As luas de Marte |
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 Phobos e Marte.
Imagem capturada pela sonda PHOBOS, através de um contraste vemos a lua e ao fundo o planeta Marte. |
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Marte tem duas luas, Phobos e Deimos que têm formas incomuns como você pode ver na foto.
Phobos é a lua mais próxima de Marte, está a distância de 6.000 quilômetros dele, esta é a menor distância entre as luas do sistema solar com seu planeta. Também é um das luas menores no sistema solar. 
órbita
Phobos | 9378 km do centro de Marte |
dimensões | 27km x 21.6km x 18.8km |
Na mitologia grega, Phobos é um dos filhos de Ares (Marte para os romanos) e Afrodite (Vênus para os romanos). O significado da palavra "phobos" no grego é “medo (a raiz de "fobia")”.
Descoberto no dia 12 de agosto de 1877 por Hall (Hall, Asaph 1829-1907 astrônomo americano), foi fotografado pela sonda Mariner 9 em 1971, Viking1 em e 1977, e Phobos em 1988.
A Lua Phobos por ter uma órbita extremamente baixa ela esta condenada, a chocar-se com o planeta pois esta se aproxima-se de marte 1,8 metros a cada 100 anos. Fazendo alguns cálculos, os cientistas estimam que este choque se dará em aproximadamente 50 milhões de anos.
Deimos é a segunda lua de Marte, das duas luas é a mais distante e conhecida como uma das menores do sistema solar. Veja alguns dados de Deimos:
órbita
Deimos | 23.459 km do centro de Marte |
dimensões | 15km x 12.2km x 11km |
Na mitologia grega, Deimos é também um dos filhos de Ares ( Marte na mitologia romana) e Afrodite (Vênusna mitologia romana). O significado da palavra “deimos" no grego é "pânico." A descoberta desta lua se deve também a Hall no dia 10 de agosto de 1877, a nave Viking 1 o fotografou em 1977.
Phobos e Deimos poderão ser úteis nas missões espaciais como "plataformas espaciais" para se chegar ao planeta Marte, uma espécie de parada intermediária para atingir a superfície marciana; especialmente se a presença de gelo for confirmada.
Os cientistas acreditam que estas luas eram asteroides que foram capturados pela atração gravitacional de Marte.
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As luas de Júpiter
Callisto. 
 Calisto é a segunda maior lua de Júpiter e seu tamanho é muito próximo ao do planeta Mercúrio. Das quatros luas galileanas ela é a que está mais distante do planeta. Esta pintura artística nos dá uma visão das mais recentes descobertas realizadas pela sonda Galileo, que indica a possível presença de um oceano salgado na lua de Júpiter abaixo da crosta de gelo da sua superfície.
As crateras estão no topo de uma grande camada de gelo mostrada na figura como uma faixa branca, calcula-se que tenha 200 quilômetros de espessura. Em seguida a faixa azul indicada na figura, de pequena espessura, aproximadamente de 10 quilômetros representa o provável oceano. A parte mais interna do planeta de cor cinza seria composta de gelo e rochas comprimidas.
Meteoritos ao se chocarem com a superfície provocariam a perfuração de buracos na crosta da lua, provocando a saída pela superfície de água, formando raios luminosos e anéis ao redor da cratera.
As fotos de Calisto nos mostra uma lua cheia de crateras, a sequência de fotos que apresentamos a seguir nos dá bem esta idéia, mostrando fotos de uma região com uma uma resolução crescente, dando detalhes da superfície.
Na primeira imagem, (no topo à esquerda)temos uma vista geral da lua, a superfície nos mostra uma série de manchas luminosas. Na segunda imagem, (no topo à direita) verificamos que com uma aproximação maior do planeta uma série de crateras.Na imagem inferior à esquerda, vemos os detalhes das pequenas crateras bem como das grandes e detalhes da estrutura das crateras maiores, bem como a camada escura que cobre a superfície. Na última imagem, (inferior à esquerda) a visão com alta resolução nos dá maiores detalhes da superfície de Calisto. Pelo fato da camada supeficial da lua ser constituída de gelo as crateras menores e as maiores vão sendo com o tempo apagadas pelo movimento da camada superficial de gelo da lua. No entanto duas grandes regiões de impacto são bastante visíveis chamando a atenção em Calisto, onde a maior delas é Valhalla. Ocupa uma região cujo diâmetro é de 600 quilômetros, e seus anéis se estendem a uma região de 3000 quilômetros de diâmetro.
|  Esta imagem obtida da cratera Valhalla na lua Calisto, é uma imagem de alta resolução tirada pela nave Galileo durante a sua terceira órbita ao redor de Júpiter. A formação desta região segundo os cientistas é bastante antiga devido ao impacto de um corpo com a lua, no entanto a região central deve ser mais recente. Vemos crateras pequenas, que podem ter sido modificadas pelo movimento de escombros da superfície da lua, revelando uma luminosidade provocada pelo gelo da superfície. Em contraste com outras áreas de Callisto, a maioria das crateras muito menores parece ter desaparecido completamente. |
|  A segunda região de grande impacto é Asgard. Mede aproximadamente 1700 quilômetros de diâmetro.A imagem que estamos vendo combina fotos tiradas da lua gelada, como é chamada Calisto, onde verificamos várias crateras devido a impacto de meteoros.
Impactos com meteoritos menores ocorreram posteriormenta a formação da região de Asgard. Imagens tiradas pela sonda Galileo mostram um tipo particular de cratera de impacto nesta imagem (à esquerda), uma cratera de cúpula nomeada Doh, situado na planície central de Asgard. Doh (imagem à esquerda) possui aproximadamente 55 quilômetros de diâmetro, enquanto a cúpula mede aproximadamente 25 quilômetros. Crateras de cúpula contêm uma montanha central (cume) em vez de uma depressão tipicamente visto em crateras de impacto maiores. Este tipo de cratera poderia representar a penetração em uma região de lama logo baixo da superfície do impacto em Asgard.
Ganymede. 
Ganymede, a maior lua de Júpiter e do Sistema Solar chega a ser maior que o planeta Mercúrio. A sonda Galileo ao se aproximar pela primeira vez de Ganymede, nos fornece uma visão em cores desta grande lua.
Ganymede tem uma história geológica complexa, possui montanhas, vales, crateras e fluxos de lavas. Ganymede é coberta por regiões claras e escuras. Ao olharmos a foto veremos isto com clareza, a imagem que estamos vendo é a face voltada para o Sol em função da sua claridade.
Podemos notar na superfície regiões escuras, que segundo estudos indicam as regiões geologicamente mais antigas, com uma grande quantidade de crateras de impacto. Em seguida, vemos regiões mais claras, provavelmente áreas mais jovens da superfície lunar deformadas tectonicamente. A coloração castanho-cinza nos mostra regiões onde há uma mistura de material rochoso e gelo. As manchas luminosas que percebemos em toda a sua superfície são crateras de impacto recentes na vida de Ganymede.
Através de um desenho feito pelos cientistas da NASA, podemos esquematizar como provavelmente deve ser constituído o interior de Ganymede. Baseando-se em medidas feitas pelo campo gravitacional, sua massa, volume e densidade, é possível que Ganymede seja constituída por quatro camadas. A superfície de Ganymede é rica em gelo (de água) com temperatura muito baixa, e as imagens mostram traços na superfície que evidenciam fraturas de origem tectônica. Da mesma forma que no nosso planeta Terra, estas características geológicas deixam evidente a existência em seu interior de forças intensas, o mesmo ocorre com Ganymede. Durante os dois primeiros encontros da sonda Galileo com Ganymede, permitiram aos cientistas determinar com uma certa precisão o tamanho destas camadas. Os dados sugerem fortemente que no centro se encontra um caroço metálico denso, envolvido por uma camada de rochas como pode ser visto no desenho. Este caroço metálico foi sugerido em função das experiências feitas pela sonda Galileo que observou um campo magnético em Ganymede. A região azul do desenho seria composta de gelo, porém com uma temperatura superior a outra camada de gelo, que recobre a camada interna e funciona como a superfície da lua.
Este detalhe da superfície de Ganymede nos mostra um conjunto de crateras antigas de impacto na lua de Júpiter obtidas pela sonda Galileo. Pelas imagens é possível ter uma idéia da idade destas crateras, neste caso estima-se que o impacto deve ter ocorrido a vários bilhões de anos atrás. Do lado esquerdo, na metade da foto vemos uma cratera cujo diâmetro é de aproximadamente 19 quilômetros. As linhas escuras e luminosas que vemos pela foto, são sulcos fundos na crosta antiga de gelo d'água “sujo pelo pó”. A origem deste material escuro é desconhecida, mas pode ser devido ao acúmulo de fragmentos escuros de muitos meteoritos que se chocaram com Ganymede.
Nesta imagem é evidente a ação tectônica sa superfície de Ganymede. A foto foi obtida no segundo encontro da sonda Galileo com Ganymede que registrou numa região considerada de idade geológica muito antiga, conhecida como Marius Régio. Esta área está próximo a outra área geologicamente nova e bastante luminosa conhecida por Nippur Sulcus.
A ação tectônica (Parte da geologia que trata das deformações da crosta terrestre devido às forças internas que sobre elas se exercem) que criou as estruturas no terreno luminoso próximo acabou afetando fortemente a região escura, montando a estrutura incomum como é mostrado aqui.
A análise de estruturas geológicas através de imagens como a que estamos vendo aqui, ajuda os cientistas a entenderem a complexa história tectônica de Ganymede.
 Analisando as imagens de Europa, notamos de imediato a ausência de crateras na sua superfície, contrastando com a maioria das luas que conhecemos no Sistema Solar.
Esta escassez de crateras sugere algumas conclusões sobre a superfície de Europa; seria uma superfície realtivamente jovem e constituída de gelo.
Nestes dois desenhos, feitos pela NASA, nos mostram dois modelos possíveis sobre a sua superfície e região interna.
No primeiro desenho temos uma pequena camada de gelo constituindo a superfície da lua e cuja temperatura é extremamente baixa. Em seguida surge uma extensa camada de gelo cuja temperatura é mais elevada que a da camada externa.
O outro modelo é apresentado no segundo desenho, onde a superfície seria uma camada de gelo extremamente fria de aproximadamente 15 quilômetros de espessura. Logo em seguida viria um oceano com uma profundidade de 100 quilômetros. Se realmente este modelo estiver correto, este oceano seria muito mais profundo que os oceanos do nosso planeta e teria um volume d'água duas vezes maior que o da Terra. Este oceano em Europa seria salgado, no entanto o sal seria sulfeto de magnésio, enquanto o sal dos nossos oceanos é o cloreto de sódio. 
A elaboração destes dois modelos foi possível graças aos dados obtidos pela sonda Voyager e recentemente a Galileo que está em órbita de Júpiter.
Para entenderem como é a superfície de uma lua ou planeta os cientistas recorrem a imagens como a que apresentamos a seguir. A foto da esquerda vemos a lua em sua cor próximo do natural, enquanto a da direita foram utilizadas algumas técnicas para realçar cores com o objetivo de estudar melhor o material que compõe a superfície.
As áreas marrons escuras indicam a presença de material rochoso que pode vir indicar a presença de rochas no interior da lua ou rochas resultantes de impactos de meteoros, ou as duas situações ao mesmo tempo. Nas regiões polares ( no topo da foto e na região inferior) vemos uma coloração azul, indicando como o gelo pode ser encontrado na superfície da lua, por exemplo quanto ao tipo do gelo (granulado fino ou grosso).
Vemos nas duas fotos, linhas longas que cobrem toda a superfície da lua,e estamos mostrando com maior detalhes na foto ao lado aquilo que seriam as fraturas provocadas na superfície de Europa, algumas chegando a 3000 quilõmetros de extensão. Estas fraturas são consequências de vários fatores. A poroximidade de Europa com o planeta Júpiter e com as outras luas Io e Ganymede, provocam efeitos gravitacionais sobre o interior e a superfície da Lua Europa. Este efeito é o que conhecemos na Terra por marés, a ação gravitacional "puxa" e "comprime" a superfície tensionando de tal forma que acaba criando fraturas, na camada de gelo da superfície, cristas e regiões de caos.
Outro motivo destas fraturas no gelo seriam os impactos sofridos pela superfície com meteoros. Um bom exemplo mostraremos a seguir, dê uma olhada na foto da lua na parte de baixo à esquerda, onde vemos uma grande mancha clara e o centro escuro. Esta é uma cratera devido a um impacto com um meteoro, e tudo indica bem recente na vida de Europa, cujo diâmetro é de aproximadamente 50 quilômetros. Esta cratera é conhecida como PWYLL, nome de um deus Celta.
Uma boa visão do que ocorre quando um corpo choca-se com uma superfície de gelo nos é dado nesta foto em 3D da cratera PWYLL. a imagem foi gerada por computador, onde as cores representam as diferentes elevações, onde a cor azul mostra a região mais baixa do terreno e o vermelho o ponto mais elevado. Por ser uma superfície de gelo, como já dissemos, notamos que o tipo de cratera, a parte onde ocorreu o impacto é mais elevada, cerca de 600 metros em relação as bordas da cratera. Esta imagem é típica de uma superfície que ao sofrer o impacto se recompõe de forma diferente de uma superfície de material rochoso. Ao ocorrer o impacto grandes blocos de gelo foram lançados em toda as direções, bem como vapor d'água vinda do interior da lua.
Nesta imagem mostramos outro detalhe da superfície da lua Europa, numa região denominada Conamara, mostrando detalhes das rupturas sofridas pela puferfície de gelo
Io. 
Io é uma das quatro luas galileanas cujo tamanho é ligeiramente maior que a lua da Terra e um dos corpos mais ativos do ponto de vista vulcânico, do sistema solar. Na foto onde as cores estão realçadas para estudar a composição da superfície, podemos distinguir regiões onde vemos uma coloração branco e cinza, são os depósitos de dióxido de enxofre e a cor amarelada e castanho provavelmente se deve a material sulforoso.
As regiões de coloração avermelhada luminosa na forma de um anel ao redor do vulcão Pele, e as manchas "pretas" pouco luminosas mostram regiões de recente atividade vulcânica na superfície de Io e está associado com temperaturas altas e mudanças na superfície.
Um das mudanças mais notáveis é o aparecimento de uma nova mancha escura, na imagem ela está localizada próximo ao vulcão Pele do seu lado direito superior, cujo diâmetro é de 400 quilômetros, cujo centro encontramos o vulcão Pillan Patera. Esta mancha escura em uma imagem feita 5 meses antes não aparece, porém na sua nona órbita a sonda Galileo registrou os sinais dos penachos de gases a uma altitude de 120 quilômetros. 
Esta grande atividade na superfície levou os cientistas a criarem através de um desenho como provavelmente deve ser o interior desta lua. A idéia de como deve ser o seu interior se deve a dados enviados primeiramente pela sonda Voyager em 1979, e posteriormente pela sonda Galileo.
As características interiores são deduzidas pelos resultados do campo gravitacional e medidas do campo magnético. O raio de Io é de aproximadamente 1821 quilômetros, um pouco maior que o da nossa lua que é de 1738 quilômetros. Io tem um núcleo metálico (ferro, níquel), indicado na figura pela cor cinza. Ao redor do núcleo temos uma camada de rochas indicada na figura pela cor marrom. As rochas de Io ocorre o predomínio de silicatos, que se estende até à supefície.
Este conjunto de imagens de alta resolução e bem coloridas nos mostram os vulcões mais ativos de Io.
Estas imagens estão todas em escala e na mesma proporção, a foto “a” cobre uma região de 575 quilômetros de comprimento da superfície. Elas também nos mostram erupções recentes indicando recentes fluxos de lavas e são freqüentemente associadas aos “penachos” de gases indicando atividades, como por exemplo; Loki, Prometheus, Culann, Marduk, Volund, Zamama, Maui, e Amirani.
Uma boa visualização do que são estes “penachos” de gases nos dá esta seqüência de quatro fotos de Io de dois vulcões ativos, Zamama e Prometheus.
Na seqüência superior vemos a imagem de Io e na parte inferior um seqüência de fotos com a ampliação dos detalhes.
A primeira imagem à esquerda, nos mostra o topo dos dois “penachos” com uma luminosidade na extremidade.
Na segunda imagem, uma visão excelente de Zamama. A terceira imagem vemos novamente os dois “penachos” como manchas luminosas. Na quarta imagem onde notamos que está escurecendo, região de limite entre o dia e a noite, os “penachos” ainda são visíveis porque eles se estendem a grande altitude sendo ainda atingidos pela luz solar.
Estes “penachos” de gases atingem cerca de 100 quilômetros de altitude, e durante toda a excursão de Galileo no sistema de Júpiter, que começou em 1996, elas sempre se mantiveram ativas. Porém, Zamama é consideravelmente maior e mais luminoso nestas imagens tiradas na décima primeira órbita da sonda a Júpiter. Prometheus já fora notado pela sonda Voyager em 1979 .
Estas duas imagens tiradas pela nave Galileo capturaram uma erupção vulcânica ocorendo em Tvashtar Catena, uma cadeia de depressões vulcânicas na lua de Júpiter. Elas indicam uma mudança na posição da lava quente em um período de alguns meses, entre o final de 1999 e início de 2000.
O interessante nestas imagens foi a grande dose de sorte da nave Galileo em estar no momento certo para capturar estas imagens de atividade vulcânica bastante raras e imprevisíveis. As imagens anteriores foram feitas por observações baseadas na Terra com imagens de baixa resolução, criando especulações que não podiam ser confirmadas. Estas observações de Galileo confirmaram as hipóteses que a , intensa produção térmica de Io provém de fontes de lava ativas.
As observações de alta resolução da sonda Galileo sobre as atividades vulcânicas em Io também confirmaram outras hipóteses baseadas em imagens anteriores de baixa resolução. Estas hipóteses incluem interpretações sobre a forma do fluxo lento das lavas em Prometheus e Amirani e sobre um lago de lava ativo em Pele.
Aqui você pode ver o primeiro mapa das temperaturas de uma das faces de Io no momento em que não está sendo iluminada pelo Sol, alguns destes dados precisam ao longo do tempo serem confirmados. Estes dados foram obtidos pela sonda Galileo entre os meses de novembro de 1999 e fevereiro de 2000. Sobre o mapa você pode ver contornos ao redor de alguns pontos e com um número que representa a temperatura na escala Kelvin. Assim 70K corresponde a -203ºC e 105K a -168ºC.
Os pontos escolhidos são vulcões bastante conhecidos, onde os mais luminosos são; Loki (L); Amaterasu (UM); Daedalus (D); Pillan (P); o Pelé (Pe); Marduk (M); Babbar (B); e um grande fluxo de lava, no vulcão chamado Lei-Kung. Lei-Kung iniciou suas atividades alguns dias antes da passagem da sonda Voyager em 1979, aparentemente o local ainda indica uma alta temperatura. Realizar este mapeamento à noite permite que se estabeleça melhor algumas estimativas sobre a temperatura da superfície e o calor que é emitido do interior da lua. |
No levantamento topográfico que os cientistas estão realizando sobre a superfície de Io algumas diferenças são notáveis em relação às outras luas galileanas.
Tais mapas revelarão as alturas e declives dos terrenos nas diferentes regiões e ajudará os cientistas a determinar as forças que atuam no interior de Io, as propriedades dos materiais que compõem a superfície de Io que como se processa a erosão do terreno. Esta imagem que vemos a seguir enviada mela sonda Galileo no dia 25 de novembro de 1999, nos mostram algumas das curiosas montanhas encontradas na lua.
Para entendermos a imagem devemos salientar que no momento a superfície estava sendo iluminada pelo Sol pelo lado esquerdo da foto, pelas sombras projetadas na superfície das montanhas entendemos melhor.
Medindo os comprimentos destas sombras, os cientistas do projeto Galileo puderam determinar a altura destas montanhas. A montanha que vemos a esquerda da foto, os cientistas encontraram uma altitude de 4000 metros.
Estas montanhas, como outras fotografadas pela sonda Galileo, dão a idéia de que estão em processo de desmoronamento. Grandes deslizamentos de rochas deixam enormes pilhas de escombros nas bases das montanhas.
As luas de Saturno
Da mesma forma como vimos com a luas de Júpiter, Saturno possui várias luas onde predomina o gelo além de possuir uma grande quantidade de pequenas luas, que não deixam de ser asteróides capturados pelo campo gravitacional de Saturno.
Colocamos uma tabela onde é possível que você tenha uma visão genérica das dimensões destas 30 luas conhecidas até o momento. Você pode notar que no diâmetro elas variam de 5150 quilômetros até 10 quilômetros, embora é provável que tenhamos satélites bem menores ainda.
Na montagem que foi feita acima as luas estão praticamente em escala, com exceção de Pan, Atlas, Telesto e Calipso pois seria impossível manter a sua imagem visível na foto. Com esta montagem é possível termos uma idéia visual das dimensões envolvidas entre as luas e o planeta.
Nos últimos anos a família das luas de Saturno tem crescido como você pode ver na tabela abaixo e muitas ainda não tem um nome definido, somente um código. Estas novas luas vem sendo descobertas por um grupo internacional de astrônomos. Estas luas não tinham sido vistas anteriormente por serem minúsculas e por estarem localizadas a milhões de quilômetros de Saturno onde ninguém realmente havia pensado em procurar luas. As órbitas alongadas, e outros detalhes, indicam que esta luas eram asteróides que foram capturados pela gravidade de Saturno.
Para conhecer alguns detalhes das luas selecione na tabela
| Lua | Data do descobrimento | Descobridor | Distância de Saturno
(km) | Diâmetro
(km) | Massa
(kg) |
|---|
| Atlas | 1980 | R. Terrile | 137.640 | 37 X 27 | ? |
|---|
| Calipso | 1980 | B. Smith | 294,660 | 30 X 16 | ? |
|---|
| Dione | 1684 | G. Cassini | 377.400 | 1120 | 1,05.1022 |
|---|
| Enceladus | 1789 | W. Herschel | 238.020 | 498 | 7,3.1019 |
|---|
| Epimeteu | 1966 | R. Walker | 151.422 | 138 X 110 | 5,59.10 17 |
|---|
| Helena | 1980 | Laques &
Lecacheux | 377.400 | 36 X 28 | ? |
|---|
| Hiperion | 1848 | W. Bond | 1.481.000 | 360 X 226 | 1,77.1019 |
|---|
| Japeto | 1671 | G. Cassini | 3.561.300 | 1436 | 1,59.10 21 |
|---|
| Janus | 1966 | A. Dollfus | 151.472 | 190 X 154 | 1,98.1018 |
|---|
| Mimas | 1789 | W. Herschel | 185.520 | 398 | 3,75.1019 |
|---|
| Pan | 1990 | M. Showalter | 133.630 | 19,32 | ? |
|---|
| Pandora | 1980 | S. Collins | 141.700 | 110 X 62 | 2,20.1017 |
|---|
| Febe | 1898 | W. Pickering | 12.952.000 | 220 | 4,0.1018 |
|---|
| Prometeu | 1980 | S. Collins | 139.350 | 148 X 68 | 2,70.1017 |
|---|
| Réia | 1672 | G. Cassini | 527.040 | 1528 | 2,31.1021 |
|---|
| S/2000 S1 | 2000 | ** | > 15.000.000 | 10-50km | ? |
|---|
| S/2000 S2 | 2000 | ** | > 15.000.000 | 10-50km | ? |
| S/2000 S3 | 2000 | ** | > 15.000.000 | 10-50km | ? |
|---|
| S/2000 S4 | 2000 | ** | > 15.000.000 | 10-50km | ? |
|---|
| S/2000 S5 | 2000 | ** | > 15.000.000 | 10-40km | ? |
|---|
| S/2000 S6 | 2000 | ** | > 15.000.000 | 10-40km | ? |
| S/2000 S7 | 2000 | ** | > 15.000.000 | <10km | ? |
|---|
| S/2000 S8 | 2000 | ** | > 15.000.000 | <10km | ? |
|---|
| S/2000 S9 | 2000 | ** | > 15.000.000 | <10km | ? |
|---|
| S/2000 S10 | 2000 | ** | > 15.000.000 | <10km | ? |
|---|
| S/2000 S11 | 2000 | ** | ? | ? | ? |
|---|
| S/2000 S12 | 2000 | ** | ? | ? | ? |
|---|
| Telesto | 1980 | B. Smith | 294.660 | 30 X 16 | ? |
|---|
| Tétis | 1684 | G. Cassini | 294.660 | 1060 | 6,22.1020 |
|---|
| Titã | 1655 | C. Huygens | 1.221.850 | 5150 | 1,35.1023 |
|---|
abaixo.
As luas de Urano
Cordelia é o satélite mais próximo de Urano.
| Órbita | 49.752 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 26 km |
O nome Cordelia foi tirado de uma das personagens da peça “Rei Lear”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Cordelia. A sua descoberta ocorreu 1986.
Cordelia ao que tudo indica é o satélite localizado na parte interna do anel Épsilon de Urano. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Ofélia é o segundo dos satélites.
| Órbita | 53.764 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 32 km |
O nome Ofélia foi tirado de uma das personagens da peça “Hamlet”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Ofélia. A sua descoberta ocorreu 1986.
Ofélia está localizado na parte externa do anel de Épsilon de Urano. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Bianca é o terceiro dos satélites.
| Órbita | 53.764 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 32 km |
Órbita: 59.165 km do Urano Diâmetro: 44 km Massa:?
O nome Bianca foi tirado de uma das personagens da peça “A Megera Domada”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Bianca. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Cressida é o terceiro dos satélites.
| Órbita | 61.767 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 66 km |
O nome Cressida foi tirado de uma das personagens da peça “Troilo e Cressida”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Cressida. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Desdêmona é o quinto dos satélites.
| Órbita | 62.659 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 58 km |
O nome Desdêmona foi tirado de uma das personagens da peça “Otelo”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Ofélia. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Julieta é o sexto dos satélites.
| Órbita | 64.358 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 84 km |
O nome Julieta foi tirado de uma das personagens da peça “Romeu e Julieta”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Julieta. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Pórcia é o sétimo dos satélites.
| Órbita | 66.097 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 110 km |
O nome Pórcia foi tirado de uma das personagens da peça “Julio César”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Pórcia. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Rosalinda é o oitavo dos satélites.
| Órbita | 69.927 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 54 km |
O nome Rosalinda foi tirado de uma das personagens de três peças do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Rosalinda ou Rosalina. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Belinda é o nono dos satélites.
| Órbita | 75.255 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 68 km |
O nome Belinda foi tirado de uma das personagens da peça "The Rape of the Lock" do ensaísta inglês Alexander Pope. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome Belinda. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Em relação à distância do planeta Urano, Puck é o décimo dos satélites.
| Órbita | 86.006 km do Urano |
| Massa | ? |
| Diâmetro | 154 km |
O nome Puck foi tirado de uma das personagens da peça “Sonho de uma noite de Verão”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope, ao ser descoberto pela nave Voyager 2 foi escolhido o nome do gnomo Puck. A sua descoberta ocorreu 1986. |
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Foram descobertas várias luas minúsculas recentemente, a maioria de observatórios na superfície da Terra. Com estas descobertas, Urano se equipara ao planeta Júpiter por possuir várias luas pequenas e com órbitas irregulares.
Os nomes propostos pelos seus descobridores foram Caliban e Sicorax que foram aceitos oficialmente pelo IAU.
Os nomes Caliban e Sycorax são personagens da peça “A tempestade”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope.
A órbita de Caliban é de aproximadamente 7,2 milhões de km de Urano e possui um diâmetro de aproximadamente 80 km. Sycorax possui uma órbita aproximada de 12,2 milhões de km de Urano e possui um diâmetro aproximado de 160 km.
As dimensões são estimativas feitas baseando-se no brilho aparente dos satélites. As órbitas de Caliban e Sycorax são retrógradas e altamente inclinadas.
Caliban foi descoberto por Brett Gladman, Phil Nicholson, Joseph Burns e JJ Kavelaars. As primeiras imagens foram obtidas em setembro de 1997.
Antes desta descoberta, Urano era o único dos planetas gigantes de gás que não possuía luas "irregulares", ou seja, luas que não se localizam no plano do equador do planeta.
Como ocorre com as luas irregulares de Júpiter, estas luas devem ser asteróides que foram capturados pelo campo gravitacional de Urano. É altamente improvável que eles pudessem ter sido formados inicialmente nestas órbitas. |
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PROSPERO, SETEBOS e STEFANO.
Os nomes Prospero, Setebos e Stephano são personagens da peça “A tempestade”, do dramaturgo inglês William Shakespeare. Como os satélites de Urano são personagens dos escritores ingleses Shakespeare e Alexander Pope.
As primeiras imagens foram obtidas por Kavelaars, Gladman, Holman et al com o telescópio em Mauna Kea em julho de 1999.
As órbitas destes satélites são até o momento muito irregular, mas devem estar na faixa de 10 a 25 milhões de quilômetros de Urano. Por estimativas acredita-se que seus diâmetros são por volta de 30 a 40km. |
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Esta pequena lua de Urano ainda não recebeu um nome.
A lua foi fotografada paela nave americana Voyager 2 em 1986 e somente foi descoberta pela fotografias em 1999 por Erich Karkoschka do Laboratório Lunar e Planetário da Universidade de Arizona em Tucson.
É órbita do satélite é muito próxima da órbita do satélite Belinda cuja distância de Urano é de aproximadamente 75.000 km. Possui um diâmetro aproximado de 40 km.
AS LUAS DE NETUNO
Como na mitologia grega Poseidon(Netuno para os romanos) era o deus dos mares, ficou estabelecido que os seus satélites deveriam ser nomeados com base nos mitos referentes a mitologia marinha. Assim sendo os dois primeiros satélites descobertos por astrônomos na superfície da Terra receberam o nome de Tritão e Nereida.
Quando a nave Voyager 2 chegou em Netuno, 6 novos satélites foram descobertos.Esta imagem capturada pela nave Voyager 2 foi usada na época para confirmar a descoberta de três novos satélites de Netuno.
A máquina ficou 46 segundos em exposição para capturar esta imagem no dia 30 de julho de 1989, quando a nave estava a uma distância de aproximadamente 37.3 milhões de quilômetros do planeta Netuno. A imagem foi processada por computador para acentuar as novas luas caso contrário não seriam vistas.
Cada uma das luas se aparece como uma raia pequena, um efeito causado pelo movimento da astronave durante a longa exposição do filme.
Para saber alguns detalhes sobre as luas de Netuno, escolha a que você deseja conhecer na tabela abaixo. |
Lua | Data do descobrimento | Descobridor | Distância de Netuno
(km) | Raio
(km) | Massa
(kg) |
| 1989 | Voyager 2 | 48.000 | 29 | ? |
| 1989 | Voyager 2 | 50.000 | 40 | ? |
| 1989 | Voyager 2 | 53.000 | 74 | ? |
| 1989 | Voyager 2 | 62.000 | 79 | ? |
| 1989 | Voyager 2 | 74.000 | 96 | ? |
| 1989 | Voyager 2 | 118.000 | 209 | ? |
| 1846 | Lassel | 355.000 | 1350 | 2,14.1022 |
| 1949 | Kuiper | 5.509.000 | 170 | ? |
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Na mitologia grega as náiades eram as ninfas responsáveis pelas fontes, riachos onde viviam. As Náiades era um das três classes principais das ninfas da água - as outros são as Nereidas (as ninfas do Mar Mediterrâneo) e as Oceânides (as ninfas dos oceanos). As Náiades governavam os rios, riachos, lagos, lagoas, poços, e pântanos.
A genealogia das Náiades varia de acordo com a região geográfica e fonte literária. As Náiades seriam qualquer filhas de Zeus, filhas de vários deuses do rio, ou simplesmente parte da vasta família do Oceano.
O satélite Náiade foi o último dos satélites a ser descoberto pela nave Voyager 2. A sua distância do centro de Netuno é de 48.000 quilômetros. Seu diâmetro é de aproximadamente 54 quilômetros, embora não tenha uma forma regular e não mostra nenhum sinal de qualquer modificação geológica. Náiade circula o planeta na mesma direção que Netuno gira, e se localiza no plano do equador de Netuno.
Descoberto em 1989 pela nave Voyager 2. |
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Talassa é a personificação grega do mar. Em algumas histórias gregas, ela é conhecida como a mãe de tudo. Talassa é também considerada a criadora de toda a vida de mar. Na Grécia, ela é especificamente a personificação do Mar Mediterrâneo.
O satélite Talassa deve ter aproximadamente 80 quilômetros de diâmetro.Sua distãncia do centro de Netuno é de 50.000 quilômetros, possui um formato irregular e não apresenta mudanças geológicas em sua superfície. Talassa circunda o planeta na mesma direção que Netuno gira.
Descoberto em 1989 pela nave Voyager 2. |
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Na mitologia grega, Despina era uma ninfa, filha de Poseidon(Netuno) e Demeter.
Despina se localiza a 53.000 quilômetros do centro de Netuno. Seu diâmetro é de aproximadamente 150 quilômetros e possui uma formato irregular.
Descoberto em 1989 pela nave Voyager 2. |
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Galatéia era um Nereida (as ninfas do Mar Mediterrâneo) da Sicilia.
Galatéia está a 62.000 quilômetros do centro de Netuno. Possui um diâmetro de 180 quilômetros e completa uma órbita ao redor do planeta a cada 10 horas e 18 minutos. Possui uma forma irregular e circula o planeta na mesma direção que Netuno gira.
Descoberto em 1989 pela nave Voyager 2. |
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Larissa é o nome dado em homenagem a heroína mitológica da Tessália.
Larissa é um pequeno satélite de Netuno, localizado a 74.000 quilômetros do centro de Netuno. Possui uma forma irregular e seu diâmetro é de aproximadamente 190 quilômetros e completa uma volta ao redor de Netuno a cada 13h e 18min.
Descoberto em 1989 pela nave Voyager 2. |
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Proteus é uma divindade do mar, filho de Poseidon (Netuno) . Ele normalmente habitava na Ilha de Faros, perto do Egito. Proteus guardava os rebanhos de Netuno, isto é, os grandes peixes e focas.
Proteus é o segundo maior satélite de Netuno, fica a uma distância do centro do planeta de 118.000 quilômetros. Possui uma forma irregular e sua superfície é cheia de crateras.
É um satélite muito escuro, possui um poder refletor muito baixo por este motivo sua descoberta apresentou uma certa dificuldade apesar do seu tamanho. De todos os seis satélites pequenos descobertos de Netuno, ele é um dos corpos mais escuros conhecidos no sistema solar, tão escuro quanto a fuligem. Como Febe, pequena lua de Saturno, Proteus reflete só 6 por cento da luz solar que recebe. Pelas suas dimensões até poderia ter sido descoberto de observações feitas da Terra, mas isto torna-se difícil em função do clarão de luz refletido pelo planeta Netuno.
Descoberto em 1989 pela nave Voyager 2. |
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Através de computador foi feita esta montagem de Tritão com Netuno. Esta seria a visão de uma nave que chega na lua e vê ao fundo o planeta. |
Tritão é o filho de Poseidon(Netuno) e vivia com ele em um palácio dourado nas profundidades do mar segundo a mitologia grega.
Tritão é a maior lua de Netuno, ela possui um diâmetro de 2700 quilõmetros. Foi descoberta pelo astrônomo ingles Willian Lassel no dia 10 de outubro de 1846, praticamente um mes após a descoberta de Netuno. Na mitologia grega Tritão é filho de Netuno.
A atmosfera de Tritão é bastante tênue, embora é um dos poucos satélites do sistema solar que possui uma atmosfera com um alto índice de nitrogênio. No sistema solar só três corpos possuem esta característica, Titã a grande lua de Saturno, e o planeta Terra.
Tritão tem a superfície mais fria conhecida até o momento no sistema solar, é de aproximadamente -235ºC. Esta temperatura é tão baixa que a maior parte do nitrogênio forma uma névoa sobre o satélite, provavelmente a sua superfície é formada de gelo de nitrogênio, a única lua que conhecemos com estas características. 
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Polo Sul de Tritão.
Esta imagem de alta resolução de Tritão foi obtida pela nave Voyager 2 em 1989. Ela mostra o polo sul do satélite.
Ao observarmos a imagem vemos algumas raias escuras. Os cientistas acreditam que foram feitas por geiser na superfície que jogam nitrogênio para a atmosfera. Estas erupções causadas pelos geiser poderiam ter levado materiais para a crosta, ja que o interior de Tritão é constituído de rochas. As regiões mais claras provavelmente consistem em camadas de nitrogênio. |
O poder refletor da superfície de Tritão é bastante elevado, 70% da luz solar que incide na sua superfície é refletida, tornando-se um dos satélites mais brilhantes que possuimos no sistema solar
A região mostrada nesta imagem de Tritão é o polo sul, onde vemos uma coloração
rósea, esta é uma indicação de depósitos de metano que com a incidência da luz adquiri esta coloração.
Também é evidente a presença de longas linhas na superfície, que são indícios na superfície de algum tipo de atividade interna tectônica recente na vida do satélite. Poucas crateras de impacto podem ser vistas na superfície, sugerindo que a crosta de Tritão foi recentemente renovada, o que significa nestes últimos bilhões de anos.
Tritão é o único satélite de grandes dimensões do sistema solar que possue um movimento retrógrado, ou seja a sua rotação é contrária ao do planeta. A densidade de Tritão é duas vezes maior que a da água, isto significa que a composição interna de Tritão é de rochas, diferenciando dos satélites frios de Saturno e Urano.
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 Na mitologia grega as nereidas eram filhas de Nereus e de Doris que moravam no Mar Mediterrâneo. Estas mulheres bonitas e sempre foram consideradas amigáveis e úteis para marinheiros, que lutavam contra as tempestades perigosas. Elas pertenciam ao cortejo de Poseidon (Netuno).
Nereide foi o último dos satélites de Netuno a ser descoberto por obsrvações terrestres. Ele foi descoberto no dia 1º de maio de 1949 pelo astrônomo Gerard Kuiper.
As primeiras imagens desta lua foram obtidas pela nave Voyager 2 no dia 24 de agosto de 1989. Com uma boa resolução nesta imagem, foi possivel determinar o albedo, (reflete 12% da luz que recebe) e o seu tamanho. |
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caso duvida é só postar um comentário
ResponderExcluirAmei passear por este mundo de informação.
ResponderExcluirNossa, quanta informação. Estou impressionada.
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