sexta-feira, 29 de outubro de 2010

SISTEMA SOLAR - VÊNUS - USP - UFRGS

Trânsito de Vénus

Trânsito de Vénus visto em Portugal

2010-12-19

Crédito: Leonor Cabral.

Esta é mais uma fotografia do trânsito de Vénus ocorrido no passado dia 8 de Junho, uma das muitas que foram obtidas em todo o mundo. Esta imagem foi obtida pela professora Leonor Cabral da Escola Secundária da Cidadela.

O trânsito de Vénus não é mais do que a passagem deste planeta em frente do Sol, quando observado a partir da Terra. Em média, ocorrem 4 trânsitos de Vénus por cada 243 anos. É, assim, uma acontecimento muito raro.

O último trânsito tinha sido em 1882, e o próximo a ser visível em Portugal será em 2125! Para saber mais sobre este fenómeno consulte o nosso "Tema do Mês" de Maio.

A passagem de Vénus à frente do Sol (trânsito), para além de ser um fenómeno de rara beleza, teve uma enorme importância para a ciência, principalmente nos séculos XVIII e XIX.

Várias expedições científicas foram organizadas

com o objectivo único de acompanhar o trânsito.

Tratava-se de uma importante oportunidade

para determinar a distância da Terra ao Sol.

Nessa apresentação encontrará um resumo

dos principais acontecimentos históricos ligados a essa busca.

Terá sido a partir da observação de um trânsito de Vénus

que os astrónomos conseguiram finalmente determinar

o valor da unidade astronómica.

Versão original: F Mignard.
Esta versão em português foi editada por Nuno Crato, Fernando Reis e Luís Tirapicos.
Última Revisão Maio /2004.

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VÉNUS

Vênus Advance in science comes by laying brick upon brick,
not by sudden erection of fairy palaces.
- J. S. Huxley

USP

Figura 1: Vênus Comparado a Terra

Figura 2: Características Gerais de Vênus

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

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

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

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

O Ano de Vênus é menor que seu dia. O ano dele dura 224 dias terrestres (uma revolução completa ao redor do Sol).

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

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

Histórico

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

Observação

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

Atmosfera

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

A temperatura é mais elevada que a de Mercúrio, apesar de Vênus estar mais afastado do Sol. O que causa isso é o efeito estufa de Vênus.

A explicação desse efeito é a opacidade de sua atmosfera para radiações infravermelho, provocada pela grande concentração de CO₂. Ocorre que a radiação visível penetra na atmosfera e aquece a superfície.

A superfície aquecida emite infravermelho. O CO₂ absorve essa radiação causando o efeito estufa. Esse efeito é mais ou menos como um carro fechado, recebendo as radiações solares. Essas radiações penetram no interior do veículo e o calor não sai, e quando se entra no veículo sente-se o mormaço devido ao acúmulo de calor.

Evidentemente que todos esses fenômenos fazem cair por terra o velho conceito de que Vênus é o planeta irmão da Terra. As nuvens da atmosfera venusiana estão entre 45 a 60 quilômetros de altura. Em função da densidade e da dimensão das partículas, pode-se dividir as formações atmosféricas em três camadas distintas.

A região compreendida entre 30 e 100 quilômetros de altura recebe o nome de termosfera e abaixo dessa até na superfície tem-se a troposfera. Várias regiões acima e abaixo dessas camadas são dominadas por neblina. Nessas camadas atmosféricas existem movimentos de vários tipos, entre eles está o denominado de super-rotação da atmosfera de Vênus, onde as massas atmosféricas movimentam-se para oeste e completam uma volta em torno do planeta em quatro dias.

A maioria dos movimentos atmosféricos de Vênus são satisfatoriamente explicados.

Superfície

Uma maneira de se estudar a superfície venusiana é através do radar.

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

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

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

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

Através da Missão Magalhães e o uso de mapeamento com radar entre 1990 e 1994, ela nos revelou uma superfície jovem que foi provavelmete remoldada nos últimos 300 a 500 milhões de anos atrás.

A superfície está marcada com numerosas crateras de impacto e com distribuição randômica. Há a presença de caldeiras vulcânicas gigantes da ordem de 100km de diâmetro. A sua superfície é coberta com 85% de material vulcânico e apresenta extensos canais de lava da ordem de centenas de quilometros

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

UFRGS

Vênus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrónomos como estrela da manhã e estrela da tarde.

Esses astrónomos pensavam que Vênus era composta por dois corpos distintos. Vênus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.
Os astrónomos referem-se a Vênus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume.

Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa.

Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vênus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vênus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vênus gira de leste para oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.
Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vênus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície.

O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vênus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vênus se revelou.

A superfície de Vênus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vênus.

A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas.

Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vênus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vênus está coberta de rocha vulcânica.

Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.

Foram encontradas, em Vênus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vênus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície.

Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

Estatísticas de Vênus

Massa (kg)	4.869e+24
Massa (Terra = 1)	.81476
Raio equatorial (km)	6,051.8
Raio equatorial (Terra = 1)	.94886
Densidade média (gm/cm^3)	5.25

Distância média do Sol (km)	108,200,000
Distância média do Sol (Terra = 1)	0.7233
Período de rotação (dias)	-243.0187
Período orbital (dias)	224.701
Velocidade orbital média(km/s)	35.02

Excentricidade orbital	0.0068
Inclinação do eixo (graus)	177.36
Inclinação orbital (graus)	3.394

Gravidade equatorial na superfície (m/seg^2)	8.87
Velocidade de escape no equador(km/seg)	10.36

Albedo geométrico visual	0.65
Magnitude (Vo)	-4.4
Temperatura média na superfície	482°C
Pressão Atmosférica (bars)	92
Composição atmosférica Dióxido de Carbono Nitrogénio Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono, árgon, hélio, neón, cloreto de hidrogênio e fluoreto de hidrogênio.	96% 3+%

Vistas de Vênus

Imagem de Vênus pela Mariner 10

Esta bonita imagem de Vênus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974.

Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vênus pela Galileo

Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vênus. Apenas se observa a sua camada de nuvens. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vênus pelo Hubble

Esta é uma imagem de Vênus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, quando Vênus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilómetros da Terra. Em comprimentos de onda ultravioleta as formações de nuvens tornam-se distintas. Em especial, uma formação em "Y" horizontal vista próximo do equador.

As regiões polares são mais brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas sobrepondo-se às nuvens. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado junto ao tecto de nuvens.

De missões anteriores, os astrónomos sabem que tais formações viajam de Este para Oeste com os ventos predominantes de Vênus, dando uma volta completa ao planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)

Vênus

Esta é uma vista global da superfície de Vênus, centrada a 180 graus longitude Este.

A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)

Cinco Vistas globais

A superfície de Vênus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vênus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vênus a (B) 0 graus longitude, (C) a 90 graus Este, (D) a 180 graus e (E) a 270 graus.

A região brilhante perto do centro da vista polar é Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas de Vênus. Ovda Regio aparece centrada na vista (C) 90 graus Este. Atla Regio é proeminentemente observada na vista (D) 180 graus. (Cortesia NASA/JPL)

Vista Hemisférica de Vênus

A vista hemisférica de Vênus, revelada por mais de uma década de investigações radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-1994, está centrada a 0 graus Este de longitude.

A resolução real desta imagem é de 3 quilómetros. Foi processada para melhorar o contraste e dar ênfase a pequenas formações, e codificada por cor para representar as elevações. (Cortesia NASA/JPL)

Vistas Hemisféricas Adicionais de Vênus

Mapa Venusiano

Esta imagem é uma projecção Mercator da topografia Venusiana. Foram atribuídos nomes a muitas das diferentes regiões. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

Mapa Topográfico Venusiano

Este é outra projecção de Mercator da topografia Venusiana. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. A versão a Preto & Branco desta imagem também está disponível. (Cortesia A.Tayfun Oner)

Topografia Venusiana

Esta imagem é uma projecção de Mercator da topografia Venusiana das regiões montanhosas, tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio, mostradas em amarelo e laranja. As regiões baixas estão representadas em azul. (Courtesy NASA/JPL)

Mapa Cilíndrico de Vênus

Vênus é mostrado neste simples mapa cilíndrico da superfície. Os limites esquerdo e direito da imagem estão a 240 graus Este longitude. O topo e fundo da imagem estão a 90 graus Norte latitude e 90 graus Sul latitude, respectivamente.

A região brilhante no topo esquerdo ao centro é Maxwell Montes, a mais alta cadeia montanhosa de Vênus. Aphrodite Terra, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro direita. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes.

A globalidade destes dados revelam um número de crateras consistente com a idade média da superfície de Vênus de 300 milhões a 500 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL)

Gula Mons e Cratera Cunitz

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está situado a 1.310 quilómetros a sudoeste de Gula Mons numa elevação de 0,78 quilómetros.

O ponto de vista aponta para Noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura, está localizado aproximadamente a 22 graus Norte de latitude, 359 graus Este de longitude. A cratera de impacto Cunitz, nome da astrónoma e matemática Maria Cunitz, é visível no centro da imagem.

A cratera tem 48,5 quilómetros de diâmetro e está a 215 quilómetros do ponto de vista do observador. (Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio - Vale em Fenda

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 725 quilómetros a Sudeste de Gula Mons. Um Vale em Fenda, em primeiro plano, estende-se até à base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura.

Esta vista está de frente para Noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilómetros de diâmetro, e com 2 quilómetros de altura, aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo. (Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio

Uma parte de Eistla Regio é mostrada nesta imagem tridimencional, em prespectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilómetros a Noroeste de Gula Mons, numa elevação de 7,5 quilómetros. Correntes de lava estendem-se por centenas de quilómetros pelas planícies fracturadas, em primeiro plano, até à base de Gula Mons.

Esta imagem mostra o Sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo da linha de horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de, aproximadamente, 730 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Planalto Lakshmi

As escarpas sul e enseadas Ocidentais de Ishtar Terra são mostradas nesta imagem tridimensional, em prespectiva. Ishtar Terra Ocidental é, aproximadamente, do tamanho da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães.

A região montanhosa está situada entre 2,5 e 4 quilómetros de altitude, no centro de um planalto chamado Planalto Lakshmi que pode ser visto à distância, à direita. Aqui, a superfície do planalto cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declives cuja inclinação excede os 5% em 50 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Imagem Tridimensional, em Prespectiva, de Alpha Regio

Uma parte de Alpha Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vênus. Alpha Regio, elevação topográfica com aproximadamente 1.300 quilómetros de extensão, está centrada a 25 graus de latitude Sul, 4 graus de longitude Este. Em 1963, Alpha Regio foi a primeira região a ser identificada por radar da Terra.

As zonas brilhantes da imagem de Alpha Regio são caracterizadas por múltiplos conjuntos de intersecções compostas de sulcos, gargantas, que originam formas poligonais. Mesmo a Sul deste complexo terreno está uma grande formação ovoide chamada Eve.

O ponto brilhante da imagem de radar, centralizada em Eve, marca a localização do primeiro meridiano de Vênus. (Cortesia NASA/JPL)

Arachnoids

Arachnoids são uma das mais espantosas formações encontradas em Vênus. Elas são vistas, no radar, como planos escuros na imagem da Magalhães, num mosaico da região de Fortuna. Tal como o nome sugere, Arachnoids são formações ovais , com anéis concentricos e uma complexa rede de fracturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilómetros de diâmetro. Arachnoids são similares em forma, mas geralmente menores, que as Coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por cordilheiras e sulcos, bem como linhas radiais).

Uma teoria, no que diz respeito à sua origem, diz que elas são precursoras da formação Coronae. As linhas brilhantes, que o radar mostra, estendendo-se por muitos quilómetros, podem ter resultado da magma elevado do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima formando "fendas".

Correntes de lava brilhantes, no radar, estão presentes na 1. e 3. imagens, e também indicam actividade vulcânica nesta área. Algumas das fracturas atravessam estas correntes, indicando que as correntes ocorreram antes das fracturas surgirem. Tal relação entre diferentes estruturas fornecem boas evidências para uma relativa datação dos eventos. (Cortesia NASA/JPL)

Linhas Paralelas

São visíveis dois grupos de formações paralelas que se intersectam quase em ângulos rectos. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o alcunhassem de terreno papel gráfico. Os fracos delineados são espaçados em intervalos de 1 quilómetro e estendem-se além dos limites da imagem.

Os mais brilhantes e mais dominantes delineados, são menos regulares e frequentemente parecem iniciar e terminar onde interceptam os delineados mais fracos. Ainda não é claro onde os dois conjuntos de delineados representam falhas ou fracturas porém, em áreas fora da imagem, os delineados brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia NASA/JPL)

Fotografias da Superfície pelas Venera 9 e 10

As sondas Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas a 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar na superfície de Vênus e obter fotografias. A Venera 9 tocou a superfície de Vênus a 22 de Outubro de 1975 às 17.13 horas, a cerca de 32 graus Sul, 291 graus Este, com o Sol perto do zênite. Funcionou durante 53 minutos, permitindo a obtenção de uma única fotografia.

A Venera 9 pousou num declive com uma inclinação de cerca de 30 graus em relação ao horizonte. A parte branca na base da imagem é parte da sonda. A distorção é provocada pelo sistema de imagem da Venera. Pedras angulares, de tamanhos com 30 a 40 centímetros, dominam a paisagem, muitas semi-enterradas no solo. O horizonte é visível nos cantos superiores, tanto à esquerda como à direita.

A Venera 10 (em baixo) tocou a superfície de Vênus a 25 de Outubro de 1975 às 17.17 horas, a cerca de 16 graus Norte, 291 graus Este. A sonda ficou com uma inclinação de 8 graus. Devolveu à Terra esta imagem durante os 65 minutos que operou na superfície. O Sol estava perto do zênite durante esse tempo, e a luz era semelhante a um dia de Verão na Terra.

Os objectos na parte inferior da imagem são peças da sonda. A imagem mostra lajes de rocha, parcialmente cobertas por uma fina camada de material, não muito diferente a uma área vulcânica na Terra. A grande laje em fundo estende-se por mais de 2 metros.

Fotografias Coloridas da Superfície pela Venera 13

A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vênus a 7,5 graus Sul, 303 graus Este, a Este de Phoebe Regio. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara de televisão a cores. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens.

Esta imagem foi conseguida usando filtros de cor azul, verde e vermelho, com uma resolução de 4 a 5 minutos. Parte da sonda é visível na base da imagem. Estão visíveis lajes e solo. A verdadeira cor é difícil de avaliar, dado que a atmosfera de Vênus filtra a luz azul.

A composição da superfície é semelhante ao basalto da Terra. No terreno ao fundo está a tampa da lente. Esta imagem é a metade esquerda da fotografia da Venera 13.

Rios de lava em Vênus

2011-04-03

Crédito: Projecto Magalhães, JPL, NASA.

Esta imagem da superfície quente de Vénus mostra claros sinais de correntes de lava que se pensa terem ocorrido no passado.

A imagem foi obtida pela sonda Magalhães, uma sonda lançada em Maio de 1989 e que chegou a Vénus em Agosto de 1990.

Durante mais de quatro anos, a Magalhães obteve mapas do planeta usando um radar que lhe permitiu cartografar 98% da sua superfície. A utilização de um radar justificou-se pela necessidade de penetrar na densa atmosfera de Vénus.

Fontes:

http://www.portaldoastronomo.org/aprender.php

CDA-CDCC USP/SC 16/05/2000

http://cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/venus.html

http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/venus.htm

SISTEMA SOLAR - JÚPITER - USP

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

Júpiter Then felt I like some watcher of the skies
when a new planet swims into his ken. - John Keats

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

Figura 2: Algumas características de Júpiter

Histórico

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

Atmosfera ou superfície

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

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

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

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

A natureza dos corantes ainda não é bem determinada. Acredita-se que os tons vermelhos sejam formados pela presença do fósforo puro.

Provável Interior

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

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

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

Campo Magnético

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

Anéis de Júpiter

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

Satélites de Júpiter

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

IO:
O mais interno deles, faz uma revolução completa ao redor de Júpiter em 42 horas e tem dimensões próximas às de nossa Lua. As imagens transmitidas pelas sondas exibem um grande número de centros vulcânicos em atividade (os primeiros encontrados fora da Terra), fazendo de Io um dos objetos mais ativos do sistema solar. Isto deve-se a sua grande proximidade com Júpiter, caso contrário seria tão inativo quanto a Lua. Não se detectou crateras de impacto em sua superfície, apesar da grande atividade de meteoritos em sua região.

Isso revela que Io tem uma superfície recente e bastante dinâmica, capaz de modificar-se com rapidez. As estruturas dominantes de sua superfície são as vulcânicas que geralmente são rodeadas por manchas escuras com algumas dezenas de quilômetros. Nas regiões polares os sistemas vulcânicos estão em menor número, mas são numerosas as montanhas com vários quilômetros de altura. Por estar muito próximo do planeta, Io está sujeito a muitas tensões, principalmente as de marés, que é intencificado por Europa. Essas tensões são fontes de energia que fundem grandes quantidades de matéria no núcleo do satélite e provocam fraturas em sua superfície. Os principais componentes expelidos pelos vulcões é o enxofre e o anidrido sulfuroso, a uma temperatura máxima de 17 ^oC.

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

Esse mosaico de imagens (acredite ou não, é um mosaico e não apenas uma imagem) foi montado com os dados obtidos pela sonda Galileu, que orbitou Júpiter de 1995 a 2003.

Aí estão visíveis planícies de gelo, cânions e lugares mais escuros que parecem feitos de gelo e de terra.

A Europa é um satélite com tamanho aproximado ao da Lua. Evidências de outras missões e da Galileu sugerem que pode haver um oceano líquido sob sua superfície congelada. Para testar a hipótese de que lá poderia haver vida a Nasa está preparando uma missão para verificar se a camada de gelo é fina o suficiente. Se for, uma segunda missão poderá levar “hidro-robôs” para analisar o oceano.

A primeira missão está sendo programada para 2020. [Nasa]

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

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

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

Outros Satélites de Júpiter

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

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

A família dos satélites diretos, que orbitam além de Calisto e suas órbitas estão no mesmo sentido de rotação de Júpiter, que são Leda, Himália, Lisistéia e Elera. Por último a família dos retrógrados (orbitam no sentido contrário), que também são exteriores a Calisto e que reune: Pasifae, Sínope, Carme e Ananquê. As duas últimas famílias também podem ser distintas da primeira pelo alto valor das excentricidades de suas órbitas.

Acredita-se ainda que esses satélies sejam asteróides capturados pelo campo gravitacional de Júpiter. Essa hipótese é reforçada pela baixa capacidade de reflexão de luz, que é característica dos asteróides.

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