Tritão

Características Físicas

Diâmetro equatorial  2,706 km

Densidade média 2,05 g/cm³

Gravidade média 0,08 g

Temperatura média média: -238,5 ºC / -245 ºC min / -232 ºC max

Características Orbitais

período orbital -5,877 d (retrógado)

Velocidade orbital média 5,58 km/s

Composição atmosfera

Nitrogênio 99,9%
Metano 0,1%

Tritão é a maior lua de Neptuno, que se encontra a cerca de 4 500 milhões de quilômetros do Sol. É possivelmente o astro mais frio do sistema solar (-235°C). Descoberto por William Lassell em 1846, somente 17 dias após o descobrimento do próprio planeta, deve seu nome ao deus Tritão da mitologia grega. 

Tritão é um dos astros mais gélidos do sistema solar, com uma história geológica bastante complexa; possui uma superfície bastante jovem e de aspecto rugoso, desfigurada por violentas erupções vulcânicas, rápidos congelamentos de superfície e com repentina fundição, gerando assim uma rede de rachaduras enormes.

O terreno casca-de-meloa visto a 130000 km de distância pela Voyager 2.

Após a passagem de Voyager 2, suas enigmáticas imagens revelaram o que pareceu ser géiseres de nitrogênio líquido emanados de sua superfície gelada. Esta descoberta mudou o conceito clássico do vulcanismo que, até então, supôs que os corpos gelados não seriam geologicamente ativos. Tritão demonstrou que para que haja atividade geológica basta meios fluidos, rocha fundida, nitrogênio ou água.

Neptuno e Tritão três dias depois do sobrevoo da Voyager 2.

Em 1820, William Lassell começou a construir espelhos para o seu telescópio e em 1844 construiu melhores espelhos que permitiram a descoberta do planeta Neptuno, a 23 de Setembro de 1846. A notícia da descoberta terá chegado a John Herschel que decide escrever a Lassell para procurar por satélites no primeiro dia do mês de Outubro, já que havia uma forte probabilidade disso.

Só cem anos depois da descoberta de Tritão é que foram feitas as primeiras observações detalhadas do satélite. Os astrônomos começaram a estudar a lua e descobriram que tinha uma órbita no sentido oposto à órbita de Neptuno e muito inclinada.

A primeira tentativa de medir o diâmetro de Tritão corretamente foi feita por Gerard Kuiper em 1954, que obteve um valor de 3800 km.

Com a aproximação da Voyager 2 a Neptuno a 25 de Agosto de 1989 obtêm-se dados que permitiram a medição correta do diâmetro (estimado em cerca de 2706 km) e decidiu-se que a sonda iria sobrevoar Tritão de perto, mesmo que isso afetasse a sua trajetória e o que se descobriu foi surpreendente.

As poucas crateras que existem em Tritão
revelam uma atividade geológica intensa

Surpreendentemente, Tritão é geologicamente ativo, a sua superfície é recente e com poucas crateras. Existem vales e cristas num padrão complexo por toda a superfície, provavelmente resultantes dos ciclos do congelamento e aquecimento e dos vulcões. 

Tritão possui uma atmosfera ténue composta por azoto (99,9%) com pequenas quantidades de metano (0,01%). A pressão atmosférica tritoniana é de apenas 14 microbars, cerca de 1/70000 da pressão atmosférica terrestre.

Oberon

Características Físicas

Diâmetro equatorial  1,523 km

Densidade média 1,63 g/cm³

Gravidade média 0,658 g

Temperatura média média: -198,2 ºC / -203,2 ºC min / -193,2 ºC max

Características Orbitais

período orbital 13,46 dias

Velocidade orbital média 13,5 km/s

Composição atmosfera

Inexistente

Oberon é a lua mais afastada das cinco grandes luas de Urano. Foi descoberta por William Herschell em 1787. Possui 1600 km de diâmetro e massa aproximadamente igual à da Lua. Sua superfície é rica em gelo e água. Tem cor cinzenta bastante uniforme, interrompida por raios brilhantes situados ao redor de algumas crateras. Não apresenta configurações globais de manchas escuras ou claras. A superfície revela fracos indícios de fendas tectônicas e é crivada de crateras.

Umbriel

Características Físicas

Diâmetro equatorial  2,706 km

Densidade média 1,39 g/cm³

Gravidade média 0,23 g

Temperatura média média: -198,15 ºC / -188,15 ºC max

Características Orbitais

período orbital 4,14 dias

Composição atmosfera

sem informação

Umbriel é uma das cinco grandes luas de Urano. Foi descoberta em 1851 por William Lassell. Umbriel e Oberon parecem-se bastante um com o outro, embora Oberon seja 35% maior. Todas as grandes luas de Urano são uma mistura de 40-50% de água e o resto rocha, uma fração um pouco maior que nas grandes luas de Saturno, como por exemplo Rea.

A superfície altamente craterada tem estado provavelmente estável desde a sua formação. Tem muitas mais e maiores crateras que Ariel e Titânia. É composto na sua maioria por água gelada, balançada com silicatos e metano gelado. A maioria deste último encontra-se na sua superfície.

Umbriel é muito escuro; reflete apenas metade da luz que Ariel, o satélite mais brilhante de Urano. Por coincidência, a cor escura de Umbriel adequa-se ao seu nome: "Umbriel" é um espírito melancólico na obra de Alexander Pope, e o nome sugere a palavra em Latim "umbra", sombra.

A característica mais proeminente de Umbriel é Wunda, um grande anel de material brilhante. É provavelmente algum tipo de cratera, mas a sua natureza exata é ainda desconhecida.

Ariel

Características Físicas

Diâmetro equatorial  1,158 km

Densidade média 1,66 g/cm³

Gravidade equatorial 0,27 g

Temperatura média média: -215,2 ºC 

Características Orbitais

período orbital 2,52 dias

Velocidade orbital média 5,52 km/s

Composição atmosfera

inexistente

Ariel é um dos cinco satélites naturais (lua) do planeta Urano descoberto em 24 de outubro de 1851 por William Lassell. Ariel foi descoberto juntamente com uma outra lua de Urano, Umbriel.

As primeiras e ainda distantes observações de Ariel foram feitas pela sonda Voyager 2 durante seu voo ao redor de Urano em 1986. A Voyager 2 fez sua maior aproximação de Ariel em 24 de janeiro de 1986 e passou à 127 mil km da lua. Devido ao fato de que somente o polo Sul de Ariel está virado para o Sol, somente o hemisfério sul pode ser fotografado (imageado).

Ariel é um satélite relativamente pequeno, mas, ainda sim tem como mérito ser a lua mais brilhante de Urano. Sua superfície é marcada por crateras e são encontrados também grandes vales em fendas que se estendem por toda superfície.

A composição de Ariel é de aproximadamente 70% de gelos (água congelada, dióxido de carbono em estado sólido, e possivelmente também gelo de metano) e 30% de rochas compostas por silicatos. Alguns lugares de Ariel parecem estar cobertos por geada fresca, particularmente, em crateras mais recentes. A mais velha e maior unidade geológica observada em Ariel pela Voyager 2 foi uma vasta área de planícies craterizada no polo sul do satélite. 

A análise das crateras vistas nas planícies craterizadas de Ariel sugere que a maioria delas são mais recentes do que aquelas vistas em Titânia, Oberon, e Umbriel. A maior cratera observada em ariel é a cratera Yangoor, com somente 78 km de secção, e mostra sinais de deformação desde sua formação. A Voyager 2 também observou uma rede de falhas geológicas, canyons, e estruturas em gêlo distribuídas ao longo das latitudes no meio do hemisfério sul de Ariel, quebrando a região de superfícies craterizadas. 

Os canyons provavelmente representam "grabens" formados por falhas extensionais. Matéria lisa e sulcos são vistos em várias partes da rede de vales de Ariel, sugerindo que o fundo dos canyons esteve coberto por gelo morno ejetado do interior de Ariel.

Miranda

Características Físicas

Diâmetro equatorial  471,6 km

Densidade média 1,2 g/cm³

Gravidade equatorial 0,079 g

Temperatura média média: -204,2 ºC / -187,0 ºC max

Composição atmosfera

Inexistente

Miranda é a menor e mais intrigante das grandes luas de Urano.

 Foi descoberta em 1948 por Gerald Kuiper e que lhe deu este nome em homenagem à personagem Miranda, da tragicomédia A Tempestade de William Shakespeare. Possui menos de 500 km de diâmetro, o segundo menor satélite de formato esférico do Sistema Solar.

Miranda tem a superfície mais diversificada, com um relevo bizarramente deformado. Seu ambiente é marcado por depressões e penhascos profundos, zonas cheias de crateras, altas montanhas e planícies suaves.

Os picos mais elevados chegam a medir 15 km de altura e as maiores crateras cerca de 60 km de diâmetro. A maior parte desses relevos são estruturas antigas, mas há algumas recentes.

Devido a sua estranha topografia, supõe-se que Miranda teria sido atingido por um objeto com metade do volume do satélite e os estilhaços teriam criado os anéis do planeta.

Febe

Febe é um dos satélites de Saturno.

Encontra-se a 12.952.000 de quilômetros (8 milhões de milhas) de Saturno. Foi descoberto por William Henry Pickering, em 1898.

O seu descobridor não lhe deu muita atenção, mas outros cientistas estudaram-no e com a ajuda da sonda Cassini, concluíram que Febe orbita na direção retrógada de Saturno (assim veria Saturno nascer a oeste e pôr-se a leste).

A sonda Voyager 2 descobriu que Febe tem uma forma aproximadamente esférica e que reflete 6% da luz do Sol. Febe roda no seu eixo cerca de uma vez a cada nove horas e demora aproximadamente 18 meses a dar uma volta a Saturno.

 Tem um tom avermelhado. Por causa do seu tamanho (220 km de diâmetro) muitos cientistas pensam que poderá ter sido um asteróide, quimicamente primitivo mas com muito Irídio.

Hipérion

Características Físicas

Diâmetro equatorial  270 km

Densidade média 0,5667 g/cm³

Gravidade média 0,0017 g

Temperatura média sem informação

Características Orbitais

período orbital 28,27dias

Velocidade orbital média 5,07 km/s

Composição atmosfera

inexistente

Hipérion é a oitava maior lua de Saturno. Orbita Saturno a 1.481.100 km do planeta, perto de Titã. Possui uma forma totalmente irregular, cheia de crateras, que o deixa parecido com uma esponja. Possui também uma rotação caótica e uma órbita excêntrica.
Hipérion foi descoberta em 1848 independentemente por William Cranch Bond, George Phillips Bond e William Lassel, mas todos foram creditados pela descoberta.
A superfície de Hipérion é totalmente irregular e preenchida por crateras, o que deixa a lua parecida com uma esponja. Uma possível explicação para sua irregularidade na forma é Hipérion ser um fragmento de outro corpo maior que se quebrou em um passado distante.
As últimas análises feitas pela Cassini constataram que cerca de 40% do satélite é vazia e confirmaram que Hipérion é composta principalmente de gelo, com poucas ocorrências rochosas, como pode ser indicado pela sua baixa densidade.
Hipérion é coberto de crateras uniformemente distribuídas em sua superfície. Sua maior cratera possui 121.57 km de diâmetro e 10.2 km de profundidade. As crateras são preenchidas por um material escuro e avermelhado, composto por várias cadeias de hidrogênio e carbono. Acredita-se que a porosidade existente nas crateras ajuda a mantê-las inalteradas com o passar do tempo.

Tétis

Características Físicas

Diâmetro equatorial  1.059 km

Densidade média 0,99 g/cm³

Gravidade média 0,16 m/s²

Temperatura média média: -187 ºC 

Características Orbitais

período orbital 1,888 dias

Composição atmosfera

inexistente

Tétis é um satélite de Saturno; também conhecido como Saturno III. Foi descoberto por Giovanni Cassini em 1684.

É um corpo gelado semelhante na natureza das luas Dione e Rea. A densidade de Tétis é 1,21 g/cm3, indicando que é composto quase totalmente por água gelada.

 A superfície gelada de Tétis está intensamente crivada de crateras e contém rachaduras 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 da cintura indicam que Tétis já foi internamente ativa, provocando a reformação da superfície em partes do terreno antigo. A causa exata da cintura escura é desconhecida, mas conseguiu-se uma interpretação possível a partir das imagens recentes, da sonda Galileo, das luas de Júpiter, Ganímedes e Calisto. Ambos os satélites mostram calotas polares feitas de depósitos de gelo brilhante nas encostas das crateras voltadas para os polos. À distância, as calotas parecem mais brilhantes devido à névoa provocada por milhares de pedaços de gelo nas crateras menores.

Há uma enorme trincheira em Tétis, chamada Ithaca Chasma com cerca de 65 quilômetros (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 fluida e a crosta endurecida antes do interior.

Outra formação proeminente é uma enorme bacia de impacto com 400 quilómetros chamada 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, 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 fundo 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).

Ganímedes

Ganímedes  ou Ganimedes é o principal satélite natural de Júpiter, o maior do Sistema Solar, sendo maior que o planeta Mercúrio em termos de tamanho (mas não de massa). Este gigantesco satélite orbita Júpiter a 1,07 milhão de quilômetros de distância.

Ganímedes foi descoberta em 1610 e é uma das quatro luas de Galileu, descobertas por Galileo Galilei na órbita de Júpiter junto à Erfredon, em suas observações feitas graças à invenção do telescópio. No entanto, Ganímedes é visível a olho nu, mas apenas em condições favoráveis e por aqueles com boa visão.

Os astrônomos, baseados em observações feitas a partir da superfície da Terra, tinham apenas poucas informações sobre Ganimedes, mesmo com o uso dos melhores telescópios de meados do século XX. Foi só quando as sondas Pioneer 10 e Pioneer 11 chegaram a Júpiter em 1973 e em 1974, respectivamente, que se conseguiu obter as primeiras imagens mais detalhadas das grandes luas de Júpiter.

As Pioneer conseguiram captar duas boas imagens de Ganímedes. Estas imagens mostravam pouca variação de cor, mas revelaram uma variação substancial de albedo(Albedo, ou coeficiente de reflexão, é a refletividade difusa ou poder de reflexão de uma superfície).

Em 1979 as sondas Voyager alcançam Júpiter. As imagens da Voyager mostraram que Ganímedes tinha dois tipos de terrenos distintos: uma parte do globo é coberta por crateras, a outra por sulcos, o que revelou que a superfície gelada poderia sofrer processos tectónicos globais.

As Voyager foram as que descobriram que Ganímedes era, na verdade, o maior satélite do Sistema Solar, e não Titã em Saturno como se pensava até então. Isto só foi possível determinar quando as Voyager chegaram a Titã e descobriram que esta tinha uma atmosfera bastante densa que dava aspecto de ser maior.

Na década de 1980 uma equipe de astrônomos indianos e norte-americanos num observatório na Indonésia detectou uma atmosfera ténue à volta de Ganímedes durante uma ocultação quando Júpiter passou em frente de uma estrela. Mais recentemente, o Telescópio Espacial Hubble detectou que essa atmosfera era composta de oxigénio, tal como a atmosfera encontrada em Europa.

Impressão artística mostra Ganimedes,
com suas auroras polares

Em 7 de Dezembro de 1995, a sonda Galileu chegou a Júpiter numa viagem contínua pelo planeta e suas luas durante oito anos. Logo na primeira aproximação a Ganímedes, a Galileo descobriu que Ganímedes tinha o seu próprio campo magnético imerso no campo magnético gigantesco de Júpiter

Utilizando o Telescópio Espacial Hubble, cientistas da NASA anunciaram uma descoberta incrível: alua Ganimedes, de Júpiter, possui um oceano abaixo de sua superfície de gelo. Esse mar subterrâneo de água salgada em Ganimedes teria mais água do que toda a superfície da Terra. Segundo a NASA, essa descoberta eleva drasticamente as chances da vida existir em Ganimedes.