; no entanto a temperatura média nesses locais é de cerca de 27°C. Apesar disso, as temperaturas médias globais são muito mais frias, à volta dos -143ºC. À noite, a temperatura desce até aos -184°C, de tal modo que o SO2 se deve condensar para formar uma espécie de geleia branca.
Para um mundo tão infernal, as temperaturas médias são muito baixas, isto deve-se à atmosfera ténue que não consegue reter o calor do sol e dos seus vulcões. Assim que os gases são expelidos dos vulcões estes imediatamente começam a congelar e condensar.
A ionosfera, a 700 km de altura, é constituída por iões de enxofre, oxigénio e sódio e é constantemente renovada pela actividade vulcânica, para que a perda de partículas seja compensada devido à influência da magnetosfera de Júpiter, logo equilibrando-a.
A nuvem de sódio que é formada é a mais facilmente visível, apesar da sua origem ser desconhecida, dado que não foi detectado sódio na superfície de Io.
O Toro de Io é uma neblina em forma de Donut que circunda o planeta Júpiter
Outra fonte para a energia de Io deve-se à sua passagem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, gerando uma corrente eléctrica. Apesar de não ser uma fonte significativa quando comparada com o aquecimento por efeito de marés, pode originar mais de 1000 gigawatts com um potencial de 400 quilovolts, retirando cerca de mil quilogramas por segundo de átomos ionizados da atmosfera de Io.
Devido à rápida rotação do campo magnético de Júpiter, essas partículas formam um toro de radiação intensa, à volta de Júpiter, que brilha intensivamente em luz ultravioleta. As partículas que escapam deste toro são parcialmente responsáveis pela invulgar e grande magnetosfera de Júpiter. Dados recentes da Galileo mostram que Io pode ter o seu próprio campo magnético.
A localização de Io em relação à Terra e a Júpiter tem influência significativa nas emissões de rádio jovianas vistas da Terra: Quando Io está visível, os sinais de rádio de Júpiter aumentam significativamente. Como foi detectada a presença de cloro, pensa-se que o cloreto de sódio (o sal de mesa) possa existir em Io e que este possa ter alguma influência no vulcanismo extremo observado nesta lua.
A origem do sal também não é conhecida, mas pensa-se possa ser o resultado de reacções químicas na atmosfera ou até existir em rios subterrâneos que alimentem os vulcões que por sua vez transportam esse sal dissolvido.
Vida em Io
Io é muito diferente das outras três grandes luas de Júpiter, dado possuir vulcões e uma superfície rica em enxofre, dando-lhe um aspecto único e colorido.
Apesar de Io ter uma atmosfera, e possuir actividade vulcânica que pode aquecer a superfície, o ambiente em Io é extremamente hostil para albergar a vida tal qual a conhecemos na Terra. A gravidade é demasiadamente baixa, e a atmosfera escapa-se para o espaço. Esta só existe devido à actividade contínua dos seus vulcões. As temperaturas variam do extremamente quente para o extremamente frio devido à inexistência de uma atmosfera consistente.
No entanto, a sonda Galileo descobriu o que parece ser gelo hídrico entre as luas e a atmosfera de Júpiter, que poderiam aumentar a probabilidade de ser encontrada vida em Io, Europa, Calisto e Ganímedes já que a água líquida, energia e atmosfera são elementos que podem propiciar a existência de vida.
Europa
Europa é uma das quatro luas do planeta Júpiter, conhecidas como luas de Galileu (quatro enormes e exóticas luas com o tamanho de planetas).
Europa é única por si própria, apresenta-se com uma superfície gelada muito brilhante com riscos coloridos. Pensa-se que seja um mundo oceânico coberto por uma capa de gelo que protege o mar interior da adversidade do Espaço. Devido às condições existentes em seu interior, alguns cientistas julgam que lá poderá existir vida, tal como a que existe nas profundezas dos mares da Terra. É, junto com Marte, o local mais provável onde se pensa que é possível encontrar vida extraterrestre no sistema solar.
Mitologia
O nome Europa é derivado de um dos muitos amores de Zeus (Júpiter) na mitologia grega, nome do qual também deriva o continente terrestre chamado Europa. Europa era uma princesa da Fenícia pela qual Zeus se apaixonou.
Apesar do nome "Europa" ter sido sugerido por Simon Marius depois da sua descoberta, este e os outros nomes das luas de Galileu, não foram usados por um período de tempo considerável, e só foram reavivados no uso comum em meados do século XX. Na maioria da literatura cientifica antiga era referida apenas pela sua designação numeral romana, ou seja, Júpiter II, que significa "o segundo satélite de Júpiter".
História de observação e exploração
É Galileu Galilei que é tido como o descobridor de Europa, a partir das observações feitas a 7 de Janeiro de 1610 em Pádua. Europa e as outras luas de Galileu tiveram um grande impacto na teoria de que a Terra não era o centro de tudo, já que foram as primeiras luas que visivelmente não orbitavam a Terra. Na altura, julgava-se que todos os planetas, o Sol e a Lua orbitavam a Terra. Contudo, alguns historiadores afirmam que foi Simon Marius de Ausbach na Alemanha, o primeiro a observar os satélites jovianos a 29 de Dezembro de 1609.
Ainda nesse século, astrônomos observaram os eclipses dos satélites, mas repararam que ocorriam 16 minutos e 40 segundos depois quando Júpiter se encontra do outro lado do Sol em relação à Terra; o que levou a outra grande descoberta da física pelo dinamarquês Ole Roemer, que explicou que o atraso deve-se à velocidade finita da luz, conseguindo medir assim a velocidade da luz pela primeira vez.
Europa e as outras luas de Galileu são quatro corpos celestes de dimensão considerável; dois deles são maiores que o planeta Mercúrio (Ganímedes e Calisto), e Io e Europa rivalizam em tamanho com a Lua da Terra. Algumas pessoas conseguem ver estas luas a olho-nu em alturas de céu limpo e logo depois pôr-do-Sol, já que durante a noite Júpiter brilha demais o que oculta as suas luas. Mas só com uns bons binóculos ou um pequeno telescópio é que uma pessoa normal consegue observar claramente estas luas a orbitarem Júpiter que aparecem quase em linha recta em diferentes lados do disco do planeta.
Enquanto que os astrônomos na Terra tinham apenas pequenas noções mesmo com os melhores telescópios de meados do século XX. Foi só quando as sondas Pioneer 10 e 11 que chegaram a Júpiter em 1973 e em 1974, respectivamente, que se consegue determinar as massas com uma precisão maior e captam as primeiras imagens das grandes luas de Júpiter. As imagens de Europa revelaram pouca variação de cor e mostraram uma região escura como poucos detalhes, dado que as Pioneer encontravam-se longe demais para conseguir obter bons detalhes da superfície. Devido a ser um dos satélites mais brilhantes, já se acreditava que a sua crusta fosse principalmente constituída por gelo de água.
Em 1979 chegam a Júpiter as duas sondas Voyager. Nas imagens de baixa-resolução da Voyager 1, Europa mostrava um número bastante grande de linhas que se interceptavam. Estas linhas faziam lembrar os canais que os astrônomos outrora julgavam ver em Marte. Os cientistas pensaram tratar-se de terreno quebrado devido a processos tectónicos. Contudo, as imagens de alta-resolução da Voyager 2 deixaram os cientistas surpresos, já que as linhas pareciam pintadas na superfície, sem nenhum relevo topográfico visível. Modelos do interior de Europa mostraram actividade e aquecimento do interior com a formação de oceanos com 50 quilómetros ou mais de profundidade a 5 km da superfície.
Vista de Europa de um livro de 1903 por k. Flammarion
A lua Europa tornou-se assim num ícone dos escritores de ficção científica, existindo livros, filmes e jogos; de destacar o livro e o filme de Arthur C. Clarke 2010: Odisseia Dois (ou O Ano em Que Fizemos Contacto) de 1982, onde se faz a descoberta de vida primitiva vivendo por debaixo da capa de gelo de Europa, já no terceiro livro da trilogia - 2061: Odisseia Três (1987), Europa é transformada num mundo oceânico tropical. No livro The Forge of God (1987) de Greg Bear, Europa é destruída por extraterrestres que usam pedaços do seu gelo para terraformar planetas.
A 7 de Dezembro de 1995, a sonda Galileo chega a Júpiter numa viagem contínua pelo planeta e suas luas durante oito anos. A 2 de Março de 1998, a NASA anuncia que a Galileo descobriu fortes evidências de um oceano salgado por debaixo da superfície. O que motiva a criação de uma nova missão a Europa e abre novos horizontes e possibilidades de vida extraterrestre.
Em 2003, a Galileo foi enviada para a atmosfera de Júpiter e destruída pela enorme pressão desse planeta; um dos principais motivos era não contaminar as luas de Júpiter com bactérias da Terra.
Visão artistica do Cryobot e do Hydrobot que no futuro poderão explorar o oceano de Europa.
De forma a se poder saber mais sobre este mundo diferente, foram propostas algumas ideias ambiciosas, uma delas é uma grande sonda que funcionaria a energia nuclear e que derreteria o gelo até atingir o oceano por debaixo da superfície gelada. E, depois de atingida a água, lançaria um veículo subaquático, que compilaria informação e a enviaria de volta para a Terra. No entanto, esta proposta ainda está numa fase embrionária.
O Artemis Project desenhou um plano para colonizar Europa. Os cientistas habitariam iglus e perfurariam a crosta gelada de Europa, explorando qualquer oceano por debaixo da superfície. Discutiu-se o uso de "bolsas de ar" para habitação humana. A exploração do oceano poderia ser levado a cabo com submarinos.
Existem algumas dificuldades relacionadas com a colonização de Europa, um problema significativo é o elevado nível de radiação de Júpiter, aproximadamente dez vezes mais forte que os anéis de radiação de Van Allen da Terra. Um humano não sobreviveria na superfície ou perto desta por muito tempo sem um escudo de radiação massivo.
Geologia planetária
O núcleo de Europa deverá ser metálico, rodeado por rocha e esta rocha rodeada por água líquida sob uma capa de gelo.
Europa é algo semelhante em composição aos planetas telúricos, sendo principalmente composto de rochas de silicatos. O raio de Europa é de 1565 km, um pouco menor que o raio da nossa Lua. O núcleo é metálico composto por ferro e níquel, rodeado por uma concha de rocha, que por sua vez é rodeado por uma camada externa de água que se pensa ter 100 km de profundidade (alguma dessa água está gelada na camada superficial da crosta, e alguma como um oceano de água líquida por debaixo do gelo)
Dados mostram que Europa gera um pequeno campo magnético e através da interacção com o de Júpiter este varia periodicamente assim que atravessa o campo magnético massivo de Júpiter. O campo magnético de Europa tem cerca de um quarto da força do campo de Ganímedes e é semelhante ao de Calisto.
Topografia geral
A cratera Pwyll. A cratera tem cerca de 40 km de diâmetro.
A superfície europeana é extremamente plana; existindo poucas características com mais de 10 metros de altura. Estes montinhos cintilantes que cobrem a superfície são enormes icebergues encalhados, provavelmente formados de amónia e água.
As marcas proeminentes que se intercalam pelo planeta parecem ser principalmente características de albedo, com pouco relevo vertical. Existem muito poucas crateras, e o seu albedo é dos maiores entre todas as luas. Isto parece indicar que se trata de uma superfície jovem e ativa; baseado em estimativas de bombardeamentos por cometas, Europa provavelmente tem uma superfície que não tem mais de 30 milhões de anos. O facto de ser plano com marcas visíveis fazem lembrar, em grande medida, o gelo de mar na Terra, e pensa-se que por baixo da superfície existe uma camada de água líquida mantida por calor gerado pelo efeito gravitacional de Júpiter.
Um choque de um meteorito de dimensão algo considerável que possa ter ocorrido desfez em pedaços de gelo parte da capa de gelo e espalhou em redor a água retida por baixo. Ao voltar a congelar, esta apagaria qualquer traço desse encontro. As maiores crateras parecem estar cobertas por gelo liso e fresco e são poucas as que têm mais de 30 km e têm a aparência de fendas na camada de gelo. As maiores crateras são Taliesin, Pwyll e Midir, todas com diâmetros entre 37,4 e 50 quilómetros.
As linhas
As características mais fascinantes de Europa são uma série de linhas que parecem rabiscos por todo o globo, algumas delas atingem 1000 km de comprimento e várias centenas de largura.
Estas linhas lembram as quebras nas formações de gelo no mar na Terra, e observações posteriores mostraram que as zonas onde a crusta se quebra, ambos os lados moveram-se um em relação ao outro como acontece nos mares gelados da Terra, indicando água líquida por debaixo. As bandas maiores têm 20 km de diâmetro com cantos externos difusos, com estrias regulares e uma banda central de materiais mais leve que se pensa serem produzidos por um número de erupções de água ou géisers assim que a crusta europeana se abria e expunha as camadas mais quentes por debaixo. O efeito é semelhante ao que acontece nos ridges oceânicos da Terra. Estas fracturas pensa-se que sobem e descem 30 metros dependendo da maré-cheia ou baixa.
A estranha superfície de Europa com as suas linhas que indicam um oceano gelado por debaixo.
Já que Europa está sempre com a mesma face voltada para Júpiter, deveriam formar padrões diferentes e previsíveis. Contudo, só as fendas mais recentes têm o padrão esperado; as outras fendas parecem ter ocorrido a orientações cada vez mais diferentes quanto mais velhas são. Isto pode ser explicado caso a superfície de Europa roda um pouco mais rápido que o seu interior, um efeito que é, possivelmente, devido ao oceano sub-superficial. Comparações entre as fotos da sonda Voyager e da Galileo sugerem que as crusta roda não mais que uma vez em cada 10000 anos relativamente ao seu interior.
Os pontos negros
Um outro tipo de características presentes em Europa é a lenticula circular ou elíptica que é um pequeno ponto negro na superfície. Muitos são abóbadas, outros são poços e alguns são pontos negros lisos. Outros têm texturas caóticas. O topos das abóbadas parecem pedaços das planícies mais velhas circundantes, sugerindo que as abóbadas se formaram quando as planícies foram puxadas para cima a partir de baixo. Pensa-se que estas lenticulae (plural de lentícula) foram formadas por gelo quente subindo pelo gelo mais frio da crusta externa, tal como as câmaras de magma fazem na crusta da Terra. Os pontos negros lisos podem ter sido formados por água derretida libertada quando o gelo quente quebra a superfície, e as lenticulae caóticas (chamadas regiões de "chaos", como por exemplo Conamara Chaos) parecem ter sido formadas por muitos pequenos fragmentos da crusta, como se fossem icebergues num mar gelado.
Atmosfera e clima
Observações recentes feitas pelo Telescópio Espacial Hubble revelam que Europa tem uma atmosfera ténue (1 micropascal de pressão atmosférica à superfície) composta de oxigénio.
De entre todas as luas do sistema solar, só seis têm atmosfera: Io, Calisto, Encélado, Ganímedes, Titã e Tritão. Ao contrário do oxigénio da atmosfera terrestre, o oxigénio em Europa não deve ter certamente origem biológica. É provavelmente gerado pela luz do sol e partículas carregadas que atingem a superfície gelada produzindo vapor de água que subsequentemente se divide em hidrogénio e oxigénio. O hidrogénio escapa à gravidade de Europa por causa da sua massa atómica muito pequena, deixando para trás o oxigénio.
Em algumas áreas conseguiu-se observar uma espécie de nuvem, talvez névoa de gotas de amónia. A temperatura à superfície de Europa é de -163ºC graus no equador e de apenas -223ºC graus nos pólos.
Hidrografia
Europa poderá ter um oceano por debaixo da capa gelada
A quando da passagem das sondas Voyager, as imagens mostraram uma superfície inesperada e sem muitas marcas de impacto. O gelo que cobre a superfície assemelhava-se muito ao gelo que cobre os oceanos polares da Terra, o que levantou suspeitas entre os cientistas sobre um possível oceano por debaixo da capa de gelo.
Conamara Chaos é uma região de terreno caótico que foi produzida por derretimento de gelo. A região consiste em placas de gelo que se movem e rodam. À volta destas placas há uma região caótica de blocos de gelo, que podem ter sido formados a partir de água ou gelo quente que fluiu de baixo para a superfície.
A região de Conamara Chaos é vista como uma prova para a existência do oceano por baixo da capa gelada que envolve todo o globo de Europa. Conclui-se assim que era provável a existência de água líquida no passado, mas não se sabe ao certo se existe um oceano líquido na contemporaneidade.
A cratera Pwyll é uma cratera jovem e tomou o nome de um deus celta do submundo. As áreas brancas que irradiam da cratera são áreas jovens que se quebraram com o impacto e voltaram a congelar, tapando novamente o oceano debaixo da superfície.
O terreno caótico de Conamara Chaos é visto como uma prova da existência de um oceano oculto debaixo do gelo.
A 2 de Março de 1998, a NASA anunciou que a sonda Galileo descobriu fortes evidências do que se julgar ser um oceano salgado por debaixo da superfície, o que fortaleceu as suspeitas anteriores. Provas espectrográficas mostraram que as raias vermelhas escuras e as características na superfície são ricas em sais tais como sulfato de magnésio, depositados por água que evapora que emerge do interior. Contudo, estes sais são incolores ou brancos quando puros, algum outro material deve estar presente para dar a cor avermelhada. Suspeita-se que sejam compostos sulfúricos ou ferrosos.
Devido às temperaturas extremamente baixas, o gelo é tão duro como rocha e deve ter uma espessura de 10 a 30 km cobrindo toda a superfície, o que indica que o oceano líquido pode ter até 90 km de profundidade.
Vida em Europa
Suspeita-se que a vida extraterrestre possa existir no oceano por baixo do gelo, talvez subsistindo como os seres vivos que vivem em condições semelhantes na Terra, já que Europa tem elementos essenciais para a vida como a conhecemos: água e calor e compostos orgânicos. Ou seja, em respiradouros hidrotermais como no fundo dos oceanos ou como no Lago Vostok da Antártida.
Vermes-tubo gigantes vivendo num respiradouro hidrotermal no fundo dos mares da Terra.
No filme IMAX documental de 2005 Aliens of the Deep de James Cameron, exobiólogos da NASA e biologos marinhos investigam os respiradouros hidrotermais no Atlântico e Pacífico. Estas zonas têm o seu próprio ecossistema que suporta organismos como vermes-tubo gigantes, caranguejos brancos cegos, e muitos camarões. Estes animais vivem destas fontes hidrotermais superaquecidas e sulfurosas e não necessitam do sol. A ideia de algo assim em Europa tem sido discutido pelos cientistas, e esta lua é capaz de ter um ecossistema semelhante onde vida extraterrestre pode existir.
Na camada exterior de gelo de Europa destacam-se zonas raiadas de cor avermelhada. Duas bactérias extremófilas terrestres que foram testadas pela NASA poderiam viver nesse oceano, e são espécies castanhas e cor-de-rosa, o que poderia explicar a cor avermelhada.
A bactéria extremofila chamada Deinococcus radiodurans consegue sobreviver à radiação ultravioleta do espaço, a ambientes extremamente frios e oxidativos, assim como severamente ionizados e vácuo. Esta bactéria foi ainda exposta a testes contendo concentrações bastante altas de sulfatos de magnésio e ácido sulfurico, condições que são esperadas em Europa.
No entanto, nenhum extremófilo da Terra poderia viver na superfície de Europa, mas poderia viver no suposto oceano. Os organismos poderiam viver no oceano e serem lançados por uma espécie de erupção para a superfície e congelados de imediato. A diferença de assinaturas em infravermelho entre os microorganismos testados e Europa poderia ser explicada pela radiação que a lua recebe. No entanto, apenas com uma missão que pouse na superfície é que seria possível verificar a veracidade desta experiência.
Para evitar qualquer tipo de contaminação, a sonda Galileo foi enviada para Júpiter de forma a ser destruída, para evitar que despenhasse em Europa e contaminasse a lua com microrganismos terrestres. A introdução de microorganismos poderia tornar impossível a determinação de que Europa tem ou não vida nativa, ou até poderia destruir essas formas de vida caso existam.
Ganímedes
Ganímedes português europeu ou Ganimedes português brasileiro é a principal lua de Júpiter e a maior do sistema solar, é maior do que Mercúrio em termo de tamanho (mas não de massa)[1]. Este gigantesco satélite orbita Júpiter a 1,070 milhões de quilómetros de distância.
Ganímedes foi descoberta em 1610 e é uma das quatro luas de Galileu, descobertas por Galileu Galilei na órbita de Júpiter junto à Erfredon, em suas observações feitas graças à invenção do telescópio. No entanto, Ganímedes é vísivel a olho nu, mas apenas em condições favoráveis e por aqueles com boa visão.
Mitologia
Tal como as outras três luas de Galileu, o nome de Ganímedes foi dado por Simon Marius com o nome de amores de Zeus (Júpiter para os romanos), sendo o único nome masculino das quatro.
Na mitologia, Ganímedes tinha como função levar a ambrósia a Júpiter. Antes de adquirir a imortalidade era um jovem famoso pela sua beleza. Zeus (Júpiter) apaixonou-se por ele e este transformou-se em águia para o raptar, e assim levou Ganímedes até aos céus nas suas garras.
História de observação e exploração
Ganímedes foi descoberto a 11 de Janeiro de 1610 por Galileu Galilei. Alguns vêem Simon Marius como o seu descobridor.
Os astrónomos, baseados em observações feitas a partir da superficie da Terra, tinham apenas poucas informações sôbre Ganimedes, mesmo com o uso dos melhores telescópios de meados do século XX. Foi só quando as sondas Pioneer 10 e 11 chegaram a Júpiter em 1973 e em 1974, respectivamente, que se conseguiu obter as primeiras imagens mais detalhadas das grandes luas de Júpiter.
As Pioneer conseguiram captar duas boas imagens de Ganímedes. Estas imagems mostravam pouca variação de cor, mas revelaram uma variação substancial de albedo.
Em 1979 as sondas Voyager alcançam Júpiter. As imagens da Voyager mostraram que Ganímedes tinha dois tipos de terrenos distintos: uma parte do globo é coberta por crateras, a outra por sulcos, o que revelou que a superfície gelada poderia sofrer processos tectónicos globais.
As Voyager foram as que descobriram que Ganímedes era, na verdade, o maior satélite do Sistema Solar, e não Titã em Saturno como se pensava até então. Isto só foi possível determinar quando as Voyager chegaram a Titã e descobriram que esta tinha uma atmosfera bastante densa que dava aspecto de ser maior.
Devido ao seu tamanho e características, Ganímedes também entra para os contos de ficção científica através da imaginação de vários autores; de destacar o livro (Farmer in the Sky) de Robert Heinlein, em que Ganímedes é terraformado e colonizado por seres humanos. Em (2061: Odisseia Três) de Arthur C. Clarke, Ganímedes é aquecido pelo novo sol Lúcifer e contém um grande lago equatorial e é o centro da colonização humana no sistema joviano.
Na década de 1980 uma equipe de astrónomos indianos e norte-americanos num observatório na Indonésia detectaram uma atmosfera ténue à volta de Ganímedes durante uma ocultação quando Júpiter passou em frente de uma estrela. Mais recentemente, o Telescópio Espacial Hubble, detectou que essa atmosfera era composta de oxigénio, tal como a atmosfera encontrada em Europa.
Em 7 de Dezembro de 1995, a sonda Galileo chegou a Júpiter numa viagem contínua pelo planeta e suas luas durante oito anos. Logo na primeira aproximação a Ganímedes, a Galileo descobriu que Ganímedes tinha o seu próprio campo magnético imerso no campo magnético gigantesco de Júpiter.
Geologia planetária
Ganímedes possui um diâmetro médio de 5262,4 km; sendo um pouco maior que o planeta Mercúrio.
A densidade de Ganímedes circunda os 1,942 g/cm3. A baixa densidade deve-se à elevada percentagem de gelos com alguns silicatos de material primordial e de impacto proveniente do espaço.
Ganímedes é composto por rocha de silicatos e gelo de água, com a crusta de gelo flutuando sobre um manto lamacento que pode conter uma camada de água líquida. A sonda Galileo indicou que a estrutura de Ganímedes divide-se em três camadas: um pequeno núcleo de ferro ou de ferro e enxofre derretido rodeado por um manto rochoso de silicatos com uma capa de gelo por cima. Este nucleo metálico sugere um elevado grau de aquecimento no passado de Ganímedes do que se julgava. De facto, Ganímedes pode ser semelhante a Io, mas com uma capa externa adicional de gelo.
A crusta gelada divide-se em placas tectônicas. Estas características sugerem que o interior terá sido mais activo que hoje, com muito mais calor no manto.
O campo magnético de Ganímedes está inserido no campo magnético gigantesco de Júpiter. Provavelmente, este é criado como o da Terra, resultando do movimento de material condutor no seu interior. Pensa-se que este material condutor possa ser uma camada de água líquida com uma concentração elevada de sal, ou que possa ser originado no núcleo metálico de Ganímedes.
Calisto
Calisto (por vezes indevidamente chamado de Calixto) é um dos satélites descobertos por Galileu Galilei em suas observações do planeta Júpiter, com o recém criado telescópio.
Trata-se de um dos quatro maiores satélites de Jupiter, os quais também são chamados de galileanos, em homenagem ao seu descobridor. Os outros são Ganimedes, Europa e Io. É o terceiro maior satélite do sistema solar, comparavel ao tamanho do planeta Mercurio, é um dos satélites mais saturados de crateras do sistema solar.
Esta lua aparenta pouca actividade geológica ao longo do anos. A sua possível estrutura é uma crosta de gelo, um pequeno manto de uma mistura de rocha e gelo e possivelmente um núcleo não uniforme.
O nome de Calisto provém de uma ninfa que se apaixonou por Zeus (Júpiter), e não deve ser confundido com o nome Calixto.
Mimas
Mimas é uma das grandes luas de Saturno com 397,2 km de diâmetro e com um período orbital de 0,94 dias, é o menor corpo do sistema solar a conseguir tomar um formato praticamente esférico.
O período orbital de 22 h 37 min 5 s de Mimas é metade do de Tétis. Assim, Mimas e Tétis estão envolvidos numa ressonância orbital alcançando a conjunção no mesmo lado de Saturno. A origem desta ressonância não é inteiramente compreendida. A rotação de Mimas é síncrona, mantendo sempre o mesmo hemisfério virado para Saturno.
A densidade média de Mimas é somente 1,2 da densidade da água, e a sua superfície mostra características de gelo de água, dado o seu brilho. A superfície é densamente crivada por profundas crateras. A profundidade das crateras parece ser uma consequência da baixa gravidade da lua. Apesar do seu pequeno tamanho, existem algumas evidências de remodelação da superfície, possivelmente o resultado do derretimento parcial da crosta gelada. Algumas das crateras têm mais de 90 quilómetros de comprimento, 10,2 de profundidade e 10 de largura. Não se sabe se estas crateras são causadas por pressão do efeito das marés ou pelo impacto de corpos celestes. No entanto, sabe-se que são bastante antigas.
Mimas é um mundo exíguo e gelado, mas suficientemente complexo e com uma vista extraordinária sobre Saturno.
Entre as várias crateras sobressai uma no hemisfério que comanda o movimento orbital, a cratera Herschel. A cratera Herschel é uma gigantesca depressão com um terço do diâmetro de Mimas: 130 km de diâmetro e 9 de profundidade e um pico central, sendo assim a maior estrutura de impacto do sistema solar, o que levou a ser comparada à "Estrela da Morte" dos filmes Star Wars. O impacto colossal apenas por pouco não destruiu Mimas.
No hemisfério rebocado, oposto à cratera Herschel, apresenta outras numerosas crateras, quiçá relacionadas com o impacto que produziu a Herschel.
Na mitologia grega, Mimas (Μίμᾱς) era um dos titãs que combateram ao lado de Cronos (Saturno) contra Zeus (Júpiter). Mimas foi fulminado por Zeus, ou então morto por Hefesto (Vulcano), que lançou contra ele projécteis de metal em brasa.
Encélado
Encélado é um dos satélites naturais de Saturno com 498,8 km de diâmetro e com um período orbital de 1,37 dias. Ele deve seu nome a um titã da mitologia grega, derrotado em uma batalha e sepultado sob o vulcão Etna pela deusa Atena.
Em junho de 2009, pesquisadores europeus confirmaram a existência de um oceano de água salgada sob a calota de gelo do polo sul do satélite.
História de observação e exploração
Encélado foi descoberto em 28 de Agosto de 1789 por William Herschel.
As primeiras imagens a partir de sondas em visita a Encélado foram tiradas pelas duas sondas Voyager. A Voyager 1 apenas observou a lua de longe em Dezembro de 1980, a Voyager 2, em Agosto de 1981, conseguiu tirar imagens de muito melhor resolução, revelando uma superfície jovem e uma complexidade geológica inesperada.
Para que se desvendasse os segredos de Encélado foi necessário esperar mais de vinte anos. Em 30 de Junho de 2004, a sonda Cassini que chegou a Saturno por forma a revelar os segredos do planeta senhor dos anéis e das suas luas.
Dadas as imagens surpreendentes da Voyager 2, Encélado foi considerado uma prioridade, e foram planeado vários sobrevoos a 1500 km da superfície e outras oportunidades de visionamento a 100 000 km de Encélado. Até hoje, foram feitos três encontros com Encélado, que desvendaram mais segredos sobre esta lua, um dos mais surpreendentes foi a descoberta de fontes de vapor de água do pólo sul, uma zona geologicamente activa.
Na primavera de 2008, a Cassini irá visitar novamente este pequeno mundo a apenas 350 km de distância. Os cientistas da missão colocam Encélado ao lado de Titã como uma das prioridades futuras, afirmando um deles que Saturno deu-nos dois mundos excitantes para explorar.
Geologia planetária
A geologia de Encélado é complexa, incluindo falhas na superfície, dobras e crateras ténues. A lua passou por actividade geológica nos últimos quatro mil milhões de anos até ao presente.
Estudos feitos com recurso às imagens obtidas pela sonda Voyager 2 mostraram que Encélado possui pelo menos cinco tipos diferentes de terreno, incluindo várias regiões de terreno crivado, terreno plano recente e faixas de terreno acidentado. Foram ainda observadas fissuras lineares de dimensão considerável. Dada a relativa falta de crateras nas planícies, estas regiões têm, provavelmente, menos de 100 milhões de anos. Desta forma, Encélado derá ter tido actividade recentemente com recurso a "vulcanismo de água" ou outros processos que renovam a superfície. O gelo novo e limpo que domina a sua superfície, torna Encélado no corpo celeste do sistema solar com maior albedo (0.99).
Com recurso às observações feitas nos três encontros da sonda Cassini com Encélado em 17 de Fevereiro, 14 de Março e 14 de Julho de 2005 mostraram a superfície em muito maior detalhe que a Voyager 2. Nomeadamente, as planícies lisas observadas pela Voyager 2 foram vistas pela Cassini como regiões livres de crateras com vários pequenos cumes e escarpas. Muitas fracturas foram encontradas dentro do terreno crivado, sugerindo uma deformação considerável desde a formação das crateras. Finalmente, várias regiões adicionais de terreno jovem foram descobertas em áreas que não tinham sido fotografadas, nomeadamente o terreno bizarro encontrado na região do pólo Sul.
Imagens de alta-resolução da Cassini mostram jactos gelados e plumas em torre ejectando grandes quantidades de partículas a alta-velocidade. Estes jactos provêm de bolsas de água (acima de 0 graus centígrados) próximas à superficie. Assim, Encélado foi adicionado à lista de mundos com uma forma de vulcanismo activo.
Nas condições próximas do vácuo da superfície, essa água dissipar-se-ia no espaço. Análises feitas aos jactos e plumas indicam que a maioria das partículas acabam por cair de novo na superfície, dando ao pólo sul um aspecto extremamente brilhante, local que deverá ser o único, na lua, onde a água existe mais próxima da superfície. As partículas que conseguem escapar à gravidade de Encélado acabam por entrar na órbita de Saturno, formando o anel E.
Algumas características geológicas no hemisfério sul indicam que existem alterações na forma do lua ao longo do tempo. Acredita-se que pode estar relacionado com aquecimento interno intenso no passado, o que, por último, explica o aquecimento anómalo e a actividade na região polar sul.
Atmosfera e clima
Dado que Encélado reflecte praticamente toda a luz que recebe do Sol, a temperatura média à superfície é de -198 °C, algo mais frio que as outras luas de Saturno. A atmosfera é uma fina cobertura composta por vapor de água, e sua maior concentração no pólo sul se deve a atividade geológica na região, que é a mais quente do satélite, com -163 °C. As listas de tigre também estão associadas a condução dos gases atmosféricos por toda a superfície do satélite. Considerando a baixa gravidade desse pequeno satélite, a atmosfera se deve exclusivamente aos vapores que saem de suas entranhas, uma vez que Encélado a perde constantemente para o espaço, portanto, há produção e perda constante de gases atmosféricos. Nessa atividade, as partículas que Encélado emite abastece o mais externo dos anéis de Saturno.
Vida em Encélado
A sonda Cassini parece ter encontrado provas da existência de reservatórios de água líquida que entra em erupção ao estilo de géisers (que podem atingir mais de cem metros de altitude devida à reduzida força gravítica). A existência deste tipo de actividade geológica num mundo tão pequeno e frio acrescenta significativamente o número de habitats com capacidade de sustentar organismos vivos no sistema solar.
Outras luas do sistema solar, tais como Europa ou Ganímedes, têm oceanos de água líquida por baixo de quilómetros de uma crosta gelada. No entanto, no caso de Encélado, existem bolsas de água a poucos metros da superfície.
No dia 24 de junho de 2009, cientistas britânicos e alemães das universidades de Potsdam e Leicester, anunciaram a confirmação da descoberta de um oceano salgado oculto sob a superfície do polo sul do satélite. A descoberta foi baseada em estudos fornecidos através das pesquisas e fotografias realizadas pela sonda Cassini, que, em 2005, durante sobrevoo de Encélado, descobriu gêiseres de vapor e gás e pequenas partículas de gelo, contendo quantidade considerável de sais de sódio, lançadas a centenas de quilômetros no espaço [1].
Órbita
Tétis
Tétis é um satélite de Saturno; também conhecido como Saturno III. Foi descoberto por Giovanni Cassini em 1684.
É um corpo gelado semelhante na natureza das luas Dione e Rea. A densidade de Tétis é 1.21gm/cm3, indicando que é composto quase totalmente por água gelada. A superfície gelada de Tétis está intensamente crivada de crateras e contém rachaduras causadas por falhas no gelo. O terreno é composto por regiões com muitas crateras, com uma cintura escura com poucas crateras que se estende ao longo do satélite.
As poucas crateras da cintura indicam que Tétis já foi internamente ativa, provocando a reformação da superfície em partes do terreno antigo. A causa exata da cintura escura é desconhecida, mas conseguiu-se uma interpretação possível a partir das imagens recentes, da sonda Galileo, das luas de Júpiter, Ganímedes e Calisto. Ambos os satélites mostram calotas polares feitas de depósitos de gelo brilhante nas encostas das crateras voltadas para os polos. À distância, as calotas parecem mais brilhantes devido à névoa provocada por milhares de pedaços de gelo nas crateras menores.
Há uma enorme trincheira em Tétis, chamada Ithaca Chasma com cerca de 65 quilômetros (40 milhas) de largura e vários quilômetros de profundidade. Cobre três quartos da circunferência de Tétis. A fissura tem aproximadamente a dimensão que os cientistas tinham previsto, para o caso de Tétis ter sido fluida e a crosta endurecida antes do interior.
Outra formação proeminente é uma enorme bacia de impacto com 400 quilómetros chamada Odysseus. A cicatriz do impacto estende-se por mais de dois quintos do satélite, com um diâmetro ligeiramente maior do que a lua de Saturno, Mimas. Quando Odysseus foi criada, a cratera deve ter sido profunda com uma cordilheira montanhosa elevada e um pico central alto. Ao longo do tempo, o fundo da cratera adaptou-se à forma esférica da superfície de Tétis, e o anel da cratera e o pico central colapsaram. A temperatura à superfície de Tétis é de -187°C (-305°F).
Dione
Dione é uma das maiores luas do planeta Saturno, orbita a 377,4 mil quilómetros de distância desse planeta, sendo o seu período orbital de cerca de 66 horas, precisamente o dobro do que leva Encélado a percorrer a sua órbita. Este fenómeno pode ser responsável pelo aquecimento de Encélado a partir do efeito de marés.
Como resultado da fricção das marés, a rotação de Dione é proporcional ao seu movimento orbital, assim Dione mantém sempre o mesmo lado virado para Saturno. Esta lua orbita dentro do grande e ténue anel E de Saturno, desconhecendo-se até ao momento a relação entre Dione e o anel E.
Uma das características mais surpreendentes de Dione é a rede de penhascos cintilantes numa superfície escura que deverá ter sido originada a partir de movimentos tectónicos, o que se revelou uma surpresa para os cientistas.
Mitologia
O nome de Dione (do grego Διονε) foi proposto por John Herschel (filho de William Herschel) em 1847 quase duzentos anos depois de ser descoberta. John Herschell propôs que todas as luas de Saturno tivessem o nome de titãs, irmãs e irmãos de Cronos (Saturno na mitologia grega).
Na mitologia, Dione era identificada como uma ninfa filha de Oceano e Tétis, mas aparece, por vezes, como filha de Urano e Gaia, logo uma titã e irmã de Cronos.
História de observação e exploração
Giovanni Cassini foi quem descobriu Dione, Tétis, Reia e Jápeto e chamou às suas quatro luas de Sidera Lodoicea (As estrelas de Luís) honrando o rei Luís XIV de França. Em particular, Cassini descobriu Dione no dia 21 de Março de 1684.
A magnitude de Dione atinge 10,2 devido a ter uma reflectividade elevada, revelando que tinha uma superfície essencialmente de gelo de água.
Pouco se sabia sobre o aspecto de Dione, até aos primeiros anos da década de 1980, altura em que as sondas Voyager visitaram Saturno, as fotografias mostraram uma superfície antiga. No entanto, existiam claras assimetrias no terreno desta lua, o hemisfério rebocado (aquele que fica sempre atrás no movimento orbital de Dione em volta de Saturno) mostrava-se quebrado por uma rede de múltiplas fracturas brilhantes em linha.
Dione, Saturno e os anéis em linha com a sonda Cassini. Imagem tirada em 11 de Outubro de 2005.
Em 1980 foi também descoberto um novo satélite que orbitava Saturno na mesma órbita que Dione, a que se chamou de Dione B (que mais tarde tomou o nome de Helena), à frente do hemisfério líder no ponto de Lagrange L4. Em 2004, é descoberto um outro pequeno satélite, atrás do hemisfério rebocado, no ponto de Lagrande L5.
Até ao sobrevoo da sonda Cassini a 13 de Dezembro de 2004, a origem deste material brilhante era obscura, em parte porque as fotografias foram tiradas a uma distância elevada. A Cassini revelou que estas áreas eram falésias de gelo brilhante criadas por fracturas tectónicas. Descobre-se assim que Dione é um mundo dominado por enormes fracturas no hemisfério rebocado.
A sonda Cassini fez a maior aproximação jamais feita a Dione por uma sonda espacial, fê-lo em em 11 de Outubro de 2005 a uma distância de 500 km. Esta aproximação permitiu ver esta lua um detalhe nunca visto. Durante o encontro, a Cassini tentou buscar mais informação e tirar melhores fotografias das estranhas marcas na superfície de hemisfério rebocado. O encontro revelou uma superfície variada e familiar, mas ao mesmo tempo diferente do resto do sistema solar. Os instrumentos de campos e partículas da Cassini não detectaram a presença de uma atmosfera.
Geologia planetária
Região polar sul no hemisfério rebocado é mais brilhante que o terreno perto do equador, no topo da imagem. No centro, uma rede radial brilhante é conhecida como Cassandra, que poderá ser uma cratera raiada ou uma característica devido a movimentos tectónicos.
Composição a partir de imagens da Cassini, mostrando o terreno escuro e partido do hemisfério rebocado.
Dione tem trinta por cento menos diâmetro que Ganímedes e Calisto (duas das quatro luas de Galileu em Júpiter), sendo este diâmetro de 1118 quiómetros. Apesar de ligeiramente mais pequena, Dione é bastante semelhante a Reia. Ambas têm composições, albedo e terreno semelhantes, e até os hemisférios destes diferentes mundos são parecidos. No entanto, Dione é mais densa que Reia, e é a segunda lua de Saturno mais densa depois de Titã. O que leva a se pensar que tem uma grande quantidade de material rochoso no seu interior; e devido a isso, Dione tem mais calor radioactivo interno que as outras luas geladas vizinhas. Enquanto Encélado mostra ser uma lua activa, Dione mostra sinais dessa actividade no passado, mostrando-se assim com uma superfície mais antiga do que a que foi vista em Encélado.
As Voyager confirmaram que existia uma crusta gelada, ou seja, a solidez do astro é composta aproximadamente por 60 % de gelo e 40 % rocha. Parece também mostrar que uma parte substancial do gelo derrete.
A superfície é brilhante devido à sua composição, mas mostra grandes contrastes de brilho, com o hemisfério que lidera a translação mais brilhante que o rebocado. Este último é, geralmente, mais escuro e com uma superfície dominada por penhascos de gelo brilhantes que lhe dá um carácter bastante exótico e que evidencia movimento de placas tectónicas. Uma possibilidade é que as fracturas parecem ser devidas à libertação de água e, possivelmente, metano.
Dione apresenta diferentes tipos de terreno: planícies com baixa densidades de crateras a vales sinuosos que pode ser devido ao calor gerado a partir do seu interior. Existe um grande número de crateras, mas nenhuma tão grande que sugira que Dione alguma vez esteve perto da destruição total. Geralmente, Dione mostra uma pequena população de crateras quando comparada com outras luas de Saturno.
As zonas altas suaves e respectivos vales são harmoniosos com o resto da superfície e deverão ter a mesma idade que as a maioria das crateras das regiões onde estas se encontram, já os penhascos de gelo brilhantes deverão ter sido formados num período mais recente.
Os cientistas continuam intrigados com o terreno nas latitudes a sul. Esta rede de linhas parece cruzar tudo e são a característica mais jovem nessa região de Dione.
As maiores crateras têm 200 km de diâmetro e as crateras com 100 km são comuns nas zonas mais densamente saturadas de crateras. Uma das maiores dessas tem um pico central. A maioria das crateras encontra-se no hemisfério que lidera o movimento à volta de Saturno, dado que Dione mantém sempre a mesma face virada para o planeta dos anéis.
As principais características visíveis na superfície dioniana são as Chasmata (depressões íngremes, estreitas e longas), Lineae (marcas lineares formadas pelos penhascos) e crateras. As características da superfície de Dione toman nomes da Eneida de Virgílio, daí que, por vezes, Dione é referida como Lua de Vírgilio.
Os penhascos de gelo
Vista do interior de uma cratera com 60 km de diâmetro em Pádua Linea. O pico central da cratera pode ser observado na parte inferior direita. São visíveis várias fracturas na superfície.
Sulcos lineares e quase paralelos percorrem o terreno de Cartago Linea, visíveis no canto superior esquerdo da imagem.
Até à chegada da sonda Cassini em 2004, a origem da rede de linhas de material brilhante era obscura. Hoje sabe-se que estas formações não são depósitos de gelo, tal como se pensava antes da chegada da sonda, mas são penhascos de gelo brilhantes criados por movimentos tectónicos na superfície.
Os penhascos localizam-se em terreno escuro, que dá ao terreno um aspecto contrastante e alienígena. Um dos propósitos da sonda Cassini era desvendar mais informação sobre esta parte da superfície, dados que puderam ser obtidos com a aproximação de 11 de Outubro de 2005.
Durante a aproximação, a Cassini sobrevoou Pádua Linea e as imagens revelaram um terreno com sulcos finos, levemente paralelos e lineares que percorrem todo o terreno. Por sua vez, estes sulcos são interrompidos por fracturas irregulares e brilhantes. Em vários locais, as fracturas são mais recentes que alguns depósitos no fundo das crateras.
As crateras da região de Cartago Linea também têm paredes brilhantes e fundos cobertos por depósitos escuros, o que sugere que o material caia das paredes para o interior, revelando gelo limpo, enquanto que o materail escuro vai se acumulando no interior das crateras e na base dos penhascos.
Crateras
Em Dione, a superfície varia da densamente crivada por crateras, até às planícies praticamente sem crateras, passando por planícies com um número moderado de crateras. As zonas com mais crateras têm bastantes crateras com mais de 100 km de diâmetro e as planícies tendem a ter crateras com menos de 30 km de diâmetro.
A cratera proeminente é Dido. Por cima localiza-se Antenor (82 km de diâmetro), logo acima Turnus (97 km) que se localiza em Cartago Linea, uma região de terreno brilhante e fracturado.
A maioria do terreno com bastantes crateras localiza-se no hemisfério rebocado, com as planícies menos crivadas no hemisfério líder. Isto vai contra o que era esperado por alguns cientistas, o que sugere que durante o período de forte bombardeamento, tinha outra face virada para Saturno. Dado que Dione é relativamente pequena, um impacto que cause uma cratera de 35 km pode ter virado a lua. Dado que existem bastantes crateras maiores que 35 km, Dione pode ter sido repetidamente virada durante o bombardeamento no sistema solar primitivo. O padrão das crateras e o albedo brilhante do hemisfério líder sugerem que Dione permaneceu com a mesma face voltada para Saturno durante vários milhares de milhões de anos.
A maioria das crateras vistas pela sonda Cassini durante a aproximação mostra muros brilhantes e material escuro no chão dessas crateras. Isto deverá ser causado pelo deslizamento e acumulação de depósitos rochosos no interior das crateras, deixando os muros com gelo mais limpo, muito semelhante ao que deverá acontecer com outras luas geladas de Saturno.
Tal como Calisto, as crateras de Dione não têm muito relevo, ao contrário das que são encontradas na Lua da Terra e em Mercúrio; isto provavelmente é devido à crusta frágil formada por gelos. Dido é uma cratera proeminente na superfície, tem com 118 km de diâmetro e possui um pico central e tomou o nome da fundadora mítica de Cartago.
Atlas de Dione
Reia
Reia (português europeu) ou Réia (português brasileiro) é a segunda maior lua de Saturno com 1528,0 km de diâmetro e com um período orbital de 4,52 dias.
Em 6 de março de 2008, Geraint Jones, um cientista especializado na sonda Cassini, anunciou que Reia talvez possua um sistema de anéis tênue. Se a informação se confirmar, seria a primeira descoberta de anéis em torno de uma lua planetária.
Titã
Titã é a maior lua de Saturno e a segunda maior de todo o sistema solar, depois de Ganímedes, tendo quase 1 vez e meia o tamanho da nossa Lua. É maior que um planeta do Sistema Solar: Mercúrio; caso orbitasse o Sol seria um planeta por direito próprio.
Esta é a única lua no sistema solar a ter uma atmosfera densa, sendo até mais densa que a da Terra. Pensa-se que possui lagos de hidrocarbonetos, vulcões gelados, e que o metano comporta-se quase como a água na Terra, evaporando e chovendo num ciclo interminável. Titã é um mundo que se manteve oculto até muito recentemente, coberto por uma neblina densa e alaranjada.
Em Janeiro de 2005, foi lançada a sonda Huygens por entre a neblina, que tirou as primeiras fotografias da superfície de Titã, mas devido ao nevoeiro, e mesmo com fotografias muito ficou por saber. Esta sonda levou consigo um milhão de mensagens de pessoas à volta do mundo. As mensagens foram enviadas pela Internet, gravadas num CD-ROM e lançadas com a sonda em 1997, e poderão permanecer no solo titânico durante milhões de anos e serem descobertas por turistas espaciais do futuro.
Mitologia
Titã (do grego Τιτάνας) quando foi descoberto pelo astrónomo Christiaan Huygens foi simplesmente chamado de Saturni Luna (Latim para "Lua de Saturno"). Só em 1847 é que John Herschel (filho de Willian Herschel, o descobridor de duas outras luas em Saturno) sugere um nome próprio para a lua sob a denominação "Titã", fazendo o mesmo para as outras luas que tinham sido descobertas em Saturno. Todas tomaram nomes de titãs relacionados com Saturno.
Na mitologia grega, os Titãs são seres anteriores aos deuses do Olimpo e que tinham estatura gigantesca, força descomunal e eram aliados de Saturno (Cronos) na guerra contra Júpiter (Zeus) e os deuses do Olímpo, entre eles Plutão (Hades), Neptuno (Poseidon), gigantes, ciclopes e hecatonquiros pelo domínio do universo. Os titãs liderados por Saturno acabaram por ser derrotados depois de dez anos de guerra e foram confinados ao Tártaro.
História de observação e exploração
Uma das primeiras imagens tiradas de perto do colossal planeta Saturno, pela Pioneer 11. Titã é o ponto alaranjado por cima de Saturno, a Terra teria um pouco mais do dobro do tamanho que apresenta Titã na imagem.
A 25 de Março de 1655, o astrónomo holandês Christiaan Huygens decide apontar um dos seus novos telescópios para Saturno, com intenção de estudar os anéis. Estes telescópios eram de qualidade superior ao usado por Galileu na descoberta das grandes luas de Júpiter, as chamadas Luas de Galileu. Huygens ficou surpreso em ver que para além dos anéis, Saturno tinha uma grande lua.
Titã mostra-se nos céus da Terra uma magnitude entre +7,9 e +8,7, com um disco de 0,8'' de diâmetro e pode ser observado com pequenos telescópios (de diâmetros maiores que 5 cm) ou binóculos potentes.
No ano de 1944, Gerard Kuiper detectou metano no espectro de Titã, evidenciando que tinha atmosfera. Consequentemente, esta lua despertou especial interesse entre os astrónomos, e observações por radares, telescópios e modelos de laboratório mostraram diferentes hipóteses do que seria Titã.
De passagem por Saturno, a Pioneer 11 inaugurou assim os estudos feitos por sondas espaciais em 1979 e confirma a existência de uma atmosfera bastante densa. A 12 de Novembro do ano seguinte chega a sonda Voyager 1 que passa propositadamente a 7000 km de Titã, de forma a olhar mais de perto. A combinação dos dados obtidos pela Voyager 1 revelaram que Titã teria uma atmosfera semelhante à da Terra primitiva, rica em azoto, árgon, metano e hidrogénio, numa pressão de 1,5 bar, o que implicava que havia dez vezes mais gás na superfície de Titã do que na Terra, mesmo com uma gravidade muito mais fraca (14% a da Terra). Em 1981, a Voyager 2 atinge Titã, mas faz apenas uma visita ao longe, já as imagens da Voyager 1 não mostraram características da superfície, optou-se que a sonda prosseguisse viagem para Urano e Neptuno.
Todas as imagens obtidas mostraram um mundo envolto em neblina o que tornava a superfície invisível. Carl Sagan demonstrou que Titã poderia ter moléculas orgânicas, incluindo constituintes de proteínas (como os aminoácidos). Devido a estes dois motivos, é criada a missão da sonda Cassini-Huygens (da NASA e ESA), um esforço conjunto entre norte-americanos e europeus para estudar Titã e o resto do sistema saturniano. Depois de quase sete anos de viagem, a sonda chega a Saturno no dia 1 de Julho de 2004, e começa por cartografar a superfície por radar. A Cassini sobrevoou Titã a 26 de Outubro do mesmo ano e tirou imagens de alta-resolução a apenas 1200 km do planeta, discernindo bocados de claridade e escuridão que seriam visíveis ao olho humano. O módulo de Exploração Huygens (da ESA), que se destinava inteiramente ao estudo da atmosfera e superfície de Titã, desceu por entre a neblina e pousou na superfície a 14 de Janeiro de 2005; as imagens mostraram uma superfície alienígena e adversa, moldada por fluidos líquidos, mas a presença de líquidos nas imagens não foram confirmados.
Não existem planos ou estudos para missões tripuladas por seres humanos a Titã, ou a colonização deste mundo, pelo menos fora da ficção científica. O que não surpreende, dado o nosso conhecimento muito limitado de Titã. Aparentemente a superfície de Titã é muito jovem e activa, e contém bastante gelo de água e talvez oceanos e canais de compostos orgânicos líquidos.
Geologia planetária
Titã é maior que um dos planetas principais: Mercúrio, apesar de ser menos massivo que Mercúrio. Pensava-se que era a maior lua do sistema solar até recentemente, mas descobriu-se em observações mais recentes que a atmosfera densa reflete uma grande quantidade de luz, o que levou a que se pensasse que seria maior.
Titã tem várias semelhanças com as grandes luas de Júpiter (Ganímedes e Calisto) e Neptuno (Tritão) e é metade gelo (de água) e metade matéria rochosa. Presumivelmente, possui várias camadas com um núcleo rochoso de 3400 km rodeado por várias camadas de diferentes formas de cristais de gelo. Mas o interior da lua pode ainda ser quente. Apesar de semelhante em composição com Reia e com o resto das luas de Saturno, é mais denso devido à compressão gravitacional.
Topografia geral
A superfície de Titã mostra grandes regiões claras e terreno escuro, incluindo uma grande área com um grau de reflexão razoável do tamanho da Austrália. Denominou-se esta área como Xanadu, e foi identificada a partir de imagens de infravermelhos do Telescópio Espacial Hubble e da sonda Cassini. Existem em Titã outras áreas semelhantes a Xanadu e especulava-se que seriam mares de metano ou etano, mas as observações da Cassini indicam que não. A Cassini tem tirado fotografias de alta-resolução de todas estas áreas, e encontrou marcas lineares enigmáticas, que alguns cientistas sugerem que indicam actividade tectónica.
De forma a entender melhor as características da superfície de Titã, a sonda Cassini tem usado radares altimétricos e abertura sintética para cartografar parte da superfície durante os encontros com esta lua. As primeiras imagens revelaram uma geologia diversa e complexa com áreas escarpadas e outras planas. Existem características que parecem ter origem vulcânica, que devem libertar água misturada com amónia. Apresenta ainda zonas raiadas que parecem ser causadas por partículas levadas pelo vento. As poucas crateras de impacto aparentam enchimento, provavelmente com chuva de hidrocarbonetos. A área já cartografada parece ser levemente plana com nenhuma variação de altura maior que 50 metros; contudo, o radar altimétrico apenas cobriu parte da região polar norte.
Nas imagens tiradas a partir da superfície pela sonda Huygens notam-se evidências de erosão na base das rochas, indicando possível actividade fluvial. A superfície é mais escura do que o que se previa, consistindo numa mistura de gelo de água e hidrocarbonetos. Acredita-se que o "solo" visível nas imagens é precipitação do nevoeiro de hidrocarbonetos acima.
O "H de Titã".
Outras das descobertas da sonda refere-se a regiões com material claro cortadas por alinhamentos escuros dentro do terreno escuro.
O "H de Titã" é uma zona composta pelas regiões de Fensal (parte norte) e Aztlan (parte sul). Pensa-se que estas formações de terrenos sejam áreas altas de gelo de água, rodeadas por terreno raso que é preenchido com material escuro proveniente da atmosfera.
Fensal está sobrecarregada de pequenas "ilhas" com tamanhos que variam entre os 5 e os 40 quilómetros de diâmetro. A parte oeste de Fensal é dominada por várias ilhas, algumas grandes como Bazaruto Facula, área que contém no centro uma cratera escura bastante grande. As pequenas ilhas de Fensal são dispersas e circulares, apesar de muitas terem a aparência de ter uma orientação este-oeste. Por outro lado, Aztlan aparece quase desprovido de pequenas ilhas, mas com três grandes ilhas na zona ocidental. A maior das quais é Sotra Facula que mede 240 por 120 quilómetros de diâmetro.
[editar] Lagos de metano
Há muito que se acredita na existência de lagos e mares de metano e etano em Titã. Contudo, mesmo que muitos aspectos da superfície possam ser explicados como sendo produtos de líquidos, não existem provas conclusivas para determinar a existência de líquidos na superfície no momento.
Quando a sonda Cassini chegou ao sistema saturniano, esperava-se que lagos ou oceanos de hidrocarbonetos pudessem ser detectados por luz do sol reflectida da superfície, o que não aconteceu até hoje. Medições de radar recentes a partir da Terra sugerem que não existe nenhum grande oceano de etano em Titã, mas pode ser que ainda existam pequenos lagos.
Os achados da Huygens a 14 de Janeiro de 2005 não mostram nenhuma área com líquidos, apesar de haver uma indicação muito forte disso no passado recente. As imagens da Huygens mostram pequenos montes atravessados por canais escuros de drenagem. Os canais dirigem-se para uma região larga, plana e escura. Pensava-se inicialmente que a região escura fosse um lago de fluidos. Todavia, tornou-se claro que a Huygens pousou na região escura e sólida.
Não foi encontrada nenhuma prova imediata da existência de líquidos no local de pouso da Huygens. A superfície foi imediatamente estudada quando a sonda pousou e verificou-se que o local era semelhante a areia solta ou argila molhada; isto é, uma crosta dura que cobre um material pegajoso. Contudo, análises subsequentes dos dados sugeriram que estes dados foram obtidos porque a sonda ao cair deslocou um seixo grande, e que o terreno seria melhor descrito como uma forma de areia feita por grãos de gelo. As imagens tiradas depois do pouso mostram um terreno plano coberto por seixos. Estes seixos, que podem ser constituídos por gelo de água, são algo redondos, o que indica a acção de fluidos.
Uma intrigante marca escura que pode ser o local de um lago presente ou antigo de hidrocarbonetos líquidos.
Hipoteticamente, a Huygens pode ter pousado durante uma estação seca em Titã, e que os períodos de chuva de metano no passado recente podem ter formado lagos que subsequentemente evaporaram. O tempo desses intervalos de períodos de chuva são desconhecidos, e os cientistas relembram que a Huygens pousou apenas num pequeno local numa lua do tamanho de um planeta, o que é insuficiente para avaliar todo o globo.
Recentemente, os cientistas da Cassini anunciaram a descoberta de algo escuro e enigmático no pólo sul de Titã que acreditam ser um pequeno lago criado por precipitação das nuvens que se conjugam na região. Mas a área que se assemelha a uma costa no seu perímetro e a presença frequente de nuvens de tempestade, fazem deste local o melhor candidato conhecido de um lago em Titã. No entanto, esta identificação permanece incerta, já que pode ser uma depressão vasta preenchida por hidrocarbonetos sólidos e escuros que caíram da atmosfera. A área semelhante a costa pode ser o resultado de um processo não ligado a chuva, tais como uma caldeira vulcânica ou um fosso.
Vulcões gelados
Criovulcões em Titã, em cores falsas, observado pela sonda Cassini.
Durante a aproximação a Titã pela Cassini a 26 de Outubro de 2004, observou-se uma superfície global lisa com poucas crateras de impacto. Isto sugere que a lua tem uma superfície que se renova constantemente. As imagens da Cassini revelaram uma área vasta escura chamada Ganesa Macula que é uma estrutura com 180 km que se assemelha às abobadas de panquecas vulcânicas observadas em Vénus pela sonda Magellan.
Estes vulcões funcionam a baixas temperaturas, pelo que se denominam criovulcões. Foi possível obter imagens que sugerem criovulcões activos. A detecção de Árgon 40 na atmosfera indica que os vulcões cospem plumas de água e amónia. A evidência de actividade vulcânica da última missão da Cassini sugere que as temperaturas são provavelmente mais altas nos viveiros de criovulcões.
Dado que a existência de lagos em Titã permanece por confirmar, alguns cientistas acreditam que as características escuras na lua são causados por criovulcanismo que por fluidos à superfície.
Atmosfera e clima
Animação de um intervalo de duas horas que mostra nuvens no pólo sul de Titã
Titã é a única lua do sistema solar com uma atmosfera completamente desenvolvida que consiste em bem mais que vestígios de gases. A presença de uma atmosfera foi primeiro vista por Gerard Kuiper em 1944. Desde então, as observações das sondas Voyager mostraram que a atmosfera titânica é mais densa que a da Terra, com uma pressão á superfície de uma vez e meia a do nosso planeta e suporta uma camada de nuvens opacas que ocultam aspectos da superfície de Titã.
A atmosfera é composta por 95% de Azoto, a atmosfera mais densa e rica em azoto do sistema solar, a par da Terra - com vestígios significativos de vários hidrocarbonetos (incluindo metano, etano, diacetileno, metilacetinelo, cianoacetileno, acetileno, propano, além de dióxido de carbono, monóxido de carbono, cianogeno, hidrocianido e hélio.) Titã não tem um campo magnético e, por vezes, orbita à volta da magnetosfera de Saturno, expondo-a directamente ao vento solar. Isto pode ionizar e levar algumas moléculas do topo da atmosfera.
A alta densidade da atmosfera deve-se essencialmente à baixa temperatura, já que as colisões entre as moléculas dos gases não são suficientes para as acelerar até à velocidade de escape. E, o calor gerado dentro do planeta pode vomitar material para a atmosfera através dos criovulcões, tornando assim a atmosfera mais espessa.
A neblina
Pensa-se que os hidrocarbonetos na alta atmosfera de Titã e em reacções resultem da quebra do metano pela luz ultravioleta do Sol, produzindo uma camada opaca de neblina. Esta neblina impediu que as primeiras sondas que observaram Titã pudessem ver a superfície, estimulando cientistas e curiosos.
Nuvens variadas dispersas pontuam numa neblina quase completa na atmosfera de Titã. Essas nuvens são provavelmente compostas de metano, etano e outros compostos orgânicos simples. Outros compostos químicos mais complexos em pequena quantidade produzem a cor alaranjada que é visível do espaço.
A atmosfera muito espessa bloqueia a luz do sol, que demora 8 dias terrestres a atravessar o céu de Titã. A sonda Huygens não conseguiu detectar a posição do sol durante a sua descida, e apesar de ser capaz de tirar imagens da superfície, os cientistas dizem que o processo foi como fotografar asfalto em poeira. Logo, é improvável que Saturno seja visível a partir da superfície de Titã.
A Cassini também detectou nuvens altas no pólo Sul de Titã, mas que não aparentam ser de metano, como seria esperado. A descoberta tem surpreendido os cientistas, e estão a decorrer estudos para determinar a composição das nuvens e decidir se a atmosfera de Titã precisa de ser reavaliada. A Cassini indicou que Titã, tal como Vénus, é um "super rodador", ou seja, a atmosfera roda à volta do eixo da lua mais rápido que a superfície. Ao invés da Terra, onde a atmosfera é mais lenta. A velocidade de rotação no equador é cerca de 1670km/hora.
[editar] Ciclo do metano
O metano nas temperaturas comuns de Titã encontra-se no estado gasoso, mas a atmosfera de Titã destroi gradualmente o metano que vai para a atmosfera superior num processo conhecido como o ciclo do metano. Contudo, os compostos mais complexos de carbono, formados a partir de metano são líquidos a essas temperaturas. Estes compostos caem sob a forma de chuva e formam lagos com alguns metros de profundidade, talvez cobertos por blocos de gelo de amoníaco. Os lagos aparentemente evaporam-se, mas nenhum processo químico ou físico nas condições de Titã permite a retransformação destes compostos novamente em metano. A maior parte do metano deve ter origem na superfície ou através de criovulcões que alimentam novamente a atmosfera e que depois condensam-se e volta a cair em forma de chuva de metano, completando o ciclo. A Huygens também indicou que, periodicamente, chove metano líquido e outros compostos orgânicos para a superfície.
Este provável ciclo do metano em Titã, em parte, assemelha-se ao ciclo da água na Terra. Apesar disso, Titã é um mundo impróprio para ser visitado já que o metano é mortal para o homem e a temperatura é extremamente baixa.
As estações do ano
Na superfície, a temperatura de Titã é de cerca de -179°C. Nesta temperatura o gelo de água não sublima, criando uma atmosfera com praticamente nenhum vapor de água.
As temperaturas variam pouco do equador para os pólos e do dia para a noite, onde a temperatura raramente deverá chegar aos -50°C ao meio-dia. Tal como a Terra, Titã tem estações do ano, e cada estação do ano equivale a sete anos completos na Terra, já que Saturno demora quase 30 anos a dar uma volta ao Sol. A observação de tempestades na região sul do pólo Sul de Titã em Junho de 2005, onde é Verão no hemisfério Sul, levou a especular que uma área escura poderia ser um reservatório de chuvas de metano em Titã.
Vida em Titã
Os espectógrafos da Voyager 1 deram a conhecer a existência de moléculas orgânicas, e em particular de hidrocarbonetos já complexos de metano, que já tinham sido detectados a partir da Terra, mas também de acetileno e outros compostos num mundo que se revelou interessante para os exobiologos. Foi também descoberto ácido cianídrico (HCN), uma molécula um tanto simples composta por três átomos, mas que são as bases azotadas do ADN, o código com que se "escreve" a vida.
Como existe metano e monóxido de carbono em quantidade suficiente e Titã está suficientemente próximo do Sol, o planeta pode ser afectado pela luz ultravioleta. As radiações mais fortes do Sol, na alta atmosfera de Titã, leva a que as moléculas do Metano (CH4) formem moléculas mais complexas. Os hidrocarbonetos mais pesados aglomeram-se e produzem as opacas camadas de aerossol alaranjado com 200 km de altura, até serem demasiado pesados e, assim, descem à superfície. Lentamente e durante a história desta lua, uma contínua camada orgânica foi cobrindo toda a superfície até, pelo menos, centenas de quilómetros. Devido a isto, Titã tem semelhanças com a Terra primordial. Titã tem sido visto como uma Terra primitiva no congelador, com o embrião da vida congelado.
A existência de criovulcanismo em Titã tem importantes implicações na exobiologia, já que expõe os orgânicos da superfície à água líquida. A química aquosa permite que os hidrocarbonetos formem espécies pré-bióticas mais evoluídas e oxidadas, tais como aminoácidos. Num modelo feito, e como uma abóbada de apenas 1 km de altura levaria 5 x 10³ anos a se congelar com lava feita inteiramente de água líquida, e levaria até 12 x 10³ anos caso fosse de amónia desidratada, permitindo a que a química pré-biótica evolua bem mais do que foi experimentado em laboratórios na Terra.
Assim, Titã tal como a lua Europa e o planeta Marte, está no topo da lista dos corpos celestes onde se pode encontrar formas de vida primitiva. Daqui a 5 bilhões de anos quando o Sol ampliar 50 vezes o seu tamanho, Titã vai receber a mesma quantidade de energia solar que a Terra recebe hoje. Hipoteticamente e por um curto período de tempo, o satélite poderia tornar-se num mundo oceânico onde a vida prospera.
Jápeto
Jápeto é a terceira maior lua de Saturno com 1436,0 km de diâmetro e com um período orbital de 79,32 dias, distando cerca de 3 564 300 km de Saturno.
O período de rotação de Jápeto é igual ao de revolução, como acontece com a Lua da Terra, e uma face de Jápeto está sempre a chefiar o seu movimento orbital em volta de Saturno e a outra parte da lua é, continuamente, rebocada. Desta forma, o dia de Jápeto são mais de 79 dias terrestres.
Extraordinariamente, o hemisfério que conduz o movimento de Jápeto é extremamente escuro, reflectindo apenas uma pequena percentagem de luz solar incidente. Enquanto que o hemisfério rebocado é tanto como dez vezes melhor reflector. Isto torna Jápeto no corpo celeste conhecido com maior variação de brilho no Sistema Solar.
O hemisfério escuro tem natureza e origem desconhecidas. No entanto, pensa-se que, provavelmente, a matéria da superfície do hemisfério que comanda o movimento sejam moléculas orgânicas de carácter complexo, talvez abastecido de Febe, ou produzido in situ pela radiação ultravioleta solar, no componente de metano de gelo no hemisfério rebocado. Assim, a rápida evaporação do gelo de metano e o transporte balístico da matéria do hemisfério condutor para o rebocado é feito por impactos de micrometeoritos. Explicando-se assim a razão de tal assimetria de brilho entre os hemisférios.
Assim, Jápeto é único por ter um hemisfério de elevado albedo e outro de baixo albedo. Brilho que se reflecte na magnitude do astro que varia de 10,2 a 11,9. Isto explica porque, visto da Terra, Jápeto aparece mais brilhante quando está a oeste de Saturno que a Leste deste.
Foram descobertas crateras de impacto no início da década de 1980 pela Voyager no hemisfério rebocado, mas não no que comanda o movimento da lua. A matéria no hemisfério rebocado é quase, de certeza, gelo de água, possivelmente misturado com metano gelado e outros gelos, como o de amónia. Toda a lua é, essencialmente, composta por gelos, daí possuir uma densidade bastante baixa.
Curiosamente, nas primeiras fotografias de Jápeto tiradas pela Voyager 1 descobriu-se uma enorme e bem definida oval branca, com um minúsculo ponto negro no centro. A um círculo ao qual chamara de "Olho de Jápeto" e que se situa no limite de ambos os hemisférios e possui 200 km de diâmetro.
Foi Giovanni Domenico Cassini quem descobriu Jápeto no ano de 1671.
Na mitologia grega, Jápeto era o titã pai de Prometeu (a divindade que roubou o fogo dos deuses para dar ao Homem) e de Atlas.
Miranda
Miranda é a menor e mais intrigante das grandes luas de Urano. Foi descoberta em 1948 por Gerald Kuiper. Possui menos de 500 km de diâmetro, o segundo menor satélite de formato esférico do Sistema Solar (Mimas de Saturno é o primeiro, com 300 km), mas é o astro mais atraente na região de seu pacato planeta.
Miranda tem a superfície mais diversificada, com um relevo bizarramente deformado. Seu ambiente é marcado por depressões e penhascos profundos, zonas cheias de crateras, altas montanhas e planícies suaves. Os picos mais elevados chegam a medir 15 km de altura e as maiores crateras cerca de 60 km de diâmetro. A maior parte desses relevos são estruturas antigas, mas há algumas recentes.
Devido a sua estranha topografia, supõe-se que Miranda teria sido atingido por um objeto com metade do volume do satélite e os estilhaços teriam criaram os anéis do planeta.
Ariel
Ariel (air'-ee-əl, AFI: [ˈɛəriəl]) é um dos cinco satélite natural (lua) do planeta Urano descoberto em 24 de outubro de 1851 por William Lassell. Ariel foi descoberto juntamente com uma outra lua de Urano, Umbriel.
Nome
Ariel é o nome de um silfo (criatura mitológica) no poema "Rape of the Lock" do Alexandre Pope. Também é o nome do espírito que sevia Próspero na peça teatral Tempestade de Shakespeare.
O nome "Ariel" e o nome de todos os quatro satélites de Urano foram sugeridos por John Herschell em 1852 quando consultado por Lassel.[1] Lassell já tinha anteriormente endossado o esquema que Herschel usou para batizar em 1847 as sete então conhecidas luas de Saturno. Em 1848 quando Lassel descobriu a oitava lua de Saturno, ele a batizou com o nome Hipérion usando o mesmo esquema de Herschell. O adjetivo relativo a "Ariel" é "Arieliano".
Ariel também é chamado de Urano I (Uranus I).
Características físicas
As primeiras e ainda distantes observações de Ariel foram feitas pela sonda Voyager 2 durante seu vôo ao redor de Urano em 1986. A Voyager 2 fez sua maior aproximação de Ariel em 24 de janeiro de 1986 e passou à 127 mil km da lua.[2] Devido ao fato de que somente o polo Sul de Ariel está virado para o Sol, somente o hemisfério sul pode ser fotografado (imageado).
Ariel é um satélite relativamente pequeno, mas, ainda sim tem como mérito ser a lua mais brilhante de Urano. Sua superfície é marcada por crateras e são encontrados também grandes vales em fendas que se estendem por toda superfície.
A composição de Ariel é de aproximadamente 70% de gelos (água congelada, dióxido de carbono em estado sólido, e possivelmente também gêlo de metano) e 30% de rochas compostas por silicatos. Alguns lugares de Ariel parecem estar cobertos por geada fresca, particularmente, em crateras mais recentes. A mais velha e maior unidade geológica observada em Ariel pela Voyager 2 foi uma vasta área de planícies craterizada no polo sul do satélite. A análise das crateras vistas nas planícies craterizadas de Ariel sugere que a maioria delas são mais recentes do que aquelas vistas em Titânia, Oberon, e Umbriel.[3] A maior cratera observada em ariel é a cratera Yangoor, com somente 78 km de secção, e mostra sinais de deformação desde sua formação. A Voyager 2 também observou uma rede de falhas geológicas, canyons, e estruturas em gêlo distribuídas ao longo das latitudes no meio do hemisfério sul de Ariel, quebrando a região de superfícies craterizadas. Os canyons provavelmente representam "grabens" formados por falhas extensionais. Matéria lisa e sulcos são vistos em várias partes da rede de vales de Ariel, sugerindo que o fundo dos canyons esteve coberto por gelo morno ejetado do interior de Ariel.[3]
Acredita-se que no passado, as atividades geológicas de Ariel tem sido provocadas por "aquecimento de maré" em um tempo quando sua órbita era mais excêntrica do que a atual. Nos primórdios de sua história, Ariel foi aparentemente capturado em uma ressonância orbital 4:1 com Titânia, de onde Ariel teria escapado.[4] A ressonância teria aumentado a excentricidade orbital; resultando em fricção de maré devido às forças de maré a partir de Urano teriam causado o aquecimento no interior de Ariel. No sistema de satélites de Urano, devido à ausência de achatamento do planeta, a o tamanho relativamente grande de seu satélites, escapar a partir de um movimento em ressonância média é muito mais fácil do que para os satélites de Júpiter ou Saturno.
Nomes oficiais têm sido dados aos seguintes tipos de falhas geológicas em Ariel:
- Crateras de impacto
- Chasmatas
- Vales
Curiosidades
- Em 26 de julho de 2006, o Hubble Space Telescope conseguiu capturar uma imagem de um raro trânsito de Ariel, quando o satélite passou por Urano. Durante o trânsito, o satélite projetou uma sombra que pode ser vistas sobre as nuvens de Urano. Tais eventos são raros e somente ocorrem por volta dos equinócios, quando o eixo de rotação do planeta está inclinado em 98° em relação ao plano orbital.
Umbriel
Umbriel é uma das cinco grandes luas de Urano. Foi descoberta em 1851 por William Lassell.
Titânia
Titânia (ou Titania, sem acento) é a maior lua de Urano. Foi descoberta em 11 de janeiro de 1787 por William Herschel.
Titania é composta de aproximadamente 50% de água (gelo), de 30% de silicato e os restantes 20% de compostos orgânicos, parecidos com o metano. Têm um canyon muito maior que o Grande Canyon na Terra, mas de tamanho semelhante ao Valles Marineris em Marte e Ithaca Chasma em Tétis, uma lua de Saturno.
Oberon
Oberon é a lua mais afastada das cinco grandes luas de Urano. Foi descoberta por William Herschell em 1787. Possui 1600 km de diâmetro e massa aproximadamente igual à da Lua. Sua superfície é rica em gelo e água. Tem cor cinzenta bastante uniforme, interrompida por raios brilhantes situados ao redor de algumas crateras. Não apresenta configurações globais de manchas escuras ou claras. A superfície revela fracos indícios de fendas tectônicas e é crivada de crateras.
Proteu
Proteu é uma das luas de Neptuno. Tomou o nome de Proteu, o deus do mar que mudava de forma na mitologia grega.
Tritão
Tritão é a maior lua de Neptuno, que se encontra a 4.500 milhões de quilômetros da Terra. É possivelmente o astro mais frio do sistema solar (-235°C). Descoberto por William Lassell em 1846, somente 17 dias após o descobrimento do próprio planeta, deve seu nome ao deus Tritão da mitologia grega. Tritão é um dos astros mais gélidos do sistema solar, com uma história geológica bastante complexa; possui uma superfície bastante jovem e de aspecto rugoso, desfigurada por violentas erupções vulcânicas, rápidos congelamentos de superfície e com repentina fundição, gerando assim uma rede de rachaduras enormes.
Após a passagem de Voyager 2, suas enigmáticas imagens revelaram o que pareceu ser géiseres de nitrogênio líquido emanados de sua superfície gelada. Esta descoberta mudou o conceito clássico do vulcanismo que, até então, supôs que os corpos gelados não seriam geologicamente ativos. Tritão demonstrou que para que haja atividade geológica basta meios fluidos, rocha fundida, nitrogênio ou água.
Mitologia
Tritão (do grego Τρίτων) provém do nome do deus do mar, filho de Poseidon (Neptuno), na mitologia grega. Este nome foi proposto por Camille Flammarion em 1880. O nome Tritão foi proposto também por outros, mas até 1939, o nome não foi adotado genericamente. Na literatura científica era apenas referenciando como "o satélite de Neptuno". Estranhamente, as referências a Tritão no fim de século XIX e em início do século XX eram para o nome de um suposto canal em Marte.
Talvez seja estranho que Lassell, o descobridor, não tenha dado o nome à lua que descobriu, já que ele deu o nome às suas outras descobertas feitas uns anos mais tarde, Hipérion em Saturno, e a terceira e quarta luas do planeta Urano, Ariel e Umbriel.
Só à volta de 1949 é que o nome Tritão começa a ser usado oficialmente, isto na altura em que um pequeno satélite em Neptuno é descoberto, a que se deu o nome de Nereida.
História de observação e exploração
Em 1820, William Lassell começou a construir espelhos para o seu telescópio e em 1844 construiu melhores espelhos que permitiram a descoberta do planeta Neptuno, a 23 de Setembro de 1846. A notícia da descoberta terá chegado a John Herschel que decide escrever a Lassell para procurar por satélites no primeiro dia do mês de Outubro, já que havia uma forte probabilidade disso.
Mal soube da ideia, Lassell começa à procura de satélites e descobre Tritão oito dias depois do início das buscas, no dia 10 de Outubro de 1846; apenas 17 dias tinham passado desde a descoberta do planeta Neptuno. As suas observações levaram-no também a acreditar que tinha visto um anel à volta de Neptuno. Apesar de Neptuno ter, de facto, anéis, estes são tão finos e escuros que o que Lassell viu era, muito provavelmente, uma ilusão.
Só cem anos depois da descoberta de Tritão é que foram feitas as primeiras observações detalhadas do satélite. Os astrónomos começaram a estudar a lua e descobriram que tinha uma órbita no sentido oposto à órbita de Neptuno e muito inclinada.
Hoje em dia, presume-se que seja um objecto capturado da Cintura de Kuiper. Cálculos indicam que, dentro de 1400 a 3600 milhões de anos, a órbita de Tritão diminuirá em tamanho progressivamente, o que poderá resultar que Tritão se quebre numa grande aproximação a Neptuno, formando um anel à volta do planeta ou num choque colossal atingir Neptuno.
Apesar das propriedades de Tritão terem sido definidas quase correctamente no século XIX, pouco se sabia sobre o que teria Tritão para desvendar até à chegada da sonda Voyager 2 no final do século XX. Na primeira fotografia que foi tirada, o satélite aparecia com uma cor rosa-amarelada.
A primeira tentativa de medir o diâmetro de Tritão correctamente foi feita por Gerard Kuiper em 1954, que obteve um valor de 3800 km. Depois disso, várias tentativas de medição levaram a dimensões que variavam entre os 2500 e os 6000 km, ou seja desde bastante mais pequeno que a Lua até sensivelmente metade do tamanho da Terra.
Neptuno e Tritão três dias depois do sobrevoo da Voyager 2.
Com a aproximação da Voyager 2 a Neptuno a 25 de Agosto de 1989 obtêm-se dados que permitiram a medição correcta do diâmetro (estimado em cerca de 2706 km) e decidiu-se que a sonda iria sobrevoar Tritão de perto, mesmo que isso afectasse a sua trajectória e o que se descobriu foi surpreendente. E, a maioria do que se sabe hoje deve-se a esta sonda, já que foi a única que explorou Tritão. A Voyager descobriu criovulcanismo, um novo tipo de vulcanismo, e uma superfície exótica.
Na década de 1990, foram feitas diferentes observações a partir da Terra ao limbo de Tritão com recurso a ocultações de estrelas por Tritão. Estas observações mostraram uma atmosfera mais densa que na altura da passagem da Voyager 2.
A NASA planeja uma missão a Neptuno e Tritão que deverá ser lançada entre 2016 e 2018, mas que só chegará a Neptuno em 2035. A missão deverá incluir duas sondas que pousarão na superfície de Tritão e irão estudar a atmosfera e pesquisar informação geoquímica perto dos géisers.
Geologia planetária
Tritão é uma lua geologicamente activa, o que originou uma superfície complexa e recente.
Tritão tem tamanho, densidade, temperatura e composição química semelhantes a Plutão, e ao verificar a órbita excêntrica de Plutão que atravessa a de Neptuno, visualizam-se pistas da possível origem de Tritão como um planeta semelhante a esse capturado por Neptuno. Assim Tritão poderá ter-se formado longe de Neptuno.
Apesar de existirem várias diferenças entre Tritão e as outras luas geladas do sistema solar, o terreno é semelhante ao de Ariel (lua de Urano), Encélado (lua de Saturno), e três luas de Júpiter: Io, Europa e Ganímedes. Também lembra Marte, com as suas calotas polares.
O efeito gravitacional de Tritão na trajectória da Voyager 2 sugere que o manto de gelo deve cobrir um núcleo substancial de rocha (com probabilidade de conter metal). O núcleo corresponde a dois terços da massa total de Tritão (65% a 75%), o que é mais do que qualquer outra lua do sistema solar, com excepção de Io e Europa. A diferenciação pode ter sido eficiente devido ao efeito gravitacional de Neptuno durante a captura de Tritão. Tritão tem uma densidade média de 2,05 g/cm³, e é composto por cerca de 25% de gelo de água, essencialmente localizado no manto.
A superfície é composta principalmente por gelo de azoto, mas também gelo seco (dióxido de carbono gelado), gelo de água, gelo de monóxido de carbono e metano. Pensa-se que poderão existir gelos ricos em amónia à superfície, mas não foram detectados. Tritão é muito brilhante, reflectindo 60 a 95 por cento da luz solar que incide sobre a superfície; a Lua da Terra, em comparação, reflecte apenas 11 por cento.
Topografia geral
A área total da superfície corresponde a 15,5% da área emersa da Terra, ou 4,5% da área total. A dimensão de Tritão sugere que deverão existir regiões de densidades diferentes, variando entre 2,07 a 2,3 gramas por centímetro cúbico. Existem áreas que têm exposições rochosas, e são áreas escorregadias, devido às substâncias geladas, nomeadamente o metano gelado que cobre parte da superfície.
A região do pólo sul de Tritão é coberta por uma capa de azoto e metano gelados salpicado por crateras de impacto e aberturas de géisers. A capa gelada é altamente reflectora, porque absorve pouca energia solar. Desconhece-se como será o pólo norte já que este se encontrava na penumbra quando a Voyager 2 visitou Tritão. No entanto, pensa-se que, tal como o pólo Sul, deverá ter uma calota polar.
As poucas crateras que existem em Tritão revelam uma actividade geológica intensa.
Na região equatorial longas falhas com cordilheiras paralelas de gelo expelido do interior cortam terrenos complexos com vales imperfeitos. Yasu Sulci, Ho Sulci e Lo Sulci são alguns destes sistemas conhecidos como "Sulci", termo que significa "sulcos". A leste destes sulcos encontram-se as planícies Ryugu e Cipagu e o planalto Cipango.
As zonas planas de Sipagu Planitia e Abatus Planum no hemisfério sul encontram-se rodeadas por pontos negros - as "maculae". Dois grupos de maculae, Acupara Maculae e Zin Maculae destacam-se a leste do Abatus Planum. Estas marcas parecem ser depósitos na superfície deixados por gelos que evaporaram, mas não se sabe ao certo do que serão compostos e a sua origem.
Perto de Sipagu e Abatus Planum encontra-se ainda uma grande cratera fresca, com 27 km de diâmetro, chamada Mozamba. Seguindo para noroeste, outras duas crateras mais pequenas (Kurma e Llomba) seguem a cratera Mozamba quase em linha reta. A maioria dos poços e terreno agreste são causados por derretimento e colapso de gelo, ao contrário do que acontece em outras luas, onde as crateras de impacto dominam a superfície. No entanto, a Voyager fotografou uma cratera de impacto com 500 km de diâmetro, que foi extensivamente modificada por inundações repetidas, derretimento, falhas e colapsos.
Terreno casca-de-meloa
O terreno casca-de-meloa visto a 130000 km de distância pela Voyager 2.
Tano Sulci é uma das longas falhas que percorrem a estranha região de Bubembe em Tritão, uma região também conhecida por terreno casca-de-meloa, por causa do seu aspecto de casca de meloa, uma das regiões mais estranhas do sistema solar. Desconhece-se a origem deste terreno, mas pode ter sido causado pela subida e queda de gelo de azoto, pelo colapso e inundação causados por criovulcanismo. Apesar de ser um terreno com poucas crateras, acredita-se que poderá ser a superfície mais antiga em Tritão. Este terreno deverá cobrir a maioria do hemisfério Norte.
Estes terrenos casca-de-meloa são únicos e só existem em Tritão; compreendem depressões com 30 a 50 km de diâmetro, provavelmente não relacionadas com impacto de meteoritos por serem demasiado regulares, com espaçamento regular e separadas por escarpas curvadas. Estes cumes poderão ter origem em erupções de gelo viscoso por entre as fracturas em anel, e podem ter até 1 km de altura.
Vulcões gelados
Surpreendentemente, Tritão é geologicamente activo; a sua superfície é recente e com poucas crateras. Existem vales e cristas num padrão complexo por toda a superfície, provavelmente resultantes dos ciclos do congelamento e aquecimento e dos vulcões. A sonda Voyager 2 observou vulcões gelados (as Plume) que cuspiam verticalmente azoto líquido, pó ou compostos de metano, proveniente de baixo da superfície, em plumas que atingiam 8 km de altura. Provavelmente, esta actividade vulcânica é devida ao aquecimento sazonal causado pelo Sol, e não como o aquecimento dos vulcões registados em Io.
Hili e Mahilani são os criovulcões tritanianos observados, ambos com nomes de espíritos da água de mitologias africanas. Tritão é assim com a Terra, Io e talvez Vénus e Titã, um dos poucos mundos do sistema solar a possuir actividade vulcânica no momento presente.
Atmosfera e clima
O limbo de Tritão mostra uma atmosfera inexpressiva. Os pontos negros na superfície são chamados de maculae.
Tritão possui uma atmosfera tênue composta por azoto (99,9%) com pequenas quantidades de metano (0,01%). A pressão atmosférica tritoniana é de apenas 14 microbars, cerca de 1/70000 da pressão atmosférica terrestre.
A sonda Voyager 2 conseguiu observar uma camada fina de nuvens numa imagem que tirou do limbo desta lua. Estas nuvens formam-se nos pólos e são compostas por gelo de azoto; existe também nevoeiro fotoquímico até uma altura de 30 km que é composto por vários hidrocarbonetos, semelhante ao que foi encontrado em Titã, no entanto nenhum destes hidrocarbonetos foi detectado. Pensa-se que os hidrocarbonetos contribuem para o aspecto cor-de-rosa da superfície.
A temperatura à superfície é de cerca de -235 graus Celsius, ainda mais baixa que a temperatura média de Plutão (cerca de -229°C), logo é a mais baixa temperatura jamais medida no sistema solar. A 800 km da superfície, a temperatura sobe para -180°C.
As estações do ano
O eixo de rotação de Tritão é particularmente invulgar, inclinado 157° em relação ao eixo de Neptuno, e 130° em respeito à órbita de Neptuno, expondo um pólo ao Sol de cada vez. Como Neptuno orbita o Sol, as regiões polares de Tritão trocam de posição num intervalo de 82 anos, o que provavelmente resulta em mudanças de estações do ano radicais cada vez que um pólo se move para a luz do Sol. Dada a sua órbita e inclinação axial, Tritão apresenta um ciclo de estações amenas e extremas. As estações mais extremas ocorrem em intervalos de cerca de 700 anos, e o próximo grande Verão em Tritão decorre em 2007.
Durante o encontro com a Voyager 2, o pólo sul de Tritão estava virado para o Sol, o que acontece desde que Tritão foi descoberto. E, quase todo o hemisfério sul estava coberto de uma calota de azoto e metano gelado. Possivelmente esse metano evapora lentamente.
A mudança do estado sólido para o estado gasoso e de volta ao estado sólido da capa polar produz uma variação súbita da atmosfera. Observações mais recentes à atmosfera de Tritão, a partir de ocultação de estrelas, mostraram que, de 1989 (data do encontro com a Voyager 2) para 1998, a pressão atmosférica em Tritão tinha dobrado. A maioria dos modelos predizem que os gelos voláteis evaporam e ampliam a pressão da atmosfera. No entanto, outros modelos prevêem que o gelo volátil que se encontra no pólo sul possa migrar para o equador e, assim, não desaparecem para a atmosfera, mas mudam de localização, deixando assim dúvidas do que poderá causar o aumento de pressão sazonal.
Vida em Tritão
Tritão é um dos locais mais gélidos do sistema solar. Esta lua tem uma órbita pouco convencional, é retrógrada, o que é comportamento orbital invulgar. Em especial, a interacção com as outras luas de Neptuno poderá causar aquecimento interno em Tritão. Com a passagem da Voyager 2 em 1989, descobriu-se que tinha actividade vulcânica, mas de um tipo de vulcanismo gelado que consiste no derretimento de gelos de água e azoto e talvez metano e amónia.
A atmosfera é composta de azoto e metano, e estes são os mesmos compostos que existem na grande lua de Saturno, Titã. O azoto é também o composto principal da atmosfera terrestre, e o metano na Terra está normalmente associado à vida, sendo um produto secundário da actividade desta. Mas tal como Titã, Tritão é extremamente frio, se não fosse esse o caso, estes dois componentes da atmosfera seriam sinais de vida.
No entanto, devido à actividade geológica e ao possível aquecimento interno tem sido sugerido que Tritão poderia albergar formas de vida primitiva em água líquida por debaixo da superfície, muito semelhante ao que tem sido sugerido para a lua Europa de Júpiter. Tritão e Titã são assim mundos que apesar de fisicamente extremos são capazes de suportar formas exóticas de vida desconhecidas na Terra. Outras ideias científicas, afirmam que a vida na Terra é baseada em carbono, mas em Tritão esta poderá ser baseada em compostos de silicatos.
Caronte
Caronte forma junto com Plutão um sistema de astros duplos, descoberto por James Walter Christy em 22 de Junho de 1978. É mais conhecido como um satélite natural de Plutão, na verdade tendo a metade do tamanho de Plutão (2400km- 1200km). Os dois possuem massas tão semelhantes que não há uma dominância gravitacional de plutão sobre caronte. Caronte puxa plutão com tal força que o eixo de rotação se encontra fora da superficie de plutão, é como se ambos fossem satélites naturais de um "vazio", caso único no sistema solar. Alguns astrônomos classificam esta interação como planeta-anão duplo, o sistema Plutão-Caronte, assim sendo os outros dois corpos: Hidra e Nix seriam satélites de Plutão e Caronte. mas a classificação dada pela União Astronômica Internacional ainda é somente planeta-anão focando o maior corpo do sistema.
A sua composição e dimensões são ainda muito incertas, devido à distância a que o par Plutão-Caronte se encontra da Terra. Mas as medições feitas mostram que Caronte possui um diâmetro de aproximadamente 1.207 km.
Como se viu nas últimas décadas, todos os planetas distantes tinham mais satélites do que se pensava antes dos vôos espaciais, e nunca foi visitado pelo homem. Entretanto, será visitada pela missão espacial não-tripulada New Horizons em julho de 2015, para novas pesquisas.
Retirado de:
http://pt.wikipedia.org/wiki/Caronte_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Trit%C3%A3o_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Proteu_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Oberon_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Tit%C3%A2nia_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Umbriel_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Ariel_(sat%C3%A9lite_natural)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Miranda_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/J%C3%A1peto_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Tit%C3%A3
http://pt.wikipedia.org/wiki/Reia_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Dione_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9tis_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Enc%C3%A9lado_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Mimas_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Calisto_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Gan%C3%ADmedes_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Europa_(sat%C3%A9lite)
http://pt.wikipedia.org/wiki/Io
: Constante de Planck normalizada 
