O Plutão e Charon
Come wander with me, she said,
Into regions yet untrod;
And read what is still unread
In the manuscripts of God.
- Longfellow

Introdução

Plutão foi descoberto em 18 de fevereiro de 1930, tornando-se o último planeta descoberto em nosso sistema solar. Plutão está normalmente mais distante do Sol que qualquer dos nove planetas; porém, devido à excentricidade de sua órbita, ele fica mais próximo do Sol que Netuno, durante 20 anos de sua órbita de 249 anos. Plutão fez sua máxima aproximação durante 1989 e permanecerá dentro da órbita de Netuno até 14 de março de 1999.
A órbita de Plutão também é altamente inclinada--17 graus em relação ao plano orbital dos outros planetas. Observações também mostram que o eixo de rotação de Plutão é inclinado a 122 graus. Observações baseadas em terra indicam que a superfície de Plutão é coberta com gelo de metano, e que há uma fina atmosfera que pode gelar e cair à superfície conforme o planeta move-se em torno do Sol. A NASA planeja lançar uma astronave, a Pluto Express [Expresso Plutão], em 2001; isso permitirá aos cientistas estudar o planeta antes que sua atmosfera congele.
Plutão tem um satélite nomeado Charon [Caronte], da mitologia grega, que é o nome do barqueiro que operava a balsa pelo Rio Styx para o reino de Plutão, no reino dos infernos. Charon foi descoberto em 1978. Sua composição de superfície parece ser diferente de Plutão. A lua parece ser coberta com gelo-água, em lugar de gelo de metano. Sua órbita é gravitacionalmente presa a Plutão, de forma que ambos os corpos sempre mantêm o mesmo hemisfério em de frente ao outro. Os períodos de rotação de Plutão e Charon e o período de orbital de Charon são o mesmo.

Estatísticas sobre Plutão
Descoberto por	Clyde W. Tombaugh
Data da descoberta	18 de Fevereiro de 1930
Massa (kg)	1,29e+22
Massa (Terra = 1)	2,1586e-03
Raio equatorial (km)	1,160
Raio equatorial (Terra = 1)	1,8188e-01
Densidade média (g/cm^3)	2,05
Distância média do Sol (km)	5.913.520.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	39,5294
Período de rotação (dias)	-6,3872
Período orbital (anos)	248,54
Velocidade orbital média (km/s)	4,74
Excentricidade orbital	0,2482
Inclinação do eixo (graus)	122,52
Inclinação orbital (graus)	17,148
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	0,4
Velocidade equatorial de escape (km/s)	1,22
Albedo visual geométrico	0,3
Magnitude (Vo)	15,12
Composição atmosférica Metano Nitrogênio	0,3

Estatísticas de Charon
Descoberto por	J. Christy
Data da descoberta	1978
Massa (kg)	1,77e+21
Massa (Terra = 1)	2,9618e-04
Raio equatorial (km)	635
Raio equatorial (Terra = 1)	9,9561e-02
Densidade média (g/cm^3)	1,83
Distância média de Plutão (km)	19.640
Período de rotação (dias)	6,38725
Período orbital (dias)	6,38725
Velocidade orbital média (km/s)	0,23
Excentricidade orbital	0,00
Inclinação orbital (graus)	98,80
Velocidade de escape (km/s)	0,610
Albedo visual geométrico	0,5
Magnitude (Vo)	16,8

Animações de Plutão e Charon

• Filme da Rotação de Plutão - MPEG, 615K. (Cortesia NASA/ESA/ESO)
• Filme da Rotação de Plutão - MPEG, 65K. (Cortesia A.Tayfun Oner, baseado em fotos cortesia do Observatório Marc Buie/Lowell)
• Filme da rotação de Charon - MPEG, 61K. (Cortesia A.Tayfun Oner, baseado em fotos cortesia do Observatório Marc Buie/Lowell)

Visões de Plutão & Charon

Plutão & Charon (GIF, 124K)
Esta visão de Plutão foi tomada pelo Telescópio Espacial Hubble. Ela mostra uma imagem rara de Plutão, minúsculo, com sua lua Charon, que é ligeiramente menor que o planeta. Por que Plutão não tem sido visitado por qualquer espaçonave, ainda permanece um planeta misterioso. Acredita-se que a superfície de Plutão alcance temperaturas tão baixas quanto -240°C (-400°F), devido a sua grande distância do Sol. Da superfície de Plutão, o Sol aparece como apenas uma estrela muito luminosa. (Cortesia NASA) 

Imagem do Telescópio Hubble (GIF, 19K; legenda)
Esta ainda é a visão mais clara do distante planeta Plutão e sua lua, Charon, como revelada pelo Telescópio Espacial Hubble (HST). A imagem foi tomada em 21 de fevereiro de 1994, quando o planeta estava a 4,4 bilhões quilômetros (2,7 bilhão de milhas) da Terra.
A óptica corrigida do HST mostrou os dois objetos como discos claramente separados e agudos. Isto permite agora aos astrônomos medir diretamente (com menos de aproximadamente 1 por cento de erro) o diâmetro de Plutão, de 2.320 quilômetros (1.440 milhas) e o diâmetro de Charon, de 1.270 quilômetros (790 milhas).
As observações do HST mostram que Charon é mais azul que Plutão. Isto significa que os mundos têm estrutura e composição de superfície diferentes. Um destaque luminoso em Plutão indica que poderia ter uma crosta de superfície refletindo suavemente. Uma análise detalhada da imagem do HST também sugere que exista uma área luminosa paralela ao equador em Plutão. Porém, são necessárias observações subseqüentes para confirmar se esta característica é real. Esta nova imagem do HST foi tomada quando Charon estava próximo de seu distânciamento máximo de Plutão (0,9 arcos de segundo). Os dois mundos tem 19.640 quilômetros (12.200 milhas) de separação. (Cortesia NASA/ESA/ESO) 

A Superfície de Plutão (GIF, local 61K; legenda)
A superfície, nunca antes vista, do distante planeta Plutão é exibida nestas imagens do Telescópio Espacial Hubble, da NASA. Estas imagens, que foram feitas em luz azul, mostram que Plutão é um objeto incomumente complexo, com o mais amplo contraste que qualquer outro planeta, exceto a Terra. Plutão provavelmente mostra até mesmo mais contraste e talvez limites mais finos entre áreas claras e escuras que os mostrados aqui, mas a resolução do Hubble (tal qual as antigas imagens telescópicas de Marte) tendem a toldar extremidades e misturar características pequenas que estão dentro de outras, maiores.
As duas pequenas imagens inseridas no topo são imagens reais, do Hubble. O norte é para cima. Cada pixel quadrado (elemento de quadro) tem mais de 100 milhas. A esta resolução, o Hubble discerne 12 "regiões" principais, onde a superfície é luminosa ou escura. As imagens maiores (fundo) são de um mapa global, construído por imagem processada por computador, feita dos dados do Hubble. Estão visíveis os hemisférios opostos de Plutão nestas duas imagens. (Cortesia NASA/ESA/ESO) 

Mapa da Superfície de Plutão (GIF, local 61K; legenda)
Este é o primeiro mapa de superfície baseado em imagens do planeta mais distante no sistema solar, Plutão. O mapa, que cobre 85% da superfície do planeta, confirma que Plutão tem um cinto equatorial escuro e calotas polares luminosas, como deduziu-se de curvas de luz obtidas da Terra durante os eclipses mútuos, que ocorreram entre o Plutão e seu satélite Charon no início dos anos 80.
As variações de brilho neste mapa podem ser devidas a características topográficas, como bacias e crateras de impacto novas. Porém, a maioria das formações de superfície é produzida provavelmente pela distribuição complexa de glaciais que migram pela superfície de Plutão conforme seu ciclos orbitais e sazonais, e por subprodutos de substâncias químicas depositadas pela atmosfera de nitrogênio-metano de Plutão. Nomes podem ser propostos depois para algumas das regiões maiores.
Técnicas de reconstrução de imagem suavisaram os pixels grossos nas quatro imagens originais, de forma a revelar regiões principais onde a superfície é luminosa ou escura. A tira preta que cruza ao fundo corresponde à região circunvizinha ao pólo sul de Plutão, que estava afastado da Terra quando as observações foram feitas, e não pôde ser fotografado. (Cortesia NASA/ESA/ESO) 

Mapa da Superfície de Charon (JPEG, 5K)
Este é o primeiro mapa de superfície de Charon, a lua do planeta mais distante no sistema solar, Plutão. O mapa está baseado em medidas fotométricas. Ele cobre a superfície inteira da lua. (Cortesia A.Tayfun Oner, baseado em imagens cortesia do Observatório Marc Buie/Lowell) 

Comparação Hubble x Telescópios em terra (GIF, 144K)
Esta imagem mostra uma comparação entre uma visão baseada em terra (esquerda) e do Telescópio Espacial Hubble (direita), de Plutão e Charon. 

Telescópio Óptico Nórdico (GIF, 35K)
Esta imagem de Plutão foi tomada pelo Telescópio Óptico Nórdico, de 2,6 metros, localizado em La Palma, Ilhas Canárias. É um bom exemplo que boas imagens podem ser obtidas de telescópios baseados em Terra. (© Copyright Nordic Optical Telescope Scientific Association -- NOTSA) 

Expresso Plutão (GIF, 238K)
Esta é uma pintura, feita por Pat Rawlings, da missão 'Pluto Express', programada para lançamento em 2001, que deve chegar em Plutão em 2006-2008. A missão consistirá de um par de astronaves pequenas, rápidas, relativamente baratas, que pesam menos de 100 quilogramas (220 libras) cada. As astronaves passarão a menos de 15.000 quilômetros (9.300 milhas) de Plutão e Charon. (Cortesia Pat Rawlings/NASA/JPL)

NetunoIn the long run men hit only what they aim at.
- Thoreau

Introdução

Netuno é o planeta mais externo dos gigantes de gás. Tem um diâmetro equatorial de 49.500 quilômetros (30.760 milhas). Se Netuno fosse oco, poderia conter quase 60 Terras. Netuno orbita o Sol a cada 165 anos. Tem oito luas, e seis das quais foram descobertas pela Voyager. Um dia de Netuno tem 16 horas e 6,7 minutos. Netuno foi descoberto em 23 de setembro de 1846 por Johann Gottfried Galle, do Observatório de Berlim, e Louis d'Arrest, um estudante de astronomia, através de predições matemáticas feitas por Urbain Jean Joseph Le Verrier.
Os primeiros dois terços de Netuno estão compostos de uma mistura de pedra fundida, água, amônia líquida e metano. O terço externo é uma mistura de gases aquecidos incluindo hidrogênio, hélio, água e metano. Metano dá a Netuno sua cor de nuvem azul.
Netuno é um planeta dinâmico com várias manchas grandes e escuras, relembrando as tormentas, tipo furacões, de Júpiter. A mancha maior, conhecida como a Grande Mancha Escura, tem aproximadamente o tamanho da Terra e é semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A Voyager revelou uma pequena nuvem, de formato irregular, movendo-se para o leste, correndo ao redor de Netuno a cada 16 horas. Esta vespa, tal qual foi apelidada, poderia ser uma bruma que eleva-se acima de uma coberta de nuvens mais profundas.
Nuvens brilhantes e longas, semelhante a nuvens cirros da Terra, foram vistas alto na atmosfera de Netuno. Na baixas latitudes ao norte, a Voyager capturou imagens de raias de nuvens que lançam suas sombras na cobertura de nuvem abaixo.
Os mais fortes ventos de todos os planetas foram medidos em Netuno. A maioria dos ventos de lá sopram para o oeste, oposto à rotação do planeta. Próximo da Grande Mancha Escura, os ventos sopram a até 2.000 quilômetros (1.200 milhas) por hora.
Netuno tem um conjunto de quatro anéis que são estreitos e muito lânguidos. Os anéis são compostos de partículas de pó, o qual pensava-se serem feitos de meteoritos minúsculos que esmagaram-se nas luas de Netuno. De telescópios baseados em terra, os anéis parecem ser arcos, mas da Voyager 2 os arcos mostraram-se como manchas luminosas ou aglomerações no sistema de anéis. A causa exata das aglomerações luminosas é desconhecida.
O campo magnético de Netuno, assim como o de Urano, é fortemente inclinado em 47 graus em relação ao eixo de rotação e deslocado pelo menos 0,55 raio (aproximadamente 13.500 quilômetros ou 8.500 milhas) do centro físico. Comparando os campos magnéticos dos dois planetas, os cientistas pensam que a extrema inclinação pode ser característica de fluxos no interior do planeta e não o resultado da orientação lateral ou de qualquer possível reversão de campo do planeta.

Estatísticas sobre Netuno
Descobridor	Johann Gotfried Galle
Data da descoberta	23 de Setembro, 1846
Massa (kg)	1,024e+26
Massa (Terra = 1)	1,7135e+01
Raio equatorial (km)	24.746
Raio equatorial (Terra = 1)	3,8799e+00
Densidade média (g/cm^3)	1,64
Distância média do Sol (km)	4.504.300.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	30,0611
Período de rotação (horas)	16,11
Período orbital (anos)	164,79
Velocidade orbital média (km/s)	5,45
Excentricidade orbital	0,0097
Inclinação do eixo (graus)	28,31
Inclinação orbital (graus)	1,774
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	11,0
Velocidade equatorial de escape (km/s)	23,50
Albedo visual geométrico	0,41
Magnitude (Vo)	7,84
Temperatura média das nuvens	-193 to -153°C
Pressão atmosférica (bar)	1-3
Composição atmosférica Hidrogênio Hélio Metano	85% 13% 2%

Animações de Netuno

• Netuno em Rotação - AVI, local 2.8M. (Cortesia NASA/JPL)
• A Mancha Escura de Netuno - AVI, 1.1M. (Cortesia NASA/JPL)
• Filme de Rotação de Netuno, do Hubble - MPEG 480K. O filme, feito de uma série de observações do Hubble de mais de nove órbitas sucessivas, permite aos astrônomos acompanhar movimento de nuvens no planeta. (Cortesia STScI, NASA)

Visões de Netuno

Netuno (GIF, local 291K)
Esta foto de Netuno foi tirada pela Voyager 2 a 20 de agosto de 1989. Uma das grandes formações de nuvem, chamada de Grande Mancha Escura pelos cientistas da Voyager, pode ser vista ao centro da imagem. Ela está a uma latitude de 22 graus sul e circunda Netuno a cada 18,3 horas. As nuvens brilhantes ao sul e leste da Grande Mancha Escura constantemente mudam, em períodos tão curtos quanto quatro horas. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Observações do HST de Netuno (GIF, 146K; JPEG, 33K; legenda)
Estas fotos de Netuno foram construídas, quase em cor verdadeira, das imagens HST/WFPC2 tomadas com filtros espectrais em azul (467-nm), verde (588-nm), e vermelho (673-nm). Há uma formação de nuvem brilhante no pólo sul, próximo da direita inferior da imagem. Podem ser vistas faixas de nuvens luminosas a 30S e 60S de latitude. O hemisfério norte também inclui uma faixa de nuvem luminosa centrada perto de 30° latitude N. O segundo quadro foi compilado de imagens tomadas do planeta após ter girado aproximadamente 180 graus de longitude (aproximadamente 9 horas depois) e mostra o hemisfério oposto.
Uma formação que se distingue por sua ausência é o sistema de tempestades conhecido como Grande Mancha Escura. A segunda mancha escura menor, DS2, que foi vista durante o encontro com a Voyager-2, também está ausente. A ausência destas manchas escuras foi uma das surpresas maiores deste programa. Estas mudanças dramáticas nos amplos sistemas de tempestade e faixas de nuvens que cercam o planeta Netuno não estão, contudo, completamente compreendida, mas eles enfatizam a natureza dinâmica da atmosfera deste planeta, e a necessidade de maior monitoramento. 

HST Observa Nuvens de Grande Altitude (GIF, 109K; JPEG, 25K; legenda)
Estas três imagens foram tomadas em 10 de outubro, 18 de outubro e 2 de novembro de 1994, quando Netuno estava a 4,5 bilhões quilômetros da Terra. Construido durante as descobertas iniciais da Voyager, o Hubble revelou que Netuno tem uma atmosfera notavelmente dinâmica, que muda em apenas alguns dias. A diferença de temperatura entre a forte fonte de calor interna de Netuno e seus topos de nuvem gélidas (-162° Celcius ou -260° Fahrenheit) poderia ativar instabilidades na atmosfera, que conduz estas amplas mudanças meteorológicas. As formações rosas são nuvens de cristais de gelo de metano, em grandes altitudes. 

HST Encontra uma Nova Mancha Escura (GIF, 114K; JPEG, 26K; legenda)
Em junho de 1994, o telescópio Hubble revelou que a Grande Mancha Escura descoberta pela Voyager 2 tinha desaparecida. Esta nova imagem tomada em 2 de novembro, mostra que uma mancha nova, perto da borda do planeta foi formada. Como sua predecessora, a mancha nova tem nuvens de grande altitude ao longo de sua extremidade, causada por gases que a tem empurrado para altitudes mais altas, onde resfriam para formar nuvens de gelo de metano cristalizado. A mancha escura pode ser uma zona de gás claro que é uma janela para uma coberta de nuvens abaixo, na atmosfera. 

Nuvens Cirrus-cumulus (GIF, 195K)
Esta imagem mostra faixas de nuvens do tipo cirrus-cumulus iluminadas pelo sol, no hemisfério norte de Netuno. Estas nuvens lançaram sombras na coberta azul de nuvens, 35 milhas abaixo. As nuvens listradas brancas tem de 48 a 160 quilômetros (30 a 100 milhas) de largura e estendem-se a milhares de milhas. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Imagem em verdadeira-cor (GIF, 339K; JPEG, 33K; TIFF, 1M; legenda)
Esta imagem da Voyager 2 foi processada através de computadores, de forma que ambas as estruturas de nuvens nas regiões escuras, perto do pólo, e as nuvens a leste da luminosa Grande Mancha Escura estão visíveis. Pequenos rastros de nuvens tendendo do leste para oeste, e estruturas de grande escala a leste da Grande Mancha Escura sugerem que ondas estejam presentes na atmosfera e representam um grande papel no tipo de nuvens que são visíveis. (Cortesia NASA/JPL) 

Grande Mancha Escura (GIF, 299K; JPEG, 40K; TIFF, 837K; legenda)
Nuvens brancas plumosas enchem o limite entre as regiões de escuridão e azul claro na Grande Mancha Escura. As formações em catavento, do limite escuro e no cirrus branco, sugere que o sistema de tempestade gira no sentido anti-horário. Formações periódicas de pequena escala na nuvem branca, possivelmente ondas, são de vida curta e não persistem de uma rotação de Netuno para outra. (Cortesia NASA/JPL) 

Mudança na Grande Mancha Escura (GIF, 110K; legenda)
As nuvens brilhantes, do tipo cirrus, de Netuno, mudam rapidamente, formando-se freqüentemente e dissipando em períodos de várias a dezenas de horas. Nesta sucessão de duas rotações de Netuno (aproximadamente 36 horas), a Voyager 2 observou a evolução de nuvens na região ao redor da Grande Mancha Escura, a uma resolução efetiva de cerca de 100 quilômetros (62 milhas) por pixel. As mudanças surpreendentemente rápidas que aconteceram durante as 18 horas que separam cada quadro mostra que nesta região a meteorologia de Netuno é talvez tão dinâmica e variável quanto a da Terra. Porém, a escala é imensa para nossos padrões. A Terra e a Grande Mancha Escura são de tamanhos semelhantes e, na atmosfera frígida de Netuno, onde temperaturas são tão baixas quanto 55 graus Kelvin (-360 F), as nuvens cirrus são compostas de metano congelado em lugar de cristais de gelo de água, como na Terra. (Cortesia NASA/JPL) 

Olhar de despedida (GIF, 148K)
Esta imagem da Voyager 2 mostra uma bonita visão em dual-crescente de Netuno e Tritão. A imagem, tomada em 31 de agosto de 1989, é um tributo final da missão Voyager.(Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Mancha Escura Pequena (GIF, 116K)
Esta imagem mostra a Mancha Escura Pequena, que está ao sul da Grande Mancha Escura. Acredita-se que a mancha pequena é uma tempestade na atmosfera de Netuno, talvez semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Anéis de Netuno (GIF, 89K)
Estas duas exposições de 591 segundos dos anéis de Netuno foram tomadas de longe pela Voyager 2, em 26 de agosto de 1989, de 280.000 quilômetros (174.000 milhas). Os dois anéis principais são claramente visíveis e aparecem completos acima da região mostrada. Também visível nesta imagem está o lânguido anel interno, a aproximadamente 42.000 quilômetros (25.000 milhas) do centro de Netuno, e a faixa lânguida que estende-se suavemente de 53.000 quilômetros (33.000 milhas) até aproximadamente a meio caminho entre os dois anéis luminosos. O clarão luminoso no centro é devido a sobre-exposição do crescente de Netuno. Numerosas estrelas luminosas são visíveis no fundo. Ambos os anéis são contínuos. (Cortesia NASA/JPL) 

Anéis torcidos (GIF, 246K)
Esta porção de um dos anéis de Netuno parece ser torcida. Os cientistas acreditam que parece deste modo porque o material original nos anéis estavam em aglomerados que formaram raias conforme o material orbitava Netuno. O movimento da astronave acrescentou a aparencia trançada, causando um leve borrão na imagem. (Cortesia NASA/JPL) 

Anéis de Netuno

A tabela seguinte é um resumo sobre os anéis de Netuno.

Nome	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
1989N3R	41.900 km	15 km	?	?	baixo
1989N2R	53.200 km	15 km	?	?	baixo
1989N4R	53.200 km	5.800 km	?	?	baixo
1989N1R	62.930 km	< 50 km	?	?	baixo

*Distância medida do centro do planeta ao começo do anel.

Resumo sobre as Luas de Netuno

A tabela seguinte resume o raio, massa, distância do centro do planeta, descobridor e a data da descoberta de cada uma das luas de Netuno:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Naiad	III	29	?	48.000	Voyager 2	1989
Thalassa	IV	40	?	50.000	Voyager 2	1989
Despina	V	74	?	52.500	Voyager 2	1989
Galatea	VI	79	?	62.000	Voyager 2	1989
Larissa	VII	104x89	?	73.600	Voyager 2	1989
Proteus	VIII	200	?	117.600	Voyager 2	1989
Tritão	I	1.350	2,14e+22	354.800	W. Lassell	1846
Nereid	II	170	?	5.513.400	G. Kuiper	1949

UranoThe important thing is not to stop questioning.
- Albert Einstein

Introdução

Urano é o sétimo planeta do Sol e é o terceiro maior no sistema solar. Foi descoberto por William Herschel em 1781. Tem um diâmetro equatorial de 51.800 quilômetros (32.190 milhas) e orbita o Sol uma vez a cada 84,01 anos da Terra. Tem uma distância média do Sol de 2,87 bilhões quilômetros (1,78 bilhão milhas). A duração de um dia em Urano é de 17 horas 14 minutos. Urano tem 15 luas, pelo menos. As duas luas maiores, Titania e Oberon, foram descobertas por William Herschel em 1787.
A atmosfera de Urano está composta de 83% hidrogênio, 15% hélio, 2% metano e quantias pequenas de acetileno e outros hidrocarbonetos. Metano na atmosfera superior absorve luz vermelha e dá a Urano sua cor azul-verde. A atmosfera é organizada em nuvens que correm em latitudes constantes, semelhantes à orientação das faixas latitudinais mais vívidas, vistas em Júpiter e Saturno. Ventos a latitudes intermediárias em Urano sopram na direção da rotação do planeta. Estes ventos sopram a velocidades de 40 a 160 metros por segundo (90 a 360 milhas por hora). Experiências científicas com rádio descobriram ventos de cerca de 100 metros por segundo soprando na direção oposta, no equador.
Urano é diferente pelo fato de que é inclinado de lado. Pensa-se que sua posição incomum é resultado de uma colisão com um corpo do tamanho de um planeta, no início da história do sistema solar. AVoyager 2 descobriu que uma das influências mais notáveis desta posição de lado é seu efeito na cauda do campo magnético, que é por sí só inclinado 60 graus em relação ao eixo de rotação do planeta. ACauda Magnética moustrou-se torcida pela rotação do planeta em uma longa forma espiralada atrás do planeta. A fonte de campo magnética é desconhecida; pensou-se exisir um oceano de água e amônia, eletricamente condutivo, super-pressurizado, entre o núcleo e a atmosfera; tal oceano parece agora ser inexistente. Acredita-se que os campos magnéticos da Terra e outros planetas surgem de correntes elétricas produzidas nos seus núcleos derretidos.

Anéis de Urano

Em 1977, foram descobertos os primeiros nove anéis de Urano. Durante os encontros das Voyagers, estes anéis foram fotografados e medidos, assim como foram os outros dois novos anéis. Os Anéis de Urano são distintamente diferentes dos em Júpiter e Saturno. O anel épsilon externo é principalmente composto de pedregulhos de gelo de vários pés de largura. Uma distribuição muito tênue de pó fino também parece estar esparramada ao longo do sistema de anéis.
Pode haver um número grande de anéis estreitos, ou anéis possivelmente incompletos ou arcos de anel, tão pequenos quanto 50 metros (160 pés) de largura. As partículas individuais dos anéis foram descobertas como sendo de baixa reflexibilidade. Pelo menos um anel, o épsilon, descobriu-se ser de cor cinza. As luas Cordelia e Ophelia agem como satélites pastores para o anel épsilon.

Estatísticas de Urano
Descobridor	William Herschel
Data da descoberta	1781
Massa (kg)	8,686e+25
Massa (Terra = 1)	1,4535e+01
Raio equatorial (km)	25.559
Raio equatorial (Terra = 1)	4,0074
Densidade média (g/cm^3)	1,29
Distância média do Sol (km)	2.870.990.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	19,1914
Período de rotação (horas)	-17,9
Período orbital (anos)	84,01
Velocidade orbital média (km/s)	6,81
Excentricidade orbital	0,0461
Inclinação do eixo (graus)	97,86
Inclinação orbital (graus)	0,774
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	7,77
Velocidade equatorial de escape (km/s)	21,30
Albedo visual geométrico	0,51
Magnitude (Vo)	5,52
Temperatura média das nuvens	-193°C
Pressão atmosférica (bar)	1,2
Composição atmosférica Hidrogênio Hélio Metano	83% 15% 2%

Animações de Urano

• Retrospécto histórico: Descoberta de Urano - AVI, 3M. (Cortesia NASA/JPL)
• Campo magnético de Urano - AVI, 3.4M. (Cortesia NASA/JPL)
• Núcleo & campo magnético de Urano - AVI, 5.7M. (Cortesia NASA/JPL)

Visões de Urano

Urano (GIF, 171K)
Esta visão de Urano foi tomada pela Voyager 2 em Janeiro de 1986. A cor esverdeada de sua atmosfera é devido ao metano e fumaça fotoquímica de grande altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Urano em Cor Verdadeira e Falsa Cor (GIF, 685K; JPEG, 66K; TIFF, 3M)
Estas duas fotos de Urano, uma em verdadeira cor (esquerda) e a outra em falsa cor, foram compiladas de imagens enviadas em 17 de janeiro de 1986, pela máquina fotográfica de ângulo estreito da Voyager 2. A espaçonave estava a 9,1 milhões de quilômetros (5,7 milhões de milhas) do planeta, a vários dias da máxima aproximação. A imagem à esquerda foi processada para mostrar Urano como os olhos humanos o veriam do ponto especial em que estava a espaçonave. O quadro é uma combinação de imagens tomadas com filtros azuis, verdes e laranja. As matizes mais escuras na parte superior direita do disco do planeta correspondem ao limite entre o dia e a noite no planeta. Além deste limite está o oculto hemisfério norte de Urano, que permanece em escuridão total conforme o planeta gira. A cor azul-verde resulta da absorção de luz vermelha pelo gás metano na profunda atmosfera de Urano, fria e notavelmente clara. O quadro à direita usa falsa cor e aumento de contraste para obter detalhes sutis na região polar de Urano. Imagens obtidas por filtros ultravioleta, violeta e laranja foram convertidas respectivamente às mesmas cores azuis, verdes e vermelhas para produzir o quadro à esquerda. Os contrastes muito leves visíveis em verdadeira cor são grandemente exagerados aqui. Neste quadro de falsa-cor, Urano revela uma calota polar escura, cercada por uma série de faixas concêntricas progressivamente mais claras. Uma possível explicação é que uma névoa ou fumaça castanha, concentrada acima do pólo, é organizada em faixas devido aos movimentos locais da atmosfera superior. A faixa amarela e laranja brilhante, na borda mais inferior do planeta, é um artifício devido ao reforço de imagem. De fato, a borda é escura e uniforme, em cor, ao redor do planeta. (Cortesia NASA/JPL) 

Imagem de Adeus, da Voyager (GIF, 203K; JPEG, 15K; TIFF, 698K)
Esta visão de Urano foi registrada pela Voyager 2 em 25 de janeiro de l986, quando a astronave deixou para trás o planeta e partiu em sua viagem para Netuno. A Voyager estava a 1 milhão de quilômetros (620.000 de milhas) de Urano quando tomou esta imagem com a lente de grande angular. A imagem, uma composição de cores compostas por quadros azul, verde e laranja, tem uma resolução de 140 quilômetros (90 milhas). O fino crescente de Urano é visto a um ângulo de 153 graus entre a astronave, o planeta e o Sol. Até mesmo a este ângulo extremo, Urano retém a cor azul-verde pálida vista pelos astrônomos baseados em terra, e registrada pela Voyager durante seu encontro histórico. Esta cor resulta da presença de metano na atmosfera de Urano; o gás absorve comprimentos de onda vermelhos da luz, e deixa o matiz predominante visto aqui. A tendência da extremidade da borda do crescente em tornar-se branca é causada pela presença de uma névoa de grande altitude. (Cortesia NASA/JPL) 

Hubble Captura a Rotação de Urano (GIF, 130K; legenda, 2K)
Esta visão de Urano foi tomada pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA, e revela um par de nuvens luminosas no hemisfério meridional do planeta, e uma névoa de grande altitude que forma um "boné" sobre o pólo sul do planeta. Esta é apenas uma visão de uma sucessão de três, que podem ser obtidas selecionando a imagem gif acima.
Esta nova visão, do Hubble, foi obtida em 14 de agosto de 1994, quando Urano estava a 2,8 bilhões quilômetros (1,7 bilhão de milhas) da Terra. Estes detalhes atmosféricos só foram vistos previamente pela espaçonave Voyager 2, que voou por Urano em 1986. Desde então, observações detalhadas das características atmosféricas de Urano não foram possíveis, por que o planeta está no limite de resolução de telescópios baseados em terra.
A Câmera Planetária 2 de Campo Aberto do Hubble observou Urano por um filtro que é sensível à luz refletida por nuvens de grande altitude. Isto torna uma névoa de grande altitude sobre a região polar sul de Urano claramente visível, junto com um conjunto de nuvens de grande altitude, ou formações tipo plumagem, que tem entre 4.300 e 3.100 quilômetros (2.500 e 1.800 milhas) de comprimento, respectiviamente. (Crédito Kenneth Seidelmann, Observatório Naval norte-americano, e NASA)
Duas imagens adicionais do Telescópio Hubble podem ser encontradas aqui.

• Urano, Anéis e Satélites (GIF 31K, ; legenda, 3K)
• Urano (GIF, 73K; legenda, 2K)

Satélites Pastores (GIF, 320K; JPEG, 135K)
A descoberta de dois satélites pastores avançou nossa compreensão da estrutura dos anéis de Urano. As luas Cordelia (1986U7) e Ophelia (1986U8) são vistas aqui em qualquer lado do brilhante anel épsilon; todos os 9 anéis conhecidos de Urano conhecidos também estão visíveis. O anel épsilon aparece cercado por um halo escuro como resultado do processamento de imagem; marcas ocasionais vistas no anel também. Contido dentro do anel épsilon, estão o anel delta, gama e eta; o anel beta e o alfa; e finalmente os pouco visíveis anéis 4, 5 e 6. Os anéis foram estudados desde sua descoberta em 1977. (Cortesia NASA/JPL) 

Mais anéis de Urano(GIF, 78K; TIFF, 14K)
Os 9 anéis conhecidos de Urano são visíveis aqui. Linhas em pastel, um pouco mais lânguidas, vistas entre os anéis são resultantes do tratamento por computador. Foram usadas seis imagens de ângulo estreito para extrair informação de cor dos anéis, extremamente escuros e lânguidos. A imagem final foi feita de três médias de cor, e representa imagem melhorada, e de falsa-cor. A imagem mostra o anel mais luminoso, épsilon, no topo em cor neutra, com os 8 anéis mais tênues restantes, exibindo as diferenças de cor entre eles.(Cortesia NASA/JPL) 

A Família de Urano (GIF, 120K)
Esta montagem de imagens do sistema de Urano foi feita através de montagem de imagens tomadas pela espaçonave Voyager 2, durante seu encontro com Urano em janeiro de 1986. A visão artística mostra Ariel em primeiro plano, Urano elevando-se atrás, Umbriel à esquerda, Miranda no primeiro plano à direita, Titania, que enfraquece distante ao longe, à direita, e Oberon, em sua órbita distante ao topo. (Cortesia NASA/JPL) 

Anéis de Urano

Segue abaixo um resumo dos anéis de Urano.

Nome	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
1986U2R	38.000 km	2.500 km	0,1 km	?	0,03
6	41.840 km	1-3 km	0,1 km	?	0,03
5	42.230 km	2-3 km	0,1 km	?	0,03
4	42.580 km	2-3 km	0,1 km	?	0,03
Alpha	44.720 km	7-12 km	0,1 km	?	0,03
Beta	45.670 km	7-12 km	0,1 km	?	0,03
Eta	47.190 km	0-2 km	0,1 km	?	0,03
Gamma	47.630 km	1-4 km	0,1 km	?	0,03
Delta	48.290 km	3-9 km	0,1 km	?	0,03
1986U1R	50.020 km	1-2 km	0,1 km	?	0,03
Epsilon	51.140 km	20-100 km	< 0,15 km	?	0,03

*A distância é medida do centro de planeta até o começo do anel.

Resumo sobre as Luas de Urano

A tabela seguinte resume o raio, massa, distância do centro do planeta, descobridor e a data de descoberta de cada uma das luas de Urano:

Moon	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Cordelia	VI	13	?	49.750	Voyager 2	1986
Ophelia	VII	16	?	53.760	Voyager 2	1986
Bianca	VIII	22	?	59.160	Voyager 2	1986
Cressida	IX	33	?	61.770	Voyager 2	1986
Desdemona	X	29	?	62.660	Voyager 2	1986
Juliet	XI	42	?	64.360	Voyager 2	1986
Portia	XII	55	?	66.100	Voyager 2	1986
Rosalind	XIII	27	?	69.930	Voyager 2	1986
Belinda	XIV	34	?	75.260	Voyager 2	1986
Puck	XV	77	?	86.010	Voyager 2	1985
Miranda	V	235,8	6,33e+19	129.780	G. Kuiper	1948
Ariel	I	578,9	1,27e+21	191.240	W. Lassell	1851
Umbriel	II	584,7	1,27e+21	265.970	W. Lassell	1851
Titania	III	788,9	3,49e+21	435.840	W. Herschel	1787
Oberon	IV	761,4	3,03e+21	582.600	W. Herschel	1787

SaturnoIt is difficult to say what is impossible, for the dream of yesterday is the hope of today and reality of tomorrow.
- Robert Goddard

Introdução

Saturno é o sexto planeta a partir do Sol, e é o segundo maior do sistema solar, com um diâmetro equatorial de 119.300 quilômetros (74.130 milhas). Muito do que é conhecido sobre o planeta deve-se às explorações da Voyager, em 1980-81. Saturno é visivelmente achatado nos pólos, devido a rotação muito rápida do planeta em torno de seu próprio eixo. Seus dias são de 10 horas e 39 minutos, levando 29,5 anos terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta de hidrogênio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de um oceano grande o suficiente ser encontrado, Saturno iria flutuar nele. A enevoada coloração amarela da atmosfera de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas similares, mas mais indistintas que as encontradas em Júpiter.
O vento sopra em altas velocidades em Saturno. Próximo ao equador, ele atinge velocidades de 500 metros por segundo (1.100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direção leste. Os ventos mais fortes são encontram-se próximos ao equador, e a velocidade diminui uniformemente com o aumento da latitude. Em latitudes maiores que 35 graus, ventos alternam sua direção de leste para oeste conforme a latitude aumenta.
O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objetos do sistema solar. Os anéis estão divididos em um número de diferentes partes, incluindo os brilhantes anéis A e B, e o anel C, mais tênue. O sistema de anéis tem várias fendas. A fenda mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke [Enque], que divide o Anel A, tem seu nome graças a Johann Encke, que o descobriu em 1837. Sondas espaciais tem mostrado que os principais anéis são realmente feitos de um grande número de pequenos e estreitos anéis. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados de luas maiores que foram despedaçadas por impactos de cometas e meteoróides. A composição dos anéis não é conhecida com certeza, mas os anéis exibem uma quantidade significante de água. Eles podem ser compostos de icebergs e/ou bolas de gelo de poucos centímetros a poucos metros de dimensão. Muito da elaborada estrutura de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites próximos. Este fenômeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam o material do anel.
As Voyagers também encontraram no grande anel B formações radiais, com formato de raios. Acredita-se que tais formações são compostas por finas partículas do tamanho de grãos de pó. Observou-se que os raios formavam-se e desapareciam entre as diferentes imagens tomadas pelas Voyagers. Apesar de que cargas eletrostáticas podem criar raios através da levitação de partículas de poeira acima do anel, a exata causa da formação destes raios não está bem coompreendida.
Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites em um planeta do sistema solar. Em 1995, cientistas utilizando o Telescópio Espacial Hubble viram quatro objetos que podem ser novas luas.

Estatísticas sobre Saturno
Massa (kg)	5,688e+26
Massa (Terra = 1)	9,5181e+01
Raio equatorial (km)	60.268
Raio equatorial (Terra = 1)	9.4494e+00
Densidade média (g/cm^3)	0,69
Distância média do Sol (km)	1.429.400.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	9,5388
Período de rotação (horas)	10,233
Período Orbital (anos)	29,458
Velocidade orbital média (km/s)	9,67
Excentricidade orbital	0,0560
Inclinação do eixo (graus)	25,33
Inclinação orbital (graus)	2,488
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	9,05
Velocidade equatorial de escape (km/s)	35,49
Albedo geométrico visual	0,47
Magnitude (Vo)	0,67
Temperatura média das nuvens	-125°C
Pressão atmosférica (bar)	1,4
Composição atmosférica Hidrogênio Hélio	97% 3%

Animações de Saturno

• Raios nos anéis de Saturno - AVI, 1.3M. (Cortesia NASA/JPL)
• 60-HST imagens mostrando uma tormenta na atmosfera de Saturno - MPEG, 186K. (Cortesia NASA)

Visões de Saturno

Saturno (GIF, local 209K; JPEG, 27K; TIFF, 1M)
A Voyager 2, da NASA, tomou esta foto de Saturno em 21 de Julho de 1981, quando a espaçonave estava a 33,9 milhões de quilômetros (21 milhões de milhas) do planeta. Duas brilhantes nuvens, presumivelmente convectivas são visíveis no meio do hemisfério norte, e várias formações como que raios, escuras, podem ser vistas no grande anel B (à esquerda do planeta). As luas, Réa e Dione, aparecem como pontos azuis ao sul e sudeste de Saturno, respectivamente. A Voyager 2 fez sua máxima aproximação de Saturno em 25 de Agosto de 1981. (Cortesia NASA/JPL) 

Saturno & suas Luas (GIF, 275K; JPEG, 26K; TIFF, 2M)
Saturno e duas de suas luas, Tétis (acima) e Dione, foram fotografadas pela Voyager 1 em 3 de Novembro de 1980, a uma distância de 13 milhões de quilômetros (8 milhões de milhas). As sombras dos três brilhantes anéis de Saturno e de Tétis estão projetadas sobre o topo das nuvens. A borda do planeta pode ser facilmente vista através da Divisão Cassini, de 3.500 quilômetros de largura (2.170 milhas), que separa o anel A do anel B. A vista através da Divisão Encke, muito mais estreita, é menos clara. Além da Divisão Encke (à esquerda) está o mais tênue dos três brilhantes anéis de Saturno, o anel C ou anel crepe, quase invisível contra o planeta. (Cortesia NASA/JPL) 

Telescópio Óptico Nórdico (GIF, 43K)
Esta imagem de Saturno foi tomada pelo Telescópio Óptico Nórdico, de 2,6 metros, situado em La Palma, Ilhas Canárias. (© Copyright Nordic Optical Telescope Scientific Association -- NOTSA) 

Os Anéis de Saturno, de Topo
Em um dos exemplos mais dramáticos da natureza de "agora-você os-vê, agora-você-não-os-vê," o Telescópio Espacial Hubble, da NASA, tomou esta foto de Saturno em 22 de Maio de 1995, quando o magnífico sistema de anéis do planeta estava de topo. Esta travessia pelo plano dos anéis ocorre aproximadamente a cada 15 anos, quando a Terra transpassa o plano dos anéis de Saturno.
Os anéis não desaparecem completamente por que a borda dos anéis reflete a luz solar. A faixa escura atravessando o meio de Saturno é a sombra dos anéis projetada no planeta ( O sol está quase 3 graus acima do plano dos anéis.) A faixa de brilho diretamente acima da sombra dos anéis é causada pela luz solar refletida dos anéis para a atmosfera de Saturno. Duas das luas geladas de Saturno são visíveis tal como pequeninos objetos, parecidos com estrelas, no plano dos anéis, ou próximo dele.

• Comparação dos anéis em topo com uma observação mais tradicional. (GIF, 144K; legenda)
• Seqüência de Três imagens da travessia do plano dos anéis. (GIF, 113K; legenda)
• Seqüência de Três imagens da travessia do plano dos anéis com legendas. (GIF, 120K; legenda)
• Travessia do Plano dos Anéis em Agosto de 1995. (GIF, 106K; legenda)

Tormenta em Saturno (GIF, 72K; TIF, 2M; legenda)
Esta imagem, tomada pelo Telescópio Espacial Hubble, mostra uma rara tormenta que aparece como uma formação em forma de ponta-de-flecha, branca, próxima ao equador do planeta. A tormenta é gerada pela ascenção de ar mais aquecido, similar às formações cúmulos da Terra. A extensão leste-oeste da tormenta é igual ao diâmetro da Terra (cerca de 12.700 quilômetros ou 7.900 milhas). As imagens do Hubble são precisas o suficiente para revelar que os ventos prevalescentes de Saturno moldam uma "cunha" escura no lado oriental (esquerda) da brilhante nuvem central. Os ventos mais fortes do planeta, que avançam para o leste a velocidades de 1.600 quilômetros (1.000 milhas) por hora, conforme dados baseados nas imagens da espaçonave Voyager tomadas em 1980-81, estão nas latitudes da cunha.
Ao norte desta formação de aspécto de uma ponta-de-flecha, os ventos diminuem de modo que o centro da tormenta está movendo-se para leste em relação ao fluxo local. As nuvens expandindo-se ao norte da tormenta são varridas para o oeste pelos ventos das latitudes mais altas. Os fortes ventos próximos da latitude da cunha escura sopram na parte norte da tormenta, criando um distúrbio secundário que gera as tênues nuvens brancas ao leste (direita) do centro da tormenta. As nuvens brancas da tormenta são cristais de amônia que formam-se quando o fluxo ascendente de gases mais aquecidos forçam seu caminho através do topo das gélidas nuvens de Saturno. 

Visões do Hubble das Auroras em Saturno (GIF, 130K; legenda)
O topo da imagem mostra a primeiríssima imagem obtida do brilho auroreal nos pólos norte e sul de Saturno, vistos em luz ultravioleta distante pelo Telescópio Espacial Hubble. O Hubble discerne uma faixa circular luminosa centrada no pólo norte, onde um enorme cortina auroreal eleva-se a 2.000 quilômetros (1.200 milhas) acima do topo das nuvens. Esta cortina mudou rapidamente em brilho e extensão durante o período de duas horas de observação do Hubble.
A aurora é produzida por partículas carregadas capturadas precipitando-se desde a magnetosfera, e colidindo com os gases atmosféricos. Como resultado deste bombardeamento, os gases de Saturno brilham em comprimentos de onda dentro do ultravioleta distante (110-160 nanometros). Estes comprimentos de onda são absorvidos pela atmosfera da Terra, e só podem ser observados de telescópios espaciais.
A título de comparação, a imagem debaixo é uma composição colorida de Saturno na faixa de luz visível, como vista pelo Hubble em primeiro de Dezembro de 1994. Diferente da imagem em ultravioleta, os familhares cintos e zonas atmoféricos de Saturno são claramente vistos. O banco de nuvens mais baixas não é visível em comprimentos de onda UV porque a luz solar é refletida pelas mais altas na atmosfera.

Última Vista de Saturno (GIF, 316K)
Dois dias após seu encontro com Saturno, a Voyager 1 voltou-se para o planeta, que estava a uma distância maior que 5 milhões de quilômetros (3 milhões de milhas). Esta vista de Saturno nunca havia sido obtida por um telescópio baseado na Terra, pois a Terra está tão próxima do Sol que somente a face iluminada pelo Sol pode ser vista. (Copyright Calvin J. Hamilton) 

Anéis de Saturno (GIF, 204K)
Esta imagem, em cor melhorada, mostra manchas escuras em forma de raios que ocorrem nos anéis. Os raios parecem formar-se muito rapidamente nas bordas agudas para então desaparecerem. O anel A aparece como o anel mais externo, mas nesta imagem ele aparece como dois anéis divididos pela Divisão Encke. A Divisão Cassini divide os anéis A e B.(Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Imagem dos Anéis de Saturno, em Cor Falsa (JPEG, 127K)
Possíveis variações na composição química de uma parte do sistema de anéis para outra dos anéis de Saturno são visíveis nesta foto da Voyager 2, aqui mostradas como variações sutis de cor que podem ser identificadas por técnicas especiais de processamento por computador. Esta foto com cor muito melhorada foi feita a partir de fotos com filtros claro, laranja e ultravioleta obtidas em 17 de Agosto de 1981, à distância de 8,9 milhões de quilômetros (5,5 milhões de milhas). Além da cor azul do anel C, previamente conhecida, e da Divisão Cassini, a foto mostra diferenças adicionais de cor entre o anel B interno e a região externa (onde os raios formam-se) e entre estes e o anel A. (Cortesia NASA/JPL) 

O Anel F de Saturno (GIF, 31K)
O anel mais externo de Saturno, o anel F é uma complexa extrutura feita de dois anéis estreitos, brilhantes e trançados ao longo dos quais "nós" são visíveis. Cientistas especulam que os nós podem ser acúmulos de matéria do anel, ou luas muito pequenas. O anel F foi fotografado a uma distância de 750.000 quilômetros (470.000 milhas). (Cortesia NASA/JPL) 

A Família Saturno (GIF, 127K; JPEG, 55K; legenda)
Esta montagem de imagens do Sistema Saturniano foi preparada a partir de um conjunto de imagens tomadas pela espaçonave Voyager 1 durante seu encontro com Saturno, em Novembro de 1980. Esta visão artística mostra Dione em frente, Saturno ergendo-se atrás, Tétis e Mimas desaparecendo, distantes, à direita; Encélado e Réa fora dos anéis de Saturno, à esquerda, e Titã em sua distante órbita, no topo. (Cortesia NASA/JPL)
Estrutura dos Satélites e do Plano de Anéis de Saturno (GIF, 76K; TIFF, 1M)
Esta imagem mostra os satélites de Saturno aproximadamente em escala, assim como a estrutura de anéis de Saturno. (Cortesia Dave Seal, JPL) 

Anéis de Saturno

A seguir está um resumo dos Anéis de Saturno.

Name	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
D	67.000 km	7.500 km	?	?	?
C	74.500 km	17.500 km	?	1,1x10^18 kg	0,25
Div Maxwell	87.500 km	270 km
B	92.000 km	25.500 km	0,1-1 km	2,8x10^19 kg	0,65
Div Cassini	117.500 km	4.700 km	?	5,7x10^17 kg	0,30
A	122.200 km	14.600 km	0,1-1 km	6,2x10^18 kg	0,60
Div Encke	133.570 km	325 km
Div Keeler	136.530 km	35 km
F	140.210 km	30-500 km	?	?	?
G	165.800 km	8.000 km	100-1000 km	6-23x10^6 kg	?
E	180.000 km	300.000 km	1.000 km	?	?

*A distância é medida do centro do planeta ao início do anel.

Resumo sobre as Luas de Saturno

Saturno tem 18 satélites oficialmente reconhecidos e nomeados. Além destes, existem outros satélites não-confirmados. Um circula na órbita de Dione, um segundo está localizado entre as órbitas de Tétis e Dione, e um terceiro está localizado entre Dione e Réa. Os satélites não-confirmados foram encontrados em fotos da Voyager, mas não foram confirmados em outra observação. Recentemente, o Telescópio Espacial Hubble tomou imagens de quatro objetos que podem ser novas luas.
Várias generalizações podem ser feitas sobre os satélites de Saturno. Somente Titã possui uma atmosfera apreciável. A maioria dos satélites tem uma rotação síncrona. As excessões são Hipérião, que tem órbita caótica, e Febe. Saturno tem um sistema regular de satélites. Isto é, os satélites tem órbitas quase circulares e estão situados no plano equatorial. As duas excessões são Jápeto e Febe. Todos os satélites tem densidade < 2 g/cm³. Isto indica que são compostos de 30 a 40% de rochas e 60 a 70% de água congelada. A maioria dos satélites reflete 60 a 90% da luz que os atinge. Os quatro satélites mais externos refletem menos que isso e Febe reflete apenas 2% da luz que o atinge.
A tabela seguinte resume o raio, massa, distância do centro do planeta, descobridor e a data de descobrimento de cada um dos satélites confirmados de Saturno:

Moon	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Pan	XVIII	9,655	?	133.583	M. Showalter	1990
Atlas	XV	20x15	?	137.640	R. Terrile	1980
Prometeo	XVI	72,5x42,5x32,5	2,7e+17	139,350	S. Collins	1980
Pandora	XVII	57x42x31	2,2e+17	141.700	S. Collins	1980
Epimeteo	XI	72x54x49	5,6e+17	151.422	R. Walker	1966
Jano	X	98x96x75	2,01e+18	151.472	A. Dollfus	1966
Mimas	I	196	3,80e+19	185.520	W. Herschel	1789
Encélado	II	250	8,40e+19	238.020	W. Herschel	1789
Tétis	III	530	7,55e+20	294.660	G. Cassini	1684
Telesto	XIII	17x14x13	?	294.660	B. Smith	1980
Calipso	XIV	17x11x11	?	294.660	B. Smith	1980
Dione	IV	560	1,05e+21	377.400	G. Cassini	1684
Helena	XII	18x16x15	?	377.400	Laques-Lecacheux	1980
Réa	V	765	2,49e+21	527.040	G. Cassini	1672
Titã	VI	2.575	1,35e+23	1.221.850	C. Huygens	1655
Hipérião	VII	205x130x110	1,77e+19	1.481.000	W. Bond	1848
Jápeto	VIII	730	1,88e+21	3.561.300	G. Cassini	1671
Febe	IX	110	4,0e+18	12.952.000	W. Pickering	1898
Possíveis Novos Satélites de Saturno

JúpiterThen felt I like some watcher of the skies when a new planet swims into his ken. - John Keats

Introdução

Júpiter é o quinto planeta a partir do Sol, e é o maior no sistema solar. Se Júpiter fosse oco, poderia caber mais de mil Terras dentro. Ele também contém mais matéria que todos os outros planetas combinados. Ele tem uma massa de 1,9 x 10²⁷ kg e tem 142.800 quilômetros (88.736 milhas) de diâmetro no equador. Júpiter possui 16 satélites, quatro dos quais - Calisto, Europa, Ganimede e Io - foram observados por Galileo em 1610. Existe um sistema de anéis, mas que é muito tênue, sendo totalmente invisível da Terra. (Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1.) A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, sendo em termos, parecido como o Sol. Ela é composta principalmente de hidrogênio e hélio, com pequenas quantidades de metano, amônia, vapor d'água e outros componentes. A grandes profundidades dentro de Júpiter, a pressão é tão grande que os átomos de hidrogênio são quebrados e seus elétrons são liberados de forma que os átomos resultantes consistem-se de simples prótons. Isto produz um estado no qual o hidrogênio torna-se metálico.
Coloridas faixas latitudinais, tempestades e nuvens atmosféricas ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. As formações de nuvens mudam em horas ou dias. A Grande Mancha Vermelha é uma complexa tempestade movendo-se em direção horária. Na borda externa, a matéria parece girar em quatro a seis dias; próximo ao centro, os movimentos são pequenos e de direção praticamente aleatória. Uma cadeia de outras tempestades menores e redemoinhos podem se formar por todas as faixas de nuvens.
Emissões Auroreais, similares às auroras boreais terrestres, foram observadas nas regiões polares de Júpiter. As emissões auroreais parecem estar relacionadas ao material de Io que cai na atmosfera de Júpiter acompanhado suas linhas magnéticas espirais. Também foram observados relâmpagos luminosos sobre as nuvens, similares aos super relâmpagos da alta atmosfera da Terra.

Os Anéis de Júpiter

Ao contrário dos intrincados e complexos anéis de Saturno, Júpiter tem um único anel que é quase uniforme em sua estrutura. Ele provavelmente é composto por partículas de poeira com menos de 10 mícrons de diâmetro -- algo do tamanho de partículas da fumaça de cigarros. Sua borda externa tem diâmetro de aproximadamente 129.000 quilômetros (80.161 milhas), e sua interna tem 30.000 quilômetros (18.642 milhas), contados a partir do centro do planeta. A origem do anel é provavelmente devida ao bombardeamento de micrometeoros vindo das minúsculas luas que orbitam dentro do anel.
Os aneis e luas de Júpiter estão dentro de um cinto de intensa radiação de elétrons e íons capturados pelo campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compreendem a magnetosfera ou ambiente magnético de Júpiter, o qual extende-se por 3 a 7 milhões de quilômetros (1.9 a 4.3 milhões de milhas) em direção ao Sol, e se estica em forma de meia até alcançar a órbita de Saturno - uma distância de 750 milhões de quilômetros (466 milhões de milhas).

Estatísticas sobre Júpiter
Massa (kg)	1,900e+27
Massa (Terra = 1)	3,1794e+02
Raio equatorial (km)	71.492
Raio equatorial (Terra = 1)	1,1209e+01
Densidade média (gm/cm^3)	1,33
Distância média do Sol (km)	778.330.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	5,2028
Período de rotação (dias)	0,41354
Período orbital (dias)	4.332,71
Velocidade orbital média (km/s)	13,07
Excentricidade orbital	0,0483
Inclinação do eixo (graus)	3,13
Inclinação orbital (graus)	1.308
Gravidade equatorial na superficial(m/s^2)	22,88
Velocidade equatorial de escape (km/s)	59,56
Albedo visual geométrico	0,52
Magnitude (Vo)	-2,70
Temperatura média das nuvens	-121°C
Pressão atmosférica (bar)	0,7
Composição Atmosférica Hidrogênio Hélio	90% 10%

Animações de Júpiter

• Júpiter em Rotação, e sua Atmosfera - AVI, 4.1M. (Cortesia NASA/JPL)
• Atmosfera de Júpiter - AVI, 3.4M. (Cortesia NASA/JPL)
• A Mancha Vermelha de Júpiter - AVI, 1.8M. (Cortesia NASA/JPL)
• Campo Magnético de Júpiter - AVI, 6M. (Cortesia NASA/JPL)

Visões de Júpiter

Júpiter (GIF, 265K; caption)
Esta imagem foi tomada pelo Telescópio Espacial Hubble, da Nasa, em 13 de Fevereiro de 1995. A imagem fornece uma visão detalhada de um aglomerado único de três tormentas ovaladas que ficam ao suldoeste (à inferior esquerda) da Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A aparência destas nuvens, nesta imagem, é consideravelmente diferente de sua aparência de apenas sete meses antrás. Elas estão aproximando-se umas das outras enquanto a Grande Mancha Vermelha é levada para oeste pelos ventos predominantes, e as ovais brancas são varridas para leste.
As duas tormentas brancas mais externas formaram-se nos anos 30. Nos centros deste sistema de nuvens o ar está elevando-se, carregando gás amônia fresco para cima. Novos cristais de gelo formam-se quando o gás ascendente congela-se ao alcançar o topo gelado das nuvens, onde as temperaturas são de -130°C (-200°F). O centro branco da tormeta, uma estrutura em forma de cordas, à esquerda das ovais, e a pequena mancha marrom tem formado células de baixa pressão. As nuvens brancas colocam-se sobre locais onde o gás está descendo para regiões inferiores, mais quentes. 

Júpiter (GIF, 265K)
Esta imagem foi tomada pela câmera Planetária/Campo Aberto do Telescópio Hubble. É uma composição em cor verdadeira do disco cheio de Júpiter. Todas as características nesta imagem são formações de nuvens na atmosfera jupiteriana, a qual contém pequenos cristais de amônia congelada e traços de coloridos de compostos de carbono, sulfa e fósforo. Esta fotografia foi tomada em 28 de Maio de 1991. (Cortesia NASA/JPL) 

Telescópio Óptico Nórdico (GIF, 56K)
Esta imagem de Júpiter foi tomada pelo Telescópio Óptico Nórdico, de 2,6 metros, localizado em La Palma, Ilhas Canárias. É um bom exemplo de que ótimas imagens podem ser obtidas de telescópios na superfície da Terra. (c) Nordic Optical Telescope Scientific Association (NOTSA). 

Júpiter e Luas (GIF, 171K; TIFF, 785K)
A Voyager 1 tomou esta foto de Júpiter e dois de seus satélites (Io, esquerda, e Europa, direita) em 13 de Fev. de 1979. Nesta vista, Io está a cerca de 350.000 quilômetros (220.000 milhas) acima da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, enquanto que Europa está a cerca de 600.000 quilômetros (373.000 milhas) acima das nuvens de Júpiter. Júpiter está a 20 milhões de quilômetros (12,4 milhões de milhas) da espaçonave no momento em que a foto foi tomada. Há evidências de movimento circular na atmosfera de Júpiter. Enquanto os movimentos dominantes em larga escala são de oeste para leste, movimentos em pequena escala incluem circulações parecidas com redemoinhos dentro e entre as faixas. (Cortesia NASA/JPL) 

Auroras de Júpiter (GIF, 135K; JPEG, 55K; Legenda)
Estas imagens, obtidas pelo Hubble, revelam mudanças nas emissões das auroreais de Júpiter, e como as pequenas manchas auroreais justamente fora dos anéis de emissão estão relacionadas com a lua vulcânica do planeta, Io. A parte superior da imagem aponta os efeitos das emissões de Io. A imagem à esquerda mostra como Io e Júpiter estão conectados por uma invisível corrente elétrica de partículas carregadas, chamado tubo fluxo. As partículas, ejetadas pelas erupções vulcânicas de Io, fluem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, o qual se alinha desde Io até os polos magnéticos norte e sul do planeta.
A parte superior direita da imagem mostra emissões auroreais nos polos sul e norte. Justamente além destas emissões estão as manchas auroreais chamadas "pegadas". Estas manchas são criadas quando as partículas no "tubo fluxo" de Io alcançam a atmosfera superior de Júpiter, e interagem com o gás hidrogênio, tornando-o fluorescente.
As duas imagens ultravioletas na parte inferior da figura mostram como as emissões auroreais mudam em brilho e estrutura enquanto Júpiter gira. Estas imagens em falsa cor também revelam como o campo magnético está deslocado do eixo de rotação de Júpiter em 10 a 15 graus. Na imagem da direita, a emissão auroreal norte está elevando-se sobre a parte esquerda; a emissão auroreal sul está começando a por-se. A imagem da esquerda, obtida em uma data diferente, mostra uma vista completa da aurora do norte, com uma forte emissão dentro do principal oval da emissão.
Créditos: John T. Clarke e Gilda E. Ballester (Universidade de Michigan), John Trauger e Robin Evans (Jet Propulsion Laboratory), e NASA. 

A Grande Mancha Vermelha (GIF, 144K; GIF, 413K; TIFF, 1M)
Esta dramática visão da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, e sua vizinhança, foi obtida pela Voyager 1 em 25 de Fev. de 1979, quando a espaçonave estava a 9,2 milhões de quilômetros (5,7 milhões de milhas) de Júpiter. Podem ser vistos aqui, detalhes das nuvens com dimensão de 160 quilômetros (100 milhas) de diâmetro. A nuvem colorida e ondulada à esquerda da Mancha Vermelha é uma região de movimentos ondulatórios extraordinariamente complexos e variáveis. (Cortesia NASA/JPL) 

A Grande Mancha Vermelha de Júpiter, em Falsa Cor (JPEG, 164K)
Esta imagem é uma representação em falsa cor da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, tomada pelo sistema de imagens da Galileo, através de três diferentes filtros de infravermelho-próximo. A imagem é um mosaico de dezoito fotos (6 em cada filtro) que foram tomadas por um período de 6 minutos em 26 de Junho de 1996. A Grande Mancha Vermelha aparece rosa e a região vizinha está em azul, por causa da codificação particular de cores usada nesta representação. O canal vermelho é uma reflexão de Júpiter em um comprimento de onda onde o metano é fortemente absorvido (889nm). Devido a esta absorção, somente as nuvens altas podem reletir a luz do Sol neste comprimento de onda. O canal verde é uma reflexão onde o metano á absorvido, mas com menor intensidade (727nm). Nuvens baixas podem refletir a luz do sol nesse comprimento de onda. Finalmente, o canal azul é a reflexão em um comprimento de onda onde não há essencialmente nenhuma absorção na atmosfera jupiteriana (756nm) e pode-se ver a luz refletida pelas nuvens mais profundas. Assim, a cor de uma nuvem nesta imagem indica sua altitude, com vermelho ou branco para as mais altas, azul ou preto para as mais baixas. Esta imagem mostra a Grande Mancha Vermelha como sendo relativamente alta, pois existem algumas nuvens menores ao noroeste e nordeste que são surpreendentemente parecidas com nuvens de tempestade terrestres. As nuvens mais baixas estão em um colar em torno da Grande Mancha Vermelha, e também ao noroeste da nuvem alta (brilhante) no canto noroeste da imagem. Modelamentos preliminares mostram a altura destas nuvens como em torno de 50km de altitude. (Cortesia NASA/JPL) 

A Mancha Vermelha pela Galileo (JPEG, 58K)
Esta vista da Grande Mancha Vermelha de Júpiter e um mosaico de duas imagens tomadas pela espaçonave Galileo. A imagem foi criada usando dois filtros, um violeta e um infravermelho-próximo, em cada uma das posições da câmera. A Grande Mancha Vermelha é uma tormenta na atmosfera de Júpiter, e tem pelo menos 300 anos de idade. Ventos anti-horários sopram em volta da Grande Mancha Vermelha a cerca de 400 quilômetros por hora (250 milhas por hora). O tamanho da tormenta é maior que o diâmetro da Terra (13.000 quilômetros ou 8.000 milhas) na direção norte-sul, e mais de dois diâmetros terrestres na direção leste-oeste. Nesta vista oblíqüa, onde a Grande Mancha Vermelha está na borda do planeta, ela aparece mais distante na direção norte-sul. A imagem foi tomada em 26 de Junho de 1996. (Cortesia NASA/JPL) 

O Anel de Júpiter (GIF, 13K)
O anel de Júpiter foi descoberto pela Voyager 1 em Março de 1979. Esta imagem foi tomada pela Voyager 2 e foi pseudo-colorida. O anel Jupiteriano tem cerca de 6.500 quilômetros (4.000 milhas) de largura e provavelmente menos de 10 quilômetros (6,2 milhas) de espessura. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

O Equador de Júpiter (GIF, 390K)
Esta imagem mostra toda a região equatorial de Júpiter. Ela foi criada a partir de um mosaico de várias imagens. A Grande Mancha Vermelha está à esquerda da imagem. (Crédito: Calvin J. Hamilton, e NASA) 

Luas de Júpiter (GIF, 261K; TIF, 2M)
Esta imagem mostra as luas de Júpiter em escala Amaltea, Io, Europa, Ganimedes, e Calisto. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Galeria de Fotos Hubble dos Satélites Galileanos (GIF, 92K; legenda)
Este é um álbum de família das quatro maiores luas de Júpiter, primeiramente observadas pelo cientista Italiano Galileo Galilei quatro séculos atrás. Localizados aproximadamente meio bilhão de milhas de distância, as luas são tão pequenas que, na luz visível, elas parecem como discos indistintos se vistos por telescópios na superfície. O Hubble pode discernir detalhes da superfície vistos anteriormente apenas pelas espaçonaves Voyager, nos anos '80.
O Hubble tem mapeado a nova atividade vulcânica na superfície de Io, encontrado uma asfixiante atmosfera de oxigênio na lua Europa, e identificado ozônio na superfície deGanimedes. Observações do Hubble no ultravioleta mostram a presença de gelo fresco na superfície de Calisto, o que pode indicar impactos de micrometeoritos e partículas carregadas da magnetosfera de Júpiter. (Crédito: STScI/NASA) 

Aneis de Júpiter

Nome	Distância*	Width	Espessura	Massa	Albedo
Halo	100.000 km	22.800 km	20.000 km	?	0,05
Principal	122.800 km	6.400 km	< 30 km	1 x 10^13 kg	0,05
Gossamer	129.200 km	850.000 km	?	?	0,05

*A distância é medida do centro do planeta ao início do anel.

Resumo sobre as Luas de Júpiter

Dezesseis luas foram descobertas orbitando Júpiter. A maioria delas é relativamente pequena e parece ter sido mais provavelmente capturada que formada na órbita de Júpiter. Acredita-se que as quatro maiores luas, Io, Europa, Ganimedes e Calisto, foram formadas por agregação como parte do processo pelo qual Júpiter formou-se. A tabela seguinte resume o raio, massa, distância do centro do planeta, descobridor e data de descobrimento de cada uma das luas de Júpiter:

Moon	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Metis	XVI	20	9,56e+16	127.969	S. Synnott	1979
Adrastea	XV	12,5x10x7.5	1,91e+16	128.971	Jewitt-Danielson	1979
Amaltea	V	135x84x75	7,17e+18	181.300	E. Barnard	1892
Tebe	XIV	55x45	7,77e+17	221.895	S. Synnott	1979
Io	I	1.815	8,94e+22	421.600	Marius-Galileo	1610
Europa	II	1.569	4,80e+22	670.900	Marius-Galileo	1610
Ganimedes	III	2.631	1,48e+23	1.070.000	Marius-Galileo	1610
Calisto	IV	2.400	1,08e+23	1.883.000	Marius-Galileo	1610
Leda	XIII	8	5,68e+15	11.094,000	C. Kowal	1974
Himalia	VI	93	9,56e+18	11.480.000	C. Perrine	1904
Lisitea	X	18	7,77e+16	11.720.000	S. Nicholson	1938
Elara	VII	38	7,77e+17	11.737.000	C. Perrine	1905
Ananke	XII	15	3,82e+16	21.200.000	S. Nicholson	1951
Carme	XI	20	9,56e+16	22.600.000	S. Nicholson	1938
Pasifae	VIII	25	1,91e+17	23.500.000	P. Melotte	1908
Sinope	IX	18	7,77e+16	23.700.000	S. Nicholson	1914