MERCÚRIO


Características orbitais

Raio orbital médio: 57.910.000 km
Periélio: 46.001.200 km
Afélio: 69.816.900 km
Excentricidade: 0,20563069
Período orbital: 87 dias e 23 horas
Velocidade orbital média: 47,87 km/s
Inclinação: 7,004°
Satélites naturais: -
Características físicas
Dimetro equatorial: 4.879,4 km
Área da superfície: 7,5 × 107 km²
Massa: 3,302×1023 kg
Densidade média: 5,43 g/cm³
Aceleração gravítica á superfície: 2.78 m/s2
Velocidade de escape: 11,18 km/s
Período de rotação: 58 dias 15,5 horas
Inclinação axial: 0.01°
Albedo: 0,10-0,12
Temperatura á superfície: min méd máx
90 K 440 K 700 K

Atmosfera
Pressão atmosférica: Traços
Composição: 31,7% de Potássio
24,9% de Sódio
9,5% de Oxigênio Atômico
7,0% de Argônio
5,9% de Hélio
5,6% de Oxigênio molecular
5,2% de Nitrogênio
3,6% de Dióxido de Carbono
3,4% de Água
3,2% de Hidrogênio


Mercúrio é o mais próximo planeta do Sol e portanto o primeiro dos quatro planetas rochosos do sistema solar. Ele também é o menor planeta do nosso sistema, com dimetro aproximadamente 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno. Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta.

Ambiente geral

Se um hipotético explorador andasse pela superfície de Mercúrio, encontraria um solo parecido ao lunar, com seus montes ondulados e levemente cobertos de poeira, sinais que foram erodidos durante milênios com o intermitente choque de meteoritos. De dimetro maior que a nossa lua, em Mercúrio, existem escarpas com vários quilômetros de altura e centenas de quilômetros de comprimento e cuja a superfície estão ponteadas de crateras. Por estar mais próximo do sistema solar, o explorador notaria que o Sol visto desse planeta ocupa uma área no seu céu duas vezes e meia maior do que a do mesmo astro, quando visto da Terra; entretanto exceto próximo ao horizonte onde o acumulo de gases atmosférico é intenso, o céu em direção ao zênite, continuaria sempre negro como na Lua porque a baixa atmosfera que tem não é decerto suficiente para causar a dispersão da luz e se esse explorador olhasse fixamente para o firmamento, veria duas estrelas muito brilhantes, uma delas com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, que seria o nosso planeta Terra visto de Mercúrio.

Satélites

Mercúrio é um dos dois planetas que orbitam o Sol que não tem satélites conhecidos, além de Vénus. Mercúrio e Vénus são considerados "planetas sem-lua".

História do conhecimento sobre o planeta

1610 - O astrônomo italiano Galileu Galilei faz a primeira observação de Mercúrio através de um telescópio. Em 1631 - O astrônomo francês Pierre Gassendi faz a primeira observação com telescópio de um trnsito de Mercúrio frente ao Sol. Em 1639 - O astrônomo italiano Giovanni Zupus descobriu que Mercúrio tinha fases (como a Lua), evidência que o planeta circunda o Sol e em 1841 - O astrônomo alemão Johann Franz Encke faz a primeira medição da massa de Mercúrio, usando as perturbações gravitacionais sobre o Cometa Encke.

Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distncia, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a sua luz tem que atravessar uma camada atmosférica 10 vezes mais densa do que a encontrada no zênite.

Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, os rádio-astrônomos americanos Gordon Pettengill e Rolf Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.

Rotação

Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte. Mercúrio leva 59 Dias para completar uma rotação completa em si mesmo.

No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 109 anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.

Mariner 10

Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distncia de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que tem aproximadamente 0,1% da intensidade do campo magnético da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz uma magnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.

Densidade

Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm3 que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm3. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm3 enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm3. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

Características da superfície

Mercúrio visto do seu extremo sulAs fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a Lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem menor que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por William K Hartmann & Gerard Peter Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de dimetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distncia de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua de Júpiter). As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava. Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.

A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de dimetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.

Formação do planeta

A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 bilhões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crosta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crosta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.

DEUS MERCÚRIO

Mercúrio era o deus romano encarregado de levar as mensagens de Júpiter. Era filho de Júpiter e de Bona Dea e nasceu em Cilene, monte de Arcádia. Os seus atributos incluem uma bolsa, umas sandálias e um capacete com asas, uma varinha de condão e o caduceu.

( Imagem obtida por radar da superfície de Vénus, centrada à longitude 180° Leste )

VÉNUS

Vénus (português europeu) ou Vênus (português brasileiro) é o segundo planeta do Sistema Solar em ordem de distncia a partir do Sol. Recebe seu nome em honra da deusa romana do amor Vénus, equivalente a Afrodite. Trata-se de um planeta do tipo terrestre ou telúrico, chamado com frequência de planeta irmão da Terra, já que ambos são similares quanto ao tamanho, massa e composição. A órbita de Vénus é uma elipse praticamente circular, com uma excentricidade de menos de 1%.

Vénus encontra-se mais próximo do Sol do que a Terra, podendo ser encontrado aproximadamente na mesma direção do Sol (sua maior inclinação é de 47,8°). Da Terra pode ser visto somente algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso. Apesar disso, quando Vénus está mais brilhante pode ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua). Vénus é normalmente conhecido como a estrela da manhã (Estrela d'Alva) ou estrela da tarde (vésper) ou ainda Estrela do Pastor. Quando visível no céu noturno, é o objeto mais brilhante do firmamento, além da Lua, devido ao seu grande brilho, cuja magnitude pode chegar a -4,4 (costuma-se ser da magnitude de -3,8)

Por este motivo, Vénus era conhecido como o planeta desde os tempos pré-históricos. Seus movimentos no céu eram conhecidos pela maioria das antigas civilizações, adquirindo importncia em quase todas as interpretações astrológicas do movimento planetário. Em particular, a civilização maia elaborou um calendário religioso baseado nos ciclos de Vénus (ver Calendário maia). O símbolo do planeta Vénus é uma representação estilizada do símbolo da deusa Vénus: um círculo com uma pequena cruz abaixo, utilizado também para representar o sexo feminino.

O adjetivo venusiano é mais comumente usado para Vénus, embora seja etimologicamente incorreto. O verdadeiro adjetivo do latim, venéreo, não é usado porque a aceitação moderna da palavra se associa com as enfermidades venéreas, particularmente as de transmissão sexual.

Características orbitais

Órbita
Os outros planetas exibem órbitas elípticas, ao contrário de Vênus, que tem uma órbita parecida com um círculo, com uma excentricidade inferior a 1%.

Como Vênus está mais próximo do Sol do que a Terra, sempre aparece próximo deste, sendo que a máxima distncia angular entre ambos os corpos é de 47,8°. Deste modo na Terra pode ser visto poucas horas antes do amanhecer (quando recebe o nome de estrela da manhã ou Estrela d'Alva) ou pouco depois do anoitecer (quando recebe o nome de Estrela Vésper). Nos períodos em que Vênus está mais brilhante pode sem dúvida ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua).

O ciclo entre duas inclinações máximas dura 584 dias. Depois de 584 dias Vênus aparece numa posição a 72° da inclinação anterior. Depois de 5 períodos de 72° em uma circunferência, Vênus regressa ao mesmo ponto do céu a cada 8 anos (menos dois dias correspondentes aos anos bissextos). Este período era conhecido como o ciclo Sothis no Antigo Egito.

Na conjunção inferior, Vênus pode se aproximar da Terra mais do que nenhum outro planeta. No dia 16 de Dezembro de 1850, Vênus alcançou uma distncia mais próxima da Terra desde 1800 com um valor de 39.514.827 quilômetros (0,26413854 UA). Esta será a aproximação mais próxima da Terra até o ano 2101, quando Vênus alcançará uma distncia de 39.541.578 quilômetros (0,26431736 UA).

Rotação

Observado de um ponto hipotético localizado acima do pólo Norte do Sol, Vênus gira sobre si mesmo lentamente num movimento de Leste a Oeste (sentido horário) ao invés de Oeste a Leste (movimento anti-horário) como os demais planetas (exceto Urano). Esta rotação contrária aos demais planetas fica a dever-se ao fato de Vênus ter os pólos invertidos. Se se pudesse ver o Sol na superfície de Vênus, este nasceria no Oeste e teria o seu ocaso no Leste com uma duração dia-noite de 116,75 dias terrestres, correspondendo um ano terrestre a 1,92 anos venusianos. Apesar da rotação horária, os períodos de rotação e orbital de Vênus estão sincronizados de tal maneira que apresenta sempre a mesma face do planeta para a Terra quando ambos os corpos estão a menor distncia. Isto poderia ser uma simples coincidência, porém existem especulações sobre uma possível origem desta sincronização como resultado da ação das marés, afetando a rotação de Vênus quando ambos os corpos estão suficientemente próximos.

Características físicas

Atmosfera
Vénus possui uma densa atmosfera, composta em sua maior parte por dióxido de carbono e uma pequena quantidade de azoto mas parte de sua atmosfera também é composta por nitrogênio, a quantidade de nitrogênio na atmosfera de Vênus é quase igual a porção do oxigênio encontrado na Terra . A pressão atmosférica ao nível do solo é de 90 vezes superior à pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilômetro abaixo do nível do mar na Terra). A enorme quantidade de CO2 da atmosfera provoca um forte efeito estufa que eleva a temperatura da superfície do planeta até 460 °C nas regiões menos elevadas ao redor do Equador. Isto faz Vénus ser mais quente do que Mercúrio, apesar de estar a mais do que o dobro da distncia do Sol que este e receber somente 25% de sua radiação solar (2.613,9 W/m² na atmosfera superior e 1.071,1 W/m² na superfície). Devido à inércia térmica de sua pesada atmosfera e ao transporte de calor pelos fortes ventos de sua atmosfera, a temperatura não varia de forma significativa entre o dia e a noite. Apesar da lenta rotação de Vénus (menos de uma rotação por ano venusiano, equivalente a uma velocidade de rotação no Equador de 6,5 km/h), os ventos da atmosfera superior circundam o planeta em somente 4 dias, distribuindo eficazmente o calor. Além do movimento zonal da atmosfera de Oeste a Leste, há um movimento vertical em forma de célula de Hadley, que transporta o calor do Equador até as regiões polares, incluindo as latitudes médias do lado não iluminado do planeta.

A radiação solar quase não alcança a superfície do planeta. As densas camadas de nuvens refletem a maior parte da luz do Sol ao espaço, e a maior parte da luz que atravessa as nuvens é absorvida pela atmosfera. Isto impede a maior parte da luz do Sol de aquecer a superfície. O albedo bolométrico de Vénus é de aproximadamente 60%, e seu albedo visual é ainda maior, o qual conclui que, apesar de encontrar-se mais próximo do Sol do que a Terra, a superfície de Vénus não se aquece nem se ilumina como era de esperar pela radiação solar que recebe. Na ausência do efeito estufa, a temperatura na superfície de Vénus poderia ser similar à da Terra. O enorme efeito estufa, associado à imensa quantidade de CO2 na atmosfera retém o calor, provocando as elevadas temperaturas deste planeta, sendo assim o planeta Vênus ganha o título de planeta mais quente do Sistema Solar.

Os fortes ventos na parte superior das nuvens podem alcançar 350 km/h, embora a nível do solo, os ventos são muito mais lentos. Apesar disto, devido a altíssima pressão da atmosfera na superfície de Vénus, estes fracos ventos exercem uma força considerável contra os obstáculos. As nuvens são compostas principalmente por gotículas de dióxido de enxofre e ácido sulfúrico, e cobrem o planeta por inteiro, ocultando a maior parte dos detalhes da superfície à observação externa. A temperatura da parte superior das nuvens (a 70 km acima da superfície) é de -45 °C. A temperatura média da superfície de Vénus, é de 464 °C. A temperatura da superfície nunca é menor do que 400 °C.

Características da superfície ou da Geografia de Vênus

Vénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Se desconhece porque Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteróide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afetam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conhece com clareza o mecanismo.

Vénus tem duas mesetas principais em forma de continentes, elevando-se sobre uma vasta planície. A meseta do Norte é chamada de Ishtar Terra, e contém a maior montanha de Vénus (Aproximadamente dois quilômetros mais alta que o Monte Everest), chamada de Maxwell Montes em honra de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tem o tamanho aproximado da Austrália. No hemisfério Sul se encontra Aphrodite Terra, maior que o anterior e com o tamanho equivalente ao da América do Sul. Entre estas mesetas existem algumas depressões do terreno, que incluem Atalanta Planitia, Guinevere Planitia e Lavinia Planitia. Com a única exceção do Maxwell Montes, todas as características distinguíveis do terreno (acidentes geográficos) adotam nomes de mulheres mitológicas.

A densa atmosfera de Vénus faz com que os meteoritos se desintegrem rapidamente na sua descida à superfície, embora os maiores possam chegar à superfície, originando uma cratera quando têm energia cinética suficiente. Por causa disto, não podem formar crateras de impacto com menos de 3,2 quilômetros de dimetro.

Aproximadamente 90% da superfície de Vénus parece consistir em basalto recentemente solidificado (em termos geológicos) com muito poucas crateras de meteoritos. As formações mais antigas presentes em Vénus não parecem ter mais de 800 milhões de anos, sendo a maior parte do solo consideravelmente mais jovem (não mais do que algumas centenas de milhões de anos em sua maior parte), o qual sugere que Vénus sofreu um cataclisma que afetou a sua superfície, e não faz muito tempo no passado geológico.

O interior do planeta Vénus é provavelmente similar ao da Terra: um núcleo de ferro de 3.000 km de raio, com um manto rochoso que forma a maior parte do planeta. Segundo dados dos medições gravitacionais da sonda Magellan, a crosta de Vénus é mais dura e grossa do que se havia pensado. É sabido que Vénus não tem placas tectônicas móveis como a Terra, porém em seu lugar se produzem massivas erupções vulcnicas que inundam a sua superfície com lava fresca. Outras descobertas recentes sugerem que Vénus está vulcanicamente ativo.

O campo magnético de Vénus é muito fraco comparado com o de outros planetas do Sistema Solar. Isto se pode dever a sua lenta rotação, insuficiente para formar o sistema de «dínamo interno» de ferro líquido. Como resultado disto, o vento solar atinge a atmosfera de Vénus sem ser filtrado. Se supõe que Vénus teve originalmente tanta água como a Terra, pois que ao estar submetida a ação do Sol sem nenhum filtro protetor, o vapor d'água na alta atmosfera se dissocia em hidrogênio e oxigênio, escapando o hidrogênio ao espaço por causa da sua baixa massa molecular. A porcentagem de deutério (um isótopo pesado do hidrogênio que não escapa tão facilmente) na atmosfera de Vénus parece apoiar esta teoria. Se supõe que o oxigênio molecular se combinou com os átomos da crosta (embora grandes quantidades de oxigênio permanecem na atmosfera em forma de dióxido de carbono). Por causa desta seca, as rochas de Vénus são muito mais pesadas que as da Terra, o qual favorece a formação de montanhas maiores, vales profundos e outras formações.

Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egito (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas tênues que pareciam estar no lugar correto em momento correto), e hoje se sabe que Vénus não tem nenhum satélite.

Observação e exploração de Vénus

Observações históricas

Vénus é o astro mais característico no céu da manhã e da tarde da Terra (depois do Sol e da Lua), e é conhecido pelo Homem desde a pré-história. Um dos documentos mais antigos que sobreviveram da biblioteca babilônica de Assurbanípal, datado de 1600 a.C., é um registro de 21 anos do aspecto de Vénus (que os primeiros babilônios chamaram de Nindaranna). Os antigos sumérios e babilônios chamaram Vénus «Dil-bat» ou «Dil-i-pat»; na cidade mesopotmica de Akkad era a estrela da deusa-mãe Ishtar, e em chinês seu nome é «Jīn-xīng» (金星), o planeta do elemento metal.

Vénus é considerado como o mais importante dos corpos celestes observados pelos maias, que o chamaram «Chak ek» (a grande estrela). Possivelmente se deu mais importncia junto com o Sol. Os maias estudaram atentamente os movimentos de Vénus. Pensaram que as posições de Vénus e outros planetas tinham influência sobre a vida na Terra, porque os maias e outras culturas pré-colombianas programaram suas guerras e outros eventos importantes baseando-se em suas observações. No códice de Dresden, os maias incluíram um almanaque em que mostravam o ciclo completo de Vénus, em cinco grupos de 584 dias cada um (aproximadamente oito anos), depois dos quais se repetia o mesmo esquema (Vénus dá treze voltas ao redor do Sol praticamente no mesmo tempo que a Terra tarda em dar oito).

Os antigos gregos pensavam que as aparições matutinas e vespertinas de Vénus eram dois corpos diferentes, e os chamaram de «Héspero» quando aparecia no céu do oeste ao entardecer e «Fósforo» quando aparecia no céu do leste ao amanhecer. Foi Pitágoras quem primeiro falou que ambos os objetos eram o mesmo planeta. No século IV a.C., Heráclides Pôntico propôs que tanto Vénus como Mercúrio orbitavam o Sol ao invés de orbitar a Terra. O nome Vénus significa deusa romana do amor e da beleza.

Ao encontrar a órbita de Vénus entre a Terra e o Sol, da Terra podemos distinguir suas diferentes fases de uma forma parecida àquelas que podemos ver da Lua. Galileo Galilei foi a primeira pessoa a observar as fases de Vénus em Dezembro de 1610, uma observação que sustentava a então discutida teoria heliocêntrica do Sistema Solar de Copérnico. Também anotou as mudanças de tamanho do dimetro visível de Vénus em suas diferentes fases, sugerindo que este se encontrava mais longe da Terra quando ele estava cheio e mais próximo quando se encontrava na fase crescente. Estas observações proporcionaram uma sólida base ao modelo heliocêntrico.


Vénus é mais brilhante quando 25% de seu disco está iluminado por estar muito mais perto da TerraVénus está mais brilhante quando 25% de seu disco (aproximadamente) se encontra iluminado, o que ocorre 37 dias antes da conjunção inferior (no céu vespertino) e 37 dias depois da conjunção (no céu matutino). Sua maior inclinação e altura sobre o horizonte se produz aproximadamente 70 dias antes e depois da conjunção inferior, momento em que mostra a fase média; entre estes intervalos, Vénus é visível durante as primeiras e últimas horas do dia se o observador saber de onde localizá-lo. O período de movimento retrógrado é de vinte dias em cada lado da conjunção inferior.

Em raras ocasiões, Vénus pode ser visto no céu da manhã e da tarde no mesmo dia. Isto sucede quando Vénus se encontra em sua máxima separação a respeito da eclíptica e ao mesmo tempo, esse encontra na conjunção inferior; daí então de um dos nossos hemisférios se pode ver em ambos os momentos. Esta oportunidade apresentou recentemente para os observadores do hemisfério Norte durante alguns dias a partir de 29 de março de 2001, e o mesmo sucedeu no hemisfério Sul em 19 de agosto de 1999. Estes eventos se repetem a cada oito anos de acordo com o ciclo sinódico do planeta.

Os trnsitos de Vénus acontecem quando o planeta cruza diretamente o caminho entre a Terra e o Sol e são eventos astronômicos relativamente raros. A primeira vez que observou este trnsito astronômico foi em 1639 por Jeremiah Horrocks e William Crabtree. O trnsito de 1761, observado por Mikhail Lomonosov, proporcionou a primeira evidência de que Vénus tinha uma atmosfera, e as observações telescópicas do século XIX durante seus trnsitos permitiram obter pela primeira vez um cálculo preciso da distncia entre a Terra e o Sol. Os trnsitos só podem ocorrer em Junho ou Dezembro, sendo estes os momentos em que Vénus cruza a eclíptica (o plano em que a Terra órbita ao redor do Sol), e sucedem em pares a intervalos de oito anos, separados os pares de trnsitos por mais de um século. O par de trnsitos anterior sucedeu em 1874 e 1882, e o presente par de trnsitos são os de 2004 e 2012.

No século XIX, muitos observadores atribuíram a Vénus um período de rotação aproximado de 24 horas. O astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli foi o primeiro a prever um período de rotação significativamente menor, propondo que a rotação de Vénus estava bloqueada pelo Sol (o mesmo que propôs para Mercúrio). Embora realmente não seja verdade para nenhum dos dois corpos, era uma estimação bastante aproximada. A quase ressonncia entre sua rotação e a maior aproximação da Terra ajudou a criar esta impressão, já que Vénus sempre aparece na mesma face quando se encontra na melhor posição para ser observado. O período de rotação de Vénus foi observado pela primeira vez durante a conjunção de 1961 através de uma antena de radar de 26 metros em Goldstone, Califórnia, a partir do observatório de radioastronomia Jodrell Bank no Reino Unido e nas instalações de espaço profundo da União Soviética de Yevpatoria. A precisão foi refinada nas seguintes conjunções, principalmente às de Goldstone e Yevpatoria. O sentido de rotação retrógrado deste planeta não foi confirmado até 1964.

Antes das observações de rádio dos anos sessenta, muitos acreditam que Vénus tinha um ambiente como o da Terra. Isto era devido ao tamanho do planeta e do seu raio orbital, que sugeriam claramente uma situação parecida com a da Terra, assim como a grossa camada de nuvens que impediam ver a superfície. Entre as especulações sobre Vénus estavam as de que este tinha um ambiente selvagem, e que possuía oceanos de petróleo e de água carbonatada. Sem dúvida, as observações através de microondas em 1956 por C. Mayer et al, indicavam uma alta temperatura da superfície de 600 K. Estranhamente, as observações feitas por A.D. Kuzmin na banda milimétrica indicavam temperaturas muito mais baixas. Duas teorias contrárias explicavam o incomum espectro de rádio: uma delas sugeria que as altas temperaturas se originavam na ionosfera e a outra sugeria uma superfície quente.

Exploração espacial de Vénus
A órbita de Vénus é 28 por cento mais próxima do Sol do que a Terra. Por este motivo, as naves espaciais que viajam até Vénus devem percorrer mais de 41 milhões de quilómetros adentrando-se no campo gravitacional do Sol, perdendo no processo parte de sua energia potencial. A energia potencial se transforma então em energia cinética, o que se traduz em um aumento da velocidade da nave. Por outro lado, a atmosfera de Vénus não impede as manobras de freio atmosférico do mesmo tipo que as outras naves efetuaram sobre Marte, já que para isto é necessário contar com uma informação extremamente precisa da densidade atmosférica nas camadas superiores e, sendo Vénus um planeta de atmosfera densa, suas camadas exteriores são muito mais variadas e complexas do que Marte.

A primeira sonda a visitar Vénus foi a sonda espacial soviética Venera 1, no dia 12 de Fevereiro de 1961, sendo a primeira sonda lançada para outro planeta. A nave foi avariada em sua trajetória, e a primeira sonda a chegar a Vénus com sucesso foi a americana Mariner 2, em 1962. Em 1 de Março de 1966, a sonda soviética Venera 3 estatelou sobre a superfície de Vénus, convertendo-se na primeira nave espacial em alcançar a superfície de outro planeta. Em continuação, diversas sondas soviéticas foram se aproximando cada vez mais com o objetivo de pousar sobre a superficie venusiana. A Venera 4 entrou na atmosfera de Vénus do dia 18 de Outubro de 1967 e foi a primeira sonda a transmitir dados medidos diretamente de outro planeta. A cápsula mediu temperaturas, pressões, densidades, e realizou onze experimentos químicos para analisar a atmosfera. Seus dados mostravam 95% de dióxido de carbono, e em combinação com os dados da sonda Mariner 5, mostrou que a pressão da superfície era muito maior do que o previsto (entre 75 e 100 atmosferas). O primeiro pouso com êxito na superfície de Vénus foi realizado pela sonda Venera-7, no dia 15 de Dezembro de 1970. Esta sonda revelou que as temperaturas da superfície do planeta estão entre 457 e 474 °C . A Venera-8 aterrissou em 22 de Julho de 1972. Apesar de todos os dados sobre pressões e temperaturas, seu fotômetro mostrou que as nuvens de Vénus formavam uma camada compacta que terminava a 35 quilômetros acima da superfície.

A sonda soviética Venera 9 entrou na órbita de Vénus em 22 de Outubro de 1975, convertendo-se no primeiro satélite artificial de Vénus. Um pacote de cmaras e espectrômetros retornaram informações sobre as camadas de nuvens, a ionosfera e a magnetosfera, assim como medições da superfície realizadas por radar. A cápsula de descida de 660 kg da Venera 9 se separou da nave principal e aterrissou suavemente, obtendo as primeiras imagens da superfície e analisando a superfície com um espectrômetro de raios gama e um densímetro. Durante a descida realizou medições de pressão, temperatura e fotométricas, assim como a densidade das nuvens. Descobriu-se que as nuvens de Vénus formavam três camadas distintas. Em 25 de Outubro, a Venera 10 realizou uma série similar de experimentos.

Em 1978, a NASA enviou a sonda espacial Pioneer a Vénus. A missão Pioneer Venus consistia em dois componentes lançados em separado: um orbitador e uma multisonda. A multisonda Pioneer Venus consistia em uma sonda atmosférica maior e outras três menores. A sonda maior foi lançada em 16 de Novembro de 1978, e as outras três menores foram lançadas no dia 20 de novembro. As quatro sondas entraram na atmosfera de Vénus em 9 de Dezembro, seguidas pelo veículo que as portavam. Embora não se esperava que nenhuma das sondas sobrevivesse à descida, uma das sondas continuou operando por 45 minutos depois de alcançar a superfície. O veículo orbital da Pioneer Venus foi inserido em uma órbita elíptica ao redor de Vénus em 4 de Dezembro de 1978. Transportava 17 experimentos e funcionou até esgotar o seu combustível de manobra, quando ele perdeu sua orientação. Em Agosto de 1992 entrou na atmosfera de Vénus e foi destruído.

A exploração espacial de Vénus permaneceu muito ativa durante os finais dos anos 1970 e os primeiros anos da década de 1980. Começou a conhecer em detalhes a geologia da superfície de Vénus, e descobriram vulcões ocultos incomumente massivos denominados «coronae» e «arachnoids». Vénus não apresenta evidências de placas tectônicas, a menos de que todo o hemisfério norte do planeta forme parte de uma só placa. As duas camadas superiores de nuvens resultaram estar compostas de gotículas de ácido sulfúrico, embora a camada inferior seja composta provavelmente por uma solução de ácido fosfórico. As missões Vega enviaram balões que flutuaram a 53 quilômetros de altitude durante 46 e 60 horas respectivamente, viajando ao redor de um terço do perímetro do planeta. Estes balões mediram velocidades do vento, temperaturas, pressões e densidade das nuvens. Descobriu um maior nível de turbulência e de convecção que o esperado, inclusive ocasionais oscilações com quedas de altitude das sondas de um a três quilômetros.

Em 10 de Agosto de 1990, a sonda norte-americana Magellan chegou a Vénus, realizando medidas por radar da superfície do planeta e obtendo mapas de uma resolução de 100 metros em 98% do planeta. Depois de uma missão de quatro anos, a sonda Magellan, tal como estava planejado, entrou na atmosfera de Vénus a 11 de Outubro de 1994 e vaporizou-se parcialmente, embora se supõe que algumas partes da mesma alcançaram a superfície do planeta. Desde então, várias sondas espaciais em rota para outros destinos usaram o método de sobrevôo orbital de Vénus para incrementar a sua velocidade mediante o impulso gravitacional. Isto inclui as missões Galileo a Júpiter e a Cassini-Huygens a Saturno (com dois sobrevôos).

A Agência Espacial Européia tem uma missão a Vénus chamada Vénus Express que está estudando a atmosfera e as características da superfície de Vénus em órbita. A missão foi lançada no dia 9 de novembro de 2005 pelo foguete Soyuz e chegou a Vénus no dia 11 de abril de 2006, depois de aproximadamente 150 dias de viagem. A Agência Espacial Japonesa (JAXA) planeja também uma missão a Vénus entre 2008 e 2009.

Referências culturais

O planeta Vénus inspirou numerosas referências religiosas e astrológicas nas civilizações antigas. A inspiração mitológica de Vénus se estende também a obras de ficção como:

O Silmarillion, de J.R.R. Tolkien, base mitológica de O Senhor dos Anéis, Eärendil aparece em sua frente um dos três Silmarils, e viaja com sua barca pelo céu por mandado de Manwë para ser a luz da esperança para os homens, dando deste modo uma explicação mitológica a Vénus.
Em tempos mais modernos, a ausência de detalhes observáveis da sua superfície era interpretada desde finais do século XIX como evidência de grandes nuvens que ocultavam um mundo rico em água em que se especulava a presença de vida extraterrestre sendo um mundo utilizado frequentemente nas histórias de ficção científica dos anos 1920 a 1950. Algumas obras mais recentes que tratam de maneira mais realista o planeta são:

O autor de ficção científica Paul Preuss escreveu em sua série Venus Prime sobre a hipótese de Vénus ser habitável há bilhões de anos, que deixou de sê-lo por causa do vapor d'água introduzido em sua atmosfera pelo bombardeio de um cometa, que produziu uma reação em cadeia de efeito estufa. Esta hipótese pode se encontrar no sexto livro da série, traduzido em português como Os Seres Luminosos.
Em 2001, Arthur C. Clarke se situa a um grupo pioneiro de cientistas na superfície de Vénus enviados da Terra, porém, cometas procedentes do cinturão de Kuiper são arrastados a uma órbita de colisão com o planeta para aumentar sua quantidade de água e reduzir a temperatura.



DEUSA VÉNUS

VÉNUS

Vénus (português europeu) ou Vênus (português brasileiro) é a deusa do panteão (ou panteon) romano, equivalente a Afrodite no panteão grego. É a deusa do Amor e da Beleza. O nome vem acompanhado, por vezes, de epítetos como "Citereia" já que, aquando do nascimento, teria passado por Citera, onde era adorada sob este nome.

( Mater Mundi )

DEUSA TERRA - GAIA ( GÉIA OU Gê )

( NOTA IMPORTANTE : O PLANETA TERRA TERÁ UM CAPÍTULO PRÓPRIO )

Mitologia Grega: Gaia ou Géia

A deusa Mãe primordial, uma das primeiras divindades a habitar o Olimpo, geradora de todos os deuses, a deusa-terra, livre de nascimento ou destruição, de tempo e espaço, de forma ou condição. Segundo as crenças gregas, no princípio havia um grande vazio chamado Caos e todas as coisas estavam mistas umas às outras. Sobre esta confusão reinava a Noite e em algum momento surgiu o Érebo. Do Caos e da Noite nasceram o Destino e as divindades Moiras, que estabeleciam tudo, inclusive os deuses estavam submetidos a elas. Para vencer o silêncio e o vazio nasceu o Amor (Eros), produzindo um início de ordem. Nasceu imediatamente depois do Caos e, no poema Teogonia de Hesíodo, com Eros, Caos e Tártaro, o poço negro sob a terra, formaram as quatro divindades nomeadas como originais. Da união de Érebo e Noite nasceram o Éter e o Dia e, então, apareceu a terra, a mãe universal. Surgiu do vazio eterno, dançando e girando sobre si como se fosse uma esfera em rotação. Moldou as montanhas segundo sua espinha, os vales pelos buracos de sua pele, os morros e planícies de acordo com seus contornos. De sua quente umidade fez nascer um fluxo de chuva que banhou e alimentou a sua superfície trazendo a vida e pequenos filhotes verdes se lançaram através de seus poros. Encheu os oceanos e lagoas e fez os rios correrem através de profundos sulcos. Observou suas plantas e animais crescerem e, então, trouxe à luz de seu útero seis mulheres e seis homens, os humanos mortais, e posteriormente deu-lhes um oráculo para orientação deles. Nos morros de Delfos, fez brotar vapores que subiram por uma fenda nas rochas, envolvendo uma sacerdotisa capaz de interpretar as mensagens que surgiam da escuridão de sua terra-útero. Os mortais viajavam longas distncias para consultar o oráculo e ouvir suas previsões para suas ansiedades. Comovida com suas criaturas humanas e seus ansiosa a deusa-terra aceitou os mortos em seu corpo e passou a ser reverenciada por todos os mortais. Muitos dos seus templos eram construídos próximo a pequenas fendas, onde anualmente os mortais ofereciam bolos doces. Por si só, gerou o Céu (Urano), e a ele próprio se uniria para formarem o primeiro casal divino e dessa união nasceram os 12 Titãs, os Ciclopes e os Hecatônquiros, gigantes de cinqüenta cabeças e cem braços. Segundo a mitologia grega, quando deu origem aos Titãs, eles fizeram das montanhas gregas, inclusive o Monte Olimpo, seus tronos, pois eram tão grandes que mal cabiam na crosta terrestre. No poema Teogonia, de Hesíodo, que Urano estava banindo seus filhos para o Tártaro, sua esposa, incitou seu filho mais poderoso, Cronos, a enfrentar o pai e tomar o seu poder. Assim, os Titãs liderados por seu filho Cronos destronaram seu pai, Urano, que na luta cortou seus genitais com uma pequena foice, separando assim o Céue a Terra, e os atirou no mar dando origem a uma das lendas de Afrodite. Cronos desposou Réia e entre seus filhos estava Zeus, que destronou seu pai, tornou-se senhor dos deuses e organizou os olímpicos, uma plêiade de doze deuses principais que habitavam o Monte Olimpo, sucessores dos Titãs, formando uma sociedade que era classificada quanto à autoridade e poder. O nome Gaia, Géia ou Gê, é utilizado como prefixo para designar as diversas ciências relacionadas com o estudo do nosso planeta.

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Gaia, Géia ou Gê era a deusa da Terra, como elemento primordial e latente de uma potencialidade geradora quase absurda. Segundo Hesíodo, ela é a segunda divindade primordial, nascendo após Caos.

Tal como Caos, Gaia parece possuir uma natureza forte, pois gera sozinha, Urano, Pontos e as Montanhas. Hesíodo sugere que ela tenha gerado Urano com o desejo de se unir a alguém semelhante a si mesma em natureza. Isso porque Gaia personifica a base onde se sustentam todas as coisas, e Urano é então o abrigo dos deuses "bem-aventurados".

Com Urano, Gaia gerou os 12 Titãs, após, os Ciclopes e os Hecatônquiros (Gigantes de Cem Mãos). Sendo Urano capaz de prever o futuro, temeu o poder de filhos tão grandes e poderosos e os encerrou novamente no útero de Gaia. Ela, que gemia com dores atrozes sem poder parir, chamou seus filhos Titãs e pediu auxílio para libertar os irmãos e se vingar do pai. Somente Cronos aceitou. Gaia então tirou do peito o aço e fez a foice dentada. Colocou-a na mão de Cronos e os escondeu, para que, quando viesse Urano, durante a noite não percebesse sua presença. Ao descer, Urano, para se unir mais uma vez com a esposa, foi surpreendido por Cronos, que atacou-o e castrou-o, separando assim o Céu e a Terra. Cronos lançou os testículos de Urano ao mar, mas algumas gotas caíram sobre a terra, fecundando-a. Do sangue de Urano derramado sobre Gaia, nasceram os Gigantes, as Erínias e as Melíades.

Após a queda de Urano, Cronos subiu ao trono do mundo e libertou os irmãos. Mas vendo o quanto eram poderosos, também os temia e os aprisionou mais uma vez. Gaia, revoltada com o ato de tirania e intolerncia do filho, tramou uma nova vingança.

Quando Cronos se casou com Réia e passou a reger todo o universo, Urano lhe anunciou que um de seus filhos o destronaria. Ele então passou a devorar cada recém nascido por conselhos do pai. Mas Gaia ajudou Réia a salvar o filho que viria a ser Zeus. Réia então, em vez de entregar seu filho para Cronos devorar entregou-lhe uma pedra, e escondeu seu filho em uma caverna.

Já adulto, Zeus declarou guerra ao pai e aos demais Titãs com a ajuda de Gaia. E durante cem anos nenhum dos lados chegava ao triunfo. Gaia então foi até Zeus e prometeu que ele venceria e se tornaria rei do universo se descesse ao Tártaro e libertasse os três Ciclopes e os três Hecatônquiros.

Ouvindo os conselhos de Gaia, Zeus venceu Cronos, com a ajuda dos filhos libertos da Terra e se tornou o novo soberano do Universo. Todavia, Zeus realizou um acordo com os Hecatônquiros para que estes vigiassem os Titãs no fundo do Tártaro. Gaia pela terceira vez se revoltou e lançou mão de todas as suas armas para destronar Zeus.

Num primeiro momento, ela pariu os incontáveis Andróginos, seres com quatro pernas e quatro braços que se ligavam por meio da coluna terminado em duas cabeças, além de possuir os órgãos genitais femininos e masculinos. Os Andróginos surgiam do chão em todos os quadrantes e escalavam o Olimpo com a inteção de destruir Zeus, mas, por conselhos de Têmis, ele e os demais deuses deveriam acertar os Andróginos na coluna, de modo a dividi-los exatamente ao meio. Assim feito, Zeus venceu.

Em uma outra oportunidade, Gaia produziu uma planta que ao ser comida poderia dar imortalidade aos Gigantes; todavia a planta necessitava de luz para crescer. Mas ao saber disto Zeus ordenou que Hélios, Selene, Eos e as Estrelas não subissem ao céu, e escondido nos véus de Nix, ele encontrou a planta e a destruiu. Mesmo assim Gaia incitou os Gigantes a colocarem as montanhas umas sobre as outras na intenção de subir o céu e invadir o Olimpo. Mas Zeus e os outros deuses venceram novamente.

Enfim, Gaia cedeu e acordou com Zeus que jamais voltaria a tramar contra seu governo. Dessa forma, ela foi recebida como uma deusa Olímpica[1]

Interpretação

Gaia é a personificação do antigo poder matriarcal das antigas culturas Indo-Européias. É a Grande Mãe que dá e tira, que nutre e depois devora os próprios filhos após sua morte. É a força elementar que dá sustento e possibilita a ordem do mundo. Nos mitos gregos, os conflitos entre Gaia e as divindades masculinas representam a ascensão do poder patriarcal e da sociedade grega sobre os povos pré-existentes.

MARTE

Marte é o quarto planeta a contar do Sol e é o último dos quatro planetas telúricos no sistema solar, situando-se entre a Terra e a cintura de asteróides, a 1,5 UA do Sol (ou seja, a uma vez e meia a distncia da Terra ao Sol). De noite, aparece como uma estrela vermelha, razão por que os antigos romanos lhe deram o nome de Marte, o deus da guerra. Os chineses, coreanos e japoneses chamam-lhe "Estrela de Fogo",[1][2] baseando-se nos cinco elementos da filosofia tradicional oriental. Executa uma volta em torno do Sol em 687 dias terrestres (quase dois anos terrestres).

Marte é um planeta com algumas afinidades com a Terra: tem um dia com uma duração muito próxima do dia terrestre e o mesmo número de estações.

Marte tem calotas polares que contêm água e dióxido de carbono gelados, o maior vulcão do sistema solar - o Olympus Mons, um desfiladeiro imenso, planícies, antigos leitos de rios secos, tendo sido recentemente descoberto um lago gelado. Os primeiros observadores modernos interpretaram aspectos da morfologia superficial de Marte de forma ilusória, que contribuíram para conferir ao planeta um estatuto quase mítico: primeiro foram os canais; depois as pirmides, o rosto humano esculpido, e a região de Hellas no sul de Marte que parecia que, sazonalmente, se enchia de vegetação, o que levou a imaginar a existência de marcianos com uma civilização desenvolvida. Hoje sabemos que poderá ter existido água abundante em Marte e que formas de vida primitiva podem, de facto, ter surgido.

Mitologia

Marte é um planeta conhecido desde a antiguidade e na mitologia helénica representa Ares, o deus da fúria e da guerra, devido à sua coloração avermelhada. O povo romano, que herdou muito da sua cultura da Grécia, chamou-lhe de Marte, nome por que hoje conhecemos, quer o deus, quer o planeta.

Outras civilizações observavam também Marte no céu nocturno: os egípcios conheciam-no como "Her Deschel" ou "O Vermelho". Já para os babilónios, Marte era "Nergal" ou "A Estrela da Morte".

Características físicas

Comparação do tamanho da Terra e de Marte.Marte tem aproximadamente a metade do raio da Terra. É menos denso que a Terra, com cerca de 15% do volume da Terra e 11% da massa. Sua área de superfície é apenas ligeiramente inferior à área total das terras emersas da Terra.[3] Enquanto Marte é maior e mais massivo do que Mercúrio, Mercúrio tem uma densidade mais elevada. Isso resulta em uma força gravitacional ligeiramente mais forte na superfície de Mercúrio. Marte é também mais ou menos intermediário em tamanho, massa e gravidade à superfície entre a Terra e a Lua (a Lua é cerca de metade do dimetro de Marte, enquanto que o Terra é duas vezes maior que o de Marte, a Terra é aproximadamente dez vezes mais massivo de Marte, e a Lua dez vezes menos massiva que Marte). A aparência vermelha-alaranjada da superfície marciana é causada por óxido de ferro (III), mais comumente conhecido como hematita, ou ferrugem.[4]

História de observação e exploração

Comparação do tamanho dos planetas (da esquerda para a direita): Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.Marte é conhecido desde a antiguidade, e destaca-se no céu pelo seu aspecto avermelhado; devido a isso é conhecido como o "O Planeta Vermelho". Os babilónios já faziam observações cuidadosas do que eles chamavam de Nergal (A Estrela da Morte), mas tudo o que viam tinham propósitos exclusivamente religiosos. Os gregos são os primeiros a fazer observações mais racionais e identificaram Marte como sendo uma das cinco estrelas errantes (planetas) do céu. O astrónomo grego Hiparco (160 - 125 a.C.) verificou que Marte nem sempre se movia de oeste para leste. Ocasionalmente, o planeta invertia o seu caminho no céu para a direcção contrária; para depois voltar a deslocar-se normalmente; esta característica tornava a procura do planeta muito difícil e era contrária à teoria vigente de que a Terra era o centro do universo.

As observações do movimento aparente de Marte feitas por Tycho Brahe (1546 - 1601) permitiram a seu discípulo Johannes Kepler descobrir as leis dos movimentos dos planetas, que deram suporte à teoria heliocêntrica de Copérnico.

Em 1655, Christiaan Huygens faz experimentações com novos óculos e nesse mesmo ano constrói um bom telescópio com uma ampliação de 50x. Em 1659, quando Marte se encontrava em oposição, Huygens decide ver Marte com o seu telescópio e distingue manchas no disco do planeta e no seu esboço faz uma marca em forma de V, o que é hoje identificado como Syrtis Major. Huygens notou que a marca se movia, e assim calculou a rotação do planeta, anotando no seu diário: «A rotação de Marte, como a da Terra, parece ter um período de 24 horas.»

O ano de 1877 foi um ano-chave para os estudos do planeta, já que Marte se encontrava numa oposição muito mais próxima da Terra. E assim, o astrónomo norte-americano Asaph Hall descobre os satélites naturais de Marte: Fobos e Deimos; e o italiano Giovanni Schiaparelli dedicou-se a cartografar cuidadosamente o planeta; com efeito, ainda hoje se usa a nomenclatura criada por ele para os nomes das regiões marcianas: Syrtis Major, Noachis, Solis Lacus, entre outros nomes. Já a nomenclatura das observações de Marte na Madeira em Agosto e Setembro de 1877 por Nathaniel Green não prevaleceram. Essa nomenclatura tinha nomes mais antigos e honrava personalidades da astronomia.

Schiaparelli também acreditou que observava umas linhas finas em Marte, a que baptizou de canali (canais). Em inglês a palavra foi traduzida como canals em vez de channels, o que implicava algo de artificial, o que despertou a mente do aristocrata norte-americano Percival Lowell que se dedicou a especular sobre vida inteligente em Marte. Lowell estava tão entusiasmado que montou o seu próprio observatório. As suas observações convenceram-no que Marte era um planeta que estava a secar, e que existia uma antiga civilização marciana que construiu esses canais para drenar as calotas polares e enviar água para as cidades sedentas.

Essa ideia de uma civilização marciana passou para a imaginação popular. H.G. Wells escreve A Guerra dos Mundos em 1898 em que a Terra seria invadida por marcianos que usavam armas poderosas. Em 1938, Orson Welles fez uma adaptação do conto para a rádio o que causou o pnico generalizado e que levou a que algumas pessoas fugissem e outras afirmarem que sentiam o cheiro do gás venenoso lançado pelos marcianos ou que viam luzes ao longe, da luta dos marcianos para se apoderarem da Terra.

Mais tarde, provou-se que a grande maioria dos canais eram apenas uma ilusão de óptica. Na década de 1950, já quase ninguém acreditava em vida inteligente em Marte, mas muitos estavam convencidos da existência de musgos e líquenes primitivos.

Em plena Guerra Fria, em que as potências da época se envolveram numa corrida espacial, os soviéticos são os primeiros a tentar enviar sondas a Marte para descobrir o que se passava no planeta, mas nenhuma delas teve sucesso. Os norte-americanos foram logo de seguida e o sucesso chegou com a segunda tentativa através da sonda Mariner 4 que, em 1965, orbita Marte e consegue tirar a primeira fotografia próxima do planeta, mas de muito fraca qualidade. Os soviéticos só conseguiram fazer pousar uma sonda em Marte em 1974.

A 20 de Julho de 1976, a sonda norte-americana Viking I pousa em Chryse Planitia, uma planície circular na região equatorial norte de Marte, perto de Tharsis, e tira a primeira fotografia da superfície. A sonda gémea, a Viking II pousa a 3 de Setembro do mesmo ano em Utopia Planitia. Estas duas sondas operaram durante anos, até que as suas baterias falharam. Com esta missão, as ideias de uma civilização marciana e de vida primitiva ao nível de musgos foram postas de lado, mas dúvidas quanto a existência de bactérias continuaram a persistir.

A sonda Mars Pathfinder chega a Marte a 4 de Julho de 1997 e pousa em Chryse Planitia, na região de Ares Vallis, libertando um pequeno veículo robô que explorou e investigou diferentes rochas, verificando a origem vulcnica de uma ou a erosão causada pelo vento ou pela água de outras. Entretanto, a sonda de pouso enviou mais de 16 500 imagens e fez 8,5 milhões de medições à pressão atmosférica, temperatura e velocidade do vento. A 11 de Setembro do mesmo ano, chega a sonda Mars Global Surveyor, e a sua missão consistiu em fotografar o planeta com uma resolução muito maior que as missões anteriores conseguiriam fazer.


Marte visto pelo robô Spirit.A Agência Espacial Europeia (ESA) entra na corrida enviando a sonda orbital Mars Express ao planeta vermelho. Esta chega a Marte no final de 2003, e lança um robô para explorar a superfície, mas o dispositivo não deu sinais de funcionamento após a chegada ao planeta vermelho. Já a sonda orbital tem sido marcada pelo sucesso, especialmente no que toca às descobertas envolvendo a água. De destacar a descoberta, em meados de 2005, do primeiro lago gelado encontrado no planeta.

Outras missões mais recentes bem sucedidas são as dos robôs de exploração "Spirit" (Espírito) e seu irmão gémeo "Opportunity" (Oportunidade) que exploram Marte desde Janeiro de 2004.

O robô Spirit pousou na grande e intrigante cratera Gusev. O robô Opportunity pousou em Meridiani Planum, no pólo norte. Apesar de Meridiani Planum ser uma planície, sem campos de rochas, o robô Opportunity rolou para a pequena cratera Eagle com apenas 20 metros de dimetro. A parede da cratera tinha uma formação rochosa intrigante com rochas colocadas em camadas, que podem ter várias origens desde depósitos de cinza vulcnica a sedimentos causados pelo vento ou água. Depois de pesquisas feitas pelo robô a sedimentos, a NASA chega à conclusão que a Opportunity pousou numa antiga costa de um antigo mar salgado em Marte.

Todas estas missões foram feitas por máquinas e não pelo homem. Várias pessoas já avançaram em defesa das missões tripuladas a Marte como o próximo passo lógico. Por causa da distncia entre Marte e a Terra, a missão traria mais riscos e seria mais cara que as viagens à Lua, apesar de muitos acreditarem serem bem mais proveitosas que o envio de robôs. Seriam necessários mantimentos e combustível para uma viagem de ida e volta de 2 a 3 anos. Uma proposta chamada «Mars Direct» é tida como o plano mais prático e menos dispendioso para uma missão a Marte com seres humanos.


Concepção artística da terraformação de Marte.A Agência Espacial Europeia tem como objectivo o envio de uma missão humana a Marte no ano 2030, como parte do seu Programa Aurora. Já os norte-americanos pretendem voltar à Lua em 2015, abrindo caminho para missões a Marte no futuro.

Nos últimos séculos, alguns cientistas acreditavam e acreditam que Marte é um forte candidato para a terraformação e colonização humana. A criação de uma colónia em Marte faria reduzir os custos da viagem e dificuldades técnicas da exploração humanas no planeta. Para terraformar Marte ter-se-ia que construir a atmosfera e aquecê-la. Uma atmosfera mais grossa de dióxido de carbono e outros gases de efeito-estufa iria aprisionar a radiação solar e ambos os processos construir-se-iam um ao outro. As fábricas que na Terra produzem gases nocivos ao planeta, em Marte teriam um efeito de terraformação, caso fossem construídas grandes fábricas. Além disso seriam necessárias plantas e outros organismos geneticamente alterados de forma a diversificar os gases da atmosfera.

Geologia planetária

A ciência que estuda Marte é a areologia (de Ares, o deus grego da guerra). Em comparação com o globo terrestre Marte tem 53% do dimetro, 28% da superfície e 11% da massa; é assim um mundo bem menor que a Terra. Como os oceanos cobrem cerca de 71% da superfície terrestre e Marte carece de mares, as terras de ambos os mundos têm aproximadamente a mesma superfície.

A composição da superfície é fundamentalmente de basalto vulcnico com um alto conteúdo em óxidos de ferro que proporcionam o vermelho característico da superfície. Pela sua natureza, assemelha-se com a limonite, óxido de ferro muito hidratado. Assim como na crosta da Terra e da Lua predominam os silicatos e os aluminatos, no solo de Marte são preponderantes os ferrosilicatos. Os seus três principais constituintes são, por ordem de abundncia, o oxigénio, o silício e o ferro.

Marte é formado por rocha sólida, embora o núcleo seja constituído por rocha e ferro fundido. Assim deverá ter um grande núcleo de ferro. Marte tem um campo magnético menor que o da lua Ganímedes de Júpiter e é, apenas, 2% do campo magnético da Terra.

Topografia geral

Mapa topográfico de Marte. Pode-se ver Olympus Mons, um ponto algo branco a oeste e isolado, seguindo para sudeste os três Tharsis Montes, Valles Marineris a este de Tharsis, e a cratera Hellas no hemisfério sul.A topografia marciana é notável: as planícies do norte, que foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso do sul, sulcado por antigas crateras. A superfície marciana vista da Terra é consequentemente dividida em dois tipos de terreno, com albedo diferente.

O Sul de Marte é velho, alto, e escarpado com crateras semelhantes à da Lua, contrasta bastante com o Norte que é jovem, baixo e plano. Vastitas Borealis é a mais vasta planície do Norte e circunda o planalto gelado chamado Planum Boreum e as dunas extensas de Olympia Undae no pólo norte. As planícies dão lugar aos planaltos e às terras extensas da zona do equador e do hemisfério sul. Dos poucos planaltos do norte, destaca-se Syrtis Major que é das marcas mais visíveis a partir da Terra. Lunae Planum a norte do desfiladeiro Valles Marineris e Daedalia Planum a sul dos Montes de Tharsis são os mais extensos planaltos de Marte. São características menores da morfologia da superfície, a presença de pequenas colinas semelhantes a dunas e de uma espécie de canais cavados que têm todo o aspecto de leitos de rios já secos.

Em 1858, Angelo Secchi, um dos primeiros observadores, acreditou que existiam continentes e mares. As "Terrae" (singular: "Terra") são terrenos variados e extensos e muitas eram chamadas de continentes nos primeiros mapas, e outras até de mares, a maior das quais é Terra Cimmeria no hemisfério Sul. No total, Marte possuiu onze terrae (organizados por longitude): Margaritifer, Xanthe, Tempe, Aonia, Sirenum, Cimmeria, Promethei, Tyrrhena, Sabaea, Noachis e Arabia.

Através das fotografias tiradas de órbita vêem-se muitas crateras, mas não estão uniformemente repartidas pelo planeta; existindo poucas áreas onde há um grande número de crateras colossais (maiores que 300 km em dimetro), nomeadamente no sul; outras áreas na mesma região possuem algumas pequenas crateras e toda a região norte tem muito poucas crateras. Assim se pôde fazer um mapa da idade das superfície de Marte, dividido em três períodos: Noachiano, Hesperiano e Amazoniano. Estes nomes são retirados de regiões marcianas identificadas como sendo originadas de uma dessas épocas.


No período seguinte, a superfície foi coberta por crateras de menor dimensão. Durante o Período Amazoniano parte da superfície (essencialmente o Norte) foi coberta por lava, quer através de vulcões visíveis, quer através de fendas. No entanto, desconhece-se como era a superfície do Norte no final do Período Hesperiano. Os meteoritos que causaram as crateras Hellas, Isidis e Argyre eram tão grandes que era pouco provável que existissem muitas mais destas crateras durante o Período Noachiano.

A diferença entre o ponto mais alto e o ponto mais baixo de Marte é de 31 km (do topo de Olympus Mons a uma altitude de 27 km ao fundo da cratera de Hellas que se encontra a 4 km de profundidade. Em comparação, a diferença entre os pontos mais alto e mais baixo da Terra (o monte Evereste e o Fosso das Marianas) é de apenas 19,7 km.

Os vulcões gigantescos

O gigantesco Olympus Mons, o maior vulcão do sistema solar.Os vulcões em Marte são divididos em três tipos: "Montes", "Tholis" e "Paterae". Os "Montes" (singular "mons") são muito grandes, provavelmente basálticos e de leves inclinações. Os "Tholis" (singular "Tholus") ou abóbadas são menores e mais íngremes que os montes, com um aspecto abobadado. Os vulcões "Paterae" (singular "patera") são muito variados; com inclinações muito rasas e caldeiras complexas; muitos têm ainda canais radiais nos flancos.

Olympus Mons (Monte Olimpo) é um vulcão extinto com 25 km de altura, 600 quilómetros de dimetro na base e uma caldeira de 60 quilómetros de largura. Tem um declive suave. Assim, é a maior montanha do sistema solar e é mais de três vezes maior que o monte Evereste (8848 m - China;Nepal), tem mais de 13 vezes a altura da Serra da Estrela (2000 m - Portugal) e 9 vezes a altura do Pico da Neblina (3000 m - Brasil). O vulcão extinguiu-se há um milhão de anos atrás e encontra-se numa vasta região alta chamada Tharsis que com Elysium Planitia contém vários vulcões gigantescos, que são cerca de 100 vezes maiores que aqueles encontrados na Terra.

Um dos maiores vulcões, Arsia Mons tem os lados ligeiramente inclinados, construídos sucessivamente por fluidos de lava de uma única abertura. Arsia Mons é o vulcão mais a sul em Tharsis e tem cerca de 9 km de altura e a sua caldeira tem 110 km, a maior cadeira entre os vulcões marcianos. A norte deste vulcão, situa-se o vulcão Pavoris Mons (7 km de altura), e a norte desse encontra-se Ascraeus Mons que tem mais de 11 km de altura. Ascraeus, Pavonis e Arsia formam um grupo de vulcões conhecidos como Tharsis Montes que se encontram a sudeste de Olympus Mons.

Conforme os resultados da Mars Express, o vulcão Hecates Tholus terá tido uma grande erupção há cerca de 350 milhões de anos. Este vulcão localiza-se em Elysium Planitia e tem um dimetro de 183 km; a erupção criou uma caldeira e duas depressões aparentemente cheias de depósitos glaciais, incluindo gelo. Hecates Tholus é o vulcão mais a norte de Elysium; os outros são Elysium Mons e Albor Tholus. O pico da actividade vulcnica em Marte terá sido há cerca de 1500 milhões de anos.

As imagens da Mars Express mostraram também o que parecem ser cones vulcnicos na região do pólo Norte sem nenhuma cratera à volta, o que sugere que tiveram erupção muito recente, o que levou alguns cientistas a acreditar que o planeta poderá ainda ser geologicamente activo. Poderão existir entre 50 a 100 destes cones com 300 a 600 metros de altura cobrindo uma região do pólo Norte com um milhão de quilómetros quadrados; parte da região de Tharsis também tem características semelhantes. Estes aspectos na superfície podem ter sido o resultado de antigas elevações que tenham sofrido erosão pelo vento, mas julga-se que isto é pouco provável devido à inexistência de crateras e aspectos originados pelo vento naquela região.

Alba Patera é uma vulcão único em Marte e no sistema solar, localiza-se a norte de Tharsis, numa região de falhas que surge em Tharsis e se estende para norte. Alba Patera é muito grande com mais de 1600 km de dimetro, tem uma caldeira central, mas tem uma altura de apenas 3 km, no seu ponto mais alto. Possui canais nos flancos, e a maioria deles têm 100 km de comprimento, alguns chegam a ter 300 km, sugerindo que a lava fluiu por longos períodos de tempo.

No entanto, os vulcões marcianos são pouco numerosos, mas são testemunhas do passado violento e vulcnico daquela zona, mas são largamente maiores que a maior montanha de origem vulcnica na Terra: o Kilimanjaro (5895 m) em África. As áreas vulcnicas ocupam cerca de 10 por cento da superfície do planeta. Algumas crateras mostram sinais de erupção recente e têm lava petrificada nos cantos.

Os abismos

Valles MarinerisOs vulcões encontram-se a leste e oeste do maior sistema de desfiladeiros do sistema solar, Valles Marineris (que significa "Os vales da Mariner", conhecida como Agathadaemon nos antigos mapas de canais), com 4000 km de comprimento e 7 km de profundidade. A extensão de Valles Marineris equivale à extensão da Europa e estende-se por um quinto da superfície do planeta Marte, desde a região de Noctis Labyrinthus a oeste até ao terreno caótico a este. O Grand Canyon nos EUA não passaria de um pequeno arranhão quando comparado com este abismo. Valles Marineris formou-se pelo colapso do terreno causado pelo inchamento da área vulcnica de Tharsis, no outro lado do planeta.

Ma'adim Vallis (Ma'adim significa Marte em Hebreu) é um grande desfiladeiro com cerca de 700 km e, também, claramente maior que o Grand Canyon. Tem 20 km de largura e 2 km de profundidade em alguns locais. Pensa-se que Ma'adim Vallis terá sido inundado por água líquida no passado.

Crateras

No hemisfério Sul existe um velho planalto de lava basáltica semelhantes aos «mares» da Lua, e coberta por crateras do tipo lunar. No entanto, a paisagem marciana difere da nossa lua, devido à existência de uma atmosfera. Em particular, o vento carregado de poeira foi produzindo um efeito de erosão ao longo do tempo, e que arrasou muitas crateras, apesar de ainda conter um número considerável. Assim, por conseguinte, existem muito menos crateras que na Lua, apesar de se situar mais perto da cintura de asteróides. A maior parte das crateras que resistiram estão mais ou menos devastadas pela erosão. Muitas das crateras mais recentes têm uma morfologia que sugere que a superfície estava húmida quando ocorreu o impacto.

Grande parte destas crateras localizam-se no hemisfério sul. A maior é Hellas Planitia nesse hemisfério, tem 6 km de profundidade e 2000 km de dimetro e está coberta por areia alaranjada e é tratada como uma planície tal como outras enormes crateras antigas e planas.

Algumas crateras menores têm nomes de cidades e vilas da Terra, como por exemplo: a crateras Aveiro e Lisboa com nomes de cidades portuguesas, a cratera Mafra, Caxias e Viana com nomes de cidades brasileiras, e as crateras Longa e Santaca em honra de localidades em Angola e Moçambique, respectivamente. Em Marte, as crateras de maior dimensão são dedicadas a personalidades, assim a cratera Schiaparelli é a maior cratera (se desconceituarmos as crateras grandes e antigas) com 471 km de dimetro. No hemisfério sul, a cratera Magalhães é uma cratera de dimensão considerável com 105 km de dimetro e dedicada ao navegador português Fernão de Magalhães.

A atmosfera e o clima

A atmosfera marciana é uma atmosfera rarefeita de dióxido de carbono, mas no passado teria sido abundante. Apesar disto, Marte apresenta muitas particularidades curiosas, como neve carbônica, calotas polares de gelo seco, tempestades de poeira e redemoinhos.

Ao contrário do céu azul da Terra, Marte tem um céu amarelo-acastanhado, excepto durante o nascer e o pôr-do-sol, quando adquire uma tonalidade rosa e vermelha. Se a atmosfera fosse limpa de poeira, o céu de Marte seria tão azul como o da Terra. Em alturas em que há menos poeira, a cor do céu é então mais próxima do azul da Terra.

Em Marte, as auroras são diferentes das observadas no resto do sistema solar. Ao contrário do que sucede na Terra, não ocorrem nos pólos como na Terra, devido à inexistência em Marte de um campo magnético global. Assim, as auroras acontecem onde existem anomalias magnéticas na crosta marciana, que são restos dos dias nos quais Marte tinha um campo magnético.

Composição
A pressão atmosférica na superfície é de cerca 750 pascais, cerca de 0,75 por cento da média da Terra. Contudo, a pressão atmosférica varia ao longo do ano devido à dissipação durante o Verão do dióxido de carbono congelado nos pólos, tornando a atmosfera mais densa. Além disso, a atmosfera tem 11 km de altura, maior que os 6 km da Terra. A atmosfera marciana é composta por 95 por cento dióxido de carbono, 3 por cento N2, 1,6 por cento Árgon, e possui vestígios de oxigénio e vapor de água.

Em 2003, descobriu-se metano na atmosfera, com uma concentração de cerca 11±4 ppb por volume. A presença do metano em Marte é muito intrigante, já que é um gás instável e indica que existe (ou existiu nos últimos cem anos) uma fonte do gás no planeta. A actividade vulcnica, o impacto de cometas e a existência de vida sob a forma de microrganismos estão entre as possíveis causas ainda não comprovadas. O metano aparece em certos pontos da atmosfera, o que sugere que é rapidamente quebrado, logo poderá estar a ser constantemente libertado para a atmosfera, antes que se distribua uniformemente pela atmosfera. Foram feitos planos recentemente para procurar gases "companheiros" que podem sugerir as fontes mais prováveis; a produção biológica de metano na Terra tende a ser acompanhada por etano, enquanto a produção vulcnica tende a ser acompanhada por dióxido de enxofre.

O dia e as estações do ano

Marte tem estações do ano, mas estas duram o dobro das estações na Terra; o ano marciano é também o dobro do terrestre (cerca de 1 ano e 11 meses terrestres). Já a duração do dia em Marte (sol) é pouco diferente do da Terra: 24 horas, 39 minutos e 35 segundos .

A fina atmosfera não consegue segurar o calor e é a causa das baixas temperaturas em Marte, sendo 20 graus positivos a temperatura mais alta que atinge. Contudo, não existem dados suficientes que permitam conhecer a evolução ao longo do ano marciano nas diferentes latitudes e, muito menos, as particularidades regionais. Além de se encontrar mais afastado do Sol que a Terra e da sua atmosfera ser ténue, há a notar a baixa condutividade térmica do solo marciano e uma diferença mais pronunciada que a Terra no que toca à variação das temperaturas diurna e nocturna.

A temperatura à superfície depende da latitude e apresenta variações entre as diferentes estações do ano. A temperatura média à superfície é de cerca de -55 °C. A variação da temperatura durante o dia é muito elevada já que se trata de uma atmosfera bastante ténue.

No Verão em Marte, a temperatura média atinge os -36 graus antes do nascer do dia. Pela tarde, atinge os -31 graus, por vezes a média pode chegar aos -45 graus e são raras as temperaturas superiores a zero graus, mas que podem alcançar os 20 °C ou mais no equador. No entanto, a temperatura mínima pode descer até aos 80 graus negativos. No Inverno, as temperaturas descem até aos -130 graus nos pólos e chega mesmo a nevar. Mas trata-se de neve carbónica, já que o carbono é o principal constituinte da atmosfera. A temperatura mais baixa registada em Marte foi de -187 graus e a mais alta, em pleno Verão e quando o planeta se encontrava mais próximo do Sol, foi de 27 °C.

As calotas polares

Marte com as suas calotas polares, semelhantes às da Terra, mas constituídas essencialmente por gelo seco, havendo pouco gelo de água.Os pólos estão cobertos por calotas polares formadas por gelo seco (dióxido de carbono congelado) e gelo de água. Estas calotas tornam-se menores na Primavera e chegam a desaparecer durante o Verão, devido ao aumento da temperatura. As calotas polares mostram uma estrutura estratificada com capas alternantes de gelo e diferentes quantidades de poeira escura. Não se tem a certeza sobre o que causa a estratificação, mas pode ser devido a mudanças climática relacionadas com variações a longo prazo da inclinação do equador marciano em relação ao plano da órbita. As diferentes estações do ano nas calotas produzem mudanças alterações na pressão atmosférica global que se calcula em cerca de 25%.

O vapor de água move-se de um pólo para o outro com a mudança climática entre o Verão e o Inverno, ajudando não só na criação de calotas semelhantes à da Terra, mas também nuvens de cirrus, compostas por gelo (de água) e que foram fotografados pelo rover Opportunity em 2004[1].

Quando chega o inverno e com a chegada de temperaturas inferiores a -120 °C, o depósito de gelo é coberto por um manto de neve carbónica que se produz com a congelação da atmosfera de dióxido de carbono.

No Verão austral, o dióxido de carbono congelado evapora por completo, deixando uma capa residual de gelo de água. Em cem anos de observação, a calota polar austral já desapareceu duas vezes por completo, enquanto a do Norte nunca desapareceu por completo. Mesmo que o clima do hemisfério Sul seja mais rigoroso, a Primavera e o Verão do hemisfério Sul ocorrem quando o planeta está no perélio, assim as temperaturas máximas acontecem no hemisfério sul, o que leva a que a calota sofra bastante. O Inverno no sul é também mais frio, devido ao planeta encontrar-se no afélio.

A Mars Global Surveyor determinou em 1998 que a massa total de gelo da calota polar norte equivale a metade do gelo que existe na Groenlndia. O gelo do pólo Norte assenta-se sobre uma grande depressão de terreno, estando coberto por gelo seco. A calota gelada parece elevar-se abruptamente desde o terreno adjacente, emparedado e acabando por ser uma grande meseta de gelo. Nos cantos da calota, O gelo apresenta bandas claras e escuras que podem indicar processos de sedimentação.

Tempestades de areia

Apesar da atmosfera ténue, formam-se manchas de nuvens e nevoeiro e ventos intensos varrem poeiras, tornando o céu rosado. Essa poeira residual na atmosfera tornava grandes partes escuras, que se pensava serem vegetação e intrigou os astrónomos durante mais de um século. Ocasionalmente e de forma repentina, todo o planeta é submergido por uma tempestade maciça de poeira que pode persistir durante semanas ou até meses. Estas tempestades são mais frequentes durante o perélio da órbita do planeta e no hemisfério sul, quando ali é final da Primavera, estas tempestades são causadas por ventos na ordem dos 150 km/h. As tempestades têm origem na diferença de energia que o planeta recebe do Sol no afélio e no perélio. Quando Marte se encontra perto do perélio da sua órbita, a temperatura eleva-se no hemisfério Sul no final da Primavera e porque se encontra mais perto do Sol, o solo perde humidade.

Em certas regiões, especialmente entre Noachis e Hellas, desencadeia-se uma tempestade local violenta que arranca do solo seco imponentes massas de poeira. Esta poeira, por ser muito fina, eleva-se a grandes altitudes e, em semanas, cobre o solo todo do hemisfério, ou até mesmo a totalidade do planeta.

A poeira em suspensão na atmosfera causa uma neblina amarela que escurece os aspectos mais marcantes do planeta. Ao tapar o sol, as temperaturas máximas diminuem, mas como é criada uma manta que impede a dissipação do calor, as temperaturas mínimas aumentam. Em consequência, a oscilação térmica diurna diminui de forma drástica. Assim acontece em 1971, as tempestades impossibilitaram durante um certo tempo as observações que deveriam efectuar as duas sondas norte-americanas Mariner e as duas sondas soviéticas Mars que tinham acabado de chegar a Marte.

Redemoinhos de poeira foram primeiramente fotografados pelas sondas Viking na década de 1970 do século XX. Em 1997, a Pathfinder detectou um redemoinho. Estes redemoinhos podem ser até cinquenta vezes mais largo e até dez vezes mais altos que os terrestres. O veículo robô Spirit fotografou várias imagens a partir do chão de redemoinhos de poeira.

NOTA : A HIDROGRAFIA DO PLANETE SEGUE EM SUPLEMENTO


DEUS MARTE

Marte era o deus romano da guerra, equivalente ao grego Ares.

Filho de Juno e de Júpiter, era considerado o deus da guerra sangrenta, ao contrário de sua irmã Minerva, que representa a guerra justa e diplomática. Os dois irmãos tinham uma rixa, que acabou culminando no frente-a-frente de ambos, junto das muralhas de Tróia, cada um dos quais defendendo um dos exércitos. Marte, protector dos troianos, acabou derrotado.

JÚPITER

Características orbitais[1][2][3][4]
Semi-eixo maior 778 547 200 km
5,204267
Perélio 740 573 600
4,950429 UA
Afélio 816 520 800
5,458104 UA
Excentricidade 0,048775
Período orbital 4 331,572 dias
11,85920 anos
Período sinódico 398,88 dias
Velocidade orbital média 13,07 km/s km/s
Inclinação Com a eclíptica: 1,305°
Com o equador solar: 6,09°
Com o plano invariável: 0,32°
Número de Satélites 63
Características físicas[5][6][7][8]
Dimetro equatorial 142 984 ± 8 km
Área da superfície 121,9 Terras
6,21796×1010 km²
Volume 1 321,3 Terras
1,43128×1014 km³
Massa 317,8 Terras
1,8986×1027 kg
Densidade média 1,326 g/cm³
Gravidade equatorial 24,79 km/s²
2,528 g
Dia sideral 9,925 horas
Velocidade de escape 59,5 km/s
Albedo 0,343 (Bond)
0,52 (Geométrico)
Temperatura média: 165 K / -108 ºC

Composição da Atmosfera[8][9]
Pressão atmosférica 20-200 KPa
Hidrogênio
Hélio
Metano
Amônia
Fósforo
Vapor de água
89,8±2,0%
10,2±2,0%
0,3%
0,026%
0,0006%
0,0004%

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em dimetro quanto em massa, e o quinto a partir do Sol.[10] Possui menos de um milésimo da massa solar, mas 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. É um planeta gasoso junto com Saturno, Urano e Neptuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados de planetas jupiterianos ou planetas jovianos. Júpiter é um dos quatro gigantes gasosos; isto é, não é composto primariamente de matéria sólida.

Júpiter é composto primariamente de hidrogênio; hélio compõe cerca de um quarto de sua massa. O planeta também pode possuir um núcleo composto por elementos mais pesados. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, Júpiter possui o formato de uma esfera oblata. A atmosfera de Júpiter é dividida entre diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades onde as faixas se encontram. Uma de tais tempestades é a Grande Mancha Vermelha, uma das características visíveis de Júpiter mais conhecidas e proeminentes, cuja existência data desde o século XVII, com ventos de até 500 km/h, e possuindo um dimetro transversal duas vezes maior do que a Terra.

Júpiter é observável a olho nu, com uma magnitude aparente de -2,8, e sendo no geral o quarto corpo mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e de Vênus; por vezes, Marte aparenta ser mais brilhante do que Júpiter; em outras, o último aparenta ser mais brilhante do que Vênus. Júpiter é conhecido desde os tempos antigos. Júpiter era conhecido por astrônomos de tempos antigos, e era associado com as crenças mitológicas e religiosas de várias culturas. Os romanos nomearam o planeta de Júpiter, um Deus de sua mitologia.

Júpiter possui um tênuo sistema de anéis, e uma poderosa magnetosfera. Júpiter possui ao menos 63 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganímedes, o maior do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa, os três primeiros sendo mais massivos que a Lua, e o primeiro, tendo um dimetro maior que o do planeta Mercúrio.

Em tempos modernos, várias sondas espaciais visitaram Júpiter, todas elas de origem estado-unidense. A Pioneer 10 passou por Júpiter em Dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois. A Voyager 1 passou em março de 1979, seguida pela Voyager 2 em Julho do mesmo ano.[20] A Galileu ficou em órbita em Júpiter em 1995, enviando uma sonda atmosférica na atmosfera de Júpiter no mesmo ano, e conduzindo múltiplas aproximações dos satélites galileanos até 2003. A sonda Galileu também presenciou o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, enquanto ele se aproximava do planeta em 1994, possibilitando a observação direta deste evento. Outras missões incluem Ulysses, Cassini-Huygens, e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar sua velocidade e ajustar sua direção aos seus respectivos objetivos. Um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que potencialmente possui um oceano líquido.


Composição

Imagem da Grande Mancha Vermelha, obtida pela Voyager 1 em 25 de fevereiro de 1979, quando a sonda estava a 9,2 milhões km de Júpiter. Detalhes de até 160 km de extensão podem ser vistos aqui. O padrão colorido e ondulado à esquerda da Mancha Vermelha é uma região com movimentos extremamente complexos e variáveis. A tempestade oval branca diretamente abaixo da Mancha Vermelha possui o mesmo dimetro da Terra.

A atmosfera de Júpiter é composta de 88%-92% de hidrogénio e 8%-12% de hélio, referentes percentagem de volume ou fração de moléculas. Esta composição muda quando descrito em termos de massa, considerando que uma molécula de hélio é cerca de quatro vezes mais massiva que uma de hidrogénio - 75% hidrogénio e 24% hélio, com 1% composto por outros elementos. O interior do planeta contém materiais mais densos, mudando a distribuição por massa para 71% hidrogénio, 24% hélio, e 5%, outros elementos. A atmosfera contém traços de metano, vapor de água, amônia, sílicas, carbono, etano, sulfeto de hidrogênio, néon, oxigênio, fosfina e enxofre. A parte externa da atmosfera contém cristais de amônia congelado. Através do uso de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.

As proporções de hidrogênio e hélio em Júpiter são bastante similares à composição teorizada da nebulosa solar primordial. Porém, as regiões exteriores da atmosfera do planeta contém apenas 20 partes por milhão em massa de néon, 10% a do Sol.[26] A atmosfera jupiteriana também possui apenas 80% a abundncia de hélio, em relação ao Sol. Um possível motivo é precipitação destes elementos em direção ao interior do planeta.[27] Em contrapartida, a abundncia de gases inertes mais pesados na atmosfera de Júpiter é dois a três vezes à aquela do Sol.

Acredita-se que Saturno possua uma composição similar a de Júpiter, segundo espectroscopia. Os outros gigantes gasosos, Urano e Neptuno, por outro lado, possuem relativamente menos hidrogênio e hélio.[28] Porém, por causa da falta de sondas de entrada atmosférica, ainda não se sabe a precisa composição química de elementos mais pesados dos outros gigantes gasosos.

A rotação da atmosfera superior de Júpiter não é constante em todos os seus pontos, um efeito notado primeiramente por Giovanni Domenico Cassini em 1690. A rotação da região polar da atmosfera do planeta é aproximadamente cinco minutos mais demorada do que na região equatorial da atmosfera. Além disso, grupos de nuvens em diferentes latitudes deslocam-se em diferentes direções, seguindo as correntes de vento. A interação desses padrões conflitantes de circulação causa tempestades e turbulência. A velocidade dos ventos pode atingir até 600 km/h.

A camada mais alta da atmosfera contém cristais de amônia congelada.

[editar] Estrutura interna

Modelo do interior de Júpiter, com um núcleo sólido (em marrom), envolto por uma camada de hidrogênio metálico (cinza), hidrogênio líquido (verde), e a atmosfera (bege).Acredita-se que Júpiter é composto de um núcleo denso, circundado em hidrogênio metálico com algum hélio, e uma camada exterior composta primariamente de hidrogênio molecular.[29] Porém, além deste modelo básico, ainda existem dúvidas consideráveis sobre a estrutura interna do planeta. O núcleo é muitas vezes descrito como rochoso, mas sua composição em detalhes é desconhecida, bem como as propriedades destes materiais na temperatura e pressão destas profundidades. Em 1997, a existência de um núcleo sólido foi sugerida por medidas gravitacionais,[29] indicando uma massa de 12 a 45 vezes ao da Terra, ou 3% a 15% da massa jupiteriana.[30][31] Modelos mais recentes indicam a presença de um núcleo, com 14 a 18 massas terrestres.[32]

A presença de um núcleo durante ao menos parte da história de Júpiter é sugerida por modelos de formação planetária, envolvendo a formação inicial de um núcleo rochoso ou de gelo massivo ou suficiente para atrair gravitacionalmente o hidrogênio e o hélio presente na nebulosa protosolar. Assumindo que tenha existido, o núcleo pode ter diminuído em tamanho à mdida em que correntes de convecção de hidrogênio metálico líquido levassem material do núcleo derretido para níveis mais altos do interior planetário. Um núcleo sólido pode não existir, já que as medidas gravitacionais não são precisas o suficiente para negar esta possibilidade.[29][33]

A incerteza dos modelos depende da margem de erro dos parmetros analizados: um dos coeficientes de rotação (J6) usados para descrever a quantidade de movimento linear do planeta, do raio equatorial, e de sua temperatura em 1 bar de pressão. Espera-se que a Juno, prevista para lançamento em 2011, aumente a precisão destes parametros, possibilitando progresso na solução deste problema.[34]

A região do núcleo é circundada pelo manto, formado primariamente por hidrogênio metálico denso, que estende-se até 78% do raio do planeta.[30] Hélio e néon precipitam-se através desta camada, em direção ao núcleo, reduzindo a abundncia destes materiais na atmosfera exterior do planeta.[27][35]

Acima do manto localiza-se o interior transparente da atmosfera de hidrogênio líquido e hidrogênio gasoso, com a porção gasosa extendendo-se da camada de nuvens visíveis ate uma profundidade de cerca de 1 000 km.[30] Acredita-se que não há uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de hidrogênio; as condições variam lentamente do gás até a camada sólida à medida que se aprofunda.[36][37] Esta transição acontece sempre quando a temperatura é maior que a temperatura crítica, que para o hidrogênio, é de apenas 33 K.[38]

A temperatura e a pressão dentro de Júpiter aumenta com a profundidade. Na região de fase de transição, no qual hidrogênio líquido — aquecido além do seu ponto crítico — torna-se metálico, acredita-se que a temperatura seja de 10 000 K, e a pressão, de 200 GPa. A temperatura na fronteira do núcleo é estimada em 36 000 K, e a pressão, de 3 mil a 4,5 mil GPa.[30]

Atmosfera

Nuvens


A camada de nuvens possui apenas 50 km de profundidade, e consiste em duas camadas de nuvens: uma camada grossa inferior, uma camada mais fina, menos visível, superior. Há a possibilidade que nuvens de água existam sob a camada de amônia, por causa de raios detectados na atmosfera (água é uma molécula polar que pode carregar uma carga, então, é capaz de criar a separação de carga necessária para produzir raios).[30] Estas descargas elétricas podem ter mil vezes o poder dos raios terrestres.[41] As nuvens de água poderiam formar tempestades, alimentadas pelo calor proveniente do interior do planeta.[42]

As nuvens de Júpiter possuem cores de tom laranja e marrom. Isto é devido a elementos que mudam de cor quando expostos aos raios ultravioleta do Sol. Não se sabe com exatidão os elementos envolvidos e sua composição, mas acredita-se que sejam fósforo, enxofre, ou possivelmente, hidrocarbonetos.[30][43] Estes compostos coloridos, chamados de cromóforos, misturam-se com as nuvens da camada inferior de nuvens. As zonas formam-se quando células de convecção formam amônia cristalizado que diminuem a visibilidade da camada inferior de nuvens.

A baixa inclinação axial de Júpiter significa que as regiões polares do planeta recebem significantemente menos radiação solar do que a região equatorial. Convecção de material do interior do planeta, porém, transporta mais energia para os pólos, equalizando as temperaturas na camada de nuvens.[40]


Grande Mancha Vermelha e outras tempestades

Sua existência data desde ao menos 1831[45], e possivelmente, 1665.[46] Modelos matemáticos sugerem que a tempestade é estável, e pode ser uma característica permanente do planeta.[47] A tempestade é grande o suficiente para ser vista através de um telescópio, com uma abertura de ao menos 12 cm.[48]

A Mancha Vermelha possui um formato oval, que gira em torno de si mesmo, sentido anti-horário, com um período de seis dias.[49] A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.[50]

Tempestades deste tipo são comuns dentro da atmosfera turbulenta de gigantes gasosos. Júpiter também possui ovais brancas e ovais marrons, tempestades menores sem nome. Ovais brancas comumente consistem de nuvens relativamente frias dentro da atmosfera superior. Ovais marrons são mais quentes, e localizados dentro de das camadas de nuvens "normais" do planeta. Tais tempestades duram entre algumas horas até séculos a fim.

Mesmo antes de a Voyager ter provado que a Grande Mancha Vermelha era uma tempestade, havia forte evidência que a mancha não poderia estar associada com nenhuma característica presente em camadas mais profundas em Júpiter, visto que tal mancha gira em torno do planeta de maneira diferente do resto da atmosfera, por vezes mais rápido, e por vezes, mais devagar. Durante sua história conhecida, a tempestade tem girado diversas vezes em torno do planeta, relativo a qualquer possível marcador rotacional presente no interior.

Em 2000, uma nova característica atmosférica proeminente formou-se no hemisfério sul, que é similar em aparência à Grande Mancha Vermelha, mas menor em tamanho. Esta tempestade foi criada através da fusão de três ovais brancas menores — que foram vistas pela primeira vez em 1938. Esta tempestade foi chamada de Oval BA, e apelidada de "Mancha Vermelhar Junior". Desde então, seu tamanho tem aumentado e sua cor mudado de branco para vermelho.[51][52][53]

Massa

Aproximação da Terra e de Júpiter em tamanho, incluindo a Grande Mancha Vermelha.Júpiter possui uma massa 2,5 vezes maior a do que todos os outros planetas tomados em conjunto, massivo o suficiente para fazer com que seu baricentro com o Sol localize-se acima da superfície solar (a 1,068 raios solares do centro do Sol). O planeta possui uma massa 318 vezes maior do que o da Terra, um dimetro 11 vezes superior ao do terrestre, e um volume 1 317 vezes maior que o da Terra, sendo, porém, significantemente menos denso que a última.[14][40]

Uma massa jupiteriana (MJ) é utilizada para descrever a massa de outros gigantes gasosos, em particular, a de planetas extra-solares. Por mais impressionante que Júpiter seja, já se descobriram vários com massas muito maiores, fora do Sistema Solar. Por outro lado, através de modelos de teoria, acredita-se que Júpiter tenha um dimetro tão grande como é possível a um planeta com a sua composição e história evolucionária, visto que adicionar-lhe mais massa teria apenas como resultado aumentar a compressão gravitacional.[nota 1] Modelos de teoria indicam que se uma adição significativa de massa ocorresse, o planeta iria diminuir em tamanho. Adições menores de massa resultariam em nenhuma mudança aparente. Após quatro MJ, o planeta iria diminuir em tamanho. O processo de diminuimento continuaria à medida que massa fosse adicionada até que ignição estelar ocorrece, com o planeta virando uma anã castanha, em torno de 50 MJ.[55]

Não existe uma definição inequívoca do que distingue um planeta grande e massivo, como Júpiter, de uma anã castanha, mas para que fosse uma estrela Júpiter teria de ter cerca de 75 vezes mais massa do que a que tem. Porém, a menor anã vermelha possui apenas 30% mais o dimetro de Júpiter[56][57], levando a alguns astronomos apelidarem o planeta de "estrela falhada". Porém, não se sabe se os processos envolvidos na formação de planetas como Júpiter são similares aos processos envolvidos na formação de múltiplos sistemas solares.

Júpiter irradia mais calor do que recebe do Sol. A quantidade de calor produzido dentro do planeta é quase igual à quantidade total de radiação solar que o planeta recebe.[30] Este calor adicional é gerado através do mecanismo de Kelvin-Helmholtz, através de contração adiabática, resultando na contínua redução do dimetro do planeta, de dois centímetros o ano.[29] Quando o planeta foi formado, Júpiter era muito mais quente, e possuía o dobro do dimetro atual.[58]

Anéis planetários

Mosaico fotográfico tomado pela sonda Galileu (quando esta esteve na sombra do planeta) mostrando o tênuo sistema de anéis de Júpiter.Ver artigo principal: Anéis de Júpiter
Júpiter possui um sistema de anéis, embora não tão evidente quanto o de Saturno. Este sistema é composto por um toro interno de partículas, conhecida como o halo, um anel principal relativamente brilhante, e um sistema de anéis externo, chamado de gossamer.[59] Estes anéis parecem ser feito primariamente de poeira, ao invés de gelo, como no caso dos anéis de Saturno.


Modelo visual dos anéis de Júpiter.


Acredita-se que o anel principal é feito de material ejetado dos satélites Adrasteia e Métis. Este material, que na ausência do planeta, cairia de volta ao satélite, é puxado em direção ao planeta por causa de sua enorme força gravitacional, alimentando o anel. Material no anel é gradualmente removido, com os satélites continuamente fornecendo material através de impactos adicionais.[60] De maneira similar, os satélites Tebe e Amalteia provavelmente produzem os componentes distintos do anel gossamer.[60] Existe também evidência de um anel rochoso ao longo da órbita de Almatéia possa constituir-se de material ejetado de colisões do satélite em questão.[61]

Magnetosfera


Em azul, as linhas de campo, e a mancha vermelha em torno do planeta, o toro alimentado por Io.Júpiter possui um campo magnético 14 vezes mais forte do que a da Terra, variando entre 4,2 gauss (0,42 mT) no equador a 10 a 14 vezes nos pólos, o mais forte do Sistema Solar (não incluindo aqueles formados por manchas solares).[14] Acredita-se que este campo seja gerado por correntes de Foucault — o movimento giratório de materiais condutores — dentro da camada de hidrogênio metálico. O campo captura partículas ionizadas do vento solar, gerando um campo magnético altamente energizado fora do planeta — a magnetosfera. Elétrons presentes no plasma ionizam as nuvens de enxofre geradas por atividade vulcnica em Io. Partículas de hidrogênio provenientes da atmosfera de Júpiter são também capturadas na magnetosfera. Electrons dentro da magnetosfera geram fortes ondas de rádio, na frequência de 0,6 a 30 MHz.[62]


Aurora boreal em Júpiter. Três pontos brilhantes são criados através do fluxo de tubos magnéticos que conectam Io, Ganimede e Europa (localizados na esquerda, e no inferior da imagem) entre si. Outras auroras de menos brilho também podem ser vistas.Cerca de 75 raios jupiterianos do planeta, a interação da magnetosfera com o vento solar gera um bow shock. A magnetosfera é circundada pela magnetopausa, esta, por sua vez, dentro da magnetobainha, no qual as ondas magnéticas tornam-se fracas e desorganizadas. O vento solar interage com estas regiões, enlongando o sotavento da magnetosfera além da órbita de Saturno. Se a magnetosfera jupiteriana pudesse ser enxergado na Terra, esta estrutura seria cinco vezes maior do que o disco da Lua cheia no céu terrestre, apesar da grande distncia. Os quatro grandes satélites de Júpiter localizam-se todos dentro da magnetosfera, bem protegidos do vento solar.[30]

A magnetosfera de Júpiter é responsável por episódios de intensa emissão de rádio dos pólos do planeta. Atividade vulcnica em Io injeta gás na magnetosfera jupiteriana, produzindo um toro de partículas em torno do planeta. A interação de Io e o toro, à medida em que a primeira movimenta-se na segunda, produz ondas de Alfvén que carregam matéria ionizada nas regiões polares de Júpiter. Como resultado, ondas de rádio são geradas através de maser astrofísico ciclotrônico, emitidas ao longo de uma superfície cônica. Quando a Terra atravessa este cone, as emissões de rádio de Júpiter podem superar a do Sol.[63]

Órbita e rotação

Júpiter é o único planeta cujo centro de massa com o Sol fica fora do último: 1,013 raio solar, ou 7% acima da superfície solar.[64] A distncia média entre Júpiter e o Sol é de 778 milhões de quilômetros, cerca de 5,2 UA, ou seja, 5,2 vezes do que a distncia entre a Terra e o Sol. Júpiter completa uma órbita em torno do Sol a cada 11,86 anos, dois quintos a de Saturno, formando a ressonncia orbital de 5:2 entre os dois maiores planetas do Sistema Solar.[65]

A órbita elíptica de Júpiter possui uma inclinação de 1,31° comparado com ao da Terra. Por causa de uma excentricidade de 0,048, a distncia entre Júpiter e o Sol varia por 75 milhões de quilômetros entre o perélio e o afélio, ou o ponto mais perto e mais distante (neste caso, o Sol) da órbita do planeta, respectivamente. A inclinação axial de Júpiter é relativamente pequena: apenas 3,13°. Como consequência, o planeta não possui mudanças significante de estações, ao contrário da Terra e de Marte, por exemplo.[66]

A rotação de Júpiter é a mais rápida entre todos os planetas do Sistema Solar: o planeta completa uma volta em torno de si mesmo em menos de 10 horas, criando um achatamento equatorial facilmente visível em um telescópio amador na Terra. Esta rotação gera uma aceleração centrípeta no equador de cerca de 1,67 m/s²; visto que a aceleração gravitacional do planeta é de 24,79 m/s², o resultado é uma aceleração gravitacional no equador de 23,12 m/s². Júpiter possui o formato de uma esfera oblata, ou seja, o dimetro no seu equador é maior que o seu dimetro entre os seus pólos geográficos. O equador de Júpiter é 9 275 km maior que o dimetro medido entre os pólos.[37]

Por causa do fato que Júpiter não é um objeto sólido, a parte superior da atmosfera de Júpiter possui rotação diferencial. A rotação da atmosfera do planeta na sua região polar é cerca de cinco minutos mais longa do que a da atmosfera equatorial. Por causa disso, três sistemas são usados como referência, particulamente a respeito de características atmosféricas. O Sistema I localiza-se entre 10° N to 10° S de latitude, e possui o menor período do planeta, com 9 h 50 min. O Sistema II corresponde a todas as latitudes ao norte ou ao sul das primeiras, no qual o período é de 9h 55min. O Sistema III foi criado originalmente por astrônomos de rádio, e corresponde à rotação da magnetosfera do planeta. O período deste sistema é oficialmente a rotação de Júpiter.[67]

Satélites de Galileu

Satélites galileanos, em uma imagem composta comparando-os em tamanho, em conjunto com Júpiter. De cima para baixo: Calisto, Ganimedes, Europa e Io.Os satélites galileanos estão entre os maiores do Sistema Solar - Ganimedes se destaca por ser o maior, tendo um dimetro maior a que o planeta Mercúrio. Io destaca-se por ser um dos poucos corpos solares a possuir atividade vulcnica, e cogita-se a possibilidade de oceanos líquidos nos outros três satélites galileanos, em especial, Europa.[22][71]

As órbitas de Io, Europa e Ganimedes formam uma ressonncia conhecida como a ressonncia de Laplace. Para cada quatro órbitas que Io dá em torno de Júpiter, Europa dá exatamente duas, e Ganimedes dá exatamente uma. Esta ressonncia faz com que a órbita dos satélites em questão se distorte em elipses, visto que cada satélite recebe energia de seus vizinhos no mesmo ponto em todas as órbitas tais satélites realizam. Forças de maré de Júpiter, de outro lado, causam a circularização das órbitas dos satélites em questão.[72]

A excentricidade orbital destas três órbitas estressa a estrutura dos três satélites, com a gravidade jupiteriana "esticando" os satélites quando estes se aproximam do planeta. Próximo ao apogeu, os satélites voltam a assumir um formato mais esférico, devido à menor força de gravidade. O estresse aquece o interior dos satélites, via fricção. O efeito mais notável deste processo é a formação de atividade vulcnica em Io, satélite sujeito às maiores forças de maré.[73] Outra consequência foi a formação de uma crosta relativamente recente em Europa, sugerindo atividade vulcnica recente no satélite.ref name="Arnett1996">Arnett, Bill; Europa (7 de novembro de 1996)[74]

Satélites de Galileu, comparados com a Lua terrestre
Nome Dimetro Massa Raio orbital Período orbital
km % kg % km % dias %
Io 3 643 105 8,9×1022 120 421 700 110 1,77 7
Europa 3 122 90 4,8×1022 65 671 034 175 3,55 13
Ganimedes 5 262 150 14,8×1022 200 1 070 412 280 7,15 26
Calisto 4 821 140 10,8×1022 150 1 882 709 490 16,69 61

Observação

O movimento retrógrado de um planeta cuja órbita é além o da Terra (em relação ao Sol) é causado por sua localização relativa com respeita à Terra.Júpiter é, no geral, o quarto objeto mais brilhante no céu terrestre, atrás apenas do Sol, da Lua e de Vênus,[14] embora por vezes Marte seja mais brilhante. Dependendo da posição de Júpiter em relação à Terra, a magnitude visual do planeta varia entre -2,8 em oposição, a -1,6, durante conjunção, com o Sol. O dimetro angular de Júpiter, da mesma maneira, varia entre 50,1 a 29,8 segundos de arcos.[75] Oposições favoráveis ocorrem quando Júpiter está no seu perélio, evento que ocorre uma vez por órbita. Júpiter passará pelo seu perélio em março de 2011, com oposição favorável em setembro de 2010.[76]

A Terra supera Júpiter a cada 398,9 dias à medida em que ambas orbitam o Sol, no que é chamado o período sinódico. Quando isto ocorre, Júpiter move-se em direção retrógrada, com respeito às estrelas de fundo, ou seja, por um período de tempo, Júpiter aparece a dar ré no ceu, para voltar com seu movimento normal.

O período orbital jupiteriano de 12 anos coincide com os doze signos astrológicos do zodíaco, e pode ter sido a origem histórica dos signos em questão.[40] Ou seja, cada vez que alcança oposição, o planeta avançou em direção ao leste por cerca de 30°, o comprimento de um signo do zodíaco.

Por causa que a órbita jupiteriana é além o da Terra, o ngulo de fase de Júpiter como visto da Terra nunca supera os 11.5°, e é quase sempre próxima a zero. Ou seja, o planeta quase sempre aparece totalmente iluminado em telescópios na Terra. Foi apenas em missões espaciais para Júpiter que vistas crescentes do planeta foram obtidas.[77]

Formação

Depois da formação do Sol, que ocorreu há cerca de 4,6 bilhões (4,6 milhões de milhões) de anos atrás,[nota 2][78][79] o material residual, de alta metalicidade, orbitando em torno da recém-formada estrela, espalhou-se em torno do Sol, formando um disco protoplanetário. Este material gradualmente formaram planetésimos. Estes, por sua vez, agregando-se, formando o protoplaneta.

Acredita-se que a formação de Júpiter tenha começado através da coalescência de planetésimos composto por voláteis (gelo, em termos astronômicos)[81] na frost line do Sistema Solar, além de um limite no qual os planetésimos começaram a crescer rapidamente através da acreção de material abundante de baixo ponto de fusão.[82] Acredita-se que condições para massiva acreção (abundncia de material e tempo disponível de acreção) estavam mais pronunciados entre 5 e 6 UA, provocando um acúmulo rápido de material nesta região[82][83] formando um embrião planetário, com cerca de 10 massas terrestres, massivo o suficiente para iniciar a agregar gás do disco solar (mais especificamente, hidrogênio e hélio).[81][82]

O embrião continuou a crescer, agregando mais planetésimos do que gás. Com a acreção de planetésimos, o número destes na vizinhaça orbital do embrião jupiteriano gradualmente caiu, enquanto que gás continuasse a ser comum na vizinhança orbital. Assim sendo, gases passaram a compor cada vez mais a percentagem da massa total agregada pelo embrião planetário, chegando a um ponto no qual a acreção de gás e planetésimos era igual.[81] Quando isto ocorreu, um período de baixa acreção de ambos os materiais teve início, após o qual um processo de acreção de gás rápido iniciou-se. No início deste período, metade da massa do embrião jupiteriano era composto por gás. Nas próximas centenas de milhares de anos, o embrião jupiteriano rapidamente absorveu a maior parte do gás disponível em sua vizinhança orbital, com material sólido compondo uma percentagem mínima da massa agregada pelo planeta. Acredita-se que Júpiter tenha alcançado sua massa atual entre um a dez milhões de anos. A acreção rápida e massiva de gás aqueceu o planeta, possivelmente ao ponto deste ter superado o Sol, em brilho, por um tempo.[82]

Acredita-se que Júpiter tenha sido formado inicialmente a 5,6 UA do sol, 0,45 UA (ou 70 milhões de quilômetros) além de sua órbita atual. Por causa de fricção com material do disco nebular, em cem mil anos Júpiter migrou em direção à sua órbita atual,[84][85] por causa da perda de momento angular. No processo, a órbita jupiteriana formou uma ressonncia orbital de 1:2 com a de Saturno.[86] Durante esta fase, Júpiter provavelmente capturou seus asteroides troianos em sua órbita atual, que eram originalmente do Cinturão de Kuiper, nos pontos de Lagrange L4 e L5.[87]

Os satélites regulares de Júpiter (grupo Amalteia e satélites galileanos) provalvemente foram criados de material orbitando em torno do planeta. Acredita-se que antes da formação dos satélites galileanos, vários outros satélites existiram, todos engolidos por Júpiter por causa de fricção com o material em órbita.[83][88][89] Acredita-se que o restante dos satélites eram corpos solares que foram atraídos pela enorme força gravitacional jupiteriana quando passassem em sua vizinhança.[88]

A hipótese de que o planeta foi formado através da coalescência de planetésimos e posteriormente do acréscimo de gás é suportada por uma publicação feita em novembro de 2008, que argumenta que Júpiter possui um núcleo de 14 a 18 massas terrestres,[32] indicando que Júpiter possui um núcleio sólido com o dobro da massa que estimativas anteriores indicavam, e possibilitando a adições de grandes quantidades de gás da nebulosa solar.[32][90]

Pesquisa e exploração

Em Terra

Júpiter visto através de telescópio doméstico de 180 mm e fotografado por camera comum de 8 megapixels.Em 1610, Galileu Galilei, através de telescópio, descobriu quatro corpos, Io, Europa, Ganímedes e Calisto, gravitando ao redor de Júpiter. Presentemente, os quatro satélites são referidos como satélites galileanos.

A descoberta de Galileu foi a primeira descoberta de movimentos de corpos no espaço aparentemente não tendo a Terra como centro. Este foi o maior ponto a favor da teoria heliocentrista do movimento dos planetas, de Nicolau Copérnico; os discursos de Galileu em favor das teorias de Copérnico fizeram com que fosse julgado pela Inquisição.[91]

Acredita-se que a descoberta de Galileu tenha sido a primeira observação de satélites em um corpo outro que a Terra. Deve-se notar, porém, que o historiador de astronomia chinês Xi Zezong afirma que um antigo astrônomo chinês, Gan De, descobriu um dos satélites de Júpiter em 362 a.C., a olho nu. Se isto é certo, esta descoberta teria sido feita dois milênios antes da descoberta de Galileo.[92][93]

Durante a década de 1660, Giovanni Domenico Cassini descobriu manchas e faixas coloridas em Júpiter, e notou que o planeta possuía um formato achatado. Cassini também estimou o período de rotação do planeta.[24] Em 1690, Cassini notou que a atmosfera jupiteriana possui rotação diferencial.[30]


A Grande Mancha Vermelha, uma característica proeminente no hemisfério sul do planeta, pode ter sido observado pela primeira vez por Robert Hooke em 1664, e em 1665, por Cassini, embora este fato é disputado. O farmacista Samuel Heinrich Schwabe produziu em 1831 os primeiros desenhos mostrando detalhes da Grande Mancha Vermelha.[94]

A Grande Mancha Vermelha foi, aparentemente, perdido de vista em várias ocasiões entre 1665 e 1708, antes de se tornar bem visível em 1878. Foi registrada como atenuando em 1883 e no começo do século XX.[95]

Tanto Giovanni Alfonso Borelli quanto Cassini construíram tabelas do movimento dos satélites jupiterianos, permitindo a predição de quando os satélites iriam passar atrás ou na frente do planeta. Porém, na década de 1670, astrônomos notaram que estes eventos ocorriam cerca de 17 minutos mais tarde do que o esperado. Ole Rømer deduziu que visão não é espontneo (um fato que Cassini havia anteriormente rejeitado), e esta diferença foi utilizada para estimar a velocidade da luz.[96]

Em 1892, Edward Emerson Barnard descobriu um quinto satélite, utilizando um telescópio de 91 cm no Observatório Lick, Califórnia. A descoberta deste objeto relativamente pequeno, um testamento de sua visão, tornou-o rapidamente famoso. O satélite foi posteriormente chamado de Amalteia.[97] Esta foi a última descoberta de um satélite planetário a ser detectado via observação visual.[98] Mais oito satélites seriam descobertos em Terra, antes da Voyager 1.

Três ovais anticiclônicas foram observados em 1938. Por décadas elas continuaram como distintas características da atmosfera jupiteriana, por vezes aproximando uma com a outra, mas nunca entrando em fusão. Em 1998, porém, duas das ovais de fundiram, absorvendo a terceira em 2000, criando a Oval BA.[100]

Em 1955, Bernard Burke e Kenneth Franklin detectaram pulsos de rádio vindos de Júpiter a 22,2 MHz.[30] O período dos pulsos igualava ao da rotação jupiteriana, como resultado, ambos utilizaram esta informação para aumentar a precisão do período de rotação do planeta. Descobriu-se que pulsos de rádio vinham em duas formas: pulsos longos, durando por vários segundos, e pulsos curtos, de menos de um centésimo de segundo.[101]

Cientistas descobriram que existiam três formas de sinais de rádio transmitidas de Júpiter:

Pulsos de rádio decamétricos (com comprimento de onda de várias dezenas de metros) variam com a rotação de Júpiter, e são influenciados pela interação de Io com o campo magnético jupiteriano.[102]
Emissões de rádio decimétricas (com comprimento de onda em centímetros) foi observado pela primeira vez por Frank Drake e Hein Hvatum em 1959.[30] Estes sinais originam-se de um cinturão em torno do equador jupiteriano, e é causado por radiação ciclotrônica de elétrons acelerados pelo campo magnético jupiteriano.[103]
Radiação termal produzido por calor na atmosfera de Júpiter.[30]
Entre 16 de julho e 22 de julho de 1994, mais de 20 fragmentos do cometa Shoemaker-Levy 9 atingiram o hemisfério sul do planeta. Esta colisão entre dois corpos do Sistema Solar foi a primeira a ser observada diretamente.[104][105]

Em julho de 2009, outro impacto ocorreu, criando uma mancha negra na atmosfera jupiteriana, com tamanho similar à do Oval BA. Observação mais detalhada em infravermelho no Observatório Keck no Havaí mostrou um ponto brilhante no qual o impacto ocorreu. Isto significa que o impacto aqueceu o interior da atmosfera jupiteriana na área próxima ao pólo sul do planeta. Cientistas ainda não sabem o tamanho do objeto que chocou-se em Júpiter.[106]

PLUTãO

Planeta anão
Características orbitais
Semi-eixo maior 5.906.376.272 km
39,481 686 77 UA
Perélio 4.436.824.613 km
29,658 340 67 UA
Afélio 7.375.927.931 km
49.305 032 87 UA
Circunferência orbital 36,530 Tm
244.186 UA
Excentricidade 0,248 807 66
Período orbital 248,9 a
90.613,3055 d)
Período sinódico 366,73 d
Velocidade orbital média 4.666 km/s
Inclinação 17,141 75°
Número de Satélites 3
Características físicas
Dimetro equatorial 2306±20 km
Área da superfície 1,795×107 km²
Volume 7.15×109 km³
Massa (1.305±0.007)×1022 kg
Densidade média 2,03±0,06 g/cm³
Gravidade equatorial 0,58 m/s² g
Dia sideral
Velocidade de escape 1,2 km/s
Albedo 0,49–0,66
Temperatura média: -229 ºC
-240 ºC min -218 ºC max
Composição da Atmosfera
Pressão atmosférica 0,30 pascal


Plutão (oficialmente, 1340340 Plutão) é um planeta anão e um plutóide[1] do Sistema Solar, localizado numa região conhecida como cinturão de Kuiper. Sua órbita, excêntrica, é fortemente inclinada em relação aos planetas. Dos 248 anos que demora a para fazer a translação em volta do Sol, Plutão passa 20 anos mais perto do sol do que Netuno; no restante da órbita, permanece além de Netuno.

Possui um satélite maior chamado Caronte e dois menores, descobertos em 2005 pelo telescópio espacial Hubble e que receberam da União Astronómica Internacional (UAI) os nomes mitológicos de Nix e Hidra. Um dos motivos da escolha desses nomes foram as iniciais N e H que coincidem com a Sonda espacial New Horizons, que em 2015 visitará o sistema Plutão - Caronte e também esses novos satélites.

Até 2006, Plutão era contado como um planeta principal; mas a descoberta de vários corpos celestes de tamanho comparável e até mesmo a de um outro objeto maior no Cinturão de Kuiper fez com que a UAI, em 24 de agosto, durante uma conferência da organização, decidisse considerá-lo como um "planeta-anão",[2] juntamente com Éris e Ceres (este último localizado no cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter). Plutão é visto agora como o primeiro de uma categoria de objetos trans-netunianos cuja denominação, "plutóides", foi aprovada pela UAI em 11 de junho de 2008.

Em setembro de 2006, a UAI atribuiu a Plutão o número 1340340 no catálogo de planetas menores, de modo a refletir a sua nova condição de planeta anão.

Nomeação

O direito de dar o nome ao novo objeto coube ao Observatório Lowell e a seu diretor, Vesto Melvin Slipher. Tombaugh aconselhou Slipher a sugerir um nome rapidamente para o novo objeto antes que outra pessoa o fizesse. Constance Lowell, viúva de Percival Lowell, propôs Zeus, então Lowell, e finalmente seu próprio nome, sem grande receptividade. Naquela altura, nomes mitológicos, tais como Cronos e Minerva, eram fortes candidatos.

Venetia Phair, na época uma menina de onze anos de Oxford, Inglaterra, foi a primeira a sugerir o nome Plutão. Venetia, que se interessava por mitologia clássica assim como astronomia, sugeriu o nome romano equivalente ao Hades grego, em conversa com seu avô Falconer Madan, um ex-bibliotecário da Biblioteca Bodleiana da Universidade de Oxford. Madan transmitiu a sugestão ao Professor Herbert Hall Turner, que a telegrafou ao Observatório Lowell. Acatado de maneira quase unnime, o nome Plutão foi oficialmente adotado em 1º de maio de 1930. O nome, que começa com PL, também procurou invocar Percival Lowell.

História

O astrônomo norte-americano Percival Lowell foi um de seus investigadores mais dedicados, mas nada descobriu. Doze anos depois de sua morte, seu antigo observatório, o Flagstaff, no Arizona, contratou um astrônomo mais jovem, Clyde Tombaugh, para continuar o trabalho. Plutão foi descoberto em Fevereiro de 1930 pelo jovem Clyde Tombaugh, que na época tinha 24 anos e conseguiu fotografá-lo.

Características físicas

As características físicas de Plutão são, em grande parte, desconhecidas, pois o planeta anão ainda não recebeu a visita de uma nave espacial e a distncia da Terra dificulta investigações mais detalhadas.

Órbita

Órbita de Plutão - perspectiva polar.

Esta "vista de cima" mostra como a órbita de Plutão (em vermelho) é menos circular do que a de Netuno (em azul). Também demonstra como Plutão por vezes se aproxima mais do sol do que Netuno. As metades escuras de ambas as órbitas correspondem a posições abaixo da eclíptica.A órbita de Plutão é altamente incomum, comparada com a dos planetas do sistema solar. A translação destes em torno do sol ocorre próxima a um plano imaginário chamado "eclíptica", com órbitas quase circulares. A órbita de Plutão, por outro lado, é fortemente inclinada acima da eclíptica (até 17º) e excêntrica. Devido à inclinação da órbita, o periélio de Plutão localiza-se bem acima da eclíptica (~8.0 UA) . Esta alta excentricidade faz com que parte da órbita daquele planeta anão seja mais próxima do sol do que a de Netuno.

Aparência

A magnitude aparente de Plutão é mais tênue do que -30 m, razão pela qual é necessário um telescópio para observá-lo, de preferência com 30 cm de abertura. Com um dimetro angular de apenas 0,15”, aparenta ser um objeto estelar mesmo com o uso de grandes telescópios. O planeta anão apresenta uma cor marrom clara com um tom leve de amarelo.

Massa e dimensões

Comparação entre os pares Terra-Lua e Plutão-Caronte (abaixo, à direita).Mesmo muitas décadas após sua descoberta, a massa e o dimetro de Plutão continuaram a ser apenas estimadas. Inicialmente, pensava-se que era muito grande, comparável ao tamanho da Terra, mas, com o tempo e observações posteriores, as estimativas foram dramaticamente revisadas para baixo.

A descoberta do seu satélite Caronte, em 1978, permitiu a determinação da massa do sistema Plutão-Caronte por meio da simples aplicação da formulação newtoniana da terceira lei de Kepler. O dimetro de Plutão foi finalmente medido quando o planeta anão foi ocultado por Caronte, e o seu disco agora pode ser resolvido por telescópios com o emprego de ótica adaptativa.

A massa de Plutão equivale a menos de 0,2 a da Lua, o que torna aquele astro não apenas muito menor do que qualquer planeta mas também com massa e dimensões menores do que sete satélites: Ganimedes, Titã, Calisto, Io, a Lua, Europa e Tritão. Por outro lado, Plutão tem o dobro do dimetro (e doze vezes a massa) de Ceres, no cinturão de asteróides, e era o maior objeto conhecido no cinturão de Kuiper até a descoberta de Éris em 2005.

Atmosfera

A tênue atmosfera de Plutão compõe-se provavelmente de nitrogênio, metano e monóxido de carbono, em equilíbrio com nitrogênio sólido e gelos de monóxido de carbono na superfície. à medida que o planeta anão se afasta de seu periélio (e do sol), sua atmosfera tende a congelar e a precipitar.

Satélites naturais

Plutão e suas luas.

Caronte

Caronte é o maior dos três satélites de Plutão e foi descoberto por James Walter Christy em 22 de Junho de 1978. A sua composição e dimensões são ainda muito incertas, devido à distncia a que o par Plutão-Caronte se encontra da Terra. Mas as medições feitas mostram que Caronte possui um dimetro 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.

De acordo com as novas regras Caronte, o qual era considerado um satélite de Plutão, perde a condição de satélite e passa também a ser um "planeta", um plutono e um planeta anão. Com isso, nós passamos a ter um sistema de planeta duplo orbitando ao redor do Sol.

Hidra

Foi descoberta juntamente com Nix em junho de 2005, pela Equipe de Busca de Plutão do telescópio espacial Hubble, composta por Hal A. Weaver, S. Alan Stern, Max J. Mutchler, Andrew J. Steffl, Marc W. Buie, William J. Merline, John R. Spencer, Eliot F. Young e Leslie A. Young. As imagens da descoberta foram tiradas em 15 de maio e 18 de maio de 2005; os satélites foram avistadas pela primeira vez por Max J. Mutchler em 15 de junho de 2005 e as descobertas foram anunciadas em 31 de outubro de 2005, depois de confirmações obtidas por outras observações. A lua foi designada S/2005 P 1.

O satélite orbita o baricentro do sistema no mesmo plano que Caronte e Nix, a uma distncia de cerca de 65.000 km. Diferente de outras satélites de Plutão, sua órbita é apenas aproximadamente circular; sua excentricidade de 0,0052 é pequena, mas significantemente diferente de zero. Seu período orbital de 38,2 dias.

Embora seu tamanho não tenha sido medido diretamente, estima-se que a lua tenha um dimetro entre 40 km. Na época da descoberta, Hidra estava cerca de 25% mais brilhante do que sua lua irmã Nix, o que levou à suposição de que seu dimetro era cerca de 10% maior. Porém, observações posteriores indicaram que as duas luas eram aproximadamente iguais em brilho. Hidra parece ser espectralmente neutra, como Caronte e provavelmente Nix, mas diferente de Plutão, que é avermelhado.

Hidra será visitada juntamente com Plutão pela missão New Horizons,Hidra foi anunciado em 21 de junho de 2006, na Circular 8723 da UAI, junto com a designação formal Plutão III. Ela foi nomeada em homenagem à Hidra, o monstro que guardava as águas do mundo inferior de Plutão, na mitologia greco-romana.

Nix

Foi descoberto junto com Hidra em junho de 2005, a lua segue uma órbita circular no mesmo plano que Caronte. Seu período orbital é de 24,9 dias. Embora seu tamanho não tenha sido medido diretamente, estima-se que a lua tenha um dimetro entre 40 km. Nix tem em média o mesmo brilho de Hidra, sugerindo que as duas luas sejam aproximadamente do mesmo tamanho. Pesquisas preliminares pareciam apontar que Nix era avermelhada como Plutão e diferente das outras luas, mas dados mais recentes mostram que ela é cinza como os outros satélites. Nix será visitada juntamente com Plutão pela missão New Horizons, em 2015. Nix é o nome da antiga deusa grega da noite, a quem os próprios deuses do Olimpo temiam e respeitavam. Era também a mãe de Éris.

Curiosidades
Se os humanos vivessem no tempo de Plutão, jamais chegariam ao primeiro aniversário. O Planeta completa sua órbita ao redor do Sol uma vez a cada 248 anos terrestres.
A força da gravidade em Plutão é tão fraca que um homem de 700 N na terra pesaria apenas 40 N em Plutão.
Em Plutão, não é possível respirar. Além do frio insuportável, Plutão tem uma atmosfera muito fina de moléculas de nitrogênio, com vestígios de Monóxido de Carbono e metano. Quando o planeta se distancia do Sol, a atmosfera congela junto a superfície novamente.
Plutão é um dos únicos planetas que giram sobre seu eixo horizontal. Urano é o outro. Um dia em Plutão equivale a 6,4 dias terrestres.
Um sinal de rádio transmitido na velocidade da Luz leva cerca de quatro horas e meia para ir da Terra a Plutão.
A órbita de Plutão em torno do Sol está em ressonncia 3:2 com a órbita de Netuno. Isso garante que, mesmo com a projeção das órbitas na eclíptica se cruzando, os dois astros nunca se
aproximem.


DEUS PLUTãO

Plutão, em Roma, era o nome do deus grego Hades, deus do submundo. Irmão de Júpiter, Netuno, Ceres, Vesta e Juno, faz parte da primeira geração dos deuses olímpicos.

De acordo com a mitologia, quando os três filhos de Cibele e Saturno fizeram a partilha do universo, Netuno ficou com os mares, Júpiter tomou posse do Olímpo, e Plutão ficou consequentemente com os Infernos (também chamado Hades). O deus governou o reino da morte sozinho até se apaixonar pela bela deusa Proserpina.

Embora o relacionamento entre os dois parecesse ter começado mal, pois Plutão sequestrou a deusa separando-a de sua família deixando-a inconsolável, sua união era calma e amorosa, ao contrário do casamento de seus irmãos Jupíter e Juno.

Embora identificado com Hades, o deus grego do mundo dos mortos, representa o seu aspecto benfazejo, e presidia as riquezas agrícolas. Hades era tão temido que ninguém ousava pronunciar seu nome, e quando era para se referir a ele, usavam outras definições. Dentre muitas, a mais conhecida é Plutão.

Por bastante tempo, o apelido substituiu o verdadeiro nome de Hades, dando origem ao deus romano.

Características

Para Plutão, eram consagrados o narciso e o cipreste. O deus é representado de diversas maneiras:

bonito de aparência jovem, corpo atlético;
cenho franzido, cabelos e barbas em desalinho, vestindo túnica e mantos vermelhos, sentado no trono e tendo ao seu lado o cão Cérbero;
como deus da vegetação, com traços mais suaves;
portador de uma cornucópia ou com uma coroa de ébano na cabeça, chaves na mão e sobre um coche puxado por cavalos negros.