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sexta-feira, 26 de fevereiro de 2016

Deimos e Phobos: As luas de Marte




Os nomes das duas luas de Marte são derivadas da mitologia grega, Fobos (medo) e Deimos (Terror), os gêmeos que o deus Marte estava com a deusa Afrodite. Deimos é coberto com uma espessa camada de partículas ejetadas durante os impactos de meteoritos, o que embaça o seu alívio por preencher as crateras gradualmente. 

Não há essa característica em Phobos está mais perto de Marte, onde a poeira é influenciado por forças de maré de Marte. 
Estes dois satélites poderiam vir do cinturão de asteroides, que passou perto do planeta Marte foram capturados. Deimos está a uma distância de 23,460 km de Marte e Phobos para 9377 km. 

Tanto Deimos como Fobos estão saturados de crateras. Deimos tem um aspecto mais suave causado pelo preenchimento parcial de algumas das suas crateras.



Phobos possui 3 grandes crateras: Stickney, Hall e Roche. A maior delas, a Cratera Stickney, recebeu o sobrenome de solteira da esposa de Hall.

quinta-feira, 25 de fevereiro de 2016

Reia: Uma Lua de Saturno







Reia é o maior satélite de Saturno sem ar. Foi descoberto em 1672 por Giovanni Cassini. Reia é um corpo gelado com uma densidade de 1.33 gm/cm3. A baixa densidade indica que é composto por um núcleo rochoso que ocupa menos de um terço da massa da lua, sendo o resto composto por água gelada. Reia é semelhante a Dione na composição, albedo, terreno variado e rotações síncronas. A temperatura de Rea é de -174°C na zona iluminada pelo Sol e entre -200°C e -220°C (-328°F e -364°F) na sombra.

Reia está intensamente crivado de crateras com faixas brilhantes. A sua superfície pode ser dividida em duas áreas geologicamente diferentes baseado na densidade de crateras. A primeira área contém crateras que têm mais de 40 quilômetros (25 milhas) de diâmetro. A segunda área, em partes das regiões polar e equatorial, tem crateras com menos de 40 quilômetros (25 milhas) de diâmetro. Este fato sugere que ocorreu algum acontecimento que refez a superfície em algum momento durante a sua formação.

Fonte: http://solarviews.com/portug/rhea.htm

terça-feira, 23 de fevereiro de 2016

Dione: Importante Lua de Saturno



Dione foi descoberto em 1684 por Giovanni Cassini. É um corpo gelado semelhante a Tétis e Rea. A sua densidade é 1.43 gm/cm3, o que o faz a lua mais densa de Saturno além de Titan. Dione é provavelmente composto por um núcleo rochoso que corresponde a um terço da massa total da lua, sendo o resto água gelada. A sua cobertura de gelo é menor do que a de Tétis e Rea.

A superfície gelada de Dione inclui terreno com grande quantidade de crateras, planícies com quantidade moderada de crateras, planícies com poucas crateras e matéria dispersa em feixes. No terreno com mais quantidade de crateras, muitas delas têm mais de 100 quilómetros de diâmetro. As áreas planas tendem a ter crateras com menos de 30 quilômetros de diâmetro. Algumas das planícies têm muitas crateras ao contrário de outras. Uma grande parte do terreno com muitas crateras está localizado no hemisfério de trás, estando os terrenos com menos crateras localizados no hemisfério da frente. Este facto é oposto ao esperado por alguns cientistas. Shoemaker e Wolfe criaram um modelo de crateras para um satélite gravitalmente bloqueado com a maior parte das crateras no hemisfério da frente e a menor parte no hemisfério de trás. Este modelo sugere que durante o período de bombardeamento intenso, Dione estava bloqueado gravitalmente a Saturno na orientação oposta. Por Dione ser relativamente pequeno, um impacto que tenha causado uma cratera de 35 quilômetros (21 milhas) pode ter provocado uma rotação do satélite. Por haver muitas crateras com mais de 35 quilómetros (21 milhas), Dione pode ter sido rodado várias vezes.

Dione provavelmente foi bloqueado gravitalmente na sua posição atual desde há vários bilhões de anos. Este facto está reflectido no albedo médio da superfíciedos hemisférios da frente e de trás.O albedo da superfície diminui do hemisfério da frente para o de trás devido a uma poeira de micrometeoritos mais abundante no hemisfério da frente.

A origem da matéria brilhante dispersa em feixes é obscura. Aparentemente, é material com um albedo elevado e é uma camada suficientemente fina para não escurecer a superfície que cobre. Pode ter sido formado de erupções ao longo de falhas na superfície de Dione que caíram na superfície em forma de neve ou de cinzas.




Fonte: https://upload.wikimedia.org
http://solarviews.com/portug/dione.htm

domingo, 21 de fevereiro de 2016

Tétis: uma das luas de Saturno



Tétis foi descoberto por Giovanni Cassini em 1684. É um corpo gelado semelhante na natureza a Dione e a Rea. A densidade de Tétis é 1.21gm/cm3, indicando que é composto quase totalmente por água gelada. A superfície gelada de Tétis está intensamente crivada de crateras e contém gretas causadas por falhas no gelo. O terreno é composto por regiões com muitas crateras, com uma cintura escura com poucas crateras que se estende ao longo do satélite. 

As poucas crateras indicam que Tétis já foi internamente activa, provocando a reformação da superfície em partes do terreno antigo. A causa exacta da cintura escura é desconhecida, mas conseguiu-se uma interpretação possível das imagens recentes da Galileo das luas de Júpiter, Ganimedes e Calisto. Ambos os satélites mostram calotes polares feitas de depósitos de gelo brilhante nas encostas das crateras viradas para os polos. A distância, as calotes parecem mais brilhantes devido à névoa provocada por milhares de pedaços de gelo nas crateras mais pequenas. A superfície de Tétis pode ter sido formada num modo semelhante, consistindo de calotes polares com pedaços de gelo brilhantes com uma zona mais escura no meio.

Há uma enorme trincheira em Tétis, chamada Ithaca Chasma com cerca de 65 quilómetros (40 milhas) de largura e vários quilômetros de profundidade. Cobre três quartos da circunferência de Tétis. A fissura tem aproximadamente a dimensão que os cientistas tinham previsto para o caso de Tétis ter sido fluido e a crusta endurecido antes do interior. Outra formação proeminente é uma enorme bacia de impacto com 400 quilômetros chamada Odysseus. 

cratera de impacto Odysseus


A cicatriz do impacto estende-se por mais de dois quintos do satélite com um diâmetro ligeiramente maior do que a lua de Saturno, a Mimas. Quando Odysseus foi criada, a cratera deve ter sido profunda com uma cordilheira montanhosa elevada e um pico central alto. Ao longo do tempo, o chão da cratera adaptou-se à forma esférica da superfície de Tétis, e o anel da cratera e o pico central colapsaram. A temperatura à superfície de Tétis é de -187°C (-305° F).

Fonte: http://solarviews.com/portug/tethys.htm

sexta-feira, 19 de fevereiro de 2016

MIMAS: Uma das Luas de Saturno



Mimas é uma das luas mais internas de Saturno. Recebeu o seu nome de um dos Titans que foi morto por Hércules. William Herschel descobriu a lua em 1789. A superfície é gelada e com muitas crateras. Mimas tem uma densidade baixa, significando que provavelmente é constituído principalmente por gelo. Por Mimas ter uma temperatura tão baixa, cerca de -200° C (-328°F), as formações de impacto podem datar da criação da lua.


Uma das crateras, com o nome de Herschel, é surpreendentemente grande em comparação com a dimensão da lua. A cratera tem cerca de 130 quilómetros (80 milhas) de largura, um terço do diâmetro de Mimas. Herschel tem 10 quilômetros (6 milhas) de profundidade, com uma montanha central quase tão alta como o Monte Evereste na Terra. Este pico central eleva-se a 6 quilômetros (4 milhas) acima da superfície interior da cratera. Este impacto provavelmente quase desintegrou a lua. Encontram-se sinais de fraturas no lado oposto de Mimas.


Apesar de Mimas ter muitas crateras, estas não são uniformes. Uma grande parte da superfície está coberta com crateras com mais de 40 quilômetros (25 milhas) de diâmetro mas na região polar sul, há uma ausência de crateras com mais de 20 quilômetros (12 milhas). Este fato sugere que algum processo removeu as maiores crateras destas áreas.

Fonte:http://solarviews.com/portug/mimas.htm

quarta-feira, 17 de fevereiro de 2016

Missão Cassini confirma a presença de oceano subsuperficial na lua Enceladus de Saturno





A equipe da missão Cassini confirma: um oceano subsuperficial reside embaixo da crosta criogênica da lua geologicamente ativa de Saturno, Enceladus, conforme o relatório fornecido da nova pesquisa realizada usando dados dessa longa missão da NASA.

Os pesquisadores descobriram que a magnitude da pequena deformação orbital (0,120 ± 0,014°) que a lua Enceladus sofre ao orbitar Saturno só pode ser causada se a concha externa de gelo não for sólida no seu interior. Isto sugere que um oceano de água líquida subsuperficial deve que estar presente.

A descoberta explica que os jatos e gêiseres de vapor d´água, partículas congeladas e moléculas orgânicas simples, que a sonda Cassini tem observado em Enceladus, são provenientes de fraturas localizadas perto do polo sul da lua. Assim, estes processos têm sido alimentados por esse vasto reservatório de água líquida. A pesquisa foi apresentada em artigo publicado na revista Icarus.

FONTE: http://www.megacurioso.com.br/

segunda-feira, 15 de fevereiro de 2016

Encelado: Umas das Luas de Saturno




Encelado é uma das luas mais interiores de Saturno.É semelhante em dimensão a Mimas, outra lua,  mas tem uma superfície mais suave e brilhante. 

Encelado reflete quase 100 por cento da luz do Sol que o atinge. Ao contrário de Mimas,Encelado mostra pelo menos cinco tipos diferentes de terreno. 

Algumas partes de Encelado mostram crateras com menos de 35 km de diâmetro. Outras áreas mostram regiões sem crateras indicando casos de superfície refeita no passado geológico recente. Existem fissuras, planícies, terreno enrugado e outras deformações da crusta. 

Tudo isto indica que o interior da lua pode ser actualmente líquido, mesmo tendo congelado há eras. Afirma-se que Encelado se encontra aquecido por um mecanismo de marés semelhante à lua de Júpiter Io.É perturbado na sua órbita pelo campo gravitacional de Saturno e pelos grandes satélites vizinhos Tétis e Dione.Por Encelado reflectir tanta luz, a temperatura à superfície é apenas de -201° C (-330° F).


Fonte: http://solarviews.com/portug/enceladu.htm

sexta-feira, 12 de fevereiro de 2016

Europa, uma das luas de Júpiter



Europa é uma lua de Júpiter de aspecto estranho com um grande número de formações que se entrecruzam. É diferente de Calisto e de Ganímedes com as suas crustas cheias de crateras. Europa quase não tem crateras tal como quase não tem relevo vertical. Conforme disse um cientista, as formações "poderiam ter sido pintadas com um marcador de feltro". 

Existe a possibilidade de Europa ser internamente activa devido ao calor gravital a um nível de um décimo ou menos do que o de Io. Modelos do interior de Europa mostram que abaixo de uma crusta fina com apenas 5 km (3 milhas) de água gelada, Europa parece ter oceanos com até 50 km (30 milhas) de profundidade ou mais. 


Imagem: Credit: NASA/JPL/University of Arizona. superfície gelada de Europa lua de Júpiter


As marcas visíveis de Europa podem ser o resultado da expansão global em que a crusta seria fracturada, preenchida com água e congelada.

Fonte: http://solarviews.com/portug/europa.htm

terça-feira, 9 de fevereiro de 2016

Calisto, Uma das principais Luas de Júpiter



Calisto é a segunda maior lua de Júpiter, a terceira maior no sistema solar e tem aproximadamente a mesma dimensão de Mercúrio. Orbita logo acima da principal cintura de radiações de Júpiter. Calisto é o satélite com mais crateras do sistema solar. A crusta é muito antiga e foi formada há cerca de 4 bilhões de anos, pouco depois da formação do sistema solar.

Calisto não tem montanhas grandes. Provavelmente este fato se dá pela natureza gelada da sua superfície. As crateras de impacto e os consequentes anéis concêntricos são quase as únicas formações que se podem encontrar em Calisto. As maiores crateras foram apagadas pelo fluxo da crusta gelada ao longo dos tempos geológicos. Encontraram-se em Calisto duas enormes bacias de impacto de anéis concêntricos. A maior cratera de impacto é Valhalla. É uma região central brilhante que tem 600 quilómetros de diâmetro, e os anéis extendem-se até 3000 quilômetros de diâmetro. A segunda bacia de impacto é Asgard. Mede cerca de 1600 quilômetros de diâmetro.

 
A região Valhalla, vista da Voyager 1, com quase 3000 km de diâmetro. Crédito: NASA

Calisto tem a densidade mais baixa (1.86 gm/cm3) dos satélites Galileanos. A partir de observações recentes feitas pela sonda Galileo, Calisto parece ser composto por uma crusta com cerca de 200 quilómetros (124 milhas) de espessura. Abaixo da crusta está possivelmente um oceano salgado com mais de 10 quilómetros (6 milhas) de espessura. Abaixo do oceano, está um interior fora do normal que não é inteiramente uniforme nem varia dramaticamente. Antes da Galileo, os cientistas supunham que o interior de Calisto era totalmente indiferenciado, mas os dados recolhidos pela Galileo sugeriram que o interior é composto por rocha comprimida e gelo com uma percentagem de rocha aumentando com a profundidade. Os meteoritos perfuraram a crusta de Calisto, fazendo com que a água se espalhe pela superfície e formando raios brilhantes e anéis à volta da cratera. Não se conhece uma atmosfera em Calisto.



Fonte: solarviews.com/portug/callisto.htm

domingo, 7 de fevereiro de 2016

Ganimedes: A maior Lua conhecida do Sistema Solar


Ganimedes é a maior lua de Júpiter e é a maior em nosso sistema solar, com um diâmetro de 5.262 km (3.280 miles). Se Ganimedes orbitasse o Sol no lugar de Júpiter, poderia ser classificado como um planeta. Como Calisto, Ganimedes é provavelmente composto de um núcleo rochoso com um manto de água/gelo e uma crosta de rocha e gelo. Sua baixa densidade, de 1,94 g/cm3, indica que o núcleo ocupa cerca de 50% do diâmetro do satélite. O manto de Ganimedes é provavelmente composto de gelo e silicatos, e sua crosta é provavelmente uma grossa camada de água congelada.

Ganimedes não possui atmosfera conhecida, mas recentemente o Telescópio Espacial Hubble detectou ozônio em sua superfície. O total de ozônio é pequeno se comparado com a Terra. Ele é produzido quando partículas carregadas capturadas no campo magnético de Júpiter chovem na superfície de Ganimedes. Conforme as partículas carregadas penetram na superfície gelada, partículas de água são rompidas, levando à produção de ozônio. Este processo químico indica que Ganimedes provavelmente tem uma tênue e fina atmosfera de oxigênio tal qual detectada em Europa.
Onde está o resto do círculo? A maior lua de Júpiter, Ganimedes, tem um terreno verdadeiramente invulgar, que inclui o meio-círculo na imagem do lado, cortado por curvas paralelas vizinhas. Os círculos completos podem ser explicados por crateras de impacto, mas os parciais implicam que possa ter ocorrido alguma sobreposição de material no impacto original. O diâmetro do semi-círculo é de aproximadamente 32 km. Também é interessante notar uma densa e linear cadeia de crateras que corta o topo do círculo. Estes mistérios são regularmente resolvidos através do trabalho árduo de reconstrução da sequência das ocorrências naturais, que neste caso pode providenciar uma melhor compreensão do interessante passado de Ganimedes.

Ganimedes tem tido uma complexa história geológica. Tem montanhas, vales, crateras e fluxos de lava. Ganimedes é manchada tanto por regiões escuras quanto claras. Ele é extremamente cheio de crateras, especialmente nas regiões escuras, implicando uma origem antiga. As regiões brilhantes mostram um diferente tipo de terreno - um que é entalhado com gargandas e cordilheiras. Estas formações constituem complexos padrões e tem um relevo vertical de poucas centenas de metros e estendem-se por milhares de quilômetros. As formações entalhadas foram aparentemente formadas mais recentemente que a da área escura, cheia de crateras, por causa da tensão dos processos tectônicos globais. A verdadeira razão é desconhecida; entretanto, a expansão local da crosta parece ter realmente ocorrido, fazendo com que a crosta cisalhasse e separasse.

A superfície de Ganimedes está lentamente a ser quebrada. Esta foto de Ganimedes foi registada pela sonda Galileu. A Junho de 1996, passou a 10,000 quilómetros da superfície gelada de Ganimedes, e tirou imagens que mostram complexos detalhes. As características lineares desta foto são escarpas que sobem acima das planícies geladas de Ganimedes. As características circulares são crateras de impacto. Ganimedes é a maior lua de Júpiter e do Sistema Solar.
Crédito: Projecto Galileu, JPL, NASA
Fonte: http://www.ccvalg.pt/
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/ganymede.htm

sexta-feira, 5 de fevereiro de 2016

Io, uma lua de Júpiter





Io, uma das luas de Júpiter, encontra-se à 778 milhões de quilômetros do Sol. Com exceção dos lugares com atividade vulcânica, a temperatura na superfície de Io é muito mais baixa do que o ponto de congelamento. 

Instrumentos à bordo da sonda espacial Galileo mediram a energia em infravermelho emitida pelas partes da lua com atividade vulcânica. Descobriu-se que Io possui pelo menos 12 vulcões ativos expelindo lava à temperaturas de mais de 1200 graus Celsius. 


Mosaico de imagens de Io feitas pela sonda Voyager 1 mostra a região polar sul da lua de Júpiter.
Nessa imagem podemos ver duas das dez maiores montanhas de Io: Euboea Montes na parte superior à esquerda, e Haemus Mons, na parte inferior central da foto. Créditos: NASA / JPL-Caltech


Cientistas acreditam que a lava em um desses vulcões atinge temperaturas de mais de 1700 graus Celsius. Esta temperatura é cerca de 3 vezes mais alta do que a temperatura mais alta da superfície de Mercúrio, o planeta mais próximo do Sol. Dois dos satélites de Júpiter, Europa e Ganimedes, mantêm Io em uma órbita elíptica em torno de Júpiter. 

À medida em que a distância entre o planeta e Io varia, a força da atração gravitacional de Júpiter sobre Io também varia, causando mudanças no formato de Io. Cientistas acreditam que Io se aquece internamente quando muda de formato. Io então liberta seu calor interno na forma de erupções vulcânicas.

Fonte: http://heasarc.gsfc.nasa.gov/nasap/docs/solar2_p/io_p.html
http://www.galeriadometeorito.com/

quarta-feira, 3 de fevereiro de 2016

Sistema Solar pode ter dois planetas a mais além da órbita de Plutão



É possível que o Sistema Solar tenha, pelo menos, mais dois planetas esperando para ser descobertos, além da órbita de Plutão, anunciaram astrônomos britânicos e espanhóis em janeiro de 2016.

A lista oficial de planetas do nosso sistema solar inclui oito corpos solares, entre os quais o gigante gasoso Netuno é o mais afastado.

Para além da órbita de Netuno, Plutão foi relegado ao status de "planeta anão" pela União Astronômica Internacional em 2006, embora seja considerado por alguns o planeta mais distante do sol.

Em um estudo publicado na última edição do periódico mensal "Monthly Notices", da Sociedade Astronômica Real, cientistas propõem que há "pelo menos" dois planetas além de Plutão. Seus cálculos se baseiam no comportamento orbital incomum de rochas espaciais muito distantes, denominados objetos transnetunianos, ou Etnos, na sigla em inglês.

Em teoria, os Etnos deveriam estar dispersos em uma faixa de cerca de 150 Unidades Astronômicas (UA) do Sol. Uma UA corresponde ao espaço entre a Terra e o Sol: quase 150 milhões de quilômetros. Os Etnos também deveriam estar, mais ou menos, no mesmo plano orbital que os planetas do Sistema Solar.

Mas observações de cerca de uma dúzia de Etnos sugeriram uma imagem bem diferente, segundo o estudo. Se a pesquisa estiver correta, os cientistas deduzem que os Etnos se dispersaram muito mais amplamente, entre 150 e 525 UA, com uma inclinação orbital de cerca de 20 graus.

Para explicar esta anormalidade, o estudo sugere que alguns objetos muito grandes, como planetas, devem estar nos arredores e sua força gravitacional está influenciando os Etnos, muito menores, ao redor.

"Este excesso de objetos com inesperados parâmetros orbitais nos leva a crer que algumas forças invisíveis estão alterando a distribuição" de Etnos, disse Carlos de la Fuente Marcos, da Universidade Complutense de Madri.

"O número exato é incerto, uma vez que os dados que temos são limitados, mas nossos cálculos sugerem que há pelo menos dois planetas e, provavelmente, mais, nos confins do nosso Sistema Solar", noticiou a agência de notícias científicas espanhola Sinc, citando o cientista. "Se isto se confirmar, nossos resultados podem ser realmente revolucionários para a astronomia", concluiu. Até agora, não há evidências diretas que sustentem esta teoria.



Fonte: http://g1.globo.com/ciencia-e-saude