. Condições para o colapso gravítico

Do ponto de vista físico, uma estrela não é mais do que uma bola de gás quente que se mantém coerente devido à sua própria força gravítica. O calor e a pressão geradas no seu interior devido às reacções termonucleares, impedem que a estrela entre em colapso gravítico. Embora este sistema pareça ter uma descrição relativamente simples, a verdade é que a complexidade por detrás de todo este processo é enorme. Vamos tentar perceber como é que as estrelas se formam e quais os parâmetros importantes durante este processo. As estrelas nascem normalmente em grandes complexos de nuvens moleculares gigantes que se encontram nos discos galácticos. O termo molecular vem do facto de estas nuvens serem constituídas maioritariamente por moléculas de hidrogénio (H), além de poeiras espaciais. Estes complexos de nuvens moleculares gigantes são as estruturas mais massivas da galáxia chegando a atingir cerca de 300 anos-luz de diâmetro. Observações demonstraram que as estrelas nascem principalmente em zonas de condensação dentro destas nuvens, que têm por nome núcleos densos (1). As condições de pressão e temperatura são importantes pois as partículas que formam a nuvem têm que estar suficientemente próximas para que a força gravítica possa fazer o seu trabalho, ou por outras palavras, é preciso que a gravidade ultrapasse a pressão interna da nuvem. Estas condições podem ser sintetizadas através de uma determinada densidade, ou seja, existe uma densidade (que depende da temperatura) a partir da qual se pode dar o colapso. Esta é a chamada densidade de Jeans e é dada pela expressão:

onde M é a massa total, k é a constante de Boltzman, T é a temperatura, G a constante universal de gravitação e m a massa média de cada partícula que constitui a nuvem. Quando estes núcleos atingem a densidade crítica, nasce uma proto-estrela.

Ex: Para uma nuvem molecular, a uma temperatura de T=20 K, com uma massa M=2x10^33 kg (1000 vezes a massa do Sol), só existiria colapso gravítico se a densidade atingisse os 10^-22 kg/m^3, ou seja 10^5 moléculas por metro cúbico.

2. Contracção da proto-estrela

A proto-estrela propriamente dita, é a parte central do núcleo denso. Nesta fase a gravitação vai fazer com que o gás e poeiras em torno do núcleo se agreguem na forma de um disco, aumentando sucessivamente a pressão e temperatura internas. Este processo acontece livremente fazendo com que as temperaturas se elevem ao ponto de que as moléculas de H se dissociem. Durante esta fase, que dura cerca de 20.000 anos, a futura estrela colapsará desde um raio de 10^15 m até 10^11 m. Há medida que o H se vai dissociando, a proto-estrela vai ficando cada vez mais opaca à sua própria radiação. Isto faz com que a pressão interna aumente até que se aproxima o equilíbrio hidrostático (é o momento em que a contracção gravítica é contrabalançada pela pressão interna). Neste momento a temperatura interna já chega aos 3.000 K. Através de simulações computacionais, os astrónomos desenvolveram um modelo que descreve o funcionamento das proto-estrelas. Descobriu-se que o gás que está a "cair" para o núcleo choca com a proto-estrela a grande velocidade. Este choque é na realidade com uma zona de transição de elevadas pressões um pouco acima da superfície estelar. Devido a este choque, o gás é aquecido até quase um milhão de kelvin. Depois do choque o gás arrefece rapidamente através da emissão de radiação e cai finalmente para a superfície. Esta frente de choque explica a luminosidade que estas jovens estrelas possuem. No entanto esta luz emitida não consegue passar o disco de gases e poeiras que rodeiam o núcleo. As radiações UV e visível ao passar pelo disco "perdem energia", passando ao infravermelho longínquo (submilímetro). A proto-estrela está na fase "Classe 0". Quando os gases e poeiras do disco se dissipam passados alguns milhares de anos, a luz que chega até nós já está no infravermelho e passamos para a fase "Classe I". O parâmetro mais importante para o desenvolvimento da estrela é a quantidade de massa que ela adquire. Dependendo desta quantidade, a proto-estrela pode evoluir para uma estrela gigante ou anã, como iremos ver mais à frente. Para que se atinjam temperaturas necessárias à fusão do H, são necessárias cerca de 0,08 massas solares. Proto-estrelas com massas inferiores a esta tendem a evoluir para anãs castanhas. Para massas 50 a 100 vezes superiores à do Sol, as estrelas tornam-se extremamente instáveis e na realidade conhecem-se poucos exemplos. Para massas entre estes limites, a proto-estrela irá contrair até que a temperatura no núcleo atinja os 10 milhões de kelvin, e iniciar-se-á a fusão do H, da qual iremos falar mais à frente. Nas nuvens moleculares, existe também uma pequena percentagem de átomos de deutério (2) (2 por cada 10.000 átomos de H). Uma vez que a temperatura de fusão do deutério é de 1 milhão de kelvin, pode dar-se o caso de haver uma primeira fusão deste elemento. Esta fusão também liberta grandes quantidades de energia, mas uma vez que a proto-estrela é opaca à sua própria radiação, dá-se a formação de correntes de convecção que transportam os gases quentes do núcleo para a superfície. Na superfície, estes gases arrefecem e voltam a afundar-se até ao núcleo formando um ciclo. Dependendo da quantidade de massa que a proto-estrela esteja a puxar para si, este processo pode durar mais ou menos tempo. Devido às características físicas do sistema, por vezes, para que a estabilidade do mesmo seja mantida, a proto-estrela tem que perder alguma massa. Nesta fase a estrela recebe o nome de "T-Tauri". Este mecanismo dá origem a jactos de matéria ejectada pelo eixo de rotação do disco. Estes jactos de matéria recebem também o nome de ventos estelares e dão origem aos chamados objectos de Herbig-Haro (3). Os jactos de partículas emitidos ao chocar com as camadas de gás circundantes, ionizam-nos fazendo com que emitam luz. São as frentes da onda de choque que recebem o nome de Herbig-Haro. Estes objectos são interessantes de estudar, uma vez que nos dão informação sobre a dinâmica da proto-estrela dentro da nuvem molecular.

Esquema com as várias fases pelas quais passa uma proto-estrela. Carregue na imagem para ver uma versão maior. Esta é uma imagem de infravermelho do jacto HH-212 na constelação de Orion. A proto-estrela está na zona central da figura, escondida por detrás do disco de poeiras. Crédito: McCaughrean, Zinnecker e Rayner.

3. A sequência principal

À medida que o núcleo vai colapsando e puxando matéria para si, o disco de poeiras e gases vai-se dissipando, sendo então possível observar a proto-estrela no seu interior. A partir daqui passamos a ter uma estrela na sequência pré-principal. Quando a estrela chega a esta fase, a fusão do deutério já acabou há algum tempo e a força gravítica fá-la contrair mais e mais até que a sua temperatura interna atinge os 10 milhões de kelvin, necessários à fusão do H em hélio (He). Diz-se que a estrela entrou na sequência principal. Aqui, a energia emitida pela fusão nuclear aumenta a pressão interna da estrela, fazendo com que esta pare de contrair. O nosso Sol, que é uma estrela amarela média, demorou cerca de 30 milhões de anos a contrair desde a sua infância como proto-estrela e encontra-se há 5 mil (?) milhões de anos com o mesmo raio desde que iniciou a sequência principal.

3.1 O diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R)

Tudo aquilo que foi dito até agora está de acordo com as teorias físicas e os processos nucleares conhecidos. No entanto, a teoria precisa de ser apoiada por dados experimentais. Estes dados consistem num conjunto de medições das várias propriedades das estrelas durante as suas diferentes fases de evolução. A maneira mais conveniente de visualizar estes dados é apresentá-los através de um gráfico com a evolução de estrelas visíveis na forma de diagrama de Hertzprung-Russell (4) (H-R). O diagrama H-R é um gráfico que tem no eixo vertical a luminosidade (ou magnitude) e no eixo horizontal a temperatura da superfície (ou tipo espectral) da estrela. A posição de cada estrela no diagrama determina a sua natureza física e fase de evolução. Por esta razão é possível olhar para este diagrama e ver toda a vida passada da estrela. Permite-nos também fazer grupos de estrelas que compartem entre si iguais características. Na parte superior do diagrama encontram-se estrelas de grande luminosidade, que se distinguem pelas suas grandes dimensões (gigantes e super gigantes). Na parte inferior estão as estrelas de menor luminosidade e de menores dimensões (anãs). Na diagonal temos a sequência principal.

3.2 Classificação espectral

Uma outra maneira de classificarmos as estrelas, é fazê-lo através da sua cor. A cor da luz emitida depende do seu comprimento de onda. Para um determinado elemento químico, quando um electrão salta de um nível de energia superior para um de menor energia, é libertada energia na forma de radiação. O comprimento de onda da radiação depende deste "salto". Sendo assim, cada elemento químico emite luz na forma de um espectro descontínuo próprio (assinatura espectral). Se misturarmos todas as cores emitidas por cada reacção no interior de uma estrela, ela aparentará ser azul, vermelha, amarela, etc., dependendo da soma dos elementos mais abundantes com os menos abundantes. É por esta razão que temos a noção de que o Sol é amarelo, Antares vermelha e Sirius azul. Decompondo a luz de uma estrela, poderemos ver todo o espectro descontínuo de todos os elementos nela presentes. A cor de uma estrela também dá a indicação da sua temperatura superficial. Estrelas quentes são azuis, enquanto que as frias são vermelhas. Podemos então agrupá-las em Tipos Espectrais, dependendo da variação das riscas do hidrogénio e dos outros elementos que estão presentes na estrela durante aquele estágio da sua evolução.

Assinaturas espectrais do hidrogénio, hélio e mercúrio em paralelo ao espectro contínuo em baixo.

Temos os tipos (5): O, B, A, F, G, K, M, onde as O são azuis e as M vermelhas. Cada tipo espectral é ainda subdividido numa escala de 0 a 9.

Tipo O - Este grupo é caracterizado pelas riscas do hélio, oxigénio e azoto por trás das linhas de hidrogénio. As estrelas do tipo O são muito quentes e brilhantes.

Tipo B - Neste grupo, as riscas do hélio têm intensidade máxima na subdivisão B2 e decrescem progressivamente nas subdivisões mais altas. A intensidade das linhas do hidrogénio crescem de acordo com as subdivisões. Uma estrela típica deste grupo é Alnilam, a estrela central do cinturão de Orion.

Tipo A - Este grupo compreende as famosas Estrelas de Hidrogénio, com o espectro dominado pelas riscas de absorção deste elemento. Uma estrela típica deste grupo é Sirius, na constelação do Cão Maior.

Tipo F - Aqui as riscas que predominam são as do cálcio e do hidrogénio. Uma estrela deste grupo é a estrela Delta Aquilae, na constelação da Águia.

Tipo G - Este grupo compreende as estrelas com muitas riscas de cálcio e hélio e não muito hidrogénio. O espectro também contém alguns metais. O Sol é deste grupo, e as outras estrelas deste tipo são chamadas de Estrelas Solares.

Tipo K - Este grupo reúne as estrelas com mais cálcio e que indicam a existência de alguns metais. O espectro ultravioleta é menos intenso que o infravermelho, comparado com os dos outros tipos já mencionados. Uma estrela típica é Arcturus, na constelação do Boieiro.

Tipo M - Agrupam-se aqui as estrelas que possuem espectros dominados por moléculas de óxidos metálicos, principalmente óxido de titânio. A luz ultravioleta dos espectros é menor ainda que as do tipo K. A estrela Betelgeuse, a segunda mais brilhante da constelação de Orion, é típica deste grupo.

Os tipos espectrais são alinhados numa ordem térmica que vai do mais quente ao mais frio. A temperatura média superficial das estrelas de cada tipo estão representadas na tabela seguinte:

Classificação espectral das estrelas e suas temperaturas superficiais

Tipo espectral Cor óptica Temperatura (K)

0 Azul 25.000 ~ 40.000

B Azul 11.000 ~ 25.000

A Azul-branco 7.500 ~ 11.000

F Branco 6.000 ~ 7.500

G Amarelo 5.000 ~ 6.000

K Laranja 3.500 ~ 5.000

M Vermelho 3.000 ~ 3.500

As cores superficiais das estrelas variam de acordo com a sua massa. Uma estrela muito massiva produzirá muita energia, e portanto a sua superfície será mais quente, tendendo para o azul. Por outro lado, uma estrela pouco massiva produzirá menos energia, sendo a sua superfície mais fria, tendendo para o vermelho.

(1) O nome núcleos densos (dense cores) foi atribuído em 1983, por Philip C. Myers do Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, que os observou pela primeira vez. (2) Enquanto o núcleo do H só possui um protão, o núcleo do deutério possui um protão e um neutrão.

(3) Herbig em 1951 e Haro em 1952 foram os primeiros a observar estes jactos de matéria. (4) Este diagrama recebe o nome do astrónomo alemão Hertzsprung e do americano Russell, pois foram eles os primeiros a estabelecer uma dependência entre a luminosidade da estrela e a sua temperatura superficial. (5) Os tipos espectrais podem ser memorizados facilmente através da mnemónica: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!

1. Qual o interesse de estudar as estrelas?

Existem várias razões, além da mera curiosidade, pelas quais é interessante estudar as estrelas e o seu ciclo de vida. Por exemplo, o aproveitamento da energia que as estrelas radiam (para nós a energia solar) é uma questão bastante séria e que tem cada vez mais importância no nosso dia a dia (1). Como se irá ver em outras secções, as estrelas são as "fábricas" que produzem os elementos de que somos feitos (carbono, oxigénio, etc.) através do processo de nucleosíntese. Um outro ponto de vista um pouco mais académico, diz-nos também que as estrelas são enormes laboratórios onde podem ser alcançadas condições impensáveis de pôr em prática em qualquer laboratório terrestre. As extremas temperaturas, pressões, e forças em jogo tornam as estrelas sítios ideais para estudar Física das Partículas (2).

2. Como é que estudamos as estrelas?

A Astrofísica é uma ciência onde a experimentação é bastante difícil. Não podemos esquecer que as estrelas estão muito afastadas de nós, o que faz com que não possamos fazer experiências controladas como faríamos em laboratório. Apenas podemos estudar aquilo que a Natureza nos dá. A estrela mais próxima de nós (há excepção do Sol) é a estrela Proxima Centauri que se encontra a 4.3 anos luz. Uma sonda interplanetária que viaje a mais ou menos 20 km/s levaria cerca de 70.000 anos a lá chegar. A maior parte da observação que se faz é feita através de grandes telescópios terrestres (por exemplo o "Cerro Tololo Inter-American Observatory", ou o "Very Large Telescope") ou então através de observatórios espaciais (por exemplo o "Hubble Space Telescope") que orbitam a Terra. Muita da informação que temos é obtida através da observação óptica directa dos objectos celestes que estamos a estudar, no entanto existem outras maneiras de "olhar" para estes objectos. Se alargarmos as nossas observações às diferentes formas de radiação (ultravioleta, raios-x, ondas rádio, microondas) iremos obter muita mais informação. Até há pouco tempo não era possível fazer a observação em todos os comprimentos de onda pois a atmosfera terrestre funciona como um filtro, não deixando passar alguns deles.

Fig. 1 - Janelas de observação através da atmosfera terrestre.

O problema foi resolvido quando os primeiros observatórios espaciais entraram em órbita. Uma vez que a observação é feita por cima da atmosfera já não se põe o problema da absorção. Também podemos obter informação através do estudo de partículas que as estrelas emitem, como por exemplo os neutrinos ou os electrões de altas energias (3). Estas partículas dão-nos pistas importantes sobre as reacções que se estão a dar no seu interior.

3. O sistema de magnitudes

Quando olhamos para o céu nocturno, reparamos que existem umas estrelas mais brilhantes do que outras. Para classificarmos as estrelas consoante o seu brilho utilizamos uma escala de magnitudes. A magnitude aparente é o brilho que podemos perceber a olho nu, ou seja, esta escala está relacionada com a sensibilidade do nosso olho. Um exemplo desta escala é a figura à direita. O limite da visibilidade a olho nu depende das condições do céu, mas as estrelas menos brilhantes que podem ser vistas numa noite bem limpa têm magnitude +6. Quanto mais próxima está uma estrela, mais brilhante ela parece ser. Como as estrelas se encontram a diferentes distâncias, a magnitude aparente não mede o seu verdadeiro brilho. Uma estrela mais pequena e fria que esteja perto de nós terá uma magnitude menor (mais brilhante) do que uma estrela gigante e quente que esteja muito afastada. Para podermos comparar estrelas, em termos de brilho, de uma forma fiável, temos que compará-las através da sua magnitude absoluta. A magnitude absoluta é uma espécie de normalização que se faz à magnitude aparente. Uma vez que hoje em dia temos técnicas que nos permitem determinar a distância às estrelas (paralaxe), podemos calcular as suas magnitudes absolutas. Dizemos que a magnitude absoluta de uma estrela é a magnitude que ela exibiria se estivesse a uma distância de 10 parsec (32,6 anos luz). Para calcularmos a magnitude absoluta M utiliza-se a formula:

M=m+5-5log(r)

onde m é a magnitude aparente da estrela e r a distância a que esta se encontra de nós.

Ex: Sirius A é uma estrela próxima e tem magnitude aparente de -1,4. Porém, a sua magnitude absoluta é +1,4. O nosso Sol tem magnitude aparente -26,7 mas magnitude absoluta +4,8.

(1) O Sol irradia cerca de 3.9x10^23 kW, o que corresponde a 3.9x10^24 lâmpadas de 100 W. (2) A física de partículas estuda o comportamento dos electrões, protões, neutrões, dos seus constituintes, os quarks e de toda uma vasta família de partículas mais raras... (3) Ao conjunto de partículas que provêm do espaço e atravessam a nossa atmosfera chamamos raios cósmicos.

Plutão é o planeta mais afastado do Sol (normalmente) e de longe o mais pequeno. Plutão é mais pequeno que sete luas do sistema solar (a Lua, Io, Europa, Ganimedes, Calisto, Titã e Tritão). Na mitologia Romana, Plutão (Grega: Hades) é o deus do sub-mundo. O planeta recebeu o seu nome (depois de muitas outras sugestões) talvez devido a estar tão longe do Sol que permanece na escuridão perpétua ou talvez porque "PL" são as iniciais de Percival Lowell. Plutão foi descoberto por acaso em 1930. Cálculos que mais tarde vieram a estar errados previam um planeta para lá de Neptuno, com base nos movimentos de Urano e Neptuno. Não conhecendo este erro, Clyde W. Tombaugh no Observatório Lowell no Arizona pesquisou detalhadamente o céu, e descobriu à mesma Plutão.

Depois da descoberta de Plutão, foi rapidamente determinado que Plutão era demasiado pequeno para originar as discrepâncias nas órbitas dos outros planetas. A procura do Planeta X continuou mas não se encontrou nada. E nem é provável que se vá encontrar: as discrepâncias desaparecem se a massa de Neptuno determinada pelo encontro da Voyager 2 fôr usada. Não existe um décimo planeta.

Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por sondas. Até o Telescópio Espacial Hubble pode observar as maiores características da sua superfície. Uma missão chamada "New Horizons" está planeada para ter lugar em 2006, se houverem fundos.

Felizmente, Plutão tem um satélites, Caronte. Por pura sorte, Caronte foi descoberto (em 1978) mesmo antes do seu plano orbital se mover para a direcção do sistema solar interior. Foi por isso possível observar muitos trânsitos de Plutão sobre Caronte e vice-versa. Cuidadosamente calculando quais as porções de que corpo estariam cobertas a dadas alturas, e ao observar as curvas dos brilhos, os astrónomos foram capazes de construir um mapa com pouco detalhes das áreas claras e escuras em ambos os corpos.

O raio de Plutão não é muito conhecido. Os valores do JPL é de 1137, com um erro de +/- 8, quase um porcento.

Embora a soma das massas de Plutão e Caronte seja bem conhecida (pode ser determinada através de medições do período, do raio da órbita de Caronte e de física básica), as massas individuais de Plutão e Caronte são difíceis de determinar porque é preciso determinar os seus movimentos mútuos à volta do centro de massa do sistema, o que requer medições muitos mais precisas -- são tão pequenos e tão distantes que até o Hubble tem dificuldade. A relação entre as suas massas está provavelmente entre 0.084 e 0.157; mais observações estão a ter lugar, mas não teremos dados precisos até que seja enviada uma sonda.

Plutão é o segundo corpo mais contrastante do Sistema Solar (a seguir a Japeto).

Existe quem pense que Plutão estivesse melhor classificado como um grande asteróide ou cometa em vez de um planeta. Alguns consideram-no o maior dos objectos da Cintura de Kuiper (também conhecida como Objectos Trans-Neptunianos). É dado um mérito considerável a esta última posição, mas historicamente Plutão foi classificado como planeta e é muito provável que assim permaneça.

A órbita de Plutão é altamente excêntrica. Por vezes está mais próximo do Sol que Neptuno (assim ficou desde Janeiro de 1979 até 11 de Fevereiro de 1999). Plutão roda na direcção oposta da maioria dos outros planetas.

Plutão está trancado numa ressonância de 3:2 com Neptuno; por exemplo: o período orbital de Plutão é exactamente 1.5 vezes mais longo que o de Neptuno. A sua inclinação orbital é também muito mais alta que a dos outros planetas. Por isso, embora pareça que a órbita de Plutão atravesse a de Neptuno, não o faz e então nunca irão colidir.

Tal como Urano, o plano do equador de Plutão está quase num ângulo recto em relação ao plano da sua órbita.

A temperatura à superfície de Plutão varia entre -235 e -210 C (38 a 63 K). As regiões "mais quentes" correspondem basicamente às regiões que aparecem mais escuras nos comprimentos de onda ópticos.

A composição de Plutão é desconhecida, mas a sua densidade (cerca de 2 gm/cm^3) indica que é provavelmente uma mistura de 70% rocha com 30% água gelada, tal como Tritão. As áreas brilhantes da superfície parecem estar cobertas com gelos de nitrogénio e pequenas quantidades de metano (sólido), etano e monóxido de carbono. A composição das áreas mais escuras da superfície de Plutão é desconhecida mas pode ser devida ao material orgânico primordial ou reacções fotoquímicas derivadas dos raios cósmicos.





Também se sabe pouco acerca da atmosfera de Plutão, mas provavelmente consiste na sua maioria de nitrogénio com algum monóxido de carbono e metano. É extremamente ténue, sendo a pressão à superfície de apenas alguns microbares. A atmosfera de Plutão no estado gasoso apenas quando Plutão está perto do seu periélio; durante a maioria do longo ano de Plutão, os gases atmosféricos estão congelados. Perto do periélio, é provável que alguma da sua atmosfera escape para o espaço talvez devido a interacções com Caronte. Os cientistas da missão da NASA querem chegar a Plutão enquanto a atmosfera estiver ainda descongelada.

A natureza invulgar das órbitas de Plutão e de Tritão e a semelhança das propriedades entre Plutão e Tritão sugerem uma espécie de ligação histórica entre ambos. Anteriormente pensava-se que Plutão pudesse ter sido um satélite de Neptuno, mas isto agora parece improvável. Uma ideia mais popular é que Tritão, tal como Plutão, antigamente movia-se numa órbita independente à volta do Sol e foi mais tarde capturado por Neptuno. Talvez Tritão, Plutão e Caronte sejam os únicos membros restantes de uma grande classe de objectos semelhantes, em que os outros foram ejectados para a Nuvem de Oort. Tal como a Lua, Caronte pode ser o resultado da colisão entre Plutão e outro corpo.

Plutão pode ser observado com um telescópio amador, mas não irá ser fácil. Existem vários websites que mostram a posição actual de Plutão (e outros planetas) no céu, mas muitos mais mapas detalhados e observações cuidadosas ao longo de vários meses serão precisas para o encontrar.

Satélites:

Caronte

Neptuno é o oitavo 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, muito perto das localizações independentemente previstas por Adams e Le Verrier a partir de cálculos baseados na posições observadas de Júpiter, Saturno e Urano. Nasceu uma disputa internacional entre os Ingleses e os Franceses (embora não entre Adams e Le Verrier pessoalmente) sobre a prioridade e o direito de dar o nome ao novo planeta; eles são os descobridores oficiais de Neptuno. Observações subsequentes mostraram que as órbitas de Adams e Le Verrier divergem da órbita real de Neptuno com razoável rapidez. Se a procura do planeta tivesse tido lugar mais cedo ou mais tarde, não teria sido encontrado nem perto do local previsto.

Mais de dois séculos antes, em 1613, Galileu observou Neptuno quando esteve muito perto de Júpiter, mas pensou que fosse apenas uma estrela. Em duas noites sucessivas o astrónomo notou que se tinha movido em relação a outra estrela vizinha. Mas nas noites seguintes estava já fora do seu campo de visão. Se o tivesse observado nas noites anteriores, o movimento de Neptuno ter-lhe-ia sido óbvio. Mas, desgraçadamente, o céu nublado impediu-o de observar nesses dias críticos.

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 em 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). Os ventos de Neptuno empurravam a Mancha para Oeste a 300 metros por segundo. A sonda também observou uma outra mancha mais pequena no hemisfério Sul e uma pequena nuvem irregular que percorre Neptuno em cada 16 horas, agora conhecida como "scooter" (ou trotinete). Esta nuvem pode ser uma pluma subindo a partir das partes mais baixas da atmosfera, mas a sua verdadeira natureza permanece um mistério.

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.

Os anéis de Neptuno têm nomes: o mais exterior é Adams (que contém 3 proeminentes arcos agora chamados de Liberty, Equality e Fraternity), o seguinte é um anel co-orbital sem nome com Galateia, depois Leverrier (cujas extensões exteriores são chamadas Lassell e Arago) e finalmente o ténue mas largo Galle.

O campo magnético, tal como o de Urano, é estranhamente orientado e provavelmente gerado pelos movimentos de material condutor (provavelmente água) nas suas camadas intermédias.

Neptuno pode ser observado com binóculos (se soubermos exactamente para onde olhar), mas é necessário um bom telescópio para ver algo sem ser um pequeno disco.

Neptuno tem 13 luas conhecidas; 7 já com nome, o conhecido Tritão e mais quatro descobertos em 2002 e um em 2003, todos ainda sem nome.

Satélites:

Naiad

Thalassa

Despina

Galateia

Larissa

Proteus

Tritão

Nereida

Urano é o sétimo planeta a contar do Sol e o terceiro maior (em diâmetro). Urano é maior em diâmetro mis com menor massa que Neptuno.

Urano era a antiga divindade dos Céus, o deus supremo mais antigo. Urano era filho e companheiro de Gaia, pai de Cronus (Saturno) e dos Ciclopes e Titãs (antecessores dos deuses do Olimpo).

Urano, o primeiro planeta a ser descoberto nos tempos modernos por William Herschel enquanto sistematicamente pesquisava o céu com o seu telescópio a 13 de Março de 1781. Na realidade já o tinha observado muitas vezes antes mas tinha-o ignorado como se fosse simplesmente outra estrela (a observação mais antiga foi em 1690 quando John Flamsteed o catalogou como 34 Tauri). Herschel deu-lhe o nome de "Georgium Sidus" (o planeta Georgiano) em honra ao seu benfeitor, o Rei George III de Inglaterra; outros chamavam-lhe "Herschel". O nome "Urano" foi pela primeira vez proposto por Bode em conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica mas só começou a ser usado em 1850.

Urano foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 no dia 24 de Janeiro de 1986.

A maioria de todos os planetas gira num eixo quase perpendicular ao plano da eclíptica mas o eixo de Urano é quase paralelo à eclíptica. Na altura da passagem da Voyager 2, o pólo Sul de Urano estava apontado quase directamente ao Sol. Isto resulta no facto estranho de as regiões polares de Urano receberem mais energia do Sol do que as regiões equatoriais. Urano é no entanto mais quente no seu equador do que nos pólos. O mecanismo subjacente é desconhecido.

Actualmente, existe uma discussão contínua sobre qual dos pólos de Urano é o pólo norte! Ou a inclinação do seu eixo é um pouco mais que 90 graus e a sua rotação é directa, ou é um pouco menos e a rotação é retrógrada. O problema é que precisamos de desenhar uma linha separadora «algures», porque num caso como o de Vénus existe muito pouco debate que a rotação é de facto retrógrada (não uma rotação directa com uma inclinação de quase 180º).

Urano é composto principalmente por rocha e por vários gelos, com apenas cerca de 15% de hidrogénio e um pouco de hélio (em contraste com Júpiter e Saturno que são na sua maioria hidrogénio). Urano (e Neptuno) são em muitas maneiras similares aos núcleos de Júpiter e Saturno menos o invólucro líquido de hidrogénio metálico. Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como Júpiter e Saturno, mas sim um material mais ou menos distribuido uniformemente.

A atmosfera de Urano é cerca de 83% hidrogénio, 15% hélio e 2% metano.

Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem faixas de nuvens que sopram a altas velocidades. Mas são extremamente ténues, visíveis apenas com realçamentos radicais nas imagens da Voyager 2. Observações recentes com o Telescópio Espacial Hubble mostram riscas maiores e mais pronunciadas. Mais observações com o Hubble evidenciam ainda mais actividade. Urano já não é o suave e chato planeta que a Voyager viu! Parece agora claro que as diferenças são devidas a efeitos sazonais dado que o Sol está agora numa latitude uraniana mais baixa, o que pode aumentar os efeitos meteorológicos. Em 2007 o Sol irá estar directamente sobre o equador de Urano.

A cor azul esverdeada de Urano é o resultado da absorção de luz vermelha nas camadas superiores da atmosfera. Podem existir bandas coloridas tal como em Júpiter mas estão escondidas da vista pela camada superior de metano.

Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem anéis. E tal como Júpiter, são muito escuros, mas como os de Saturno, são compostos na sua maioria por grandes partículas até 10 metros em diâmetro, sem contar com partículas de pó fino. Existem 11 anéis conhecidos, todos muito ténues; o mais brilhante é conhecido com o anel Epsilon. Os anéis uranianos foram os primeiros a ser descobertos depois dos de Saturno. Esta descoberta foi de uma considerável importância dado que não sabíamos que os anéis são uma característica comum dos planetas, não uma particularidade de Saturno apenas.

A Voyager 2 descobriu 10 pequenas luas em adição às 5 grandes já conhecidas. É provável que existam mais pequenos satélites dentro dos anéis.

O campo magnético de Urano é estranho pois não está centrado no centro do planeta e está inclinado quase 60 graus com respeito ao eixo de rotação. É provavelmente gerado pelo movimento a pouca profundidade dentro de Urano.

Urano é por vezes visível a olho nu, mas é muito difícil; é fácil observá-lo de binóculos (se soubermos exactamente para onde olhar). Um pequeno telescópio irá vê-lo como um pequeno disco. Existem vários websites que mostram a posição actual de Urano (e dos outros planetas) no céu.

Urano tem 21 satélites já com nome e outros seis ainda sem nome. Ao contrário dos outros corpos do sistema solar que têm nomes da mitologia clássica, as luas de Urano vêm os seus nomes derivados da literatura de Shakespeare e Pope. Formam três classes distintas: os 11 interiores mais pequenos e escuros descobertos pela Voyager 2, os 5 maiores, e os descobertos mais recentemente e mais distantes. A maioria tem órbitas quase circulares no plano do equador de Urano (e estão por isso num grande ângulo em relação ao plano da eclíptica); os 4 mais exteriores são muito mais elípticos.

Satélites:

Cordélia

Ofélia

Bianca

Cressida

Desdémona

Julieta

Pórcia

Rosalinda

2003U2

Belinda

1986U10

Puck

2003U1

Miranda

Ariel

Umbriel

Titânia

Oberon

2001U3

Caliban

Stefano

Trinculo

Sycorax

2003U3

Próspero

Setebos

2002U2

Saturno é o sexto planeta a contar do Sol e o segundo maior.

Na mitologia Romana, Saturno é o deus da agricultura. O deus Grego associado, Cronus, era filho de Urano e Gaia, e o pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "Saturday" (Sábado).

Saturno é conhecido desde tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio em 1610; ele notou a sua estranha aparência mas ficou confundido com ela. As primeiras observações de Saturno eram complicadas devido ao facto da Terra passar pelo plano dos anéis de Saturno em intervalos de alguns anos, à medida que Saturno se move na sua órbita. Uma imagem de baixa-resolução de Saturno muda por isso drasticamente. Foi só em 1659 que Christiaan Huygens inferiu a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram únicos no sistema solar conhecido até 1977, quando anéis muito ténues foram descobertos à volta de Urano (e pouco tempo depois à volta de Júpiter e Neptuno).

Saturno foi visitado pela Pioneer 11 em 1979 e mais tarde pela Voyager 1 e 2. A sonda Cassini, agora a caminho, deverá lá chegar em 2004.

Saturno é visivelmente achatado quando visto por um pequeno telescópio; os seus diâmetros equatorial e polar variam quase 10% (120,536 km vs. 108,728 km). Isto é o resultado da sua rápida rotação e do estado fluído. Os outros planetas gasosos são também achatados, mas não tanto.

Saturno é o menos denso dos planetas; a sua gravidade específica (0.7) é menos do que a da água.

Tal como Júpiter, Saturno contém cerca de 75% de hidrogénio e 25% de hélio com traços de água, metano, amónia e "rocha", semelhante à composição da Nebulosa Solar primordial da qual o sistema solar foi formado.

O interior de Saturno é parecido com o de Júpiter, consistindo de um núcleo rochoso, uma camada de hidrogénio metálico líquido e uma camada de hidrogénio molecular. Também estão presentes traços de vários gelos. O interior de Saturno é quente (12000 K no núcleo) e Saturno radia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maioria da energia extra é gerada pelo mecanismo Kelvin-Helmholtz, tal como Júpiter. Mas isto poderá não ser suficiente para explicar a luminosidade de Saturno; outro mecanismo adicional poderá estar a actuar, talvez uma "chuva" de hélio no interior de Saturno.

. As bandas tão proeminentes em Júpiter são muito mais ténues em Saturno. São também muito mais extensas perto do equador. Detalhes do topo das nuvens são invisíveis da Terra, por isso só a partir dos encontros das Voyager que alguns detalhes da circulação atmosférica de Saturno puderam ser estudados. Saturno também exibe manchas de grande duração e outras características comuns a Júpiter. Em 1990, o Hubble observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava presente durante os encontros com as Voyager; em 1994, outra tempestade mais pequena foi observada.

Dois proeminentes anéis (A e B) e um outro ténue (C) podem ser vistos da Terra. O intervalo entre A e B é conhecido como divisão de Cassini. O outro intervalo mais ténue na parte exterior do anel A é conhecido como divisão de Encke (mas o nome é um pouco impróprio, pois é provável que Encke nunca o tenha observado). As imagens das Voyager mostram outros quatro ténues anéis. Os anéis de Saturno, ao contrário dos anéis de outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0.2-0.6). Embora pareçam contínuos da Terra, os anéis são na verdade compostos de inúmeras partículas pequenas, cada uma com uma órbita independente. Elas têm tamanhos entre um centímetro até alguns metros. Também é provável haver objectos com alguns quilómetros. Os anéis de saturno são extraordinariamente finos: emboram tenham 250,000 km ou mais em diâmetro, têm menos de um quilómetro de espessura. Apesar da sua impressionante aparência, há na realidade muito pouco material nos seus anéis -- se fossem comprimidos num único corpo, não teria mais que 100 km de diâmetro.

As partículas dos anéis parecem ser compostas na sua maioria por água gelada, mas parecem também incluir partículas rochosas com revestimentos gelados. As Voyager comfirmaram a existência de complicadas inhomogeneidades radiais nos anéis chamadas "raios", que foram pela primeira vez observadas por astrónomos amadores. A sua natureza permanece um mistério, mas pode ter algo a ver com o campo magnético de Saturno.

O anel mais exterior de Saturno, o anel F, é uma estrutura complexa constituída por outros anéis mais pequenos em que são visíveis "nós". Os cientistas especulam que os nós podem ser amontoados de material, ou mini-luas. Esta estranha aparência entrançada visível em imagens da Voyager 1 não é visível nas fotos da Voyager 2 talvez porque a sonda fotografou regiões onde os nós são basicamente paralelos.

Existem complexas ressonâncias das marés entre algumas das luas de Saturno e o sistema de anéis: alguns dos satélites, os chamados "satélites pastores" (por exemplo, Atlas, Prometeu e Pandora), são claramente importantes em manter os anéis no seu lugar; Mimas parece ser responsável pela escassez de material na divisão de Cassini, semelhante ao intervalo de Kirkwood na cintura de asteróides; Pan está localizado na divisão de Encke. O todo do sistema é muito complexo e ainda pouco conhecido.

A origem dos anéis de Saturno (e dos outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora possam ter tido anéis desde a sua formação, os sistemas são instáveis e têm que ser regenerados por processos comportamentais, provavelmente pela fractura de satélites maiores.

Tal como os outros planetas jovianos, Saturno tem um campo magnético significativo.

Saturno tem 33 satélites. Um foi descoberto em 2003 e 2 em 2004 ainda sem nome..

Quanto está no céu nocturno, Saturno é facilmente visível a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é fácil de identificar como planeta porque não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os maiores satélites são observáveis com um pequeno telescópio. Existem vários websites que mostram a posição actual de Saturno (e dos outros planetas) no céu.

Satélites:

Pan

Atlas

Prometeu

Pandora

Epimeteu

Jano

Mimas

Encelado

Tétis

Telesto

Calipso

Dione

Helena

Rea

Titã

Hiperion

Japeto

Febe

Novos possíveis satélites de Saturno

Júpiter é o quinto planeta a contar do Sol e de longe o maior. Tem mais do dobro da massa de todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).

Júpiter (o deus Grego era Zeus) era o Rei dos Deuses, o governante do Olimpo e o protector do estado Romano. Zeus era o filho de Cronus (Saturno). Júpiter é o 4º objecto mais brilhante do céu (depois do Sol, da Lua e de Vénus; por vezes Marte é mais brilhante). É conhecido desde tempos pré-históricos. A descoberta, por Galileu, em 1610, das suas 4 grandes luas Io, Europa, Ganimedes e Calisto (agora conhecidas como as luas Galileanas) foi a primeira descoberta de um centro de movimento aparentemente não centrado na Terra. Foi um grande passo a favor da teoria heliocêntrica do movimento dos planetas de Copérnico; o sincero apoio da teoria Copernicana dado por Galileu pô-lo em muitos apuros com a Inquisição.

Júpiter foi primeiro visitado pela Pioneer 10 em 1973 e mais tarde pela Pioneer 11, pela Voyager 1, 2 e pela Ulisses. A sonda Galileu foi a última a visitar Júpiter, terminando o seu serviço em Setembro de 2003.

Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, o seu material gasoso simplesmente fica mais denso de acordo com a profundidade (o raio e os diâmetros dos planetas são para os níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera). O que vemos quando olhamos para estes planetas é o topo das nuvens nas suas atmosferas (um pouco acima do nível de uma atmosfera).

Júpiter tem cerca de 90% de hidrogénio e 10% de hélio (pelo número de átomos, 75/25% em massa) com traços de metano, água, amónia e "rocha". Esta é uma composição muito parecida com a Nébula Solar da qual o sistema solar foi formado. Saturno tem uma composição similar, mas Urano e Neptuno têm muito menos hidrogénio e hélio.

O nosso conhecimento do interior de Júpiter (e dos outros planetas gasosos) é altamente indirecto e provavelmente assim continuará durante algum tempo (os dados atmosféricos da Galileu vão só até uma profundidade de cerca de 150 km por baixo do topo das nuvens). Júpiter tem provavelmente um núcleo de material rochoso, com a massa de 10 a 15 Terras. Acima do núcleo fica a maior parte do planeta na forma de hidrogénio metálico líquido. Esta forma exótica do mais comum dos elementos é possível apenas a pressões excedendo os 4 milhões de bares, como é o caso do interior de Júpiter (e Saturno). O hidrogénio metálico líquido consiste de protões ionizados e electrões (como o interior do Sol mas a uma temperatura muito mais baixa). À temperatura e pressão do interior de Júpiter o hidrogénio é líquido, não um gás. É um condutor eléctrico e a fonte do campo magnético de Júpiter. Esta camada provavelmente contém também algum hélio e traços de vários "gelos". A camada exterior é composta principalmente de hidrogénio molecular vulgar e de hélio que é líquido no interior e gasoso mais para fora. A atmosfera que vemos é apenas o topo desta camada profunda. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples também estão presentes, embora em pequenas quantidades. Experiências recentes mostram que o hidrogénio não muda de fase rapidamente. Por isso o interior dos planetas jovianos provavelmente tem fronteiras indistintas entre as suas várias camadas interiores.

Pensa-se que existam três camadas distintas de nuvens, consistindo de gelo de amónia, hidrossulfato de amónia e uma mistura de gelo e água. No entanto, estes resultados preliminares da sonda Galileu mostram apenas ténues indicações de nuvens (um instrumento parece ter detectado a camada mais externa, enquanto outro poderá ter visto a segunda). Mas o ponto de entrada da sonda era invulgar -- observações a partir de telescópios terrestres e observações mais recentes da Galileu sugerem que o ponto de entrada da sonda poderá ter sido uma região das mais quentes e vazias porções de nuvens de Júpiter àquela altura. Dados da sonda atmosférica da Galileu indicam também que existe muito menos água do que o esperado. Esperava-se que a atmosfera de Júpiter contivesse cerca do dobro da quantidade de oxigénio (combinado com o abundante hidrogénio para fazer água) do Sol. Mas parece agora que a concentração actual é muito menor do que a do Sol. Também surpreendente é a alta temperatura e densidade das partes mais altas da atmosfera do planeta.

Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de grande velocidade que estão confinados a largas bandas de latitude. Os ventos sopram em direcções opostas nas bandas adjacentes. As suas diferentes cores são devidas a diferenças químicas e de temperatura entre estas bandas. As bandas mais brilhantes são chamadas zonas; as mais escuras são as cinturas. Sabe-se da sua existência já há algum tempo, mas as vertiginosas e complexas fronteiras entre as bandas foram pela primeira vez vistas pela Voyager. Os dados da Galileu indicam que os ventos ainda são mais rápidos que o esperado (quase 700 km/h) e estendem-se à profundidade que a sonda conseguia observar; podem até estender-se a milhares de quilómetros para o interior de Júpiter. A sua atmosfera é também bastante turbulenta. Isto indica que os ventos de Júpiter são na sua maioria devidos ao seu aquecimento interno, e não pela energia que recebem do Sol tal como na Terra. As cores vívidas vistas nas nuvens de Júpiter são provavelmente o resultado de reacções químicas subtis de elementos na atmosfera, talvez envolvendo enxofre, dado que os seus compostos têm variadas cores, mas os detalhes são desconhecidos. As cores correlacionam-se com a altitude das nuvens: as azuis são mais baixas, seguidas das castanhas e brancas, sendo as vermelhas as mais altas. Por vezes vemos as camadas mais baixas através de buracos nas mais altas.

A Grande Mancha Vermelha tem sido vista por observadores na Terra durante mais de 300 anos (a sua descoberta é normalmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke no século XVII). Tem uma forma oval com 12,000 por 25,000 km, grande o suficiente para lá caberem duas Terras. Outras manchas mais pequenas mas parecidas são conhecidas há décadas. Observações por infravermelho e da direcção da sua rotação indicam que a Mancha é uma região de alta pressão em que os topos das suas nuvens são significativamente mais altas e frias que as regiões circundantes. Saturno e Neptuno também têm regiões deste tipo. Não se sabe como é que estas estruturas conseguem durar tanto tempo.

Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo está provavelmente a uma temperatura de 20,000 K. O calor é gerado pelo mecanismo Kelvin-Helmhotz, a lenta compressão gravitacional do planeta (Júpiter NÃO produz energia por fusão nuclear tal como o Sol; é demasiado pequeno e daí o seu interior ser frio demais para iniciar as reacções nucleares). Este calor interno provavelmente causa efeitos de convecção nas camadas líquidas profundas de Júpiter e pensa-se que seja responsável pelos complexos movimentos que vemos no topo das nuvens. Saturno e Neptuno são parecidos com Júpiter neste aspecto, mas ao contrário do que se esperava, Urano não é.

Júpiter é tão grande em diâmetro como um planeta gasoso pode ser. Se mais material fosse adicionado, iria ser comprimido pela gravidade de tal modo que o raio total iria aumentar apenas um pouco. Uma estrela pode ser maior apenas por causa da sua fonte de energia (nuclear) interna (Júpiter teria que ser pelo menos 80 vezes mais massivo para se tornar numa estrela).

Júpiter tem um grande campo magnético, muito mais forte que o da Terra. A sua magnetosfera estende-se a mais de 650 milhões de quilómetros (chega a passar a órbita de Saturno!) (Note que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica -- estica-se "apenas" uns quantos milhões de quilómetros na direcção do Sol). Sendo assim, as luas de Júpiter situam-se dentro da sua magnetosfera, um facto que poderá explicar parcialmente o porquê de haver tanta actividade em Io. Infelizmente, para os futuros viajantes planetários, e para os cientistas que conceberam as sondas Galileu e Voyager, o ambiente à volta de Júpiter contém grande níveis de partículas energéticas apanhadas pelo campo magnético de Júpiter. Esta "radiação" é semelhante, embora muito mais intensa, à encontrada dentro da Cintura de Van Allen da Terra. Seria imediatamente fatal para um ser humano sem protecção. A sonda atmosférica da Galileu descobriu uma nova e intensa cintura de radiação entre os anéis de Júpiter e as camadas atmosféricas mais altas. Esta nova cintura tem aproximadamente dez vezes a força da cintura de Van Allen na Terra. E com surpresa também se descobriu que contém iões de alta energia de hélio e origem desconhecida.

Júpiter tem anéis tal como Saturno, mas muito mais ténues e pequenos. Foi uma descoberta totalmente inesperada e apenas vistos quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram que depois de viajar mil milhões de quilómetros, pelo menos valeria a pena espreitar para ver se existiriam alguns anéis. Todos os outros pensavam que não haveria qualquer hipótese de os encontrar, mas ali estavam. Foram desde aí vistos em infravermelho a partir de telescópios terrestres e da Galileu. Ao contrário dos anéis de Saturno, estes são escuros (com um albedo de cerca de 0.05). São provavelmente compostos de partículas muito pequenas de material rochoso. Também não parecem conter gelo. As partículas nos anéis de Júpiter parecem não ficar lá durante muito tempo (devido ao puxo atmosférico e magnético). A sonda Galileu encontrou provas de que os anéis estão continuamente a ser "refortalecidos" através de impactos de micrometeoros nas quatro luas interiores de Júpiter, que são bastante energéticas devido ao grande campo gravitacional de Júpiter. O anel interior é alargado através das interacções com o campo magnético.

Em Julho de 1994, o Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiu com Júpiter, o que permitiu aos astrónomos recolher resultados espectaculares. Os efeitos foram claramente visíveis até com telescópios amadores. Os detritos da colisão foram visíveis quase durante um ano através do Telescópio Espacial Hubble. No céu nocturno, Júpiter é frequentemente a "estrela" mais brilhante (fica apenas em segundo lugar, a seguir a Vénus). As quatro luas de Galileu são também facilmente visíveis com binóculos; umas quantas bandas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio.

Júpiter tem 61 satélites conhecidos (Maio de 2003): as quatro grandes Luas de Galileu, outros 34 mais pequenos, e os restantes foram descobertos recentemente e ainda não têm nome.

Satélites:

Metis

Adrástea

Amalteia

Tebe

Io

Europa

Ganimedes

Calisto

Leda

Himalia

Lisitea

Elara

Ananke

Carme

Pasifaé

Sinope

Novas luas de Júpiter

Marte é o quarto planeta a contar do Sol e o sétimo em tamanho.

Marte (Gregos: Ares) é o deus da Guerra. O planeta provavelmente recebeu este nome devido à sua cor; é por vezes conhecido como o Planeta Vermelho (uma nota interessante: o deus Romano Marte era um deus da agricultura antes de se associar com o deus Grego Ares; aqueles que suportam a colonização e a terra-formação de Marte gostam deste simbolismo). O nome do mês Março deriva de Marte. É conhecido desde tempos pré-históricos. É ainda o favorito dos escritores de ficção científica como o lugar onde os humanos poderiam viver no Sistema Solar (além da Terra!). Mas os famosos "canais" "vistos" por Lowell e por outros, foram, infelizmente, apenas as suas imaginações.

A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4 em 1965. Outras seguiram-se, tal como Marte 2, a primeira sonda a aterrar e as duas Vikings em 1976. Terminando um jejum de 20 anos, a Mars Pathinder conseguiu aterrar com sucesso em Marte a 4 de Julho de 1997.

A órbita de Marte é significativamente elíptica. Um resultado disto é a variação da temperatura em cerca de 30 C no ponto sub solar entre o afélio e o periélio. Isto tem uma grande influência no clima de Marte. Enquanto que a temperatura média de Marte é de cerca de 218 K (-55 C), as temperaturas à superfície variam entre os 140 K (-133 C) no pólo de Inverno e os 300 K (27 C) de dia durante o Verão.

Embora Marte seja mais pequeno que a Terra, a sua área de superfície é aproximadamente igual à área da da Terra.

À excepção da Terra, Marte tem o tipo de terreno mais variado e interessante dos planetas terrestres, com algumas espectaculares características geográficas: - Olympus Mons: a maior montanha do Sistema Solar, subindo 24 km à volta da área circundante. A sua base mede mais de 500 km de diâmetro e está rodeada por um penhasco de 6 km de altura. - Tharsis: uma grande proeminência na superfície marciana com 4000 km de comprimento e 10 de largura. - Valles Marineris: um sistema de desfiladeiros com 4000 km de comprimento e 2 a 7 de profundidade. - Hellas Planitia: uma cratera de impacto no hemisfério sul com mais de 6 km de profundidade e 2000 em diâmetro.

Muita da superfície marciana é velha e craterada, mas existem também vales, montes e planícies mais jovens. O hemisfério sul de Marte contém predominantemente antigas terras-altas crateradas, um pouco similares às da Lua. Em contraste, a maioria do hemisfério norte consiste de planícies muito mais jovens, baixas em elevação e que têm uma história muito mais complexa. Uma mudança de elevação abrupta com alguns quilómetros parece ocorrer na fronteira. As razões para esta dicotomia global e limites abruptos são desconhecidas (alguns especulam que são devidas a um grande impacto pouco tempo depois da acreção de Marte). A sonda espacial Mars Global Surveyor produziu um bom mapa 3D de Marte que mostra claramente estas características geográficas.

O interior de Marte é conhecido apenas por dedução a partir de dados acerca da superfície e pelas estatísticas do planeta. O cenário mais provável é ter um núcleo denso com cerca de 1700 km de raio, um manto rochoso derretido um pouco mais denso que o da Terra e uma crosta fina. Dados da Mars Global Surveyor indicam que a crosta de Marte tem cerca de 80 km de espessura no hemisfério sul mas apenas 35 km no norte. A baixa densidade de Marte quando comparada com os outros planetas terrestres indica que o seu núcleo provavelmente contém uma relativamente grande fracção de enxofre, além de ferro (ferro e sulfureto de ferro).

Tal como Mercúrio e a Lua, Marte parece não ter placas tectónicas activas no presente; não existem provas de movimento horizontal recente na superfície, tal como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Com nenhum movimento de placas horizontal, os "pontos quentes" debaixo da crosta ficam numa posição fixa relativamente à superfície. Isto, em conjunto com a baixa gravidade à superfície, pode explicar a existência da proeminência de Tharsis e os seus enormes vulcões. No entanto, não existem evidências de actividade vulcânica presente. Mas existem novos dados da Mars Global Surveyor que indicam que Marte possa ter tido actividade tectónica no seu passado recente, o que faz com que as comparações com a Terra sejam mais interessantes! Existe um claro indício de erosão em muitos lugares de Marte, incluindo grandes inundações e pequenos sistemas de rios. A uma dada altura no passado, houve claramente uma espécie de fluido na superfície. A água líquida parece ser a escolha mais óbvia mas existem outras possibilidades. Poderiam até existir grandes lagos ou até oceanos; as provas que fortaleceram esta teoria foram providenciadas por imagens de terrenos com camadas tiradas pela Mars Global Surveyor. Mas parece que isto aconteceu apenas brevemente e há muito tempo atrás; a idade dos canais de erosão é estimada em cerca de 4 biliões de anos (Valles Marineris NÃO foi criada a partir de água corrente. Foi formado a partir de esticões e falhas da crosta associadas com a criação da proeminência de Tharsis). No princípio da sua existência, Marte era muito parecido com a Terra. E tal como a Terra, muito do seu dióxido de carbono foi usado para formar as rochas carbonáceas. Mas ao contrário das placas tectónicas na Terra, Marte não consegue reciclar nenhum do seu CO2 para a atmosfera e por isso não consegue suster um efeito de estufa significativo. A superfície de Marte é, por isso, muito mais fria que a da Terra, se estivesse à mesma distância do Sol.

Marte tem uma atmosfera muito fina, composta principalmente por uma pequena quantidade do dióxido de carbono restante (95.3%), nitrogénio (2.7%), árgon (1.6%) e traços de oxigénio (0.15%) e água (0.03%). A pressão média à superfície de Marte é de apenas 7 milibares (menos de 1% da da Terra), mas varia grandemente com a altitude até quase aos 9 milibares nas bacias mais profundas e cerca de 1 milibar no topo do Monte Olimpo. No entanto, a sua atmosfera é espessa o suficiente para suportar ventos muito fortes e tempestades de areia vastas, que por vezes "tapam" o planeta inteiro e podem durar meses. A fina atmosfera de Marte produz um efeito de estufa, mas que só por si não é suficiente para subir a temperatura à superfície 5 graus (K); muito menos como o que vemos em Vénus ou na Terra.

Marte tem calotes polares permanentes em ambos os pólos compostas de gelo e dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Estas exibem uma estrutura em camadas, em que alternam gelo e várias concentrações de pó negro. Quando é Verão no hemisfério Norte, o dióxido de carbono é completamente sublimado, deixando uma camada residual de gelo. É provável que uma camada similar de gelo possa existir também no hemisfério Sul. O mecanismo responsável por esta disposição em estratos é desconhecido mas pode ser devido a mudanças climáticas relacionadas com alterações a longo prazo na inclinação do equador de Marte em relação ao plano da sua órbita. Pode também existir gelo escondido por baixo da superfície, a latitudes baixas. As mudanças sazonais nas calotes polares alteram a pressão atmosférica global em cerca de 25% (medida nos locais de aterragem das Viking). Recentes observações com o Telescópio Espacial Hubble revelaram que as condições durante as missões Viking poderiam não ter sido as normais. A atmosfera de Marte parece agora ser mais fria e seca do que as anteriormente medidas pelas Vikings. As sondas Viking fizeram experiências para determinar a existência de vida em Marte. Os resultados foram algo abstractos mas a maioria dos cientistas acredita agora que mostram nenhuma prova de vida em Marte (no entanto, ainda existe algum controvérsia). Os optimistas apontam que apenas duas pequenas amostras foram medidas e não dos locais mais favoráveis. Mais experiências irão ser feitas nas futuras missões a Marte (mais concretamente pelas sondas Spirit e Opportunity da NASA).

Acredita-se que um pequeno número de meteoritos (os meteoritos SNC) são originários de Marte.

A 6 de Agosto de 1996, David McKay e seus colegas anunciaram a primeira identificação de um composto orgânico num meteorito marciano. Os autores sugeriam ainda que estes compostos, em conjunção com um número de outras características mineralógicas observadas na rocha, poderiam ser evidência de antigos microrganismos marcianos. Por mais excitante que isto pareça, é importante notar que enquanto estas provas são fortes, de modo algum estabelecem de facto a existência de vida extraterrestre. Têm existido também alguns estudos contraditórios publicados depois da tese de McKay. "Pretensões extraordinárias requerem provas extraordinárias". Muito trabalho permanece ainda por fazer antes que estejamos confiantes deste achado extraordinário.

Existem uns grandes, mas não globais, fracos campos magnéticos em várias regiões de Marte. Esta descoberta inesperada foi feita a partir da Mars Global Surveyor apenas uns dias depois de ter entrado na órbita de Marte. Existem provavelmente restos de um campo global mais antigo, que já desapareceu. Isto pode ter implicações importantes para a estrutura interior de Marte e para a história da sua atmosfera, bem como para a

possibilidade de vida. Satélites:

Phobos

Deimos

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. Existem, claro, centenas de outros nomes em outras línguas. Na mitologia Romana, a deusa da Terra era Tellus - o solo fértil (Grega: 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, com uma importância considerável; por exemplo, são uma enorme ajuda para a meteorologia e especialmente a seguir e prever furacões. E são também extremamente bonitas.

A Terra está dividida em várias camadas que têm propriedades químicas e sísmicas muito diferentes (espessuras em km):

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol e o oitavo em tamanho. É mais pequeno que Ganimedes e Titã, mas tem maior massa.

Na mitologia Romana, Mercúrio é o deus do comércio, das viagens e da ladroagem. O planeta provavelmente recebeu este nome devido ao seu movimento extremamente rápido no céu. Mercúrio é conhecido pelo menos desde o tempo dos Sumérios (terceiro milénio AC). Foi-lhe dado dois nomes pelos Gregos: Apolo pela sua aparição como estrela da manhã e Hermes por estrela da noite. Os astrónomos Gregos sabiam, no entanto, que os dois nomes se referiam ao mesmo corpo. Heraclito até acreditava que Mercúrio e Vénus orbitavam o Sol, não a Terra.

Mercúrio foi apenas visitado por uma sonda, a Mariner 10. Passou por ele três vezes em 1974 e 1975. Apenas 45% da superfície está mapeada (e, infelizmente, está muito perto do Sol para ser visto em segurança pelo Telescópio Espacial Hubble).

A órbita de Mercúrio é altamente excêntrica; no periélio está apenas a 46 milhões de quilómetros do Sol, mas no afélio está a 70 milhões. No periélio gira à volta do Sol a uma velocidade muito baixa. Os astrónomos do século XIX fizeram observações muito cuidadosas dos parâmetros orbitais de Mercúrio mas não as podiam explicar adequadamente usando as leis da mecânica de Newton. As pequenas diferenças entre os valores observados e os previstos foram problemas pequenos mas persistentes durante muitas décadas. Pensava-se que outro planeta (às vezes chamado Vulcan) poderia existir numa órbita perto de Mercúrio, de modo a explicar a discrepância. A verdadeira resposta foi muito mais dramática: a Teoria da Relatividade de Einstein! A sua previsão correcta dos movimentos de Mercúrio foi um factor importante para a aceitação da teoria.

Até 1962 pensava-se que o "dia" de Mercúrio tinha a mesma duração que o seu "ano", dado que mostrava sempre a sua face, tal como a Lua faz com a Terra. Mas mostrou-se que era falso em 1965 por observações de radar. Este facto e a alta excentricidade da órbita de Mercúrio iriam produzir efeitos muito estranhos para um observador na superfície de Mercúrio. A algumas longitudes o observador iria ver o Sol nascer e depois aumentar o seu tamanho gradualmente à medida que se movia para o zénite. Neste ponto o Sol pararia, alternava o seu percurso brevemente e pararia outra vez antes de resumir o seu caminho até ao horizonte e diminuir o seu tamanho aparente. Enquanto isso, as estrelas mover-se-iam três vezes mais depressa no céu. Observadores noutros pontos da superfície de Mercúrio veriam diferentes mas igualmente bizarros movimentos.

As variações da temperatura em Mercúrio são das mais extremas do Sistema Solar, estando entre os 90 K e os 700 K. A temperatura de Vénus é ligeiramente mais quente mas muito estável.

Mercúrio é em muitas maneiras similar à Lua: a sua superfície é muito craterada e muito antiga; não tem placas tectónicas. Por outro lado, Mercúrio é muito mais denso que a Lua (5.43 gm/cm3 contra 3.34). Mercúrio é o segundo corpo mais denso do Sistema Solar a seguir à Terra. Na realidade a densidade da Terra é devida em parte à sua compressão gravitacional; se não fosse por isso, Mercúrio seria mais denso que a Terra. Isto indica que o denso núcleo de ferro de Mercúrio é relativamente maior que o da Terra, provavelmente constituindo a maioria do planeta. Sendo assim, Mercúrio tem apenas um manto e uma crosta muito finas. O interior de Mercúrio é dominado por um grande núcleo de ferro cujo raio varia entre os 1800 e os 1900 km. A camada exterior de sílica (análoga ao manto e crosta da Terra) tem apenas entre 500 e 600 km de espessura. Ao menos alguma parte do núcleo está derretido.

Estrutura de Mercúrio:

Crédito: Enciclopédia do Espaço e do Universo, DK Multimedia.

Mercúrio na realidade tem uma atmosfera finíssima que consiste de átomos ejectados da sua superfície pelo vento solar. Devido a Mercúrio ser tão quente, estes átomos rapidamente escapam para o espaço. Por isso, em contraste com a Terra e Vénus, cujas atmosferas são estáveis, a atmosfera de Mercúrio está constantemente a ser preenchida.

A superfície de Mercúrio exibe enormes escarpas, algumas com centenas de quilómetros de comprimento e quase três de altura. Algumas cortam através dos anéis das crateras e outras características geográficas são de tal forma que indicam que foram formadas por compressão. Estima-se que a superfície de Mercúrio foi encolhida em 0.1% (ou uma diminuição de 1 km no raio do planeta). Uma das maiores características da superfície de Mercúrio é a "Bacia Caloris", com cerca de 1300 km de diâmetro. Pensa-se que seja semelhante às grandes bacias (mares) da Lua. Tal como as bacias lunares, foram provavelmente criadas por um grande impacto no princípio da formação do Sistema Solar. Este impacto foi provavelmente responsável pelo terreno estranho exactamente no lado oposto do planeta. Em adição ao terreno largamente craterado, Mercúrio tem também planícies relativamente planas. Algumas podem ser o resultado de antigas actividades vulcânicas, mas outras da deposição de material ejectado das crateras de impacto. Os dados enviados pela Mariner foram reavaliados e fornecem dados preliminares de vulcanismo recente em Mercúrio. Mas mais estudos precisam de ser efectuados para se ter confirmação. Surpreendentemente, observações efectuadas por radar mostram que o pólo Norte de Mercúrio (uma região não mapeada pela Mariner 10) contém provas de gelo nas regiões protegidas pela sombra de algumas crateras.

Mercúrio tem um pequeno campo magnético cuja força é de cerca de 1% do da Terra.

Mercúrio não tem satélites conhecidos.

Dado que a Terra tem uma órbita exterior à de Mercúrio, a sua observação é muito difícil, pois surge sempre próximo do Sol no céu. Por vezes levanta-se antes do nascer do sol, por vezes põe-se depois do pôr do Sol, mas de tal forma próximo destes eventos que nunca é visível quando está realmente escuro. O ângulo máximo que se afasta do Sol no céu é de 28º, o que quer dizer que é visível, no máximo, duas horas antes do nascer do Sol ou duas horas depois do pôr do Sol, eventos esses que não determinam uma transição imediata entre luz e obscuridade. Por esta razão, os astrónomos nunca tinham tido uma boa visão de Mercúrio da Terra, mesmo com os grandes telescópios. Muitos astrónomos nunca viram Mercúrio (Copérnico no seu leito de morte lamentava-se que nunca havia visto Mercúrio

SOL