sábado, 12 de julho de 2014
Conteúdo - Plutão
Apesar de Plutão ter sido descoberto em 1930, informações limitadas em relação a este planeta distante provocaram um atraso na compreensão das suas características. Actualmente Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por uma sonda, no entanto a existência de cada vez mais informações está a abrir-nos este planeta peculiar. A unicidade da órbita de Plutão, a relação entre a sua rotação e a do satélite, o eixo de rotação e as variações de luz dão ao planeta um "charme" especial.
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 queNeptuno durante 20 anos dos 249 da sua órbita. Plutão atravessou a órbita de Neptuno em 21 de Janeiro de 1979, teve a sua maior aproximação em 5 de Setembro de 1989 e permanecerá dentro da órbita de Neptuno até 11 de Fevereiro de 1999. Este facto só ocorrerá de novo em Setembro de 2226.
À medida que Plutão se aproxima do periélio, atinge a sua distância máxima da eclíptica devido à sua inclinação de 17 graus. Por isso, está muito acima ou abaixo do plano da órbita de Neptuno. Nestas condições, Plutão e Neptuno não colidem nem se aproximam mais de 18 U.A. um do outro.
O período de rotação de Plutão é de 6.387 dias, o mesmo do seu satélite Caronte. Apesar de ser normal um satélite viajar numa órbita síncrona com o seu planeta, Plutão é o único planeta que roda sincronamente com a órbita do seu satélite. Por estarem gravitalmente bloquados, Plutão e Caronte têm a mesma face continuamente virada um para o outro enquanto viajam pelo espaço.
Ao contrário da maior parte dos planetas, mas semelhante a Úrano, Plutão roda com os seus polos quase no plano orbital. O eixo de rotação de Plutão está inclinado de 122 graus. Quando Plutão foi descoberto, a região do seu polo relativamente brilhante era a vista da Terra. Plutão parecia diminuir de luminosidade enquando o nosso ponto de vista gradualmente se desviava de próximo do polo em 1954 até próximo do equador em 1973. O equador de Plutão é o que se vê agora da Terra.
Durante o período entre 1985 e 1990, a Terra estava alinhada com a órbita de Caronte à volta de Plutão de tal forma que podia ser observado um eclipse em cada dia de Plutão. Este facto deu oportunidades para obter informações significativas que levou ao desenho de mapas de albedo que definem a reflectividade da superfície, e à primeira determinação mais exacta das dimensões de Plutão e de Caronte, incluindo todos os dados que poderiam daí ser calculados.
Os primeiros eclipses (mútuos) começaram a bloquear a região polar norte. Os eclipses seguintes bloquearam a região equatorial e os eclipses restantes bloquearam a região polar sul de Plutão. Medindo cuidadosamente o brilho durante todo este tempo, foi possível determinar formações de superfície. Descobriu-se que Plutão tem uma calote polar sul muito reflectiva, uma calote polar norte mais fraca e formações brilhantes e escuras na região do equador. O albedo geométrico de Plutão é de 0.49 a 0.66, que é muito mais brilhante do que Caronte. O albedo de Caronte varia de 0.36 a 0.39.
Os eclipses duraram cerca de quatro horas e pela medida cuidadosa dos inícios e dos fins, foram obtidas medições dos seus diâmetros. Os diâmetros também podem ser medidos directamente com um erro de 1 por cento por imagens mais recentes obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble. Estas imagens conseguem uma resolução que mostra claramente os dois objectos como dois discos separados. As ópticas melhoradas permitem-nos medir o diâmetro de Plutão com 2,274 quilómetros (1413 milhas) e o diâmetro de Caronte com 1,172 quilómetros (728 milhas), pouco mais de metade da dimensão de Plutão. A sua separação média é de 19,640 km (12,200 milhas), aproximadamente oito diâmetros de Plutão.
A separação média e o período orbital são usados para calcular as massas de Plutão e de Caronte. A massa de Plutão é cerca de 6.4 x 10-9 massas solares. Esta é quase 7 (era 12) vezes a massa de Caronte e aproximadamente 0.0021 da massa da Terra, ou um quinto da nossa lua.
A densidade média de Plutão está entre 1.8 e 2.1 gramas por centímetro cúbico. Conclui-se que Plutão é 50% a 75% de rocha misturada com gelos. A densidade de Caronte é 1.2 a 1.3 g/cm3, indicando que contém poucas rochas. As diferenças em densidade dizem-nos que Plutão e Caronte foram formados independentes, apesar dos valores de Caronte obtidos do TEH serem ainda contrariados pelas observações terrestres. As origens de Plutão e de Caronte permanecem no reino da teoria.
A superfície gelada de Plutão é composta por 98% de nitrogénio (N2). Também estão presentes metano (CH4) e traços de monóxido de carbono (CO). O metano sólido indica que Plutão tem uma temperatura inferior a 70 Kelvin. A temperatura de Plutão varia muito durante o percurso da sua órbita porque Plutão pode-se aproximar do Sol até 30 UA e afastar até 50 UA. Existe uma ténue atmosfera que congela e cai na superfície quando o planeta se afasta do Sol. A NASA planeia lançar uma sonda, o Expresso de Plutão, em 2001 que permitirá aos cientistas estudarem o planeta antes da atmosfera congelar. A pressão atmosférica deduzida à superfície de Plutão é 1/100,000 da pressão à superfície da Terra.
Plutão foi oficialmente etiquetado como o nono planeta pela União Astronómica Internacional em 1930 e recebeu o nome do deus romano do submundo. Foi o primeiro e único planeta a ser descoberto por um americano, Clyde W. Tombaugh.
O caminho que levou à sua descoberta é creditado a Percival Lowell que fundou o Observatório Lowell em Flagstaff, Arizona, e custeou três pesquisas separadas do "Planet X". Lowell fez numerosos cálculos para o encontrar, sem sucesso, acreditando que ele poderia ser detectado pelo efeito que provoca na órbita de Neptuno. Dr. Vesto Slipher, o director do observatório, contratou Clyde Tombaugh para a terceira pesquisa e Clyde obteve vários conjuntos de fotografias do plano do sistema solar (eclíptica) com uma a duas semanas de separação e procurou alguma coisa que se tivesse deslocado em relação ao fundo estrelado. Esta aproximação sistemática teve sucesso e Plutão foi descoberto por este jovem (nascido em 4 de Fevereiro de 1906) de 24 anos assistente do laboratório do Kansas em 18 de Fevereiro de 1930. Plutão é na verdade pequeno demais para ser o "Planet X" que Percival Lowell esperou encontrar.
| Estatísticas de Plutão | |
|---|---|
| Descoberto por | Clyde W. Tombaugh |
| Data da descoberta | 18 de Fevereiro de 1930 |
| Massa (kg) | 1.27e+22 |
| Massa (Terra = 1) | 2.125e-03 |
| Raio equatorial (km) | 1,137 |
| Raio equatorial (Terra = 1) | 0.1783 |
| Densidade média (gm/cm^3) | 2.05 |
| Distância média ao Sol (km) | 5,913,520,000 |
| Distância média ao Sol (Terra = 1)) | 39.5294 |
| Período rotacional (dias) | -6.3872 |
| Período orbital (anos) | 248.54 |
| Velocidade orbital média (km/seg) | 4.74 |
| Excentricidade orbital | 0.2482 |
| Inclinação do eixo (graus) | 122.52 |
| Inclinação orbital (graus) | 17.148 |
| Gravidade à superfície no equador (m/seg^2) | 0.4 |
| Velocidade de escape no equador (km/seg) | 1.22 |
| Albedo geométrico visual | 0.3 |
| Magnitude (Vo) | 15.12 |
| Composição atmosférica | 0.3 |
| Animações de Plutão e Caronte |
|---|
- Comparação das dimensões de Plutão, Caronte e EUA.
- Filme da rotação de Plutão.
- Filme da rotação de Plutão.
- Filme da rotação de Caronte.
| 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)
Comparação de Plutão, Caronte e EUA
Esta imagem mostra a dimensão aproximada de Plutão e Caronte sobrepondo-as a uma imagem dos Estados Unidos da América obtida pelo Radiómetro Avançado de Muito Alta Resolução (Advanced Very High Resolution Radiometer - AVHRR). Plutão tem cerca de 2274 quilómetros (1410 milhas) de diâmetro e Caronte tem cerca de 1172 quilómetros (727 milhas) de diâmetro. A imagem de Plutão foi baseada em observações do Hubble obtidas em Junho e Julho de 1994. A imagem de Caronte é baseada em medidas fotométricas adquiridas por Marc Buie do Observatório Lowell. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton)
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)
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)
sexta-feira, 11 de julho de 2014
Conteúdo - Úrano
Úrano é o sétimo planeta a partir do Sol e é o terceiro maior no sistema solar. Foi descoberto por William Herschel em 1781. Tem um diâmetro equatorial de 51,800 quilómetros (32,190 milhas) e orbita o Sol a cada 84.01 anos terrestres. A distância média ao Sol é 2.87 biliões de quilómetros (1.78 biliões de milhas). A duração de uma dia em Úrano é 17 horas e 14 minutos. Úrano tem pelo menos 21 luas. As duas maiores luas, Titânia e Oberon, foram descobertas por William Herschel em 1787.
A atmosfera de Úrano é composta por 83% de hidrogénio, 15% de hélio, 2% de metano e pequenas porções de acetileno e outros hidrocarbonetos. O metano na alta atmosfera absorve a luz vermelha, dando a Úrano a sua cor azul-esverdeada. A atmosfera está organizada em nuvens que se mantêm em altitudes constantes, semelhantes à orientação das faixas latitudinais vistas em Júpiter e Saturno. Os ventos a meia-latitude em Úrano sopram na direcção da rotação do planeta. Estes ventos sopram a velocidades de 40 a 160 metros por segundo (90 a 360 milhas por hora). Experiência com sinais de rádio registaram ventos de cerca de 100 metros por segundo soprando na direcção oposta no equador.
Úrano distingue-se pelo facto de estar inclinado para um lado. Pensa-se que a sua posição invulgar é resultado da colisão com um corpo do tamanho de um planeta no início da história do sistema solar. A Voyager 2 descobriu que uma das influências mais notáveis desta posição inclinada é o seu efeito na cauda do campo magnético, que por sua vez está inclinado 60 graus em relação ao eixo de rotação. A cauda magnética mostrou-se torcida pela rotação do planeta numa forma em espiral atrás do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida; O oceano de água e amónia electricamente condutivo e super-pressurizado que se pensava estar entre o núcleo e a atmosfera, vê-se agora que não existe. Crê-se que os campos magnéticos da Terra e de outros planetas provêm de correntes eléctricas produzidas pelos seus núcleos fundidos.
Os Anéis de Úrano
Em 1977, foram descobertos os primeiros nove anéis de Úrano. Durante os encontros da Voyager, estes anéis foram fotografados e medidos, tal como outros dois anéis. Os anéis de Úrano são muito diferentes dos de Júpiter e Saturno. O anel épsilon exterior é composto principalmente por blocos de gelo com vários pés de diâmetro. Uma distribuição muito ténue de poeira fina também parece estar dispersa pelo sistema de anéis.
Pode existir um grande número de anéis estreitos, ou possivelmente anéis incompletos ou arcos de anéis, tão pequenos quanto 50 metros (160 pés) de largura. Descobriu-se que as partículas individuais dos anéis são de baixa reflectividade. Descobriu-se que pelo menos um anel, o épsilon, tem a cor cinzenta. As luas Cordélia e Ofélia agem como satélites pastores para o anel épsilon.
| Estatísticas de Úrano | |
|---|---|
| Descoberto por | William Herschel |
| Data da descoberta | 1781 |
| Massa (kg) | 8.686e+25 |
| Massa (Terra = 1) | 1.4535e+01 |
| Raio equatorial (km) | 25,559 |
| Raio equatorial (Terra = 1) | 4.0074 |
| Densidade média (gm/cm^3) | 1.29 |
| Distância média ao Sol (km) | 2,870,990,000 |
| Distância média ao Sol (Terra = 1) | 19.1914 |
| Período de rotação (horas) | -17.9 |
| Período orbital (anos) | 84.01 |
| Velocidade orbital média (km/seg) | 6.81 |
| Excentricidade orbital | 0.0461 |
| Inclinação do eixo (graus) | 97.86 |
| Inclinação orbital (graus) | 0.774 |
| Gravidade à superfície no equador (m/seg^2) | 7.77 |
| Velocidade de escape no equador (km/seg) | 21.30 |
| Albedo geométrico visual | 0.51 |
| Magnitude (Vo) | 5.52 |
| Temperatura média das nuvens | -193°C |
| Pressão atmosférica (bars) | 1.2 |
| Composição atmosférica | 83% 15% 2% |
| Animações de Úrano |
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- Retrospectiva histórica: A descoberta de Úrano.
- O campo magnético de Úrano.
- O núcleo & o campo magnético de Úrano.
| Vistas de Úrano |
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Úrano
Esta vista de Úrano foi obtida pela Voyager 2 em Janeiro de 1986. O tom verde da atmosfera é devido ao metano e ao fumo fotoquímico de grande altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Úrano em Cor Verdadeira e Falsa
Estas duas imagens de Úrano, uma em cor verdadeira (esquerda) e a outra em cor falsa, foram compiladas de imagens obtidas em 17 de Janeiro de 1986 pela câmara de pequena angular da Voyager 2. A sonda estava a 9.1 milhões de quilómetros (5.7 milhões de milhas) do planeta, a vários dias da maior aproximação. A figura da esquerda foi processada para mostrar Úrano tal como os olhos humanos o veriam do ponto vantajoso da sonda. A fotografia é uma composição de imagens obtidas com filtros azul, verde e laranja. A sombra mais escura na parte superior direita do disco corresponde ao limite entre o dia e a noite no planeta. Para além deste limite está o hemisfério norte escondido de Úrano, que permanece na total escuridão enquanto o planeta roda. A cor azul-esverdeada resulta da absorção da luz vermelha pelo gás metano na atmosfera profunda, fria e notavelmente clara de Úrano. A fotografia da direita usa cor falsa com aumento extremo do contraste para salientar detalhes subtis na região polar de Úrano. Imagens obtidas com filtros ultravioleta, violeta e laranja foram respectivamente convertidas para as mesmas cores azul, verde e vermelha usadas para produzir a fotografia da esquerda. Os ligeiros contrastes observados na foto de cor verdadeira estão muito exagerados nesta. Nesta foto em falsa cor, Úrano revela uma calota polar escura rodeada por uma série de faixas concêntricas progressivamente mais claras. Uma explicação possível é que uma névoa ou fumo castanho, concentrado acima do polo, é disposta em faixas pelos movimentos locais da atmosfera superior. A faixa brilhante laranja e amarela no limite inferior do planeta é um resultado do melhoramento da imagem. De facto, o limite é escuro e uniforme em cor à volta do planeta. (Cortesia NASA/JPL)
Imagem de Despedida da Voyager
Esta vista de Úrano foi registada pela Voyager 2 em 25 de Janeiro de l986, quando a sonda deixou o planeta para trás e prosseguiu a sua viagem em direcção a Neptuno. A Voyager esta a 1 milhão de quilómetros (620,000 milhas) de Úrano quando obteve esta foto em grande angular. A fotografia, uma composição colorida de imagens azul, verde e laranja, tem uma resolução de 140 quilómetros (90 milhas). Este fino crescente de Úrano é visto de um ângulo de 153 graus entre a sonda, o planeta e o Sol. Mesmo neste ângulo extremo, Úrano mantém a cor azul-esverdeada pálida vista pelos astrónomos em Terra e registada pela Voyager durante o seu encontro histórico. Esta cor resulta da presença do metano na atmosfera de Úrano; o gás absorve a luz no comprimento de onda dos vermelhos, deixando a tonalidade predominante aqui mostrada. A tendência para o crescente se tornar branco no limite é causada pela presença de uma névoa a grande altitude. (Cortesia NASA/JPL)
Hubble Captura a Rotação de Úrano
Esta vista de Úrano foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA e revela um par de nuvens brilhantes no hemisfério sul do planeta, e uma névoa a grande altitude que forma uma "calota" acima do polo sul do planeta. Esta é apenas uma vista da sequência de três que podem ser vistas seleccionando a imagem gif acima.
Esta nova vista do Hubble foi obtida em 14 de Agosto de 1994, quando Úrano estava a 2.8 biliões de quilómetros (1.7 biliões de milhas) da Terra. Estes detalhes atmosféricos tinham sido previamente vistos pela sonda Voyager 2, que passou por Úrano em 1986. Desde aí, não foram possíveis mais observações detalhadas das características atmosféricas de Úrano porque o planeta está limite de resolução dos telescópios terrestres.
A Câmara Planetária 2 de Campo Aberto do Hubble observou Úrano através de um filtro que é sensível à luz reflectida por um par de nuvens de grande altitude. Isto torna uma névoa de grande altitude acima do polo sul de Úrano claramente visível, bem como um par de nuvens ou formações tipo plumagem de grande altitude que têm entre 4,300 e 3,100 quilómetros (2,500 e 1,800 milhas) de comprimento, respectivamente. (Crédito Kenneth Seidelmann, Observatório Naval Norte-Americano, e NASA)
As duas imagens adicionais do Telescópio Hubble podem ser encontradas aqui.
Satélites Pastores
A descoberta de dois satélites pastores fez avançar a nossa compreensão da estrutura dos anéis uranianos. As luas, Cordélia (1986U7) e Ofélia (1986U8), são vistas aqui nos dois lados do anel brilhante épsilon; todos os 9 anéis de Úrano conhecidos são também visíveis. O anel épsilon aparece rodeado por um halo escuro como resultado do processamento da imagem; marcas ocasionais vistas no anel são também artefactos. Dentro do anel épsilon estão os anéis delta, gama e eta; os anéis beta e alfa; e finalmente os anéis 4, 5 e 6, pouco visíveis. Os anéis foram estudados desde a sua descoberta em 1977. (Cortesia NASA/JPL)
Pseudo-imagem dos Anéis de Úrano
Esta pseudo-imagem dos anéis de Úrano foi gerada usando o filtro FDS 26852.19 da Voyager 2. Esta imagem foi obtida em luz dispersa e mostra faixas de poeira ainda não vistas em qualquer outra imagem. Uma tira de 3 pixel de largura foi obtida da parte mais detalhada da imagem, transformada numa imagem de 1 pixel de largura, rodada de 360 graus e projectada em perspectiva. A cor real dos anéis é cinzento neutro e são tão escuros como carvão. (Cortesia A. Tayfun Oner)
Os Anéis de Úrano
Os 9 anéis conhecidos de Úrano são visíveis aqui. As linhas mais fracas, em pastel, vistas entre os anéis são resultado do tratamento por computador. Seis imagens de pequena angular foram usadas para extrair a informação da cor dos anéis extremamente escuros e fracos. A imagem final foi feita de três médias de cor e representam uma vista em cor falsa, melhorada. A imagem mostra que o anel mais brilhante no topo, épsilon, é de cor neutra com os restantes 8 anéis mais fracos mostrando diferenças nas respectivas cores. (Cortesia NASA/JPL)
A Família de Úrano
Esta montagem de imagens do sistema uraniano foi preparada de um conjunto de imagens obtidas pela sonda Voyager 2 durante o seu encontro com Úrano em Janeiro de 1986. A vista artística mostra Ariel em primeiro plano, Úrano logo atrás, Umbriel à esquerda, Miranda em primeiro plano à direita, Titânia desaparecendo à distância ao longe à direita, eOberon na sua órbita distante em cima. (Cortesia NASA/JPL)
| Os Anéis de Úrano |
|---|
| Nome | Distância* | Largura | Espessura | Massa | Albedo |
|---|---|---|---|---|---|
| 1986U2R | 38,000 km | 2,500 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| 6 | 41,840 km | 1-3 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| 5 | 42,230 km | 2-3 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| 4 | 42,580 km | 2-3 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| Alpha | 44,720 km | 7-12 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| Beta | 45,670 km | 7-12 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| Eta | 47,190 km | 0-2 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| Gamma | 47,630 km | 1-4 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| Delta | 48,290 km | 3-9 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| 1986U1R | 50,020 km | 1-2 km | 0.1 km | ? | 0.03 |
| Epsilon | 51,140 km | 20-100 km | < 0.15 km | ? | 0.03 |
| Resumo das Luas de Úrano |
|---|
| Lua | # | Raio (km) | Massa (kg) | Distância (km) | Descobridor | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Cordélia | VI | 13 | ? | 49,750 | Voyager 2 | 1986 |
| Ofélia | VII | 16 | ? | 53,760 | Voyager 2 | 1986 |
| Bianca | VIII | 22 | ? | 59,160 | Voyager 2 | 1986 |
| Cressida | IX | 33 | ? | 61,770 | Voyager 2 | 1986 |
| Desdemona | X | 29 | ? | 62,660 | Voyager 2 | 1986 |
| Julieta | XI | 42 | ? | 64,360 | Voyager 2 | 1986 |
| Portia | XII | 55 | ? | 66,100 | Voyager 2 | 1986 |
| Rosalinda | XIII | 27 | ? | 69,930 | Voyager 2 | 1986 |
| Belinda | XIV | 34 | ? | 75,260 | Voyager 2 | 1986 |
| 1986U10 | XVIII | 20 | ? | 75,000 | Karkoschka | 1999 |
| Puck | XV | 77 | ? | 86,010 | Voyager 2 | 1985 |
| Miranda | V | 235.8 | 6.33e+19 | 129,780 | G. Kuiper | 1948 |
| Ariel | I | 578.9 | 1.27e+21 | 191,240 | W. Lassell | 1851 |
| Umbriel | II | 584.7 | 1.27e+21 | 265,970 | W. Lassell | 1851 |
| Titânia | III | 788.9 | 3.49e+21 | 435,840 | W. Herschel | 1787 |
| Oberon | IV | 761.4 | 3.03e+21 | 582,600 | W. Herschel | 1787 |
| Caliban | XVI | 30 | ? | 7,100,000 | Gladman | 1997 |
| 1999U1 | XIX | 20 | ? | 10,000,000 | Kavelaars | 1999 |
| Sycorax | XVII | 60 | ? | 12,200,000 | Nicholson | 1997 |
| 1999U2 | XX | 15 | ? | 25,000,000 | Gladman | 1999 |
| 1999U3 | XXI | 20 | ? | Holman | 1999 |
quinta-feira, 10 de julho de 2014
Explicador Geologia nível secundário
Precisa-se de professor/explicador de Geologia, nível Secundário, para centro de estudos em Almeirim.
Dá-se preferência a residentes na zona.
Os interessados devem enviar o CV para
planob.almeirim@gmail.com
Conteúdo - Saturno
Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no sistema solar com um diâmetro equatorial de 119,300 quilómetros (74,130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980-81. Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29.5 anos terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.
O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1,100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direcção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. A latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.
O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objectos no sistema solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837. As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exacta dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro. Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenómeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.
Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas electrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exacta da formação destes raios não está bem compreendida.
Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites de qualquer planeta do sistema solar. Em 1995, os cientistas, usando o Telescópio Espacial Hubble, descobriram quatro objectos que podem também ser luas.
| Estatísticas de Saturno | |
|---|---|
| Massa (kg) | 5.688e+26 |
| Massa (Terra = 1) | 9.5181e+01 |
| Raio Equatorial (km) | 60,268 |
| Raio Equatorial (Terra = 1) | 9.4494e+00 |
| Densidade Média (gm/cm^3) | 0.69 |
| Distância média do Sol (km) | 1,429,400,000 |
| Distância média do Sol (Terra = 1) | 9.5388 |
| Período rotacional (horas) | 10.233 |
| Período orbital (anos) | 29.458 |
| Velocidade média orbital (km/seg) | 9.67 |
| Excentricidade orbital | 0.0560 |
| Inclinação do eixo (graus) | 25.33 |
| Inclinação orbital (graus) | 2.488 |
| Gravidade à superfície no equador (m/seg^2) | 9.05 |
| Velocidade de escape no equador (km/seg) | 35.49 |
| Albedo geométrico visual | 0.47 |
| Magnitude (Vo) | 0.67 |
| Temperatura média das nuvens | -125°C |
| Pressão atmosférica (bars) | 1.4 |
| Composição atmosférica | 97% 3% |
| Animações de Saturno |
|---|
- O Voo de Saturno.
- Raios nos anéis de Saturno.
- 60 exposições do TEH mostrando uma tempestade na atmosfera de Saturno.
| Vistas de Saturno |
|---|
Saturno com Rea e Dione
A Voyager 2, da NASA, obteve esta fotografia de Saturno em 21 de Julho de 1981, quando a sonda estava a 33.9 milhões de quilómetros (21 milhões de milhas) do planeta. São visíveis dois padrões de nuvens, presumivelmente convectivas, a meio do hemisfério norte, e diversas formações semelhantes a raios escuros podem ser vistas no grande anel B (à esquerda do planeta). As luas, Rea e Dione, surgem como pontos azuis a sul e sudeste de Saturno, respectivamente. A Voyager 2 fez a sua maior aproximação a Saturno em 25 de Agosto de 1981. (Cortesia NASA/JPL)
Saturno com Tétis e Dione
Saturno e duas das suas luas, Tétis (acima) e Dione, foram fotografadas pela Voyager 1 em 3 de Novembro de 1980, de uma distância de 13 milhões de quilómetros (8 milhões de milhas). As sombras de três anéis brilhantes de Saturno e de Tétis estão projectadas sobre o topo das nuvens. O limite do planeta pode ser visto facilmente através da Divisão Cassini, com 3,500 quilómetros (2,170 milhas) de largura, que separa o anel A do anel B. A vista através da Divisão Encke, muito mais estreita, perto do limite exterior do anel A, é menos nítida. Além da Divisão Encke (à esquerda) estão o mais fraco dos três anéis mais brilhantes de Saturno, o anel C ou anel crepe, quase invisível contra o planeta. (Cortesia NASA/JPL)
Telescópio Óptico Nórdico
Esta imagem de Saturno foi obtida com o Telescópio Óptico Nórdico, de 2.6 metros, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias. (© Copyright Associação Científica do Telescópio Óptico Nórdico -- NOTSA)
Num dos mais dramáticos exemplos da natureza de "agora-vê-se, agora-não-se-vê," o Telescópio Espacial Hubble capturou Saturno em 22 de Maio de 1995, quando o magnífico sistema de anéis de Saturno estava de topo. Esta travessia pelo plano dos anéis ocorre aproximadamente a cada 15 anos quando a Terra atravessa o plano dos anéis de Saturno.
Os anéis não desaparecem completamente porque a borda dos anéis reflecte a luz do sol. A banda escura que atravessa Saturno a meio é a sombra da projecção do anel no planeta (o Sol está a cerca de 3 graus acima do plano de anéis). A lista brilhante logo acima da sombra do anel é causada pela reflexão da luz do Sol nos anéis sobre a atmosfera de Saturno. Duas das luas de gelo de Saturno são visíveis como pequenos objectos semelhantes a estrelas no plano de anéis ou próximo dele.
- Sequência de três imagens da travessia do plano de anéis.
- Sequência de três imagens da travessia do plano de anéis, com legendas.
- A travessia do plano de anéis em Agosto de 1995.
Tempestade em Saturno
Esta imagem, obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, mostra uma rara tempestade que aparece como uma formação em forma de ponta de seta branca próxima do equador do planeta. A tempestade é gerada por uma corrente de ar quente, semelhante às formações de tempestade terrestres. A extensão este-oeste da tempestade é igual ao diâmetro da Terra (cerca de 12,700 quilómetros ou 7,900 milhas). As imagens do Hubble são suficientemente precisas para mostrar que os ventos prevalecentes formam uma "cunha" escura no lado oeste (esquerdo) da nuvem central brilhante. Os ventos mais fortes na direcção este do planeta, a 1,600 quilómetros (1,000 milhas) por hora, conforme informações baseadas nas imagens da sonda Voyager obtidas em 1980-81, são na latitude desta cunha.
A norte desta formação em forma de ponta de seta, os ventos decrescem de tal forma que o centro da tempestade se move para leste em relação ao fluxo local. As nuvens que se expandem para norte da tempestade são varridas para oeste pelos ventos a latitudes maiores. Os ventos fortes perto da latitude da cunha escura sopram na parte norte da tempestade, criando uma perturbação secundária que dá origem às nuvens brancas ténues a leste (direita) do centro da tempestade. As nuvens brancas da tempestade são formadas de cristais de gelo de amónia que se formam quando um fluxo ascendente de gases mais quentes forçam o seu caminho através dos topos das nuvens mais frias.
Vistas do TEH das Auroras de Saturno
A imagem de cima mostra a primeira imagem alguma vez obtida das auroras brilhantes nos pólos norte e sul de Saturno, vistas em luz distante do ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble. O Hubble discerne uma faixa circular e luminosa centrada no polo norte, em que uma enorme cortina auroreal se eleva a 2,000 quilómetros (1,200 milhas) acima dos topos das nuvens. Esta cortina muda rapidamente em brilho e extensão durante o período de duas horas das observações do TEH.
A aurora é produzida por partículas carregadas capturadas que, ao precipitar-se da magnetosfera, colidem com os gases atmosféricos. Como resultado do bombardeamento, os gases de Saturno brilham em comprimentos de onda longe do ultravioleta (110-160 nanómetros). Estes comprimentos de onda são absorvidos pela atmosfera da Terra, e só podem ser vistos por telescópios no espaço.
Para comparação, a imagem de baixo é uma composição colorida de Saturno em luz visível, conforme foi vista pelo Hubble em 1 de Dezembro de 1994. Ao contrário da imagem ultravioleta, as familiares faixas e zonas atmosféricas de Saturno são vistas claramente. O banco de nuvens mais baixo não é visível no comprimento de onda do ultravioleta porque a luz do Sol é reflectida pelo mais alto na atmosfera.
Última Vista de Saturno
Dois dias depois do seu encontro com Saturno, a Voyager 1 olhou para trás para o planeta a uma distância de mais de 5 milhões de quilómetros (3 milhões de milhas). Esta vista de Saturno nunca tinha sido obtida por um telescópio de Terra, porque a Terra está tão perto do Sol que apenas consegue ser vista a face iluminada pelo Sol. (Copyright © Calvin J. Hamilton)
Os Anéis de Saturno
Esta imagem em cores melhoradas mostra as formações em forma de raios nos anéis. Os raios parecem formar-se muito rapidamente com bordas finas para logo se dissiparem. O anel A aparece como o anel exterior, mas nesta imagem aparece dividido em duas faixas pela divisão de Encke. A divisão Cassini separa os anéis A e B. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Imagem dos Anéis de Saturno em Cores Falsas
Possíveis variações na composição química de uma parte do sistema de anéis de Saturno para a outra, são visíveis nesta imagem da Voyager 2 como variações subtis na cor que podem ser registadas com técnicas especiais de processamento de cores em computador. Esta vista com cores bastante realçadas foi feita a partir de imagens com filtro claro, laranja e ultravioleta obtidas em 17 de Agosto, de 1981 de uma distância de 8.9 milhões de quilómetros (5.5 milhões de milhas). Além da cor azul do anel C previamente conhecida, e da Divisão Cassini, a figura mostra outras diferenças de cor entre o anel B interior e a região exterior (onde os raios se formam) e entre estes e o anel A. (Cortesia NASA/JPL)
O anel exterior de Saturno, o anel F, é uma estrutura complexa constituída por dois anéis estreitos, trançados e brilhantes nos quais são visíveis "nós". Os cientistas especulam que os nós podem ser acumulados de matéria do anel ou pequenas luas. O anel F foi fotografado a uma distância de 750,000 quilómetros (470,000 milhas). (Cortesia NASA/JPL)
O Sistema de Saturno
Esta imagem do sistema saturniano foi preparada pela combinação de imagens obtidas pela sonda Voyager 1 durante o seu encontro com Saturno em Novembro de 1980. Esta vista mostra Dione em primeiro plano, Saturno erguendo-se por trás, Epimeteu (acima, à esquerda) e Rea logo à esquerda dos anéis de Saturno. À direita e abaixo dos anéis de Saturno estão Encelado, Mimas, Tétis, e Japeto (abaixo, à direita). Titan coberto de nuvens está acima à direita. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Estrutura dos Satélites e do Plano de Anéis de Saturno
Esta imagem mostra os satélites de Saturno aproximadamente à escala bem como a estrutura de anéis de Saturno. (Cortesia Dave Seal, JPL)
| Os Anéis de Saturno |
|---|
| Nome | Distância* | Largura | Espessura | Massa | Albedo |
|---|---|---|---|---|---|
| D | 67,000 km | 7,500 km | ? | ? | ? |
| C | 74,500 km | 17,500 km | ? | 1.1x10^18 kg | 0.25 |
| Div.Maxwell | 87,500 km | 270 km | |||
| B | 92,000 km | 25,500 km | 0.1-1 km | 2.8x10^19 kg | 0.65 |
| Div.Cassini | 117,500 km | 4,700 km | ? | 5.7x10^17 kg | 0.30 |
| A | 122,200 km | 14,600 km | 0.1-1 km | 6.2x10^18 kg | 0.60 |
| Div.Encke | 133,570 km | 325 km | |||
| Div.Keeler | 136,530 km | 35 km | |||
| F | 140,210 km | 30-500 km | ? | ? | ? |
| G | 165,800 km | 8,000 km | 100-1000 km | 6-23x10^6 kg | ? |
| E | 180,000 km | 300,000 km | 1,000 km | ? | ? |
| Resumo das Luas de Saturno |
|---|
Saturno tem 18 satélites oficialmente reconhecidos. Além disso, há outros satélites não confirmados. Um circula na órbita de Dione, um segundo está localizado entre as órbitas de Tétis e Dione, e um terceiro está localizado entre Dione e Rea. Os satélites não confirmados foram encontrados nas fotografias da Voyager, mas não foram confirmados em nenhuma outra vista. Recentemente, o Telescópio Espacial Hubble obteve imagens de quatro objectos que podem ser novas luas.
Podem ser feitas algumas generalizações acerca dos satélites de Saturno. Apenas Titan tem uma atmosfera apreciável. Muitos dos satélites têm uma rotação síncrona. As excepções são Hiperion, que tem uma órbita caótica, e Febe. Saturno tem um sistema de satélites regular. Isto é, os satélites têm órbitas quase circulares no plano equatorial. As duas excepções são Japeto e Febe. Todos os satélites têm uma densidade de < 2 gm/cm3. Isto indica que eles são compostos por 30 a 40% de rochas e 60 a 70% de água gelada. Muitos dos satélites reflectem 60 a 90% da luz que os atinge. Os quatro satélites exteriores reflectem menos do que isto e Febe reflecte apenas 2% da luz que o atinge.
A tabela seguinte resume o raio, massa, distância ao centro do planeta, descobridor e data da descoberta de cada um dos satélites confirmados de Saturno:
| Lua | # | Raio (km) | Massa (kg) | Distância (km) | Descobridor | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Pan | XVIII | 9.655 | ? | 133,583 | M. Showalter | 1990 |
| Atlas | XV | 20x15 | ? | 137,640 | R. Terrile | 1980 |
| Prometeu | XVI | 72.5x42.5x32.5 | 2.7e+17 | 139,350 | S. Collins | 1980 |
| Pandora | XVII | 57x42x31 | 2.2e+17 | 141,700 | S. Collins | 1980 |
| Epimeteu | XI | 72x54x49 | 5.6e+17 | 151,422 | R. Walker | 1966 |
| Jano | X | 98x96x75 | 2.01e+18 | 151,472 | A. Dollfus | 1966 |
| Mimas | I | 196 | 3.80e+19 | 185,520 | W. Herschel | 1789 |
| Encelado | II | 250 | 8.40e+19 | 238,020 | W. Herschel | 1789 |
| Tétis | III | 530 | 7.55e+20 | 294,660 | G. Cassini | 1684 |
| Telesto | XIII | 17x14x13 | ? | 294,660 | B. Smith | 1980 |
| Calipso | XIV | 17x11x11 | ? | 294,660 | B. Smith | 1980 |
| Dione | IV | 560 | 1.05e+21 | 377,400 | G. Cassini | 1684 |
| Helena | XII | 18x16x15 | ? | 377,400 | Laques-Lecacheux | 1980 |
| Rea | V | 765 | 2.49e+21 | 527,040 | G. Cassini | 1672 |
| Titan | VI | 2,575 | 1.35e+23 | 1,221,850 | C. Huygens | 1655 |
| Hiperion | VII | 205x130x110 | 1.77e+19 | 1,481,000 | W. Bond | 1848 |
| Japeto | VIII | 730 | 1.88e+21 | 3,561,300 | G. Cassini | 1671 |
| Febe | IX | 110 | 4.0e+18 | 12,952,000 | W. Pickering | 1898 |
| Novos Possíveis Satélites de Saturno | ||||||
quarta-feira, 9 de julho de 2014
Explicador/a Biologia - Vale de Cambra
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