31 março 2009

Cintura de Kuiper

A cintura de Kuiper abrange uma região do Sistema Solar que vai desde a órbita de Neptuno, aproximadamente 30 UA do Sol, até a uma distância de 50 UA. Os corpos que aí existem são chamados de objectos transneptunianos. O nome “Kuiper” vem do astrónomo holandês (posteriormente naturalizado norte-americano) Gerard Kuiper. Este astrónomo colocou a hipótese de existir uma cintura de corpos celestes para além da órbita de Neptuno. Essa hipótese veio a confirmar-se já depois do astrónomo ter falecido.
O primeiro objecto da cintura de Kuiper (para além do então planeta Plutão e seu satélite Caronte), foi descoberto em 1992 sendo designado por 1992 QB1, possuindo cerca de 300 km de diâmetro. Desde essa data muitos foram os objectos descobertos. Acredita-se que nesse vasta região, existam várias dezenas de milhares de objectos com diâmetro superior a 100 km. Entre esses existem 4 planetas anões, chamados plutóides por se situarem para além da órbita de Neptuno: Plutão, Haumea, Makemake e Éris. Sendo que Éris não está na cintura de Kuiper propriamente dita, mas sim numa região chamada de disco disperso que entra parcialmente na região da cintura de Kuiper mas vai muito para além desta. Possivelmente esta lista de plutóides não ficará por aqui dada a abundância de objectos de dimensões consideráveis que orbitam nessa região. Orco, Quaoar, Ixion, Varuna e 2002 AW197 que se situam na cintura de Kuiper, Sedna e 2002 TC302 que se situam no disco disperso, são exemplos de candidatos a plutóides. Um grande número de cometas de curto período também tem origem na cintura de Kuiper.
Uma característica muito importante acerca dos corpos de orbitam na cintura de Kuiper é o facto de eles não terem sofrido quase nenhuma alteração desde o início do Sistema Solar. Assim o estudo desta região pode nos facultar pistas muito importantes sobre como era o Sistema Solar no início, há uns 4,6 mil milhões de anos.
Astro-O Universo na Internet

Plutão - Um planeta anão

Plutão é um planeta?

Plutão - Um planeta desclassificado

Até 2006, Plutão foi considerado um planeta principal do Sistema Solar, mas a descoberta de vários corpos de tamanho semelhante e mesmo maiores, no Cinturão de Kuiper, fez com que a União Astronómica Internacional (UAI) decidisse, em 24 de Agosto de 2006, considerá-lo um “planeta anão”, juntamente com Éris e Ceres, o maior dos asteróides.

Plutão passou a ser considerado como o primeiro de uma categoria de objectos trans-neptunianos e foi-lhe atribuído o número 1340340 no catálogo de planetas menores. E mais recentemente, em 17 de Junho de 2008, a UAI decidiu atribuir a estes corpos celestes a nova designação de plutóides (em honra ao antigo nome do despromovido Plutão).


A descoberta do seu satélite Caronte, em 1978, permitiu a determinação da massa do sistema Plutão-Caronte, por meio da simples aplicação da fórmula newtoniana da 3.ª lei de Kepler. O diâmetro de Plutão foi finalmente calculado, sendo equivalente a menos de 0,2 do da Lua. As características físicas de Plutão são, em grande parte, desconhecidas, porque ainda não recebeu a visita de uma nave espacial e a distância a que se encontra da Terra dificulta investigações mais detalhadas. Actualmente a sonda da NASA “New Horizons” (a mais veloz até hoje construída pelo homem) dirige-se para Plutão, cuja atmosfera vai investigar em 2015.
Planetário Calouste Gulbenkian

Tritão - Lua de Neptuno

O Planeta Neptuno

Jornada no Sistema Solar - Neptuno

Neptuno

Neptuno é o oitavo e último verdadeiro planeta a contar do Sol, e o quarto maior (em diâmetro). Neptuno é mais pequeno em diâmetro mas maior em massa que Urano.
Na mitologia Romana, Neptuno (Grega: Poseidon) era o deus dos mares.
Depois da descoberta de Urano, notou-se que a sua órbita não estava em concordância com as leis de Newton. Foi mais tarde previsto que outro planeta mais distante deveria estar a perturbar a órbita de Urano. Neptuno foi pela primeira vez observado por Galle e d'Arrest a 23 de Setembro de 1846. Mais de dois séculos antes, em 1613, Galileu observou Neptuno quando esteve muito perto de Júpiter, mas pensou que fosse apenas uma estrela.
Neptuno foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 a 25 de Agosto de 1989. Muito do que sabemos acerca de Neptuno vem apenas deste único encontro. Mas felizmente, observações terrestres e com o Telescópio Espacial Hubble têm proporcionado mais dados de estudo.
Devido à órbita de Plutão ser tão excêntrica, por vezes atravessa a órbita de Neptuno, fazendo deste último o planeta mais distante do Sol durante alguns anos.

A composição de Neptuno é provavelmente similar à de Urano: vários "gelos" e rocha com cerca de 15% de hidrogénio e um pouco de hélio. Tal como Urano, mas ao contrário de Júpiter e Saturno, poderá não ter camadas internas distintas, mas sim uma estrutura mais ou menos uniforme em composição. É também mais provável ter um núcleo pequeno (com aproximadamente a massa da Terra) de material rochoso. A sua atmosfera é principalmente formada por hidrogénio e hélio, com pequenas quantidades de metano.
A cor azul de Neptuno é largamente o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na atmosfera, mas poderão existir ainda outros elementos por identificar que dão às suas nuvens o rico tom azul.
Como um típico planeta gasoso, Neptuno tem ventos rápidos confinados a bandas de latitude e grandes tempestades ou vórtices. Os ventos de Neptuno são os mais rápidos do Sistema Solar, chegando aos 2000 km/h.
E, tal como Júpiter e Saturno, Neptuno tem uma fonte interna de calor -- emite mais do dobro da energia que recebe do Sol.
Na altura do encontro com a Voyager 2, a característica mais proeminente em Neptuno era a Grande Mancha Escura no hemisfério Sul. Tem cerca de metade do tamanho da Mancha Vermelha de Júpiter (mais ou menos o mesmo diâmetro da Terra).
No entanto, observações com o Hubble em 1994 mostram que a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente se dissipou ou está permanentemente escondida por outras nuvens na atmosfera. Uns meses mais tarde o Hubble descobriu uma nova mancha escura, desta vez no hemisfério Norte de Neptuno. Isto indica que a sua atmosfera muda rapidamente, talvez devido às ligeiras mudanças na temperatura entre o topo e as partes mais baixas das nuvens.
Neptuno tem também anéis. As observações terrestres mostram apenas ténues arcos em vez de anéis completos, mas as imagens da Voyager 2 evidenciam o último caso, em adição a amontoados brilhantes. Um dos anéis parece ter uma estrutura entrelaçada.
Tal como Júpiter e Urano, os anéis de Neptuno são muito escuros mas a sua composição é ainda desconhecida.
O seu campo magnético, tal como o de Urano, é estranhamente orientado e provavelmente gerado pelos movimentos de materiais condutores (provavelmente água) nas suas camadas intermédias.
Neptuno tem 13 luas conhecidas; algumas já com nome, como o conhecido Tritão e outras, ainda não nomeadas, descobertas em 2002 e 2003.


Adaptado de Astronomia On-line

Miranda - rotação 3D

O Planeta Urano

Jornada no Sistema Solar - Urano

O Planeta Urano

Urano é o sétimo planeta a partir do Sol e recebeu o nome da antiga divindade grega dos Céus, o mais antigo deus supremo. É o terceiro maior planeta do Sistema Solar e é três vezes maior do que a Terra.
A atmosfera de Urano é rica em hidrogênio e hélio. Se você observar Urano através de um telescópio, verá que é de uma cor azul-esverdeada brilhante, que é causada pelo gás metano (cerca de 2%) que está presente em sua atmosfera. Imagens da sonda Voyager mostraram Urano como um mundo azul colorido em que absolutamente nada acontece. Porém, as primeiras impressões enganam. Embora esse gigante planeta gasoso possa parecer tranqüilo, os ventos em Urano passam pelo planeta em velocidades de centenas de quilômetros por hora. Sendo assim, o planeta não é nenhum pouco tranquilo.
Por que Urano é diferente dos outros planetas
Curiosamente, o equador (a "cintura") desse planeta estranho fica quase em ângulo reto com a órbita do planeta em volta do Sol. Portanto, Urano gira do sul para o norte, em vez de leste para oeste como a Terra e todos os outros planetas (ou oeste para leste, como Vênus). É possível que o planeta tenha ficado inclinado para o lado bilhões de anos atrás, ao ter sido atingido por um objeto grande o suficiente para alterar a rotação do mesmo. Devido à sua inclinação incomum, Urano tem estações muito extremas. Urano demora 84 anos terrestres para completar uma volta em torno do Sol. De fato, ele está tão longe do Sol que sua temperatura é de aproximadamente -200º C. A duração de um dia em Urano é de 17 horas e 24 minutos.

Assim como Saturno (e o restante dos planetas gasosos), Urano também tem um sistema de anéis. Os anéis são pouco visíveis e podem ser vistos apenas por instrumentos como o Telescópio Espacial Hubble ou sondas como a Voyager. Os anéis são compostos por grandes pedras de gelo (de várias dezenas) e poeira espacial.
Urano tem uma família de luas bastante interessante. O planeta tem pelo menos 27 luas. Uma variedade de luas rochosas, de gelo e algumas que são uma combinação de ambos.

Uma das luas mais interessantes de Urano é Miranda. Embora essa lua tenha apenas 470 km de diâmetro, a missão Voyager enviou uma fotografia que mostrava um desfiladeiro com mais de 16.000 m de altura - a maior montanha da Terra, o Monte Everest, tem apenas cerca de 8.850 m de altura. Imagens de Miranda mostram que essa lua teve uma existência difícil, evidenciada pelas diversas fraturas em sua superfície.
Urano já era conhecido há muitos anos, mas todos que viam o planeta achavam que se tratava-se de uma estrela. Em 1781, Sir William Herschel tornou-se a primeira pessoa a identificar Urano como um planeta. Ele também descobriu duas de suas luas. Em 1782, o Rei George III da Inglaterra (famoso pela guerra contra a independência dos EUA) nomeou Herschel astrônomo real.

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Titã - Astronomia

Saturno - Astronomia

O Universo - Saturno, O senhor dos anéis

Saturno - O Senhor dos Anéis

Saturno é o 6.º planeta a contar do Sol e o 2.º maior do Sistema Solar. Faz parte do grupo dos planetas exteriores, ocupando neste grupo o 2.º lugar.
Na mitologia romana, Saturno é o deus da agricultura.
Saturno, com um diâmetro 9 vezes maior do que o da Terra, tem uma composição e estrutura muito semelhantes às de Júpiter, mas das quais se pode destacar o seu magnífico sistema de anéis, composto por pequenas partículas (biliões de pequenas porções rochosas, partículas de gelo e poeiras) movendo-se em torno de Saturno como uma grande quantidade de luas anãs, mas que aparentam ser uma sólida placa circular, com um diâmetro superior a 250 000 km.

O conjunto de pequenos anéis que formam o todo têm diferentes denominações. Deste modo, são classificados de A a G, sendo que os anéis A, B, C e F têm brilho suficiente para serem vistos da Terra com um pequeno telescópio.
O planeta Saturno foi estudado pela primeira vez em 1979 pela sonda espacial Pioneer 11. Mais tarde, entre 1980 e 1981, as sondas Voyager 1 e 2 fizeram várias observações neste planeta, a uma distância de 100 mil quilómetros da superfície de Saturno, graças às quais se deve muito do que é conhecido sobre Saturno. Actualmente encontra-se à volta do planeta a sonda Cassini que tem estudado este planeta nos últimos tempos.
Um dia em Saturno leva cerca de 10 horas e 39 minutos a completar-se. Já para completar o seu período de translação, Saturno necessita de 29 anos e meio. A atmosfera de Saturno é composta, essencialmente, por hidrogénio (93%) e pequenas quantidades de hélio (6%), contendo também vestígios de metano e vapor de água. Os característicos ventos fortes que sopram nos planetas gasosos podem chegar a atingir, nas zonas equatoriais de Saturno, velocidades próximas de 1800 km/hora.

Quando visto através de um pequeno telescópio, Saturno é visivelmente achatado nos pólos, achatamento este que resulta da sua rápida rotação e do seu estado fluido. Em consequência tornou-se o menos denso dos planetas, tão pouco denso que se pudéssemos colocar Saturno numa banheira gigante com água, este planeta flutuaria, visto a sua densidade ser inferior à da água.
O planeta Saturno viaja a uma velocidade orbital média de cerca de 9,64 km/s e durante o seu percurso orbital de 29,5 anos este planeta atinge o seu afélio a uma distância de 1507 milhões de quilómetros do Sol, enquanto que o seu periélio é atingido quando este se localiza a uma distância de, aproximadamente, 1347 milhões de quilómetros do Sol.

O planeta Saturno tem dezenas de satélites, alguns deles de tamanho considerável.
A maior lua é Titã, um satélite misterioso com uma atmosfera de azoto que não deixa ver a sua superfície. Esta lua tem sido estudada pela sonda Cassini que levou até Titã uma pequena sonda europeia chamada Huygens que desceu no satélite em Janeiro de 2005. É possível que Titã tenha vulcões de gelo e um ciclo de metano semelhante ao ciclo da água na Terra.
Oficina.ciênciaviva.pt


30 março 2009

Europa - Lua de Júpiter

Universo - Júpiter - O Planeta Gigante

Universo- Júpiter, O planeta gigante (1 de 5)

Júpiter - O gigante do sistema solar

Júpiter é o quinto e maior planeta do Sistema Solar. No seu interior caberiam todos os outros planetas. É conhecido desde a Antiguidade tendo-lhe atribuído o nome do principal deus romano. Como os outros planetas gasosos Júpiter tem anéis em volta de si e muitos satélites naturais. Uma observação mais detalhada do planeta, só pode ser feita no século XX com o envio de sondas de exploração. A primeira delas foi a Pioneer 10, mas muitas outras se seguiram, havendo já planos para sondas futuras. A maior parte dos estudiosos concorda em dizer que Júpiter é uma grande bola de gases com um núcleo de gelo. O interior do planeta é muito quente e a pressão enorme. Há uma camada de nuvens de amónia e não de água como na Terra, ventos muito fortes e tempestades. A maior delas é a conhecida Grande Mancha Vermelha de Júpiter, um grande anticiclone que gira no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio com o tamanho de três planetas Terra. A tempestuosa atmosfera de Júpiter tem clarões e raios na da Terra, mas os de Júpiter podem ser cem vezes mais poderosos que os da Terra. Os raios surgem a partir da pequena quantidade de água existente na parte superior das nuvens.Júpiter tem alguns anéis escuros e difíceis de ver formados de poeira e algum gelo como os de Saturno. São tão difíceis de ver que até a aproximação da sonda Voyager em 1979, os cientistas não sabiam que Júpiter tinha anéis. Eles estendem-se por uma área grande, suficiente para atingir a órbita de duas luas mais próximas. Formaram-se a partir do choque de meteoros com essas luas e de material de cometas e outros objetos que se possam ter aproximado de Júpiter.Por estar muito distante da Terra, as primeiras observações de detalhes de Júpiter só puderam ser feitas após a criação do telescópio. Foi Galileu Galilei, em 1610, quem observou as maiores luas do planeta . Uma nova lua foi descoberta, posteriormente, Amalteia. Já no século XX, satélites dos Estados Unidos foram os primeiros a passar perto do planeta: a Pioneer 10 em 1973 e as Voyager 1 e 2 em 1979. As sondas Voyager descobriram os anéis de Júpiter, várias luas e sinais de vulcões em Io, uma delas.No final do século, os astrônomos puderam observar a colisão de um cometa, o Shoemaker-Levy-9 com Júpiter e, daí fazer novas descobertas. Também foi enviada uma sonda que orbitou o planeta de 1995 a 2003, a Galileo. Novas missões estão sendo planeadas para a observação das luas, onde será possível compreender e, talvez, aspectos sobre a origem da vida.
Júpiter tem 63 luas conhecidas. As quatro maiores foram descobertas por Galileu em 1610 e por isso são chamadas de luas galileanas. São elas: Io, Europa, Ganimedes e Calisto.

Io é um pouco maior que a Lua.
Tem muitos vulcões e está coberta por lava de várias cores.Io não tem muitas crateras, porque a lava as cobre depois de algum tempo e seu interior é feito de ferro e minerais. Não há água ou gelo em Io como nas outras luas galileanas, talvez porque a lua fosse muito quente quando formada.
O seu nome vem de uma mulher amada por Júpiter na mitologia romana.
Europa por sua vez é um pouco menor que a Lua.
A sua superfície é coberta de gelo com algumas rachaduras visíveis. Esse gelo pode esconder um grande oceano de água com duas vezes mais água que a existente em toda a Terra. A existência de água combinada com o calor gerado por vulcões subaquáticos poderia dar origem a vida nesta lua de Júpiter.
Europa, além disso, tem uma atmosfera. O seu nome também vem da mitologia romana.
Júpiter apaixonou-se por Europa e transformou-se num touro para a raptar.
Ganimedes é a maior lua de Júpiter e do Sistema Solar. É maior até que o planeta Mercúrio. Descobriu-se que Ganimedes tem uma magnetosfera, ou seja, uma região magnética que envolve e protege a lua de pequenas partículas. É provável que exista também água abaixo da superfície congelada de Ganimedes. E assim como em Europa e Io, existe uma atmosfera em Ganimedes. Segundo a mitologia, Ganimedes era um belo jovem que foi raptado por Júpiter para servir os deuses na sua morada.
Calisto tem quase o mesmo tamanho que Mercúrio. É coberta por muitas crateras (grande cratera Valhalla), algumas delas brilhantes e possui uma fina atmosfera. O relevo de Calisto também apresenta vales e escarpas. Acredita-se que exista gelo e água abaixo da sua superfície como nas outras luas de Júpiter.
Astronomia Mirim

Planetas Gigantes

O nosso Sistema Solar conta com quatro sistemas de planetas do tipo gigante: Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. Podemos dizer que cada sistema é composto por quatro elementos: (1) o planeta em si, com a sua atmosfera densa, (2) os satélites, mundos diversíssimos, (3) os anéis, todos têm, e (4) as magnetosferas. Os gigantes têm atmosferas muito extensas, compostas principalmente pelo elemento mais leve que existe no universo: o hidrogénio, não na sua forma atómica (H), mas na sua forma molecular (H2). A seguir ao hidrogénio vem o hélio (He), seguido por metano (CH4), e outras espécies em quantidades muito baixas. No entanto, estas espécies, chamadas espécies menores, são de grande importância para a química, física e meteorologia das atmosferas. Elas contam também uma parte da história da formação e evolução dos planetas.

É a luz do Sol reflectida pelas nuvens e dispersada pelas moléculas na atmosfera que se vê quando se olha para um planeta gigante. Continuamos a não saber com certeza a composição destas nuvens, embora existam cada vez mais observações e modelos que ajudam a resolver esta questão. As nuvens, pela sua distribuição, mostram os movimentos de ar na atmosfera, tal como acontece na atmosfera terrestre.Todos os planetas gigantes têm anéis, mais ou menos desenvolvidos. Saturno é sem dúvida o grande Senhor nesse aspecto. Os anéis são compostos por muitos calhaus com tamanhos entre metros e quilómetros, que orbitam o planeta. Visto de longe, parecem formar um disco: o anel. É provável que sejam o entulho da formação dos planetas gigantes e dos seus satélites.
Satélites têm os planetas gigantes em abundância: várias dezenas cada um! São mundos distintos, com as mais diversas paisagens imagináveis e inimagináveis! Alguns deles são de tal tamanho que, se orbitassem o Sol directamente, teriam sido contados entre os (agora oito) planetas principais do Sistema Solar.
Todos os planetas gigantes também têm uma magnetosfera potente. São o resultado de processos nos interiores dos planetas. As magnetosferas interagem com o vento solar, uma corrente constante de partículas electricamente carregadas e neutras. Causam auroras nos polos magnéticos das atmosferas dos planetas gigantes. Tambem interagem com os seus satélites, arrastando material electricamente carregado das suas superfícies. Júpiter é o primeiro planeta gigante a partir do Sol, o maior e o de massa mais elevada de todos. As observações feitas deste planeta desde que Galileo Galilei apontou a sua luneta para ele, em 1610, mostraram como a sua atmosfera é dinâmica e rica em fenómenos meteorológicos. Júpiter tem quatro satélites grandes. Até aos anos 80 eram apenas pontinhos, mas depois das sondas Voyager 1 e 2 terem passado em 1979 e 1980, revelaram-se como mundos extraordinários.
Portaldoastrónomo -Maarten Roos-Serote

26 março 2009

Pedras do céu - Asteróides e Meteoritos

Demorou cerca de dois mil anos até ser aceite que rochas que caiam na Terra eram efectivamente pedras vindas do céu, melhor dizendo do espaço interplanetário que preenche o espaço entre os planetas do nosso sistema solar. Com efeito, foi só em 1807 que o físico Jean Baptiste Biot apresentou à Academia de Ciências de França o seu relatório sobre uma “chuva” de pedras caídas em 26 de Abril de 1803 na aldeia de l’Aigle, na Normandia francesa, eram realmente meteoritos, pedras procedentes do Espaço Exterior. Mesmo assim, muitos teimaram a aceitar esta ideia e durante alguns anos ainda permaneceram forte dúvidas. O presidente norte-americano Thomas Jefferson, uma espécie de George W. Bush da época, disse “preferir acreditar nas palavras mentirosas de um índio às das de dois professores norte-americanos que diziam que os meteoritos eram pedras do céu”. Hoje sabe-se que antes de colidirem com a Terra, os meteoritos movem-se em órbitas elípticas à volta do Sol, acabando por intersectar o percurso do nosso planeta. Estas órbitas possuem periélios mais próximos do Sol que a Terra e afélios para lá da órbita de Marte. A partir de meados deste século, fotografias simultâneas, tiradas de diferentes pontos sobre a Terra, dos meteoros que antecederam a queda de três meteoritos- o Pribram (Checoslováquia), o Lost City (E.U.A.) e o Innisfree (Canadá) demonstraram que estes corpos se deslocavam seguindo trajectórias elípticas, cujos pontos mais distantes (os afélios) se situavam sempre entre Marte e Júpiter. Todos estes três meteoritos indicavam nitidamente uma origem na cintura de asteróides.
Os asteróides movem-se em volta do Sol numa larga região compreendida entre as órbitas de Marte e de Júpiter. Provavelmente, existem centenas de milhares de asteróides nessa cintura, embora tenham sido descobertos pelos astrónomos cerca de 5000. O maior é Ceres, cujo diâmetro é aproximadamente de 900 Km e constitui 30% da massa de todos os asteróides combinados. Vesta e Palas têm diâmetros superiores a 400 Km e todos os outros são menores. Contrariamente ao que antes se pensava, os asteróides não são os restos de um planeta que explodiu. O que hoje se sabe é que estes fragmentos nunca se juntaram para formar um planeta, porque a atracção gravitacional de Júpiter perturbava os respectivos movimentos, fazendo com que colidissem repetidamente uns com os outros, interrompendo o processo de acumulação num simples corpo planetário de grandes dimensões.
Alguns asteróides foram empurrados ou puxados gravitacionalmente para órbitas que cruzam a trajectória da Terra. São os asteróides dos grupos Apollo e Amor (NEA -Near Earth Asteroid)que originam a maior parte dos meteoritos que colidem com o nosso mundo.

A verdade é que é possível estabelecer uma relação entre os diferentes tipos de meteoritos e eventuais grupos de asteróides.
A técnica da fotometria remota multiespectral tem sido usada em centenas de asteróides e alguns mostram espectros muito semelhantes aos espectros, medidos em laboratório, de alguns meteoritos.É assim possível formar uma ideia, à distância, da mineralogia dos asteróides, permitindo uma correlação entre estes e os meteoritos.

Nos últimos anos, com as pesquisas realizadas na Antárctida, descobriram-se alguns meteoritos (brechas anortosíticas e acondritos do grupo SNC) cujas características mineralógicas, texturais , isotópicas e geocronológicas apontam para uma origem em corpos planetários. Para o primeiro caso sugere-se a Lua como corpo parental. Os outros acondritos - cuja idade de cristalização é de 1,3 mil milhões de anos e que apresentam um conteúdo de gases raros semelhante ao determinado pelas sondas Viking na atmosfera marciana - são filiados com Marte. As dificuldades para explicar a sua libertação daqueles planetas, atendendo à velocidade de escape necessária, são consideráveis mas tem sido sugerida a possibilidade de choques meteoríticos, de grande inclinação, sobre a Lua e Marte com a consequente libertação e escape de material da superfície daqueles dois astros. Estes meteoritos, porém, formam menos de 1% de todos os meteoritos até agora recolhidos.

Como seria de esperar, as quedas de meteoritos são perfeitamente aleatórias, no tempo e no espaço, sendo de esperar que mais de 70% colidam nos oceanos e por isso nunca venham a ser recuperados. Dos que caem nos continentes, muitos ficam perdidos para sempre acabando por se alterar e transformar em solo. No entanto, se exceptuarmos as buscas sistemáticas na Antárctida e nos desertos quentes, são recuperados por ano entre 11 e 20 meteoritos cuja queda foi presenciada. Mais raramente, embora não haja razão para preocupação, alguns meteoritos atingem bens, pessoas e animais.
A classificação tradicional dos meteoritos é feita nos seguintes três grupos: metálicos, férreos ou sideritos; petro-férreos ou siderólitos; e pétreos ou aerólitos. Como os nomes indicam, esta classificação é baseada nas proporções relativas de metal e de rocha (material silicatado) que o meteorito apresenta. Muitos meteoritos pétreos são caracterizados por possuírem pequenos agregados esferoidais (com um diâmetro de um milímetro), de natureza silicatada, denominados côndrulos. Os meteoritos pétreos com côndrulos são denominados condritos, e os que não os têm são os acondritos.
Adaptado de Portal do Astrónomo

Um passeio por Marte

Marte - O Planeta Vermelho

Marte - O Planeta Vermelho

Marte é o quarto planeta do sistema solar.
Marte (grego: Ares) é o deus da Guerra. O planeta provavelmente recebeu este nome devido à sua cor vermelha, daí ser geralmente chamado de Planeta Vermelho. O nome do mês Março deriva de Marte.
Marte é conhecido desde os tempos pré-históricos. É ainda o favorito dos escritores de ficção científica como o mais favorável lugar no Sistema Solar (além da Terra!) para a moradia humana. Mas os famosos "canais" "vistos" por Lowell e outros eram, infelizmente, tão imaginários quanto as just as imaginary as princesas Barsoomianas.

A primeira nave espacial a visitar Marte foi a Mariner 4 em 1965. Algumas outras a seguiram incluindo a Mars 2, a primeira a pousar em Marte e duas sondas Viking em 1976.
Após 20 anos, em 1997, a Mars Pathfinder pousou com sucesso em Marte e, em 2004, a Expedição dos Exploradores de Marte "Spirit" e "Opportunity" pousaram em Marte transmitindo para a Terra dados geológicos e muitas imagens. Em 2008, a Phoenix pousou nas planícies do norte em busca de água e, três orbitadores (Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Odyssey, e Mars Express) estão também atualmente em operação.
A órbita de Marte e significativamente elíptica. Um resultado disto é a variação de temperatura de aproximadamente 30º C no ponto subsolar entre o afélio e o periélio. Isto tem uma grande influência no clima de Marte. Enquanto a temperatura média em Marte é de cerca -55ºC as temperaturas na superfície Marciana variam amplamente, desde -133ºC, no inverno polar, até quase 27ºC, no lado do dia durante o verão.
Embora Marte seja muito menor que a Terra, sua área de superfície é quase a mesma que a área de superfície de terra na Terra.
Com excepção da Terra, Marte é o planeta que tem a mais variada e interessante superfície de qualquer dos planetas terrestres, algumas delas absolutamente espetaculares:
O Monte Olimpo: a mais alta montanha do Sistema Solar alcançando 24 km acima da planície em volta e com uma base com mais que 500 km de diâmetro e é rodeada por um penhasco de 6 km de altura.
Tharsis: uma gigantesca cordilheira na superfície marciana que tem cerca de 4.000 km de extensão e 10 km de altura.

Valles Marineris: um sistema de canyons com 4.000 km de extensão e entre 2 e 7 km de profundidade.
Cratera Hellas: uma cratera de impacto no hemisfério sul com cerca de 6 km de profundidade e 2.000 km de diâmetro. Grande parte da superfície Marciana é muito antiga e com crateras, mas existem também muitos vales, cadeias de montanhas, colinas e planícies mais recentes.
No hemisfério sul de Marte predominam áreas montanhosas, com muitas crateras, e terrenos semelhantes aos da Lua. Por outro lado, a maioria do hemisfério norte apresenta planícies que são muito jovens, de baixa elevação e com uma história geológica mais complexa. Uma abrupta mudança de elevação de alguns quilômetros parece ocorrer na fronteira. As razões para esta dicotomia global e mudança abrupta são desconhecidas (alguns especulam que isto foi devido a um impacto muito grande logo após a formação de Marte).


O interior de Marte só é conhecido pela inferência dos dados sobre a superfície e o volume de dados do planeta. O mais provável cenário é conter um núcleo denso com cerca de 1.700 km de raio, um manto de rocha derretida de alguma forma mais denso que o da Terra e uma fina crosta. Dados da Mars Global Surveyor indicam que a crosta de Marte tem cerca de 80 km de espessura no hemisfério sul mas somente cerca de 35 km de espessura no norte. A baixa densidade de Marte comparada aos outros planetas telúricos indica que o seu núcleo contém, provavelmente, uma porção relativamente grande de enxofre associado a ferro (ferro e sulfito de ferro).
Assim como Mercúrio e a Lua, Marte parece não ter placas tectónicas activas actualmente; não há evidência de movimentos horizontais recentes na superfície, tais como as montanhas enrugadas tão comuns na Terra. Sem os movimentos laterais das placas, os pontos quentes e fixos abaixo da crosta, podem explicar a cordilheira Tharsis com os seus enormes vulcões, embora, também, não haja evidências actuais de atividade vulcânica. Mas existe uma nova evidência da Mars Global Surveyor que Marte pode ter tido atividade tectónica nos primórdios, evidenciando aspectos comparativos com a Terra muito interessantes.
Há claras evidências de erosão em muitos lugares de Marte incluindo grandes inundações e pequenos sistemas de rios. Há evidências de em épocas passadas terem ocorrido fluidos na sua superfície. A água líquida é o mais óbvio fluido mas outras possibilidades existem. Podem ter havido grandes lagos ou mesmo oceanos; evidência que foi reforçada por algumas belas imagens de terrenos estratificados tiradas pela Mars Global Surveyor. Mas parece que isto ocorreu num curto período e há muito tempo atrás; a época dos canais de erosão é estimada em aproximadamente 4 bilhões de anos. O grande Valle Marineris não foi criado por água corrente, mas pelo afastamento e abertura da crosta associada à criação da cordilheira Tharsis.
No início de sua história, Marte era muito mais parecido com a Terra. Assim como na Terra a maior parte do seu dióxido de carbono foi usado para criar rochas de carbonato (calcários). Mas por não existir actividade tectónica, Marte tornou-se incapaz de reciclar o seu dióxido de carbono de volta para a atmosfera, não conseguindo manter um efeito estufa significativo (apenas consegue elevar a temperatura em 5 graus K). A superfície de Marte é então muito mais fria do que a Terra seria se estivesse naquela distância do Sol.
Marte tem uma atmosfera muito rarefeita composta principalmente de uma pequena quantidade de dióxido de carbono, azoto, argón, traços de oxigênio e água. A pressão média na superfície de Marte é de somente cerca de 7 millibars (menos que 1% da Terra), mas isto varia muito com a altitude, desde quase 9 millibars nas mais profundas crateras até 1 millibar no topo do Monte Olimpo. Na atmosfera marciana ocorrem, em certas ocasiões, ventos muito poderosos e vastas tempestades de poeira que engolem o planeta inteiro por meses.

Marte tem calotes de gelo em ambos os pólos compostas de água congelada e dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). As calotes de gelo exibem uma estrutura em camadas alternadas de gelo com diferentes concentrações de poeira escura. Pode também existir gelo escondido abaixo da superfície em baixas latitudes.
As sondas Viking realizaram experiências para determinar a existência de vida em Marte. Os resultados foram, na altura, um pouco ambíguos mas muitos cientistas acreditam agora que eles não mostraram evidência de vida em Marte (existe, porém, alguma controvésia). Optimistas a favor da presença de vida acham que foram examinadas poucas amostras e de locais pouco favoráveis. Mais investigações, nesse sentido, serão conduzidas em futuras missões a Marte. Se há ou houve vida em Marte, nós ainda não encontramos.
Campos magnéticos ténues, extensos, mas não globais existem em várias regiões de Marte. Esta descoberta inesperada foi feita pela Mars Global Surveyor alguns dias após ter entrado na órbita de Marte. Eles são provavelmente remanescentes de um campo global antigo que tem vindo a desaparecer. Este facto pode ter importantes implicações na estrutura interna de Marte, com a história passada da sua atmosfera e, por conseguinte, com a possibilidade de existência de vida no passado.
Quando está no céu noturno, Marte é facilmente visível a olho nu. O seu brilho aparente varia muito de acordo com a sua posição relativa à Terra. Marte tem dois pequenos satélites que orbitam muito próximos da sua superfície: Deimos e Phobos.

Adaptado de - Os Nove Planetas Online

25 março 2009

Pink Moon

A Lua - Parte 1

Terra-Lua - Sistema paradigmático

Os mitos antigos viam a Lua como filha da Terra e neta do Sol e vários povos julgavam que era habitada. Hoje sabe-se que a Lua é um corpo sem vida com grandes diferenças de temperatura entre o dia e a noite que não permitem a existência de vida. Durante o dia no equador a temperatura pode chegar aos 108º C e de noite aos 170ºC. A Lua não tem atmosfera significativa recebendo por isso toda a radiação solar.Ainda não se sabe muito bem como é que a Lua nasceu, mas há fortes indícios que nasceu a partir de uma colisão com a Terra. As rochas lunares trazidas pelos astronautas são a grande prova desta teoria. Os estudos realizados revelaram grandes semelhanças com as rochas terrestres, mas também algumas diferenças.Foi com base nestas diferenças que nasceu a teoria do impacto para a origem da Lua. A ideia é simples: a Lua formou-se há 4 500 milhões de anos dos destroços de uma colisão gigantesca com a Terra.
A colisão com um corpo mais ou menos do tamanho de Marte, teria ocorrido nos primórdios da formação da Terra e teria removido cerca de 70% da crosta primitiva do planeta e lançado para o espaço grandes quantidades de detritos. Esses detritos teriam depois passado por um processo de agregação e acabariam por dar origem à Lua. Só assim se explica o facto das rochas lunares terem uma maior quantidade de materiais refractários quando comparadas com as rochas terrestres. Os materiais mais voláteis teriam sido dispersos com o calor do impacto tendo sobrado apenas os refractários que depois entrariam em grandes quantidades na formação da Lua. Por outro lado, o impacto teria ocorrido numa época em que a Terra já estaria mais ou menos diferenciada, tendo sido arrancado material da crusta e do manto, mas não do núcleo, onde já estavam concentrados os metais mais densos, daí a pobreza da Lua em metais pesados. A nossa Lua seria assim filha da Terra, formada em grande parte por material da crosta primitiva. Esta crosta está agora em órbita a 400 mil quilómetros por cima das nossas cabeças. O único problema com esta teoria é que a energia libertada durante a colisão devia ter fundido o nosso planeta dando origem a uma crosta basáltica e não granítica como aquela que vemos hoje.O nosso satélite natural foi muito activo geologicamente nos primeiros 1 000 milhões de anos da sua história. Foi durante este período que se formaram muitos dos grandes mares lunares resultantes de grandes bacias de impacto, que depois foram preenchidas por lava, dando-lhes a cor cinzenta das rochas (anortositos) que possuem hoje. Foram os primeiros observadores que lhes deram esse nome, porque realmente através do telescópio lembravam irresistivelmente os nossos oceanos. Mas observações posteriores não deixaram aberto qualquer dúvida sobre a verdadeira natureza destes mares. São mesmo vastas planícies cobertas por lava há mais de 2 000 milhões de anos. Desde então, a Lua tem estado calma e é hoje um corpo geologicamente morto, sem qualquer actividade interna. Na mesma situação estarão Marte e Mercúrio. Quanto a Vénus não sabemos, pois é possível que ainda guarde calor no seu centro e que tenha, por isso, actividade interna. Mas a Lua mostra-nos também hoje o que será a Terra num futuro longínquo quando o seu interior tiver arrefecido por completo.A Lua não exerce grande influência na geologia ou no clima. Claro que há as marés, mas pouco mais do que isso. Mas então para que serve a Lua? Bem, noutros tempos pensava-se que era útil para ajudar a crescer os pepinos ou os alhos (Plínio assegurava que alhos colhidos na Lua Nova não tinham mau cheiro nem davam mau hálito a quem os comia) ou para afastar os caracóis das videiras. Hoje pensa-se que talvez tenha servido para ajudar a estabilizar a órbita terrestre, não permitindo grandes oscilações na sua inclinação e excentricidade. Ora, isto permitiu que a Terra não sofresse grandes variações climáticas causadas pela variação brusca do seu eixo de rotação. Pode também ter servido como um escudo protector em relação à Terra apanhando grandes impactos que estariam destinados a nós. Atrasou igualmente a rotação da Terra. Convém, no entanto, lembrar que não estava determinado em lado nenhum que ela tinha que aparecer para se ocupar de tais funções. Podíamos não ter Lua nenhuma. Por acaso, temos, mas só mesmo por puro acaso. Porém, a sua presença no céu também tem servido para a iluminar a Terra com a sua doce e romântica claridade. Em suma, mais do que inspirar poetas, músicos e namorados, a Lua é na verdade uma porta aberta para o nosso passado mais remoto. E isso é o mais importante que ela tem para nos dar.
Adaptado de oficina.ciência viva.pt

Terra - Planeta Azul

Origem do Planeta Terra

Planeta Terra - Uma jóia rara e linda

23 março 2009

A Terra - Planeta Azul

A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol e o quinto maior.
É o único planeta cujo nome não deriva da mitologia Grega/Romana. O seu nome tem origem Inglesa e Germânica. Na mitologia Romana, a deusa da Terra era Tellus - o solo fértil e na Grécia era Gaia, terra mater - Mãe Terra). Foi só na altura de Copérnico (século XVI) que se compreendeu que a Terra é apenas mais um planeta.
A Terra, claro, pode ser estudada sem a ajuda de satélites. No entanto, foi só no século XX que tivemos mapas do planeta inteiro. Foram tiradas fotografias do espaço, de grande importância e ajuda, principalmente para a meteorologia, especialmente para seguir e prever furacões. E são também, extremamente, bonitas.
A Terra está dividida em várias camadas com propriedades químicas e sísmicas muito variáveis, são elas a crusta, o manto e o núcleo.
A crusta terrestre varia, consideravelmente, em espessura, sendo mais fina debaixo dos oceanos ( crusta oceânica - natureza basáltica) e mais espessa por baixo dos continentes (crusta continental - natureza granítica). O núcleo interior e a crosta são sólidos; o núcleo exterior e o manto apresentam maior plasticidade ou são semi-fluidos.
As várias camadas estão separadas por descontinuidades que são evidentes com base em dados sísmicos; a mais conhecida é a descontinuidade de Mohorivicic (Moho) entre a crosta e a parte superior do manto.
A maioria da massa terrestre está no manto, estando quase todo o resto no núcleo; a parte que habitamos é apenas uma pequena fracção do todo.
O núcleo é provavelmente composto na sua maioria por uma liga de ferro/níquel, embora seja possível que existam alguns elementos mais leves. As temperaturas no centro do núcleo podem chegar aos 7500 K, mais quentes que a superfície do Sol. O manto inferior é provavelmente formado por rochas com silício, magnésio, oxigénio e ainda ferro, cálcio e alumínio. O manto superior é composto por olivinas e piroxenas (silicatos de ferro/magnésio com algum cálcio e alumínio). Sabemos isto através de métodos indirectos (actividade sísmica) ou directos (análise de amostras do manto superior que chegam à superfície na forma de lava dos vulcões) mas a maioria da Terra está inacessível.
A Terra é o corpo mais denso do sistema solar.
Os outros planetas terrestres (telúricos) têm, provavelmente, estruturas e composição semelhantes, com apenas algumas diferenças: a Lua tem um núcleo pequeno e Mercúrio tem um núcleo extra-largo (relativamente ao seu diâmetro); os mantos de Marte e da Lua são muito espessos; a Lua e Mercúrio poderão não ter crostas quimicamente distintas; a Terra poderá ser o único planeta com um núcleo interior e exterior. No entanto é de notar que o nosso conhecimento dos planetas interiores, e da própria Terra, é na sua maioria teórico. Ao contrário dos outros planetas terrestres, a crosta da Terra está dividida em várias e sólidas placas separadas que flutuam independentemente por cima do manto quente. A teoria que descreve este fenómeno é conhecida como placas tectónicas. É caracterizada por dois grandes processos: extensão e subducção. A extensão ocorre quando duas placas se afastam uma da outra e nova crusta é criada pelo magma que sobe. A subducção ocorre quando duas placas colidem e uma mergulha sob a outra, acabando a primeira por ser destruída pelo manto.

A superfície da Terra é muito jovem. No relativamente pequeno (por padrões astronómicos) período de mais ou menos 500 M.a anos a erosão ou os processos tectónicos destroem e recriam a maioria da superfície da Terra, eliminando assim quase todos os traços de actividade geológica anterior (tal como crateras de impacto). Sendo assim, o princípio da história da Terra foi praticamente apagado. A Terra tem entre 4.5 e 4.6 biliões de anos, mas as rochas mais antigas conhecidas têm cerca de 4 biliões (e as rochas com mais de 3 biliões de anos são raras). Não existem vestígios do período real em que a vida começou a manifestar-se.

Cerca de 71% da superfície da Terra está coberta de água. É o único planeta do Sistema Solar onde a água existe no seu estado líquido à superfície (embora possa haver metano líquido na superfície de Titã ou água líquida por baixo da superfície de Europa). A água líquida é essencial à vida tal como a conhecemos. A capacidade calorífica dos oceanos é também muito importante ao manter a temperatura da Terra relativamente estável. A água líquida é também responsável pela maioria da erosão e pelo desgaste dos continentes da Terra, um processo hoje único no Sistema Solar (embora possa ter ocorrido em Marte no passado).
A atmosfera da Terra é composta por: 77% de azoto, 21% de oxigénio, com traços de árgon, dióxido de carbono e água. Provavelmente existiu uma maior quantidade de dióxido de carbono na atmosfera da Terra, quando era mais jovem, mas desde aí foi quase todo incorporado nas rochas carbonatadas - calcários -, quando dissolvido (embora em menos quantidade) nos oceanos ou utilizado, por plantas ou algas, através da fotossíntese. Os processos geológicos e biológicos tem mantido, durante milhões de anos, um ciclo contínuo de dióxido de carbono no meio ambiente. A presença de CO2 na atmosfera é extremamente importante para a manutenção da temperatura à superfície da Terra através do efeito de estufa. Este efeito faz subir a temperatura até mais ou menos 35ºC acima dos que existiriam sem a sua presença (de uns frios -21º C até uns confortáveis +14º C); sem ele os oceanos congelariam e a vida tal como a conhecemos seria impossível.
A presença de oxigénio livre na atmosfera terrestre é também muito importante. A sua presença é devida e mantida através de processos biológicos. Sem vida não haveria oxigénio livre.

Figura: À esquerda toda a água da terra representada numa esfera. Inclui oceanos, glaciares, lagos, rios, água subterrânea e núvens - 1.4087 mil milhões de quilómetros cúbicos.
À direita todo o ar na atmosfera junta numa bola - 5140 triliões de quilómetros quadrados. Tudo tão frágil, não é?

A interacção da Terra e da Lua faz diminuir a rotação da Terra cerca de 2 milissegundos por século. Pesquisas recentes indicam que há 900 milhões de anos atrás existiam 481 dias de 18 horas de duração num ano.
A Terra apresenta um campo magnético que se pensa ter origem em correntes eléctricas produzidas no núcleo exterior. Pela interacção com o vento solar, o campo magnético terrestre e as camadas mais altas da atmosfera da Terra causam as auroras. Irregularidades nestes factores fazem com que os pólos magnéticos se movam e até invertam o seu percurso relativamente à superfície.
A Terra tem apenas um satélite natural, a Lua. Apesar de existirem, actualmente, milhares de pequenos satélites artificiais que foram postos na órbita da Terra.
Os asteróides 3753 Cruithne e 2002 AA29 tem relações orbitais complicadas com a Terra; não são na realidade luas, o termo melhor aplicado será "companheiros". É algo semelhante à situação com as luas de Saturno, Jano e Epimeteu.
Adaptado de Astronomia On-line

22 março 2009

Vénus - Portadora de paz

Viagem à superfície de Vénus

Planeta Vénus

Vénus - A estrela da manhã

Vénus, também conhecido por Estrela d'Alva ou Estrela do pastor, é o segundo planeta a contar do Sol e apresenta algumas características peculiares.
Vénus tem uma atmosfera 92 vezes mais densa do que a Terra, o que equivale a mergulhar a mais de 900 metros de profundidade no mar. Além disso, a sua atmosfera é composta principalmente de dióxido de carbono, o que provoca um forte efeito estufa que eleva a temperatura da superfície para 460ºC, tornando Vênus o planeta mais quente do sistema solar, mesmo estando mais afastado do Sol do que Mercúrio. A duração do dia venusiano é maior que o seu ano. Para dar uma volta ao redor do Sol, Vénus leva 224 dias e 17 horas terrestres, enquanto que para dar uma volta ao redor do seu próprio eixo demora 243 dias.
De todos os planetas do Sistema Solar, Vénus é o único que apresenta movimento retrógrado, isto é, gira em sentido oposto ao dos ponteiros de um relógio. Em Vénus o Sol nasce a oeste e põe-se a este.
A atmosfera venusiana é uma das características de maior destaque. Fazem parte de sua composição, além do dióxido de cabono, azoto, vapor de agua, oxigénio, enxofre e ácido sulfúrico.
A rica mistura de gases, aliado à temperatura de 460ºC e à esmagadora pressão atmosférica, prejudica o seu estudo através da observação directa, devido ao elevado efeito estufa, que torna a sua atmosfera opaca.
A camada de nuvens oscila entre 40 e 60 quilómetros acima da superfície e as formações atmosféricas são divididas em duas camadas principais. A camada entre 0 e 30 km de altura recebe o nome de troposfera e entre 30 e 100 km de altura recebe o nome de termosfera. Tanto a região superficial como a alta termosfera são dominadas por intensa neblina.
Em todas as camadas existem movimentos atmosféricos variados entre os quais se destaca o movimento conhecido por super-rotação, onde as massas de gases se deslocam no sentido oeste, completando uma volta ao redor do planeta em aproximadamente 96 horas.

Devido à dificuldade em efectuar estudos através da observação direta, Vénus é estudado através de pulsações de radar, que lhe são enviados, retornando na forma de ecos com informações sobre variações de rugosidade da sua superfície.
Algumas sondas já pousaram em Vénus, entre elas as Venera russas e as norte-americanas Pioneer, mas devido às extremas condições, o seu tempo de vida não ultrapassou mais de uma hora. Somente em 1975 a sonda Venera IX fez a primeira imagem da superfície do planeta enquanto outras fizeram análises geológicas mais profundas. Essas análises indicaram composições semelhantes aos basaltos também encontrados na Terra.
Estudos feitos através do uso de grandes radiotelescópios mostram que Vénus possui depressões e algumas regiões montanhosas, com crateras e vales.
A sonda Magalhães, que mapeou o planeta entre 1990 e 1994 revelou que a superfície de Vénus é jovem, tendo sofrido erosão nos últimos 300 a 500 milhões de anos.
A Magalhães também detectou enormes caldeiras de vulcões até 100 km de diâmetro. De acordo com os dados, a superfície de Vénus é coberta na sua maior parte por material vulcânico, apresentando grandes canais formados por lava.

Depois da Lua, Vénus é o objeto mais luminoso no céu terrestre. Devido ao seu afastamento angular máximo ser de 48 graus, é facilmente visível a olho nú, quatro horas antes do Sol nascer ou quatro horas depois do pôr-do-Sol. Em certas ocasiões é possível vê-lo mesmo de dia.
Adaptado de www.Apolo11.com

Gustav Holst - The Planets Op.32 Mercury

Mercúrio GOOGLE - Novas imagens NASA

Planeta Mercúrio

Mercúrio - O mensageiro dos deuses

Mercúrio é o mais próximo planeta do Sol e portanto o primeiro dos quatro planetas rochosos do sistema solar. Ele também é o menor planeta do nosso sistema, com diâmetro aproximadamente 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno. Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta.
Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilômetros de altura e centenas de quilômetros de comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera e a que tem não é decerto suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, que seria a Terra.
História do conhecimento sobre o planeta
1610 - O astrônomo italiano Galileu Galilei faz a primeira observação de Mercúrio através de um telescópio;
Em 1631 - O astrônomo francês Pierre Gassendi faz a primeira observação com telescópio de um trânsito de Mercúrio frente ao Sol;
Em 1639 - O astrônomo italiano Giovanni Zupus descobriu que Mercúrio tinha fases (como a Lua), evidência que o planeta circunda o Sol;
Em 1841 - O astrônomo alemão Johann Franz Encke faz a primeira medição da massa de Mercúrio, usando as perturbações gravitacionais sobre o Cometa Encke .
Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse diretamente por cima de nós.
Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra.
Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol.
Em 1965, rádio-astrônomos americanos calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar.
Em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.
Adaptado de http://www.jornallivre