Conhecer melhor o planeta Júpiter

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

 

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

 

   Júpiter é observável a olho nu, sendo no geral o quarto objecto mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e de Vénus. Por vezes, Marte aparenta ser mais brilhante do que Júpiter. O planeta era conhecido por astrónomos de tempos antigos e era associado com as crenças mitológicas e religiosas de várias culturas. Os romanos batizaram o planeta de Júpiter, um deus da sua mitologia.

 

   Júpiter possui um ténue sistema de anéis, e uma poderosa magnetosfera. Possui pelo menos 63 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganimedes, o maior do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa, os três primeiros são mais massivos que a Lua e o primeiro, tem um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.

 

   Ao longo dos últimos anos, várias sondas espaciais visitaram Júpiter, todas elas de origem americana. A Pioneer 10 passou por Júpiter em Dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois. A Voyager 1 passou em Março de 1979, seguida pela Voyager 2 em Julho do mesmo ano. A Galileu entrou em órbita de Júpiter em 1995, enviando uma sonda através da atmosfera de Júpiter no mesmo ano e conduzindo múltiplas aproximações com os satélites galileanos até 2003. A sonda Galileu também presenciou o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter em 1994, possibilitando a observação direta deste evento. Outras missões incluem Ulysses, Cassini-Huygens, e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar sua velocidade e ajustar a sua direção aos seus respetivos objetivos. Um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que potencialmente possui um oceano líquido.


                                              Fig. 1 - Planeta Júpiter

             Composição da sua atmosfera

A atmosfera de Júpiter é composta de 88 a 92% de hidrogénio e 8 a 12% de hélio (em volume). Esta composição muda quando descrita em termos de massa, considerando que uma molécula de hélio é cerca de quatro vezes mais massiva que uma de hidrogénio, 75% hidrogénio, 24% hélio e 1% composta por outros elementos. O interior do planeta contém materiais mais densos, mudando a distribuição por massa para 71% hidrogénio, 24% hélio e 5% outros elementos. A atmosfera contém traços de metano, vapor de água, amoníaco, silicas, carbono, etano, sulfeto de hidrogénio, néon, oxigénio, fosfina e enxofre. A parte externa da atmosfera contém cristais de amónio congelado. Através de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.      As proporções de hidrogénio e hélio em Júpiter são bastante similares à composição teorizada da nebulosa solar primordial. Porém, as regiões exteriores da atmosfera do planeta contém apenas 20 partes por milhão em massa de néon, 10% a do Sol. A atmosfera jupteriana também possui apenas 80% a abundância de hélio, em relação ao Sol. Um possível motivo é precipitação destes elementos em direcção ao interior do planeta. Em contrapartida, a abundância de gases inertes mais pesados na atmosfera de Júpiter é duas a três vezes a do Sol.      Estudos de espectroscopia mostraram que possivelmente Saturno possui uma composição similar à de Júpiter. Os outros gigantes gasosos, Urano e Neptuno, por outro lado, possuem relativamente menos hidrogénio e hélio, porém, por causa da falta de sondas de entrada atmosférica, ainda não se sabe a precisa composição química de elementos mais pesados dos outros gigantes gasosos.      A rotação da atmosfera superior de Júpiter não é constante em todos os seus pontos, um efeito notado primeiramente por Giovanni Domenico Cassini em 1690. A rotação da região polar da atmosfera do planeta é aproximadamente cinco minutos mais demorada do que na região equatorial. Além disso, grupos de nuvens em diferentes latitudes deslocam-se em diferentes direções, seguindo as correntes de vento. A interação desses padrões conflituosos de circulação causa tempestades e turbulência. A velocidade dos ventos pode atingir os 600 km/h.

Estrutura interna de Júpiter Acredita-se que Júpiter seja composto de um núcleo denso, circundado por hidrogénio metálico com algum hélio e uma camada exterior, composta principalmente de hidrogénio molecular, mas ainda existem dúvidas consideráveis sobre a estrutura interna do planeta. O núcleo é muitas vezes descrito como rochoso, mas sua composição em detalhes é desconhecida, bem como as propriedades destes materiais na temperatura e pressão destas profundidades. Em 1997, a existência de um núcleo sólido foi sugerida por medidas gravitacionais, indicando uma massa de 12 a 45 vezes a da Terra, ou 3% a 15% da massa jupteriana. Modelos mais recentes indicam a presença de um núcleo, com 14 a 18 massas terrestres.      A presença de um núcleo durante ao menos parte da história de Júpiter é sugerida por modelos de formação planetária, envolvendo a formação inicial de um núcleo rochoso ou de gelo, massivo ou suficiente para atrair gravitacionalmente o hidrogénio e o hélio presentes na nebulosa protossolar. Assumindo que tenha existido, o núcleo pode ter diminuído em tamanho à medida que correntes de convecção de hidrogénio metálico líquido levassem material do núcleo derretido para níveis mais altos do interior planetário. Um núcleo sólido pode não existir, já que as medidas gravitacionais não são suficientemente precisas para negar esta possibilidade.    A região do núcleo é circundada pelo manto, formado primariamente por hidrogénio metálico denso, que estende-se até 78% do raio do planeta. Hélio e Néon precipitam-se através desta camada, em direção ao núcleo, reduzindo a abundância destes materiais na atmosfera exterior do planeta.      Acima do manto localiza-se o interior transparente da atmosfera de hidrogénio líquido e hidrogénio gasoso, com a porção gasosa estendendo-se da camada de nuvens visíveis até uma profundidade de cerca de 1 000 km. Acredita-se que não há uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de hidrogénio; as condições variam lentamente do gás até a camada sólida à medida que se aprofunda.      A temperatura dentro de Júpiter aumenta com a profundidade. Na região de fase de transição, no qual hidrogénio líquido — aquecido para além do seu ponto crítico — torna-se metálico, acredita-se que a temperatura seja de 10 000 K. A temperatura na fronteira do núcleo é estimada em 36 000 K.                          Fig. 2 - Estrutura interna do planeta Júpiter                       A atmosfera de Júpiter    Júpiter é coberto por nuvens compostas por cristais de amoníaco e possivelmente hidrosulfeto de amónio. As nuvens estão localizadas na tropopausa, e estão organizadas em bandas de diferentes latitudes, conhecidas como regiões tropicais. Estas estão sub-divididas em "faixas" de cor clara, e "cinturões" de cor escura. As interações destas diferentes bandas e os seus respetivos padrões de circulação atmosférica criam zonas nas quais tempestades e turbulências atmosféricas ocorrem. Ventos de até 100 m/s (360 km/h) são comuns em tais regiões. As zonas possuem comprimento, cor e intensidade variáveis com o passar do tempo, mas têm permanecido estáveis o suficiente para receberem termos de identidade da comunidade astronómica.    A camada de nuvens possui apenas 50 km de profundidade, e consiste em duas partes: uma camada grossa inferior e uma camada mais fina, menos visível, superior. Há a possibilidade de existirem nuvens de água sob a camada de amoníaco, que seriam a causa dos raios detetados na atmosfera. Estas descargas elétricas podem ter mil vezes o poder dos raios terrestres. As nuvens de água poderiam formar tempestades, alimentadas pelo calor proveniente do interior do planeta. As nuvens de Júpiter possuem cores de tom laranja e marrom. Isto é devido a elementos que mudam de cor quando expostos aos raios ultravioleta do Sol. Não se sabe com exatidão quais os elementos envolvidos e sua composição, mas acredita-se que sejam fósforo, enxofre ou hidrocarbonetos. Estes compostos coloridos, chamados de cromóforos, misturam-se com as nuvens da camada inferior.      Devido à baixa inclinação axial de Júpiter, as regiões polares do planeta recebem muito menos radiação solar do que a região equatorial. A convecção de material do interior do planeta, porém, transporta energia para os pólos, homogeneizando as temperaturas na camada de nuvens.                      A grande mancha Vermelha A característica mais marcante de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, uma tempestade anticiclónica localizada 22° ao sul do equador, que, com 24 mil a 40 mil km de extensão, pode abrigar dois ou três planetas com o diâmetro da Terra. A sua existência poderá datar de 1831 ou até 1665. Modelos matemáticos sugerem que a tempestade é estável, e pode ser uma característica permanente do planeta. A tempestade é suficientemente grande para ser vista através de um telescópio, com uma abertura mínima de 12 cm.      A Mancha Vermelha possui um formato oval e gira em torno de si mesma, sentido anti-horário, com um período de seis dias. A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.      Tempestades deste tipo são comuns dentro da atmosfera turbulenta de gigantes gasosos. Júpiter também possui ovais brancas e ovais marrons, tempestades menores sem nome. Ovais brancas consistem normalmente em nuvens relativamente frias dentro da atmosfera superior. Ovais marrons são mais quentes, e localizados dentro de das camadas de nuvens "normais" do planeta. Tais tempestades duram desde algumas horas até séculos.    Em 2000, uma nova característica atmosférica proeminente formou-se no hemisfério sul, que é similar em aparência à Grande Mancha Vermelha, mas menor em tamanho. Esta tempestade foi criada através da fusão de três ovais brancas menores — que foram vistas pela primeira vez em 1938. Esta tempestade foi chamada de Oval BA, e apelidada de "Mancha Vermelha Junior". Desde então, o seu tamanho tem aumentado e sua cor mudado de branco para vermelho.                          Fig. 3 - Modelo dos anéis do planeta Júpiter                A massa de Júpiter e os seus anéis  Júpiter possui uma massa 2,5 vezes maior do que  o conjunto de todos os outros planetas, massivo o suficiente para fazer com que seu baricentro com o Sol se localize acima da superfície solar (a 1,068 raios solares do centro do Sol). O planeta possui uma massa 318 vezes maior do que a da Terra, um diâmetro 11 vezes superior ao terrestre e um volume 1 317 vezes maior, sendo, porém, significativamente menos denso que nosso planeta.      Uma massa jupteriana (MJ) é utilizada para descrever a massa de outros gigantes gasosos, em particular, a de planetas extra-solares. Por mais impressionante que Júpiter seja, já se descobriu vários com massas muito maiores fora do Sistema Solar.       Júpiter irradia mais calor do que recebe do Sol. A quantidade de calor produzido dentro do planeta é quase igual à quantidade total de radiação solar que o planeta recebe. Este calor adicional é gerado através do mecanismo de Kelvin-Helmholtz, através de contração adiabática, resultando na contínua redução do diâmetro do planeta, de dois centímetros ao ano. Quando o planeta foi formado, Júpiter era muito mais quente, e possuía o dobro do diâmetro actual.   Características principais do planeta júpiter     Semieixo maior     778 547 200 km    Periélio   740 573 600  km    Afélio     816 520 800 km    Período orbital     4331,572 dias     Velocidade orbital média      13,07 km/s     Satélites naturais      63    Diâmetro equatorial      142 984 km    Área da superfície     6,218 × 1010 km²    Volume     1,431 × 1014 km³    Massa     1,899 × 1027 kg    Temperatura média     -108 ºC      Júpiter possui um sistema de anéis bem menos evidente do que os de Saturno. Este sistema é composto por um toro interno de partículas, conhecido como o halo, um anel principal relativamente brilhante e um sistema de anéis externo, chamado de gossamer. Estes anéis parecem ser feitos primariamente de poeira, ao invés de gelo, como no caso dos anéis de Saturno.      Acredita-se que o anel principal é feito de material ejetado dos satélites Adrasteia e Métis. Este material, que na ausência do planeta cairia de volta nos satélites, é puxado em direção ao planeta por causa da sua enorme força gravitacional, alimentando o anel. Material no anel é gradualmente removido, com os satélites continuamente fornecendo material através de impactos adicionais. De maneira similar, os satélites Tebe e Amalteia provavelmente produzem os componentes distintos do anel gossamer. Existe também evidência de um anel rochoso ao longo da órbita de Amaltéia que pode constituir-se de material ejetado de colisões do satélite em questão. Fonte:http://www.explicatorium.com/quimica/Planeta_Jupiter.php

Conhecer melhor o planeta Marte

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

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

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

                                 Fig. 1 - Marte, o planeta vermelho

Os babilónios já faziam observações cuidadosas do que eles chamavam de Nergal (A Estrela da Morte), mas tudo o que viam tinham propósitos exclusivamente religiosos.

 

   Os gregos são os primeiros a fazer observações mais racionais e identificaram Marte como sendo uma das cinco estrelas errantes (planetas) do céu.

 

   O astrónomo grego Hiparco (160 - 125 a.C.) verificou que Marte nem sempre se movia de oeste para leste.

 

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

 

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

 Fig. 2 Imagem da superfície do planeta Marte Imagem do rover Spirit (NASA) 

                          A geologia de Marte 

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

 

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

 

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

 

  A topografia marciana é notável: as planícies do norte, que foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso do sul, sulcado por antigas crateras. A superfície marciana vista da Terra é consequentemente dividida em dois tipos de terreno, com albedo diferente.

Fig. 3 - Uma paisagem de dunas - No planeta Marte (fonte: NASA) 

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

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

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

 

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

 

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

Vulções gigantes em Marte

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

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

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

 

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

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

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

 

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

Características principais do planeta Marte
Raio orbital médio	227 939 100 km
Periélio	206 669 200 km
Afélio	249 209 300 km
Período orbital	686,971 dias
Velocidade orbital média	24,077 km/s
Satélites naturais	2 (Deimos e Fobos)
Diâmetro equatorial	6 792,4,4 km
Área da superfície	1,45 × 108 km²
Densidade média	3,934 g/cm³
Massa	6,4185 × 1023 kg
Variação de Temperatura	-87 a -5 ºC

Abismos e crateras em Marte

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

 

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

 

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

 

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

 

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

Fonte:http://www.explicatorium.com/quimica/Planeta_Marte.php

Conheça mais sobre o planeta Terra

A terra é o terceiro planeta a contar do Sol e o quinto maior do Sistema Solar. Sua forma é praticamente esférica, com uma deformação que causa um achatamento dos pólos. Até onde se sabe o planeta em que vivemos é o único do nosso sistema solar em condições de abrigar vida da forma como a conhecemos. Isso acontece porque o planeta possui algumas condições únicas, como 71% de sua superfície coberta por água, placas tectônicas e um forte campo magnético.

A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol e o quinto maior do Sistema Solar

Cientistas acreditam que a Terra tenha surgido há cerca de 4,5 bilhões de anos e que o conjunto de sistemas vivos, a biosfera, provavelmente tenha aparecido há aproximadamente 3,5 bilhões de anos.A Terra é o mais denso dos grandes corpos do Sistema Solar e sua atmosfera é composta por 78% de nitrogênio, 21% de oxigênio e 1% de outros componentes.

Ficha técnica: 
- Distância do Sol: 149.600.000 km 
- Velocidade orbital média: 29,69 km/s 
- Diâmetro equatorial: 12.756,3 km 
- Área da superfície: 5,10072×10 8 km² 
- Massa: 5,9742×10 24 kg 
- Temperatura à superfície: 15 ºC 
- Translação: 365,2564 dias 
- Rotação: 23,9345 horas 

A princípio, é dispensável dar explicações sobre a Terra, pois é o planeta do Sistema Solar que mais conhecemos, mas por isso mesmo, ela serve como base para compararmos com os dados obtidos de outros planetas. Isso perrmite o estudo comparado dos planetas ou formalmente a Planetologia. Devido ao maior conhecimento em relação aos outros planetas, faremos referências somente a dados pouco conhecidos sobre nosso planeta, tais como: campo magnético, atmosfera e estrutura interna do planeta.

Campo Magnético 
O campo magnético terrestre é de origem interna e bem semelhante ao produzido por uma barra imantada, colocada no centro terretre. O eixo desse campo tem uma inclinação de onze graus com o eixo de rotação terrestre. Nas altas temperaturas do interior da Terra não existem magnetos permanentes, e por isso, só as correntes elétricas, podem constituir uma fonte para o campo magnético global. 

A intensidade desse campo vem diminuindo em cerca de 0,05% ao ano e, nesse ritmo, o campo estará anulado antes do ano 4 mil. Durante a solidificação de certas rochas elas são magnetizadas segundo a intensidade e direção do campo existente. Com isso fez-se o estudo do magnetismo fóssil de rochas antigas e a partir daí descobriu-se que o campo se anulou diversas vezes por períodos de até alguns milhares de anos e até inverteu sua direção, ficando o pólo sul sendo o pólo norte e vice-versa.

Existem hoje cronologias bem detalhadas, que narram às sucessões das inversões do campo magnético.

Idade da Terra 
Os cálculos para determinação da Idade da Terra são feitos através de rochas radioativas, encontradas na crosta. De uma amostra de rocha contendo traços de elementos radioativos que se solidificou em certa época, basta conhecer as meias-vidas desses elementos para saber o intervalo de tempo decorrido. A amostra não pode ter sido contaminada com amostras estranhas de elementos radioativos. 

As mais antigas encontradas até hoje datam de 3,8 bilhões de anos, encontradas na Groenlândia. Isso implica que a Terra se formou antes disso, pois nessa época a Terra já havia se solidificado. De análises de meteoritos, foi concluído que datam de 4,5 a 4,6 bilhões de anos. Acredita-se ser a época em que se formaram os primeiros corpos sólidos do sistema solar.

Estrutura Geológica 
A Terra é constituída por materiais sólidos, líquidos e gasosos, que se acham dispostos em camadas concêntricas. De dentro para fora, as camadas da estrutura da Terra são: núcleo ou barisfera, manto, sima ou sial que forma estrutura interna; litosfera, hidrosfera e atmosfera formam a estrutura externa. 

Núcleo 
Parte mais interna do planeta. Pode ser dividido em núcleo externo e interno. O núcleo externo, comporta-se como liquido apesar de sua composição metálica, admiti-se que seus componentes estão em estado de fusão. Estende-se de 2,9 mil km até 5,1 mil km. 

O núcleo interno vai desde 5,1 mil km até o centro da Terra. O núcleo da Terra é constituído por ferro e níquel. A temperatura atinge a 4.000/5.000º C.

Manto 
Trata-se de uma camada intermediária situada acima do núcleo. Tem uma espessura aproximada de 2,9 mil km, sua composição é de rochas ultrabásicas. Boa parte dos fenômenos que afetam a crosta terrestre tem origem na parte superior do manto. Magma é uma matéria em estado de fusão (pastoso), que constitui boa parte do núcleo e do manto. 

Crosta terrestre 
Representa apenas 1% da massa do planeta. Sua origem ocorreu a partir do resfriamento do magma; sendo portanto, a camada superficial. 

Podemos dividir a crosta terrestre(litosfera) em três camadas diferentes: 
- camada sedimentar superficial: constituída por rochas sedimentares que, em certos lugares pode atingir vários metros de espessura, já em outros desaparece. 
- camada granítica intermediária: é constituída por rochas cuja composição é semelhante ao granito. Essa camada também é chamada de Sial. 
- camada basáltica inferior: é bastante semelhante ao basalto. É também chamada de Sima. 

Atmosfera 
Na troposfera (nome da camada atmosférica nos dez primeiros quilômetros a partir da superfície terrestre), é onde ocorrem os principais fenômenos meteorológicos e abriga 75% da massa total da atmosfera. A temperatura nesta camada cai com a altitude em cerca de 6,5º C por quilômetro. 

A tropopausa é a zona limite de transição entre a troposfera e a estratosfera, que é a segunda camada atmosférica. Nessa camada há uma queda de temperatura com a altitude, mas esse quadro se inverte, ou seja, a temperatura se estabiliza e depois passa a aumentar chegando a assumir valores de superfície, com máximos de 0º C.

Isso se deve as reações químicas envolvendo moléculas de Oxigênio (O2), átomos de Oxigênio (O) e radiação ultravioleta (UV) ao fomar a camada de Ozônio (O3), um filtro atmosférico, o qual barra a passagem da radiação ultravioleta. A reação química O2 + O -> O3 + CALOR (aquecimento dessa região) e a reação química O3 + UV -> O2 + O.

Após a estratopausa, outra zona limite de transição está a mesosfera, onde a temperatura volta cair bruscamente até (-80ºC a cerca de 80 km de altitude). A partir daí a atmosfera restante não tem influência nos fenômenos meteorológicos. A camada superior (ionosfera), é carregada eletricamente devido a incidência elevada dos raios solares, e que por isso reflete ondas de rádio (como foi citada, na parte anterior, a respeito das explosões solares).

Nessa região onde as pressões são baixíssimas e o ar bem rarefeito, é difícil determinar o limite da atmosfera. Ainda assim distinguiu-se outra camada a termosfera, a acima dela ainda temos a exosfera, na qual estão os satélites artificiais que sofre um decréssimo no raio de sua órbita devido aos choques com as partículas desses gases, e pouco a pouco tendem a cair sobre a Terra.

Origem da Atmosfera 
A atmosfera de Vênus, Terra e Marte têm origem secundária, ou seja, não se formaram da nebulosa primitiva que deu origem ao sistema solar. Acredita-se que tenha se formado a partir dos gases que emanaram dos vulcões após o planeta já ter se formado. Essa atmosfera substituiu a anterior existente, que provavelmente foi resquícios da nebulosa planetária e constituída principalmente de hidrogênio e hélio e traços de metano, vapor d'água, amoníaco, nitrogênio e os gases nobres. 

Essa atmosfera secundária que teve origem vulcânica deve ter se formado nos primeiros 500 milhões de anos após a formação da Terra, numa fase de intensas atividades vulcânicas, e com a composição inicial sendo CO ou anidrído carbônico. Ainda hoje os vulcões emitem em e com a composição inicial sedo de CO e anidrido carbônico. Ainda hoje os vulcões emitem em suas erupções grandes quantidades de CO2 e vapor d'agua.

Fonte: http://noticias.terra.com.br/ciencia/conheca-mais-sobre-o-planeta-terra,ab39f9d4566ea310VgnCLD200000bbcceb0aRCRD.html

Vênus

Vênus é o segundo planeta do sistema solar e o que tem o tamanho mais parecido com o da terra. Por isso ele é chamado de planeta irmão da Terra.

Embora mercúrio esteja mais próximo do sol, Vênus é bem mais quente (chega a mais de 464ºC) devido à alta pressão causada por sua atmosfera. A densidade da atmosfera de Vênus faz com que a pressão do ar ali seja 90 vezes maior do que a da terra. É como se você mergulhasse a 920 m abaixo do nível do mar.

A atmosfera de Vênus é composta basicamente por dióxido de carbono e nitrogênio sendo bastante espessa dificultando a observação de sua superfície. Para tanto são usados radares que emitem pulsos capazes de refletir na superfície do planeta a retornar permitindo, assim, o cálculo que permite descobrir sobre seu relevo.

Sua temperatura á bastante alta devido ao efeito estufa, causado pelo acúmulo de dióxido de carbono em sua atmosfera que age como se fosse uma barreira aos raios solares que entram e não conseguem escapar, sendo absorvidos pela camada de dióxido de carbono.

Conhecido como “Estrela d’Alva”, por ainda ser visível nas primeiras horas do dia, na mitologia Vênus estava associado à deusa do amor para os romanos. Entretanto, as características inóspitas de sua superfície denotam o sentido contrário. Rajadas de vento fortíssimas cortam o planeta inteiro.

Um dia em Vênus dura 243 dias terrestres, porém seu ano dura 225 dias (terrestres). Ou seja, os dias em Vênus são mais longos que os anos! Além do que, a rotação de Vênus ocorre no sentido contrário ao da terra – de oeste para leste.

Fonte:http://www.infoescola.com/sistema-solar/planeta-venus/

Mercúrio

Mercúrio é o primeiro planeta do sistema solar. O que está mais próximo do sol. Devido a sua proximidade com o sol só é possível avistá-lo da terra pouco antes do nascer ou do pôr do sol, sendo que nas duas ocasiões ele fica bem visível.

Sua órbita elíptica faz com que ele fique em determinado ponto até 70 milhões de km de distância do sol, enquanto que em outro momento ele pode chegar a apenas 47 milhões de km de distância.

Com uma temperatura que varia entre 427ºC e -137ºC, mercúrio é o planeta que possui a maior amplitude térmica (variação de temperatura) do sistema solar, cerca de 600ºC.

Isso ocorre pelo fato de não haver atmosfera no planeta, apenas uma camada de hélio que, acredita-se, seja proveniente do próprio sol, ou então do decaimento radiativo dos elementos que compõem suas rochas, ainda não há consenso. Estes fatos permitem que toda a radiação solar atinja o planeta na face que está virada para o sol elevando sua temperatura a cerca de 427ºC, mas que pode chegar a mais de 430ºC e, ao mesmo tempo, que toda a radiação do lado oposto, ou seja, o lado escuro, escape, fazendo com que a temperatura caia abruptamente.

Devido à influência do sol, o dia em mercúrio é bastante longo, corresponde a 176 dias terrestres, e vai sendo retardado a cada período de milhões de anos (109). Ao mesmo tempo, os anos em mercúrio são curtos (metade da duração dos dias) porque ele gira muito rápido em volta do sol a mais ou menos 50 km por segundo.

Em 1973 foi enviada uma sonda para estudar Mercúrio. A sonda Mariner, que chegou a 705 km de distância do planeta, constatou que este tem um campo magnético 1% mais forte que o da terra, o que também, comprova que seu núcleo é formado por metal parcialmente fundido.

Seu relevo é bastante parecido com o da lua, porém devido a sua gravidade ser maior (o dobro da lunar) as formações, causadas pelos impactos de meteoritos, apresentam características diferentes das da lua. Sua principal característica são as escarpas com centenas de quilômetros de extensão.

Há ainda quem afirme que pode haver água em mercúrio. Ocorre que, em 1991 foi observado um brilho na superfície deste planeta próximo ao seu pólo norte. Segundo algumas suposições, este brilho poderia ser ocasionado pela presença de gelo vindo de algum asteróide e que permaneceu congelado por estar protegido do calor do sol dentro das crateras existentes no pólo norte do planeta que não fica totalmente exposto ao sol em nenhum período do ano de mercúrio. Isso porque o movimento de translação do planeta é perpendicular ao do sol.

Fonte: http://www.infoescola.com/sistema-solar/mercurio/