SISTEMA SOLAR - MARTE - P.A - USP - UFRGS

        Introdução a Marte  Where there is no vision, the people perish.
- Proverbs 29:18

Palete de cores em Marte

2010-11-01

Crédito: NASA/JPL/ASU.

Ciência ou Arte? Fica a dúvida quando se olha pela primeira vez para esta imagem. É mais uma imagem da superfície de Marte, obtida, desta vez, pela câmara THEMIS a bordo da sonda Mars Odyssey. 

Esta sonda foi lançada em Abril de 2001, estando a orbitar o planeta vermelho desde Outubro do mesmo ano. A câmara THEMIS permite captar imagens nas zonas do visível e do infravermelho do espectro electromagnético. 

A imagem de hoje, em cor falsa, resulta da combinação de várias imagens obtidas nestas duas regiões do espectro. Nela pode-se ver um enorme conjunto de dunas situado numa cratera a meio caminho entre o equador e o pólo sul marcianos.

O leque de diferentes cores reflete as diferentes temperaturas registadas na zona: a cor azul indica zonas frias, as cores vermelha e amarela correspondem a zonas mais quentes. 

A composição resulta em mais uma obra prima da Natureza registada pelo engenho humano. 

Rastos do Spirit em Marte

2011-04-01

Crédito: NASA.

Novas técnicas de imagem permitiram à nave Mars Global Surveyor capturar, a partir da órbita de Marte, imagens detalhadas do caminho percorrido pelo robô Spirit, presentemente a explorar a superfície do planeta vermelho em conjunto com o seu irmão gémeo Opportunity. 

 

Na imagem é perfeitamente visível o rasto ("Track") deixado pelo "rover" Spirit numa altura em que este se aproximava da cratera Bonneville. O Mars Globar Surveyor iniciou agora a terceira extensão da sua missão, após 7 anos a orbitar em torno de Marte. 

 

A nave entrou em órbita de Marte no dia 12 de Setembro de 1997.

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2954 http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=3106

 

 

USP

O clima desse planeta é o mais parecido com a Terra. No verão de Marte que a temperatura chega perto de 20^o e no inverno pode chegar a -140^o C. Mesmo usando um telescópio médio é possível observar em Marte a presença de calotas polares formadas de gelo seco (gás carbônico congelado). Além disso, desde o século passado os astrônomos já haviam observado a presença de estações do ano no planeta. Acredita-se que em Marte exista água congelada próximo dos pólos e abaixo da superfície. Na década de 70, duas sondas (Viking I e Viking II) desceram em Marte com o objetivo de procurar vida na forma de bactérias, fungos ou algo parecido, mas nada que pudesse comprovar a existência desses organismos foi encontrado. Missões complementares à Marte deram prosseguimento até 1996 com a Mars Global Surveyor (MGS) para um mapeamento mais preciso da superfície marciana a ser completado pela sonda até 31 de janeiro de 2000. A MGS faz parte de um programa de dez anos de duração da exploração de Marte. O início da exploração com sondas começou em 1960 com vários fracassos e somente a Mariner 4  em 1965 consegue enviar as 21 primeiras imagens de Marte.

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Histórico

Sem dúvida nenhuma é o planeta que mais deu origem a superstições e contos de fadas. Sua cor avermelhada deu origem ao seu nome, Marte: Deus da Guerra É observado desde os primórdios da astronomia moderna. Foi o planeta mais estudado na antiguidade, e isso possibilitou Johannes Keppler (1571-1630), através das observações de Tycho Brahe (1546-1601) descobrir as leis que regem os movimentos planetários.

Galileu Galilei (1564-1642), quando observou Marte em 1610 não soube afirmar se via as fases do planeta ou se o planeta não era perfeitamente redondo. Depois dele alguns outros puderam identificar algumas manchas em sua superfície e em 1.666 Jean Dominique Cassini (1625-1712) concluiu que o período de rotação do planeta é 24h 40 min e observou a presença de calotas polares. Mais tarde observou-se a presença de uma camada atmosférica espessa o suficiente para abrigar vida. As manchas escuras observadas sugeriram a presença de oceânos e vegetação. Porém é a partir de 1870 que começa a grande polêmica sobre a existência de vida no planeta vermelho.

Dispondo de um bom telescópio refrator para a época, Giovanni Schiaparelli (1835-1910) faz uma nova cartografia de Marte, a qual gerou muitas polêmicas e especulações sobre a existência de vida em Marte. Em seus mapas Schiaparelli destaca a apresença de diversas estruturas lineares que ele denominou de canais. Essa denominação provocou muita divergência entre os pesquisadores da época. Uns afirmavam ser estruturas naturais e outros afirmavam ser estruturas artificiais, construídas pelos habitantes marcianos. A segunda hipótese prevaleceu por algum tempo, principalmente nos países de língua inglesa, provocado por um erro de tradução da palavra canali (usada por Schiaparelli) por canals que significa canais artificiais. Edward Pickering (1846-1919) observou que no cruzamento de dois ou mais canais haviam estruturas circulares bem extensas e que foi interpretada como oásis nos desertos marcianos. Os canais seriam redes hidráulicas em todo o planeta que sustentava a pouca agricultura para a sobrevivência dos marcianos que podiam ser uma civilização decadente.

No final do século XIX Asaph Hall (1829-1907), que descobriu os pequenos satélites do planeta (Phobos e Deimos), George Hale (1868-1938) e Edward Barnard (1857-1923) afirmaram que as ligações lineares entre manchas no planeta, era apenas ilusão de óptica. Com o tempo isso foi provado, colocando-se no lugar a hipótese de que o relato de canais são na verdade estrias irregulares, manchas e zonas de reflexão pouco uniforme.

As conclusões a respeito desse planeta tomaram novos rumos com o envio da sonda Mariner 4 (em 1965), que forneceu dados muito mais precisos sobre sua atmosfera e superfície. Ela foi a primeira missão de sucesso ao planeta vermelho. O processo de exploração espacial seguiu até 2000 com a Mars Global Surveyor.

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Observação

As condições de observação mais favoráveis são aquelas em que a distância Terra - Marte é a menor possível. Isso se dá quando a Terra está no afélio e Marte no periélio e ambos na mesma direção e sentido em relação ao Sol. Esse tipo de coincidência ocorre num ciclo de aproximadamente dezessete anos, onde a distância entre eles é cerca de 60 milhões de Km. Como Galileu observou em sua época, Marte realmente apresenta uma pequena fase, ou seja os observadores terrestres podem notar uma parte não iluminada do planeta em determinadas condições, porém a fase nunca se completa pois ele está numa óbita mais externa que a da Terra (nunca há fase nova ou de quadratura).

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Superfície

Em 1971 a sonda Mariner 9 foi colocada em órbita do planeta, com a função de fazer mapas detalhados de sua superfície, que foi toda mapeada através de fotos, e estas mostravam detalhes de até um quilômetro, sendo que cerca de 1% dessa superfície foi fotografada com detalhes de 100 metros.

O local onde Schiaparelli pensou ser iluminado artificialmente, por ser o ponto de maior brilho encontrado em suas observações, foi detectado a presença de um vulcão com 24 km de altura e com uma cratera com 500 km de diâmetro (Monte Olimpo). Foi visto como o ponto mais iluminado porque sua cratera tem um poder de reflexão bem maior do que as regiões vizinhas. Pouco mais longe outros três vulcões com mais de 20 km de altitude foram encontrados e nas proximidades desses vulcões foi observado um canyon com mais de 5.000 km de extensão e profundidade de cerca de dois quilômetros e alguns pontos onde sua largura ultrapassa os 400 km (Vale Marianers). Além disso existe um número elevado de crateras de impacto. A existência de vales que parecem leitos de rios secos podem ter sido os canais observados por Shiaparelli.

Depois do final da grande polêmica onde muita coisa caiu em descrédito, voltou-se a acreditar que exista água no planeta e em quantidades muito maiores do que as previstas.

Legando a grande possibilidade de vida em Marte (na forma microscópica) é que em 1975 foram lançadas as Sondas Viking 1 e 2, cada uma formada por um satélite, que deveria orbitar em torno do planeta e uma segunda parte que deveria pousar na superfície marciana, com o objetivo de fazer algumas experiências no solo e na atmosfera, além do reconhecimento visual. A experiências em solo não forneceram nenhum resultado conclusivo sobre a existência de vida bacteriana em Marte.

Sua superfície é composta principalmente de óxidos de ferro, o que dá a cor característica do planeta (Ocre-Alaranjado).

Calotas Polares: Mostram variações muito nítidas e periódicas. No inverno de um hemisféro a camada de gelo torna-se bastante extensa podendo atingir o meio do caminho entre o polo e o equador. Com o auxilio dos radiômetros infravermelhos das sondas Mariner concluiu-se que a temperatura da superfície da calota é de (-132^oC) ou seja, a temperatura de condensação do CO₂, isto quer dizer que os polos são recobertos por CO₂ sólido, ou seja, neve carbônica.

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Atmosfera

Bem menos espessa que a nossa, é constituida principalmente de anidrido carbônico (50%) e vapor d'agua, sendo que a quantidade de oxigênio corresponde a um milésimo da quantidade existente na Terra. Sabe-se que há uma interação entre os elementos do solo e da atmosfera. Apesar da baixa densidade e pouca pressão atmosférica (equivalente à pressão atmosférica da Terra a 30 km de altitude), registrou-se em Marte vendavais que cobriam todo a superfície do planeta de poeira, com ventos de até 240 km/h. O Clima: Esse é único planeta além da Terra que podemos falar sobre clima. Os pesquisadores que se dedicaram à constante observação de Marte puderam distinguir estações climáticas semelhantes às terrestres. Porém devemos considerar que o ano marciano é quase o dobro do ano terrestre e os dias de Marte são de 24h 36min portanto as estações lá tem em média o dobro dos dias das estações terretres.

Podemos comparar o clima equatorial de Marte com uma montanha muito alta em dia claro e seco. O calor durante o dia é pouco amenizado pelas nuvens e neblina. E à noite é rápida a irradiação do calor absorvido durante o dia, para o espaço fazendo muito frio. A amplitude térmica do dia para a noite e de uma estação para outra são muito grandes.

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Satélites de Marte

Fobos: O mais próximo do planeta, tem diâmetro equatorial bem maior que o diâmetro polar (26,8 x 22, 4 x 18, 4 km). Seu período de translação ao redor do planeta é de 7h 40min, sendo o único satélite do sistema solar com período de translação menor do que a rotação do seu planeta. Isso se deve à grande proximidade do centro do planeta 9 400 km. Deimos: O mais afastado (23 500 km do centro), tem período de translação de 30h 17min. Suas dimensões (15 x 12,2 x 10,4 km) são cerca de metade das de Fobos.

Ambos os satélites possuem uma forma bem irregular assemelhando-se a uma  batata com dimensões em torno de 22,5 km para Fobos e de 12,5 km para Deimos.

 

UFRGS

Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrónomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre.

Os astrónomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.

Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenómeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram actividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microorganismos vivos no solo perto dos locais onde poisaram. De acordo com os biologistas da missão,

Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.

Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de poiso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

• Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%
• Azoto (N2): 2.7%
• Árgon (Ar): 1.6%
• Oxigénio (O2): 0.13%
• Água (H2O): 0.03%
• Néon (Ne): 0.00025 %

O ar marciano contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.

Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

Temperatura e Pressão

A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7.3 e 10.8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1000 milibars.

Vistas de Marte  

O Interior de Marte

O conhecimento actual do interior de Marte sugere que pode ser constituído por uma crusta fina, semelhante à da Terra, um manto e um núcleo. Utilizando quatro parâmetros, a dimensão e massa do núcleo de Marte podem ser determinados. No entanto, apenas são conhecidos três desses quatro parâmetros, que são a massa total, a dimensão de Marte e o momento de inércia. A massa e a dimensão foram determinados em pormenor em missões anteriores.

O momento da inércia foi determinado pela sonda Viking e por valores Doppler do Pathfinder, pela medida da taxa de precessão de Marte. O quarto parâmetro, necessário para completar o modelo do interior, será obtido por futuras missões. Com os três parâmetros conhecidos, o modelo é significativamente reduzido. Se o núcleo marciano é denso (composto de ferro) semelhante ao da Terra, ou os meteoritos SNC são originários de Marte, então o raio mínimo do núcleo seria de cerca de 1300 quilómetros. Se o núcleo é feito de material menos denso, tal como uma mistura de enxofre e ferro, o raio máximo seria provavelmente de menos de 2000 quilómetros. (Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)

 

Mapa sinusoidal de Marte

Esta imagem é um mapa sinusoidal de Marte. Foi gerado de um mapa aerografado digitalizado e codificado em cores para representar a altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 

 

Topografia marciana

Esta imagem é um simples mapa cilíndrico de Marte. A cor representa elevações e varia de -4 quilómetros até 27 quilómetros. Também existe uma versão a Preto e Branco desta imagem. (Cortesia A.Tayfun Oner)

 

Hemisfério Schiaparelli

Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiaparelli de Marte. O centro da imagem é perto da cratera de impacto Schiaparelli, com 450 quilómetros (280 milhas) de diâmetro. As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na região Oxie Palus, à esquerda e acima na imagem, foram causadas pela erosão e/ou depósito pelo vento. Áreas brancas brilhantes a sul, incluindo a bacia de impacto Hellas no extremo inferior direito, estão cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS)

 

Vales Marineris

Esta imagem é um mosaico do hemisfério dos Vales Marineris de Marte. É uma vista semelhante à que se poderia ver de uma nave espacial. O centro da cena mostra todo o sistema de desfiladeiros Vales Marineris, com mais de 3,000 quilómetros (1,860 milhas) de comprimento e cerca de 8 quilómetros (5 milhas) de profundidade, que se estende de Noctis Labyrinthus, o sistema de falhas tectónicas em forma de arco, a oeste, até ao terreno caótico a leste. Muitos imensos canais de rios antigos começam no terreno caótico e nos desfiladeiros no centro-norte e correm para norte. Muitos dos canais fluíram até uma bacia chamada Acidalia Planitia, que é a área escura no extremo norte desta fotografia. Os três vulcões Tharsis (pontos vermelho escuro), cada um com cerca de 25 quilómetros (16 milhas) de altura, são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos cobertos por muitas crateras de impacto a sul dos Vales Marineris. (Cortesia USGS)

 

Abismo Candor Central - Vista oblíqua

Esta imagem mostra parte do Abismo Candor nos Vales Marineris. Está centrado na latitude -5.0, longitude 70.0. O ponto de vista é de norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor é complexa, modelada por forças tectónicas, perda de massa, vento e talvez por água e vulcanismo. (Cortesia USGS)

 

 Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada)

Esta fotografia (centrada na latitude 4° S, longitude 76° W) mostra áreas centrais dos Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (em baixo à esquerda), Ophir Chasm (em baixo à direita), e Hebes Chasm (acima à direita). Níveis de depósitos complexos nos desfiladeiros podem ter ocorrido em lagos, e se aconteceu, estes são de grande interesse em futuras pesquisas de vida fóssil em Marte.

Os depósitos de tom rosa no Abismo Candor podem ser devidos a alterações hidrotérmicas e à produção de óxidos de ferro cristalino. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Fotos da Viking Orbiter Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde) e 279B12 (vermelho) com uma resolução de 240 metros/pixel. A fotografia tem 231 quilómetros de largura. O norte está a 47° do topo, no sentido horário.)

 

Deslizamento nos Vales Marineris

Apesar de os Vales Marineris terem sido originados como uma estrutura tectónica, foram modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em pormenor de um deslizamento da parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento removeu parcialmente a borda da cratera que está no planalto adjacente aos Vales Marineris. Note-se a textura dos depósitos por onde o deslizamento fluiu pelo solo dos Vales Marineris. Podem ser vistas várias camadas distintas nas paredes da depressão. Estas camadas podem ser regiões de composição química ou propriedades mecânicas distintas na crusta marciana. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

 

3 Vistas do TEH de Marte em Oposição

Estas vistas do Telescópio Espacial Hubble fornecem a cobertura mais completa e detalhada do Planeta Vermelho, alguma vez vista da Terra. As fotografias foram obtidas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103 milhões de quilómetros (65 milhões de milhas). Para surpresa dos pesquisadores, Marte tem mais nuvens do que o visto em anos anteriores. Isto significa que o planeta está mais frio e mais seco, porque o vapor de água na atmosfera congela para formar nuvens de cristais de gelo. As três imagens mostram as regiões de Tharsis, Vales Marineris e Syrtis Major. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA)

 

Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho, do Hubble

Esta vista de Marte do Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a fotografia mais nítida alguma vez obtida da Terra, superada apenas pelas imagens em pormenor enviadas pela sondas espaciais que visitaram o planeta. A fotografia foi obtida em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de cerca de 103 milhões de quilómetros (65 milhões de milhas) da Terra.

Por ser Primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono congelado à volta da calote de água gelada sublimou, e a calote regrediu até ao tamanho do seu núcleo de água congelada, com várias centenas de milhas de diâmetro. A abundância de porções de nuvens brancas indica que a atmosfera é mais fria do que o observado por sondas espaciais na década de 1970. Notam-se nuvens matinais ao longo da borda ocidental (à esquerda) do planeta. Estas formaram-se durante a noite quando a temperatura de Marte baixa e a água na atmosfera congela e forma nuvens de cristais de gelo.

O vulcão Ascraeus Mons, que se ergue a 25 quilómetros (16 milhas) acima das planícies que o circundam, emerge da camada de nuvens próximas da borda ocidental. Os Vales Marineris estão abaixo à esquerda. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA)

 

Origem da Corrente do Canal Ravi Vallis

Esta imagem da parte inicial de Ravi Vallis mostra uma porção do canal com 300 quilómetros (186 milhas). Tal como muitos outros canais que desembocam nas planícies norte de Marte, Ravi Vallis teve a sua origem numa região de terreno desmoronado e quebrado ("caótico") nos planaltos mais antigos e cheios de crateras. As estruturas nestes canais indicam que foram cavadas por água líquida em correntes a grande velocidade.

O início abrupto do canal aparentemente sem afluentes, sugere que a água foi libertada em grande pressão de uma camada limitada do solo congelado. À medida que a água era libertada e corria, a superfície desmoronava, produzindo a quebra e a derrocada aqui mostradas. Podem ser vistas nesta imagem três destas regiões de material desmoronado caótico, ligadas por um canal cujo leito foi limpo por água corrente. A corrente neste canal era de oeste para leste (da esquerda para a direita). Este canal, por fim, liga-se a um sistema de canais que fluem para norte para a bacia Chryse. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

 

Ilhas de Linhas Aerodinâmicas

A água que escavou os canais no norte e leste do sistema de desfiladeiros dos Vales Marineris tem um tremendo poder erosivo. Uma consequência desta erosão foi a formação de ilhas de linhas aerodinâmicas onde a água encontra obstáculos no seu caminho. Esta imagem mostra duas ilhas deste tipo que se formaram devido ao desvio da água provocado por duas crateras com 8 a 10 quilómetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas da boca do Vallis na Chryse Planitia. A água correu de sul para norte (de baixo para cima na imagem). A altura da escarpa que circunda a ilha de cima é de cerca de 400 metros (1,300 pés), e a escarpa que circunda a ilha do sul tem cerca de 600 metros (2,000 pés) de altura. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

 

Rede de Vales

Ao contrário do mostrado nas duas imagens acima, muitos sistemas em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Pelo contrário, mostram uma semelhança com sistemas de drenagem na Terra, onde a água corre mais lentamente durante maiores intervalos de tempo. Tal como na Terra, os canais aqui mostrados juntam-se para formar canais maiores.

No entanto, estas redes de vales estão menos desenvolvidas do que os sistemas de drenagem na Terra, faltando aos exemplos marcianos canais pequenos que alimentam vales grandes. Por causa da ausência de canais pequenos nas redes de vales marcianas, acredita-se que os vales foram escavados pela água corrente e não pela água da chuva. Apesar da água líquida ser actualmente instável na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que a água corrente pode ter formado redes de vales se a água correu por baixo de uma camada protectora de gelo. Em alternativa, pelo motivo de as redes de vales estarem confinadas a regiões relativamente velhas de Marte, a sua presença pode indicar que Marte já teve um clima mais quente e húmido no início da sua história. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

 

Calote do Polo Sul

Esta imagem mostra a calote do polo sul de Marte tal como aparece no seu tamanho mais pequeno, com cerca de 400 quilómetros (249 milhas). Consiste principalmente de dióxido de carbono congelado. Esta calote de dióxido de carbono nunca derrete completamente. O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA)

 

Calote do Polo Norte

Esta imagem representa uma vista oblíqua da calote do polo norte de Marte. Ao contrário do polo sul, a calote do polo norte provavelmente consiste de água congelada. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

 

Campo de Dunas

Esta imagem mostra diversos tipos de dunas que se encontram no campo de dunas circumpolar norte. Esta imagem reduzida mostra uma secção de dunas transversais. A imagem completa tem um campo de dunas transversais à esquerda e dunas do tipo "barchan" à direita com uma zona de transição entre elas. As dunas transversais estão orientadas perpendicularmente à direcção predominante do vento. São longas e lineares e frequentemente unem-se às vizinhas numa junção em "Y" num ângulo pequeno. As dunas do tipo barchan são pequenos montes em forma de crescente com as pontas na direcção do vento. Estas dunas são comparáveis em dimensão às maiores dunas encontradas na Terra. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

 

Tempestade de Poeira Local

Tempestades de poeira local são relativamente comuns em Marte. Têm tendência para ocorrer em áreas de gradientes topográficos e/ou térmicos elevados (normalmente perto das calotes polares), onde os ventos de superfície seriam mais fortes. A tempestade tem várias centenas de quilómetros de extensão e está localizada perto do extremo da calote do polo sul. Algumas tempestades locais crescem, outras extinguem-se. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e LPI)

 

A Atmosfera Marciana

Esta imagem oblíqua obtida pela sonda orbital Viking mostra uma ténue faixa da atmosfera marciana. A fotografia está tirada para nordeste através da bacia Argyre. A bacia Argyre tem cerca de 600 quilómetros de diâmetro com uma borda escarpada com cerca de 500 quilómetros de espessura. (Copyright 1997 by Calvin J. Hamilton)

Face em Marte

Esta imagem mostra a Face em Marte que escritores com imaginação referiram como sendo uma evidência de vida inteligente em Marte. É mais provável que este monte, nas planícies do norte, tenha sido erodido pelo vento de forma a ter um aspecto parecido com uma cara. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

Para uma discussão detalhada sobre a face em Marte, clique AQUI.

Palete de cores em Marte

2010-11-01

Crédito: NASA/JPL/ASU.

Ciência ou Arte? Fica a dúvida quando se olha pela primeira vez para esta imagem. É mais uma imagem da superfície de Marte, obtida, desta vez, pela câmara THEMIS a bordo da sonda Mars Odyssey. Esta sonda foi lançada em Abril de 2001, estando a orbitar o planeta vermelho desde Outubro do mesmo ano. A câmara THEMIS permite captar imagens nas zonas do visível e do infravermelho do espectro electromagnético. 

A imagem de hoje, em cor falsa, resulta da combinação de várias imagens obtidas nestas duas regiões do espectro. Nela pode-se ver um enorme conjunto de dunas situado numa cratera a meio caminho entre o equador e o pólo sul marcianos. O leque de diferentes cores reflete as diferentes temperaturas registadas na zona: a cor azul indica zonas frias, as cores vermelha e amarela correspondem a zonas mais quentes.

A composição resulta em mais uma obra prima da Natureza registada pelo engenho humano.

 

Fontes:

Portal do Astrônomo - Portugal

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2954

CDA-CDCC USP/SC 

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

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

SISTEMA SOLAR - PLUTÃO - USP - UFRGS

            Plutão e Caronte
Come wander with me, she said,
Into regions yet untrod;
And read what is still unread
In the manuscripts of God.
- Longfellow 

USP

Plutão (Planeta Anão e Plutóide)

Figura: A Terra compara com Plutão
 
Figura: Algumas Caracteristicas de Plutão -
Impressão artística com o Expresso para Plutão.

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Plutão

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    Conhecido, durante muito tempo, desde a sua descoberta em 1930, como o menor, mais frio e distante planeta do Sol.
    Em  24 de Agosto de 2006, a União Astronômnica Internacional (UAI)  formalmente acrescentou uma nova classificação para os planetas do Sistema Solar.
    Planeta Anão
    De acordo com as novas regras, um planeta deve satisfazer três critérios: ele deve orbitar o Sol, ele deve ser grande o suficiente para a gravidade moldá-lo dentro da forma de uma bola e sua vizinhança orbital deve estar livre de outros objetos. A partir de 24 de Agosto de 2006, Plutão deixa de ser classificado como planeta e passa a ser denominado como Plantea Anão.

    Plutóide

Em 11 de Junho de 2008  a União Astronômica Internacional decidiu que objetos além da órbita de Netuno, com as características de composição por "gêlo" e que tenham a forma esférica passem a ser designados por plutóides.  

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Histórico

Sua descoberta foi semelhante à de Netuno. Foi descoberto por cálculos matemáticos, através das pequenas perturbações existentes nas órbitas de Urano e Netuno. A primeira imagem visual dele foi obitida através da comparação de fotografias em 18 de fevereiro de 1930. Esse planeta anão pode ser detectado por muitos instrumentos, inclusive por telescópios amadores com o uso de processos fotográficos especiais. Durante um período de cerca de vinte anos, existe uma facilidade de sua observação: é por causa da grande excentricidade de sua órbita. De 1989 até 14 de março de 1999 sua distância foi menor que a do planeta Netuno. Essa aproximação aumentou sua luminosidade em até oito vezes.

A partir dos anos 70 é que se obteve dados sobre a superfície desse planeta anão. Foi detectada a presença de metano congelado a uma temperatura de -210°C e uma fina camada atmosférica supostamente de metano gasoso. Seu tamanho é inferior ao da Lua.

Recentemente mais dois satélites  foram descobertos ao redor de Plutão: são eles Hidra e Nix.  Eles foram confirmados por astrônomos empregando o Telescópio Espacial Hubble da NASA em Maio de 2005 e receberam inicialmente os nomes provisórios de S/2005 P1 e S/2005 P2.

Por ser um planeta anão do Sistema Solar com o menor número de informações, a NASA estava  programando para 2001 o lançamento do Expresso para Plutão (Pluto Express), uma sonda pequena para estudá-lo. Esse projeto foi cancelado e substituído pela Sonda Novos Horizontes  lançada em Janeiro de 2006 e deverá estar próxima de Plutão no ano 2015.

 

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Caronte - O Primeiro satélite de Plutão

    Em 1978 foi descoberto um satélite de Plutão  por James W. Christy, cientista do Observatório Naval dos Estados Unidos, no dia 2 de julho de 1978. Este foi batizado com o nome de Caronte. Uma série de fotos revelam que sua translação é cerca de 6,39 dias, que parece coincidir com a rotação do planeta anão. Se confirmada, essa coincidência será única no Sistema Solar, ou seja, o satélite nunca nasce nem se põe.

   

Imagem da descoberta de Caronte
Referência: http://pluto.jhuapl.edu/science/everything_pluto/3_discovery_charon.html

Isso permitiu melhores medidas a respeito de Plutão e Caronte após uma série de eclipses entre eles no ano de 1985. Plutão tem um diâmetro de 2360 km e o satelite Caronte tem um diâmetro  de 1210 km.

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Os Novos Satélites descobertos em 2005

Credito da imagem:
M. Mutchler (STScI), A. Stern (SwRI), e HST Pluto Companion Search Team, ESA, NASA
Referência:http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060624.html

   Dois satélites foram  descobertos pelo Telescópio Espacial Hubble entre os dia 15 e 18 de Maio de 2005, os quais foram inicialmente designados por  S/2005 P1 e S/2005 P2. Esses dois novos satélites foram batizados com o nome de Nix e Hidra respectivamente. Eles são pequenos, com um tamanho entre 40 a 160 quilometros. Os nomes foram tirados da  mitologia: Nix é a deusa da escuridão e mãe de Caronte o barqueiro que conduz as almas pelo rio Archeron. Hidra é o monstro de nove cabeças  e por coincidência N e H são as iniciais da Sonda Novos Horizontes .

Esses dois satélites apresentam um brilho cerca de 5000 vezes menor que o de Plutão e Caronte

Os pesquisadores associados à descoberta  desses dois satélites são: Max Mutchler, Space Telescope Science Institute; Marc W. Buie, Lowell Observatory, Flagstaff, Arizona; William J. Merline, John R. Spencer, Eliot Y. Young,  Andrew Steffl  e Leslie A. Young, Southwest Research Institute, e Hal Weaver, Johns Hopkins Applied Physics Laboratory e Alan Stern do Southwest Research Institute, Boulder, Colorado

                                                                                 

UFRGS

Plutão foi descoberto em 18 de Fevereiro de 1930, tornando-o o último planeta descoberto no nosso Sistema Solar. Plutão está normalmente mais longe do Sol do que qualquer dos outros planetas; no entanto, devido à excentricidade da sua órbita, está mais próximo do que Neptuno durante 20 anos dos 249 da sua órbita. Plutão teve a sua maior aproximação em 1989 e permanecerá dentro da órbita de Neptuno até 14 de Março de 1999.

A órbita de Plutão está muito inclinada -- 17 graus em relação ao plano de órbita dos outros planetas. As observações mostram também que o eixo de rotação de Plutão está inclinado 122 graus. As observações de Terra indicam que a superfície de Plutão está coberta por gelo de metano e existe uma fina atmosfera que pode congelar e cair na superfície enquanto o planeta se move para longe do Sol. A NASA planeia lançar uma sonda espacial, o Expresso de Plutão, em 2001 que permitirá aos cientistas estudar o planeta antes que a atmosfera congele.

Plutão tem um satélite com o nome Caronte, nomeado segundo o barqueiro da mitologia grega que guiava o barco pelo Rio Styx até ao reino do submundo de Plutão. Caronte foi descoberto em 1978. A composição da sua superfície parece ser diferente de Plutão. A lua parece estar coberta de água congelada e não de gelo de metano. A sua órbita está gravitacionalmente presa a Plutão, por isso ambos mantêm o mesmo hemisfério em frente um do outro. Os períodos de rotação de Plutão e de Caronte e o período orbital de Caronte são iguais.
Vistas de Plutão & Caronte  











Plutão & Caronte
Esta vista de Plutão foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble. Mostra uma imagem rara do pequeno Plutão com a sua lua Caronte, que é ligeiramente mais pequena do que o planeta. Por Plutão não ter sido ainda visitado por qualquer sonda espacial, permanece um planeta misterioso. Devido à sua grande distância do Sol, crê-se que a superfície de Plutão atinge temperaturas até -240°C (-400°F). Da superfície de Plutão, o Sol surge unicamente como uma estrela muito brilhante. (Cortesia NASA)

 








Imagem do Telescópio Hubble
Esta é a imagem mais nítida já conseguida do planeta distante Plutão e da sua lua, Caronte, mostrada pelo Telescópio Espacial Hubble (TEH). A imagem foi obtida em 21 de Fevereiro de 1994, quando o planeta estava a 4.4 biliões de quilómetros (2.7 biliões de milhas) da Terra.
As ópticas corrigidas do TEH mostram os dois objectos como discos nítidos e claramente separados. Isto agora permitiu aos astrónomos calcular directamente (com 1 porcento de tolerância) o diâmetro de Plutão de 2,320 quilómetros (1,440 milhas) e o diâmetro de Caronte de 1,270 quilómetros (790 milhas).

As observações do TEH mostram que Caronte é mais azul que Plutão. Isto mostra que os mundos têm superfícies com composições e estruturas diferentes. Um brilho evidente em Plutão mostra que pode ter uma camada à superfície reflectora. Uma análise detalhada da imagem do TEH sugere também que existe uma área brilhante paralela ao equador de Plutão. No entanto, são necessárias outras observações para confirmar que este efeito é real. Esta imagem do TEH foi obtida quando Caronte estava próximo da sua máxima distância de Plutão (0.9 arco de segundo). Os dois mundos estão distantes 19,640 quilómetros (12,200 milhas) um do outro. (Cortesia NASA/ESA/ESO)

 









A Superfície de Plutão
Consegue-se distinguir a superfície nunca anteriormente vista do planeta distante Plutão nestas fotos do Telescópio Espacial Hubble da NASA. Estas imagens, que foram obtidas em luz azul, mostram que Plutão é um objecto invulgarmente complexo, com mais contrastes em larga escala do que qualquer outro planeta, excepto a Terra. Plutão provavelmente mostra ainda mais contraste e talvez limites bem nítidos entre as áreas clara e escura do que visto aqui, mas a resolução do Hubble (tal como as vistas mais antigas de Marte) suavizam os contornos e juntam pequenas estruturas que estejam dentro de maiores.

As duas imagens mais pequenas no cimo são imagens reais do Hubble. O Norte é para cima. Cada pixel quadrado ("picture element") tem mais de 100 milhas de lado. Nesta resolução o Hubble discerne vagamente 12 "regiões" maiores em que a superfície é clara ou escura. As imagens maiores (em baixo) são de um mapa global numa imagem processada por computador a partir dos dados do Hubble. Estas duas vistas mostram hemisférios opostos de Plutão. (Cortesia NASA/ESA/ESO)

 








Mapa da Superfície de Plutão
Esta é o primeiro mapa da superfície baseado numa imagem do planeta mais remoto do sistema solar, Plutão. O mapa, que cobre 85% da superfície do planeta, confirma que Plutão tem uma faixa equatorial escura e calotes polares brilhantes, conforme tinha sido inferido de informações obtidas em Terra durante eclipses mútuos que ocorreram entre Plutão e o seu satélite Caronte no final dos anos 1980.

As variações do brilho neste mapa podem ser devidas a características topográficas tais como bacias e crateras de impacto recentes. No entanto, muitas das características da superfície são provavelmente produzidas pela distribuição complexa de gelos que migram pela superfície de Plutão nos seus ciclos orbitais e sazonais e produtos de transformações químicas depositadas da atmosfera de azoto e metano de Plutão. Poderão ser propostos alguns nomes para algumas das maiores regiões.

Técnicas de reconstrução de imagem suavizam os pixels dispersos nas quatro imagens para revelar as regiões onde a superfície é escura ou clara. A faixa preta ao longo da base corresponde à região circundante do polo sul de Plutão, que estava virada para o lado oposto quando foram feitas as observações, e não puderam ser registadas. (Cortesia NASA/ESA/ESO)

 









Mapa da Superfície de Caronte
Este é o primeiro mapa de superfície de Caronte, a lua do planeta mais remoto do sistema solar, Plutão. O mapa é baseado em medidas fotométricas. Cobre a superfície inteira da lua. (Cortesia A.Tayfun Oner, baseado em figuras cortesia de Marc Buie/Lowell Observatory)

 







Comparação Terra vs. Hubble
Esta imagem mostra uma comparação entre uma vista de Terra (esquerda) e uma vista do Telescópio Espacial Hubble (direita) de Plutão e Caronte.

 















Telescópio Nórdico Óptico
Esta imagem de Plutão foi obtida Telescópio Óptico Nórdico de 2.6 metros, localizado em La Palma, Ilhas Canárias. É um bom exemplo da melhor imagem que se pode obter de telescópios em Terra. (© Copyright Nordic Optical Telescope Scientific Association -- NOTSA)

 















O Expresso de Plutão
Esta é uma pintura de Pat Rawlings da missão Expresso de Plutão, calendarizada para ser lançada em 2001 e chegar a Plutão cerca de 2006-2008. A missão consistirá num par de sondas pequenas, rápidas e relativamente baratas pesando menos de 100 kg (220 libras) cada. A sonda passará a menos de 15,000 quilómetros (9,300 milhas) de Plutão e Caronte. (Cortesia Pat Rawlings/NASA/JPL)

CDA-CDCC USP/SC 

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

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

SISTEMA SOLAR - NETUNO UFRGS - USERS

Netuno In the long run men hit only what they aim at.
- Thoreau 

USERS/PT

        
   O Neptuno

Diâmetro equatorial................: 49.528 km.
Distância máxima do Sol............: 4.537.000.000 Km.
Distância mínima do Sol............: 4.456.000.000 Km.
Distância média do Sol.............: 4.496.600.000 Km.
Velocidade orbital.................: 5,43 km/s.
Massa..............................:   
Satélites..........................: 8 - Tritão, Nereida
Revolução em torno do sol..........: 164,79 anos (1 ano Neptuniano).
Rotação em torno de si mesma.......: 16h 03m     (1 dia Neptuniano).
Inclinação do eixo de rotação......: 28,8°
Variação da temperatura............: -220° C
Atmosfera..........................: Hidrogénio     85%
                                     Hélio          13%
                                     Metano          2%

Os Satélites de Neptuno

Náiade, Talassa, Despina, Galatéia, Larissa, Proteu, Tritão e Nereida

Neptuno Resumidamente

Neptuno descreve, em torno do Sol, uma imensa órbita quase circular (e = 0,0427), com cerca de 4.500 milhões de km de raio (30 U.A.) e com uma inclinação de 1º 47´ em relação ao plano da eclíptica. Demora cerca de 164 anos e 280 dias a descrever uma volta em torno do Sol. Só no ano 2011 descreverá uma volta completa em relação à altura em que foi descoberto. 

Embora invisível à vista desarmada, Neptuno é observado no telescópio se for ampliado pelo menos 300 vezes. Observa-se, então, um disco azul - esverdeado cujo diâmetro aparente nunca ultrapassa 2,9". Tem um diâmetro equatorial de 50.000 km (um pouco inferior ao de Urano) e um achatamento de aproximadamente 1/33,3. A sua massa corresponde a apenas 17,2 a da Terra, com uma densidade média de 1,67, que é a maior das densidades dos planetas gigantes do sistema solar. O seu período de rotação é de 16h 3min e o plano equatorial faz um ângulo de 32º com o plano da órbita. 

Neptuno possui uma atmosfera redutora, rica em hidrogénio (contrariamente à da Terra que é oxidante, rica em oxigénio), à semelhança de Urano. Foi detectada a presença de metano. É provável que o hélio também esteja presente, mas ainda não foi detectado por espectroscopia. Admite-se, também, a existência de uma camada de nuvens de amoníaco na parte mais baixa da atmosfera, bem como algumas nuvens de argo a elevada altitude. 

Estima-se a temperatura na região central de Neptuno na ordem dos 7.000 ºC, com uma pressão de 20 milhões de atmosferas. Esse núcleo rochoso poderá ser sólido ou líquido, com cerca de 8.000 km de raio, essencialmente formado por silicatos de ferro. Depois existe um manto com uma espessura de 10.000 km constituído por água, metano e amoníaco congelados. Finalmente, uma espessa camada formada por hidrogénio e hélio. 

Se a única fonte energética do planeta fosse o Sol, a sua temperatura à superfície seria de -228 ºC, mas verificou-se que o seu valor ultrapassa -203 ºC. Pensa-se que, à semelhança de Júpiter e Saturno, Neptuno possua um importante campo magnético. 

Neptuno tem oito satélites, dois dos quais são Tritão e Nereida. O primeiro tem uma massa superior à da Lua e é um dos maiores do sistema solar, descrevendo uma órbita quase circular, no sentido retrógrado, em 5 dias e 21h. O segundo é bastante mais pequeno, desloca-se no sentido directo, descrevendo a órbita mais excêntrica de todas (e = 0,75) em 360 dias. Os outros seis satélites, que foram descobertos pela Voyager II em 1989, são massas irregulares com menos de 200 km na sua maior dimensão. A mesma sonda detectou, também, a existência de 3 anéis finos e de forma irregular.

UFRGS

Netuno é o planeta mais externo dos gigantes de gás. Tem um diâmetro equatorial de 49,500 quilómetros (30,760 milhas). Se Netuno fosse oco, poderia conter cerca de 60 Terras. Netuno orbita o Sol a cada 165 anos. Tem oito luas, seis das quais foram descobertas pela Voyager. Um dia em Netuno dura 16 horas e 6.7 minutos. Netuno foi descoberto em 23 de Setembro de 1846 por Johann Gottfried Galle, do Observatório de Berlim, e Louis d'Arrest, um estudante de astronomia, através de predições matemáticas feitas por Urbain Jean Joseph Le Verrier.

Os primeiros dois terços de Netuno são compostos por uma mistura de rocha fundida, água, amónia líquida e metano. O terço externo é uma mistura de gases aquecidos compostos por hidrogénio, hélio, água e metano. O metano dá a Netuno a sua cor de nuvem azul.

Netuno é um planeta dinâmico com diversas manchas grandes e escuras, lembrando as tempestades, tipo furacões, de Jupiter. A maior mancha, conhecida por Grande Mancha Escura, tem aproximadamente o tamanho da Terra e é semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A Voyager mostrou uma nuvem pequena, de forma irregular, movendo-se para leste correndo à volta de Netuno a cada 16 horas ou quase. Esta scooter tal como foi denominada pode ser uma bruma que se eleva acima de um conjunto de nuvens mais escuras.

Foram vistas na atmosfera de Netuno nuvens grandes e brilhantes, semelhantes às nuvens cirros terrestres. A latitudes norte mais baixas, a Voyager capturou imagens de raios de nuvens projectando as suas sombras nas formações de nuvens mais baixas.
Os ventos mais fortes de qualquer planeta foram medidos em Netuno. Muitos dos ventos sopram na direcção oeste, oposta à rotação do planeta. Perto da Grande Mancha Escura, os ventos sopram próximo dos 2,000 quilómetros (1,200 milhas) por hora.


Netuno tem um conjunto de quatro anéis que são estreitos e muito fracos. Os anéis são constituídos por partículas de pó, que se pensava terem surgido de pequenos meteoritos que se esmagaram nas luas de Netuno. Vistos de telescópios terrestres, os anéis parecem ser arcos, mas vistos da Voyager 2 os arcos surgem como manchas brilhantes ou aglomerações no sistema de anéis. A causa exacta das aglomerações brilhantes é desconhecida.

O campo magnético de Netuno, tal como o de Úrano, tem uma inclinação muito acentuada de 47 graus em relação ao eixo de rotação e está deslocado de pelo menos 0.55 raios (cerca de 13,500 quilómetros ou 8,500 milhas) do centro físico. Comparando o campo magnético dos dois planetas, os cientistas pensam que a orientação extrema pode ser característica de correntes no interior e não o resultado da orientação lateral ou de qualquer reversão do campo de ambos os planetas.

Vistas de Netuno  















Netuno
Esta foto de Netuno foi obtida pela Voyager 2 em 20 de Agosto de 1989. Uma das grande formações de nuvens, denominada Grande Mancha Escura pelos cientistas da Voyager, pode ser vista próximo do centro da imagem. Está a uma latitude de 22 graus sul e circunda Netuno a cada 18.3 horas. As nuvens brilhantes a sul e leste da Grande Mancha Escura mudam constantemente de aparência em períodos curtos de quatro horas. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 







  
Observações do TEH de Netuno
Estas fotos de cor quase real foram criadas a partir de imagens do TEH/WFPC2 em filtros de espectro azul (467-nm), verde (588-nm) e vermelho (673-nm). Está uma formação de nuvem brilhante no polo sul, perto da zona inferior direita da imagem. Podem ser vistas faixas de nuvens brilhantes a 30S e 60S de latitude. O hemisfério norte inclui também uma nuvem brilhante centrada perto de 30° de latitude N. A segunda foto foi compilada a partir de imagens obtidas depois do planeta ter rodado cerca de 180 graus em longitude (cerca de 9 horas depois) para mostrar o hemisfério oposto.

Uma formação que se distingue pela sua ausência é o sistema de tempestades conhecido por Grande Mancha Escura. A segunda mancha escura menor, DS2, que foi vista durante o encontro da Voyager-2, também está ausente. A ausência destas manchas escuras foi uma das maiores surpresas deste programa. Estas mudanças dramáticas nos grandes sistemas de tempestades e de faixas de nuvens que cercam Netuno não estão ainda completamente esclarecidas, mas salientam a natureza dinâmica da atmosfera deste planeta, e a necessidade de maior monitorização.

 









O TEH Observa as Nuvens a Alta Altitude
Estas três imagens foram obtidas em 10 de Outubro, 18 de Outubro e 2 de Novembro de 1994, quando Netuno estava a 4.5 biliões de quilómetros da Terra. Baseado nas descobertas iniciais da Voyager, o Hubble revelou que Netuno tem uma atmosfera marcadamente dinâmica que muda em poucos dias. A diferença de temperaturas entre a fonte de calor intensa de Netuno e os topos de nuvens frígidas (-162° Celcius ou -260° Fahrenheit) pode desencadear instabilidades na atmosfera que originam estas alterações do tempo em larga escala. As formações rosa são nuvens de cristais de gelo de metano de alta altitude.

 








O TEH Descobre Outra Mancha Escura
Em Junho de 1994, o telescópio Hubble revelou que a Grande Mancha Escura descoberta pela Voyager 2 estava ausente. Esta nova imagem obtida em 2 de Novembro, mostra que foi formada uma nova mancha perto do limite do planeta. Tal como o seu predecessor, a nova mancha tem nuvens em alta altitude ao longo do seu extremo, causadas por gases que foram levados para maiores altitudes onde arrefeceram e formaram nuvens de cristais de metano gelado. A mancha escura pode ser uma zona de gás claro que é uma janela para uma coberta de nuvens mais abaixo na atmosfera.

 











Nuvens Tipo Cirros
Esta imagem mostra faixas de nuvens tipo cirros iluminadas pelo Sol no hemisfério norte de Netuno. Estas nuvens projectam sombras na coberta de nuvens azul 35 milhas mais abaixo. As nuvens listadas brancas têm de 48 a 160 quilómetros (30 a 100 milhas) de largura e estendem-se por milhares de milhas. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 













Imagem em Cor Verdadeira
Esta imagem da Voyager 2 foi processada por computadores de forma que tanto a estrutura de nuvens nas regiões escuras perto do polo e as nuvens brilhantes a leste da Grande Mancha Escura são visíveis. Pequenos rastos de nuvens de leste para oeste e estruturas em grande escala a leste da Grande Mancha Escura, ambos sugerem que existem ondas na atmosfera e têm um papel importante no tipo de nuvens que são visíveis. (Cortesia NASA/JPL)

 















A Grande Mancha Escura
Nuvens brancas em pluma preenchem o limite entre as regiões azuis escuras e claras na Grande Mancha Escura. A forma dos limites escuros e dos cirros brancos sugerem que o sistema de tempestades roda no sentido anti-horário. Padrões periódicos de pequena escala na nuvem branca, possivelmente ondas, têm uma duração curta e não duram desde uma rotação de Netuno até à seguinte. (Cortesia NASA/JPL)

 















Alteração Na Grande Mancha Escura
As nuvens brilhantes tipo cirros de Netuno mudam rapidamente, muitas vezes formando-se e dissipando-se em períodos de algumas a dezenas de horas. Nesta sequência que durou duas rotações de Netuno (cerca de 36 horas) a Voyager 2 observou a evolução das nuvens na região à volta da Grande Mancha Escura numa resolução efectiva de cerca de 100 quilómetros (62 milhas) por pixel.

As mudanças surpreendentemente rápidas que ocorrem durante as 18 horas que separam cada painel mostram que nesta região o tempo em Netuno é talvez tão dinâmico e variável como na Terra. Contudo, a escala é imensa segundo os nossos padrões. A Terra e a Grande Mancha Escura são de dimensão semelhante e na atmosfera frígida de Netuno, onde as temperaturas vão até aos 55 graus Kelvin (-360 F), as nuvens cirros são compostas por metano congelado e não por cristais de água gelada como na Terra. (Cortesia NASA/JPL)

 















Olhar de Despedida
Esta imagem da Voyager 2 mostra uma vista em crescente dual de Netuno e de Tritão. A imagem, obtida em 31 de Agosto de 1989, é o tributo de partida da missão Voyager. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 










A Pequena Mancha Escura
Esta imagem mostra a Pequena Mancha Escura, que está a sul da Grande Mancha Escura. Pensa-se que a mancha pequena é uma tempestade na atmosfera de Netuno, talvez semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 








Os Anéis de Netuno
Estas duas exposições de 591 segundos dos anéis de Netuno foram obtidas em 26 de Agosto de 1989 a uma distância de 280,000 quilómetros (174,000 milhas). Os dois anéis principais são claramente visíveis e aparecem completos na região fotografada. Também está visível nesta imagem o anel interior mais fraco a cerca de 42,000 quilómetros (25,000 milhas) do centro de Netuno, e a banda fraca que se estende suavemente do anel a 53,000 quilómetros (33,000 milhas) até cerca de meio caminho entre os dois anéis brilhantes.

O clarão luminoso ao centro é devido à sobre-exposição do crescente de Netuno. Numerosas estrelas brilhantes são evidentes no fundo. Ambos os anéis são contínuos. (Cortesia NASA/JPL)

 















Anéis Torcidos
Esta porção de um dos anéis de Netuno parece estar torcida. Os cientistas acreditam que parece deste modo porque o material original destes anéis estava em aglomerados que formaram raios quando o material orbitava Netuno. O movimento da sonda espacial acrescentou o aspecto torcido causando um leve borrão na imagem. (Cortesia NASA/JPL)

CDA-CDCC USP/SC(?)

http://www.prof2000.pt/users/colegio/trab_alunos/planetas/neptuno.htm

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