MarteOnde não há visão, as pessoas perecem.
- Provérbios 29:18

Introdução

Marte é o quarto planeta a partir do sol e é comumente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu tem coloração vermelha ou rosa. A característica cor vermelha tem sido observada por astrônomos por toda a história. Seu nome foi dado pelos Romanos, em honra ao seu deus da gerra. Outras civilizações tem nomes similares. Os antigos Egípcios chamaram o planeta de Her Descher, que significa o vermelho.
Antes da exploração espacial, Marte foi considerado como sendo o melhor candidato a abrigar vida extraterrestre. Astrônomos pensavam ver linhas retas entrecortando sua superfície. Isso induziu à crença popular de que canais de irrigação haviam sido construidos no planeta por seres inteligentes. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma radionovela baseada no clássico de ficção científica, A Gerra dos Mundos, de H.G. Wells, muitas pessoas aceitaram como verdade este conto sobre invasores Marcianos, e entraram em pânico.
Outra razão que induziu os cientistas a esperarem por vida em Marte tem a ver com aparentes mudanças sazonais de cor na superfície do planeta. Este fenômeno levou à especulação de que certas condições deveriam provocar uma explosão de vegetação Marciana durante os meses mais quentes, e fazer com que a vida vegetal ficasse latente durante os períodos mais frios.
Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotos, em close, de Marte. Tudo o que se revelou foi uma superfície contendo muitas crateras e canais de ocorrência natural, e nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram sobre a superfície de Marte. As três experiências realizadas a bordo das sondas revelaram uma inesperada e enigmática atividade química no solo Marciano, mas não forneceram evidência clara sobre a presença de microorganismos vivos no solo próximo das áreas em que as sondas pousaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação ultravioleta solar que satura a superfície, da secura extrema do solo e da natureza oxidade da química do solo impessam a formação de organismos vivos no solo Marciano. A vida em Marte em um passado distante, entretanto, ainda é uma questão em aberto.
Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica em nenhuma das áreas de pouso, mas forneceram uma análise precisa e definitiva sobre a composição da atmosfera Marciana, e encontraram traços de elementos não detectados anteriormente.

Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da Terrestre. Ela é composta principalmente de dióxido de carbono, com pequenas quantidades de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

• Dióxido de Carbono (CO2): 95,32%
• Nitrogênio (N2): 2,7%
• Argônio (Ar): 1,6%
• Oxigênio (O2): 0,13%
• Água (H2O): 0,03%
• Neônio (Ne): 0,00025 %

O ar Marciano contém somente cerca de 1/1.000 da água do nosso ar, mas mesmo essa pequena quantidade pode condensar-se, formando nuvens que flutuam alto na atmosfera, ou giram em volta das escarpas dos vulcões mais altos. Bancos de neblina matinal podem se formar nos vales. Na área de pouso da Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo a cada inverno.
Há evidência de que, no passado, uma atmosfera marciana mais densa possa ter permitido que a água fluisse sobre o planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que grandes rios uma vez marcaram o planeta.

Temperatura e Pressão

A temperatura média registrada em Marte é de -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).
A pressão Barométrica varia em cada área de pouso semestralmente. Dióxido de Carbono, o maior componente da atmosfera, congela-se formando imensas calotas polares, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e então evapora novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calota do polo sul está maior, a pressão média diária observada pela Viking 1 foi tão baixa quanto 6,8 milibares; em outras épocas do ano, ela foi tão alta quanto 9,0 milibares. As pressões na área da Viking 2 foram de 7,3 a 10,8 milibares. Em comparação, a pressão média da Terra é de 1000 milibares.

Estatísticas sobre Marte
Massa (kg)	6,421e+23
Massa (Terra = 1)	1,0745e-01
Raio Equatorial (km)	3.397,2
Raio Equatorial (Terra = 1)	5,3264e-01
Densidade Média (g/cm^3)	3,94
Distância média do Sol (km)	227.940.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	1,5237
Período de rotação (horas)	24,6229
Período de rotação (dias)	1,025957
Período Orbital (dias)	686,98
Velocidade orbital média (km/s)	24,13
Excentricidade orbital	0,0934
Inclinação do eixo (graus)	25,19
Inclinação orbital (graus)	1,850
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	3,72
Velocidade equatorial de escape (km/s)	5,02
Albedo geométrico visual	0,15
Magnitude (Vo)	-2,01
Temperatura mínima na superfície	-140°C
Temperatura média na superfície	-63°C
Temperatura máxima na superfície	20°C
Pressão atmosférica (bar)	0,007
Composição atmosférica Dióxido de Carbono (C02) Nitrogênio (N2) Argônio (Ar) Oxigênio (O2) Monóxido de Carbono (CO) Água (H2O) Neônio (Ne) Criptônio (Kr) Xenônio (Xe) Ozônio (O3)	95,32% 2,7% 1,6% 0,13% 0,07% 0,03% 0,00025% 0,00003% 0,000008% 0,000003%

Animações de Marte

• Vídeo clipe de Marte o Filme - AVI, 12M. (Cortesia NASA/JPL)
• Vôo sobre os Vales Marineris - AVI, 1.5M. (Cortesia NASA/JPL)
• Animação dos polos Marcianos - AVI, 1.4M. (Cortesia NASA)
• Animação sobre o Monte Olimpo - AVI, 3.5M. (Cortesia NASA)
• Animações curtas sobre o globo de Marte (imagens CCD) - FLI, 105K.
• Animação com o globo completo do Telescópio Hubble - MPEG, 757K. (Cortesia NASA)

Visões de Marte

Mapa Sinusoidal de Marte (GIF, 620K; TIF, 2M)
Esta imagem é um mapa sinusoidal de Marte. Ela foi gerada de um mapa aerografado digitalizado e com codificação de cores representando a altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Hemisfério Schiparelli (GIF, 366K; JPEG, 46K)
Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiparelli de Marte. O centro desta imagem está próximo da cratera de impacto Schiparelli, 450 quilômetros (280 milhas) de diâmetro. As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na região Palus Oxie, canto superior esquerdo da imagem, são causadas pela erosão e/ou deposição pelo vento. Áreas em branco brilhante ao sul, incluindo a bacia de impacto Hellas, extremidade inferior direita, estão cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS) 

Vales Marineris (GIF, 311K; JPEG, 34K)
Esta imagem é um mosaico do hemisfério do Vales Marineris de Marte. É uma visão singular, tal qual seria vista de uma nave espacial. O centro da imagem mostra todo o sistema de cânions Vales Marineris, mais de 3.000 quilômetros (1.860 milhas) de comprimento e até 8 quilômetros (5 milhas) de profundidade, extendendo-se do Labirinto Noctis, sistema de falhas tectônicas em forma de arco, a oeste, até o terreno caótico, a leste. Muitos imensos canais de rios nascem no terreno caótico e cânions do centro-norte, e correm para o norte. Muitos dos canais fluiram até uma depressão chamada Planície Acidalia, a área escura ao extremo norte nesta foto. Os três vulcões Tharsis (pontos vermelho-escuros), cada um com perto de 25 quilômetros (16 milhas) de altura, são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos, cobertos por várias crateras de impacto, ao sul dos Vales Marineris.(Cortesia USGS) 

Abismo Candor Central - Vista Oblíqüa (GIF, 646K; GIF, 2.5M; legenda)
Esta imagem mostra parte do Abismo Candor, nos Vales Marineris. Ela está centrada a uma latitude de -5,0, longitude 70,0. O ponto de vista é do norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor é complexa, modelada por movimentos tectônicos, perda de massa, vento, e talvez pela água e vulcanismo. (Cortesia USGS)
Vistas adicionais do sul, leste e oeste podem ser obtidas abaixo.

• Vista do sul. (GIF, 545K; GIF, 2M)
• Vista do leste. (GIF, 539K; GIF, 2M)
• Vista do oeste. (GIF, 594K; GIF, 2M)

Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada) (GIF, 493K; JPEG, 80K; TIFF, 2M)
Esta foto (centrada na latitude 4° S, longitude 76° O) mostra áreas centrais dos Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (inferior esquerda), Abismo Ophir (inferior direita), e o Abismo Hebes (superior direita). Complexos níveis de depósitos nos cânions podem ter ocorrido em lagos e, se isto for verdade, são de grande interesse para futura pesquisa por vida fóssil em Marte. Os depósitos róseos no Abismo Candor podem ser devido a alterações hidrotermais e a produção de óxidos de ferro cristalino. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Fotos da Viking Orbiter Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde), e 279B12 (vermelho) a 240 metros/pixel de resolução. A largura de imagem é de 231 quilômetros. O Norte está a 47° do topo, no sentido horário.) 

Deslizamentos nos Vales Marineris (GIF, 456K)
Apesar de originarem-se de uma estrutura tectônica, os Vales Marineris tem sido modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em close de um deslizamento na parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento removeu parcialmente a borda de uma cratera que está no platô adjacente aos Vales Marineris. Note a textura dos depósitos por onde o deslizamento fluiu através do solo dos Vales Marineris. Vários níveis distintos podem ser observados nas paredes da depressão. Estes níveis podem ser regiões da crosta Marciana com distinta composição química ou propriedades mecânicas. (Créditos da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

HST: 3 Vistas de Marte em Oposição (GIF, 136K; JPEG, 46K; legenda)
Estas visões que o Telescópio Espacial Hubble (HST) fornecem a mais detalhada e completa cobertura global sobre o Planeta Vermelho jamais obtida da Terra. As fotos foram tomadas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103 milhões de quilômetros (65 milhões de milhas). Para surpreza dos pesquisadores, Marte está mais nublabo que o visto em anos anteriores. Isto significa que o planeta está mais frio e seco, pois o vapor d'água na atmosfera congelou-se, formando nuvens de cristal de gelo. As três imagens mostram Tharsis, os Vales Marineris e as regiões Syrtis Major. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade do Colorado; e NASA)

Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho do Hubble (GIF, 159K; JPEG, 19K TIF, 897K legenda)
Esta vista de Marte obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a foto mais nítida jamais tomada da Terra, superada apenas pelos closes enviados pelas sondas espaciais que visitaram o planeta. A foto foi tomada em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a aproximadamente 103 milhões de quilômetros (63 milhões de milhas) de distância da Terra.
Por ser primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono que normalmente está congelado em torno da permanente crosta de gelo (água solidificada) sublimou, e a crosta regrediu ao tamanho de seu núcleo de água solidificada, com várias centenas de quilômetros de diâmetro. A abundância de mechas de núvens brancas indica que a atmosfera está mais fria que quando vista pelas sondas espaciais que visitaram o planeta nos anos 70. Nuvens matinais aparecem ao longo da borda ocidental do planeta (à esquerda). Elas formam-se durante a noite, quando as temperaturas Marcianas caem e a água na atmosfera congela-se, formando nuvens de cristais de gelo. Erguendo-se 25 quilômetros (16 milhas) sobre as planícies que o circundam, o vulcão Ascraetus Mons emerge da camada de núvens próximas de sua borda ocidental. Os Vales Marineris estão na parte inferior esquerda. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade do Colorado; e NASA)
Várias outras imagens do Hubbel também estão disponíveis:

• Imagem do Hubble antes de sua óptica ter sido corrigida. (GIF, 98K; JPEG, 19K; legenda)
• 3 vistas P&B de Marte em Oposição. (GIF, 184K; JPEG, 40K; legenda)
• Região Tharsis, Longitude 160°. (TIF, 916K; JPEG, 18K)
• Região Syrtis Major, Longitude 270°. (TIF, 880K; JPEG, 19K)

Cabeceira do Canal Ravi Vallis (GIF, 621K)
Esta imagem da cabeceira do Ravi Vallis mostra uma porção do canal com 300 quilômetros (186 milhas) de comprimento. Assim como vários outros canais que desembocam nas planícies norte de Marte, a Ravi Vallis origina-se em uma região de terreno desmoronado e rachado ("caótico") pertencente aos planaltos mais antigos, cheios de crateras. As estruturas nesses canais indicam que foram talhadas por água líquida movendo-se a grande velocidade. O nascimento abrupto do canal, sem afluentes aparentes, sugere que a água foi liberada, sob grande pressão, de um nível confinado abaixo do solo congelado. Assim que a água era liberada e fluia, a superfície desmoronava, produzindo o rompimento e afundamento da superfície mostrados aqui. Pode-se ver três destas regiões de material desmoronado nesta imagem, conectados por um canal cujo leito foi lavado por água corrente. A correnteza neste canal ia de oeste para leste (da esquerda para direita). Este canal, por fim, interliga-se a um sistema de canais que fluiam para o norte, para a Bacia Chrryse. (Créditos da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Ilhas "Aerodinâmicas" (GIF, 181K)
A água que escavou os canais ao norte e leste do sistema de cânions dos Vales Marineris possuiu tremendo poder erosivo. Uma conseqüência desta erosão foi a formação de ilhas com linhas aerodinâmicas onde a água encontrava obstáculos ao longo de seu caminho. Esta imagem mostra duas ilhas com linhas aerodinâmicas que formaram-se devido ao desvio que a água sofreu por duas crateras de 8-10 quilômetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas da boca do Ares Vallis, na Planície Chryse. A água fluia do sul para o norte (debaixo para cima, na imagem). A altura da escarpa ao redor da ilha de cima é de aproximadamente 400 metros (1.300 pés), enquanto que a escarpa ao redor da ilha mais ao sul é de aproximadamente 600 metros (2.000 pés). (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Rede de Vales (GIF, 265K)
Ao contrário das características mostradas nas duas imagens acima, vários sistemas em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Ao invés disso, elas mostram um sistema de drenagem semelhante aos da Terra, onde a água atua a baixas velocidades durante longos períodos de tempo. Como na Terra, os canais mostrados aqui unem-se para formar canais mais largos.
Entretanto, estas redes de vales são menos desenvolvidas que os típicos sistemas de drenagem terrestre, sendo que os exemplos Marcianos não possuem canais de pequena escala alimentando vales maiores. Por causa da falta de canais de pequena escala na rede de vales Marcianos, acredita-se que os vales foram talhados mais pela água corrente que pela água de chuva. Apesar de a água líquida ser atualmente instável na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que água corrente pode ter sido capaz de formar redes de vales se a água fluiu abaixo de uma cobertura protetora de gelo. Por outro lado, por que as redes de vales estão confinadas em regiões relativamente antigas de Marte, sua presença indica que Marte um dia possuiu um clima mais quente e úmido nos primórdios de sua história. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Calota Polar Sul (GIF, 233K; JPEG, 50K)
Esta imagem mostra a calota polar sul de Marte tal como ela se parece próxima de seu menor tamanho, em torno de 400 quilômetros (249 milhas). Ela consiste principalmente de dióxido de carbono congelado. Esta calota de dióxido de carbono nunca derrete-se por completo. O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA) 

Calota Polar Norte (GIF, 303K)
Esta imagem é uma vista oblíqua da calota polar norte de Marte. Diferente da calota polar sul, a calota polar norte provavelmente consiste-se de água congelada. (Cortesia Calvin J. Hamilton) 

Campo de Dunas (GIF, 476K; JPEG, 119K)
Esta imagem mostra vários tipos de dunas, as quais são encontradas no campo de dunas circumpolar do polo norte. Esta imagem reduzida mostra uma seção de dunas transversais. A imagem completa mostra dunas transversais à esquerda e dunas 'barchan' à direita, com uma área de transição no meio. Dunas transversais são orientadas perpendicularmente a direção predominante do vento. Elas são longas e lineares, e freqüentemente unem-se com sua visinha, formando um "Y" de ângulo agudo. Dunas 'barchan' são morros com forma de meia-lua, e com chifres na direção do vento. Estas dunas são comparáveis em tamanho às maiores dunas encontradas na Terra. (Cortesia Calvin J. Hamilton) 

Tempestade de Areia Local (GIF, 157K; JPEG, 29K)
Tempestades de areia locais são relativamente comuns em Marte. Elas tendem a ocorrem em áreas de alta topografia e/ou altos gradientes térmicos (usualmente próximos às calotas polares), onde ventos de superfície seriam os mais fortes. Esta tempestade tem várias centenas de quilômetros de extensão, e localiza-se próxima da borda da calota polar sul. Algumas tempestades locais crescem, outras se estingüem. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e LPI) 

A Face em Marte (GIF, 10K)
Esta imagem mostra A Face em Marte, que escritores imaginativos tem citado como evidência de vida inteligente em Marte. É mais provável que esta montanha, nas planícies do norte, tenha sido erodida pelo vento e assim obtido uma aparência semelhante a de um rosto. (Cortesia Calvin J. Hamilton)
Para uma discução detalhada sobre a face em Marte, clique AQUI. 

Resumo sobre as Luas de Marte

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

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Fobos	I	13,5x10,8x9,4	1,08e+16	9.380	A. Hall	1877
Deimos	II	7,5x6,1x5,5	1,80e+15	23.460	A. Hall	1877

TerraMinha visão de nosso planeta foi um espreitar a divindade.
-Edgar Mitchell, USA

Introdução

Da perspectiva de que nós estamos na Terra, nosso planeta parece ser grande e robusto, com um oceano interminável de ar. Do espaço, astronautas freqüentemente têm a impressão de que a Terra é pequena, e tem uma fina e frágil camada de atmosfera. Para um viajante do espaço, as características que distingüem a Terra são as águas azuis, as massas de terra verdes e marrons, e o conjunto de nuvens brancas contra um fundo negro.
Muitos sonham em viajar pelo espaço e ver as maravilhas do universo. Na realidade, todos nós somos viajantes espaciais. Nossa espaçonave é o planeta Terra, viajando a uma velocidade de 108.000 quilômetros (67.000 milhas) por hora.
A Terra é o terceiro planeta do Sol, a uma distância de 150 milhões de quilômetros (93,2 milhões de milhas). Leva 365,256 dias para a Terra girar em torno do Sol e 23.9345 horas para a Terra efetuar uma rotação completa. Ela tem um diâmetro de 12.756 quilômetros (7.973 milhas), apenas poucas centenas de quilômetros maior que o de Vênus. Nossa atmosfera é composta por 78 porcento de nitrogênio, 21 porcento de oxigênio, e 1 porcento de outros componentes.
A Terra é o único planeta conhecido a abrigar vida, no sistema solar. O núcleo de nosso planeta, de níquel-ferro derretido girando rapidamente, provoca um estenso campo magnético que, junto com a atmosfera, nos protege de praticamente toda a radiação prejudicial vinda do Sol e outras estrelas. A atmosfera da Terra nos proteje dos meteoros, cuja maioria queima-se antes de poder atingir a superfície.
De nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cinturão de radiação de Van Allen. Este cinturão é formado por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra em uma região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético de nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota de lágrima, devido ao vento solar. Também sabemos agora que nossa fina atmosfera superior, a qual acreditava-se ser calma e sem incidentes, ferve de atividade -- expandindo-se de dia e contraindo-se à noite. A atmosfera superior, afetada pelas mudanças na atividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.
Além de afetar a meteorologia da Terra, a atividade solar causa um dramático fenômeno visual em nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, elas colidem com as moléculas de ar de nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.

Estatísticas sobre a Terra
Massa (kg)	5,976e+24
Massa (Terra = 1)	1.0000e+00
Raio equatorial (km)	6.378,14
Raio equatorial (Terra = 1)	1,0000e+00
Densidade média (g/cm^3)	5,515
Distância média do Sol (km)	149.600.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	1,0000
Período de rotação (dias)	0,99727
Período de rotação (horas)	23,9345
Período Orbital (dias)	365,256
Velocidade orbital média (km/s)	29,79
Excentricidade orbital	0,0167
Inclinação do Eixo (graus)	23,45
Inclinação orbital (graus)	0,000
Velocidade equatorial de escape (km/s)	11,18
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	9,78
Albedo visual geométrico	0,37
Temperatura média na superfície	15°C
Pressão atmosférica (bar)	1,013
Composição atmosférica Nitrogênio Oxigênio Outros	77% 21% 2%

Animações da Terra

• Vídeo da Aurora - AVI, 1.3M. (Cortesia NASA/JPL)
• Filme da Rotação Terra/Vênus - AVI, 1M. (Cortesia NASA/JPL)
• Encontro da Galileo com a Terra - AVI, 14M. (Cortesia NASA/JPL)
• Clipe 1 de Terra, o Filme - Animação das Nuvens - local AVI, 13M. (Cortesia NASA/JPL)
• Clipe 2 de Terra, o Filme - Animação das Nuvens - AVI, 7M. (Cortesia NASA/JPL)
• Glogo Girante da Terra em relevo - MPEG, 2.2M.
• Seqüência, em lapsos de tempo, do sistema Terra-Lua, da Galileo - FLI, 381K; legenda.
• Animação da Terra girando - FLI, 2.4M; legenda.
• Outra animação da Terra girando - MPEG, 80K; legenda.

Visões da Terra

O seguinte conjunto de imagens mostra algumas das maravilhas de nosso planeta, a Terra.
América do Sul (GIF, 213K; JPEG, 32K; TIFF, 701K)
Esta imagem em cores da Terra foi obtida pela Galileo às 6:10 a.m., horário padrão do Pacífico [14:10 GMT, Nota do Tradutor], em 11 de Dezembro de 1990, quando a espaçonave estava a cerca de 1,3 milhões de milhas do planeta. Galileo estava fazendo o primeiro dos dois vôos sobre a Terra, quando a caminho de Júpiter. A América do Sul está próxima do centro da foto, e o continente Antártico, branco, iluminado pela luz solar, está logo abaixo. Pitorescas frentes meteorológicas são visíveis no Atlântico Sul, inferior direita.(Cortesia NASA/JPL) 

África (GIF, 377K; JPEG, 258K; TIFF, 9M)
A tripulação da Apollo 17 tomou esta foto da Terra em Dezembro de 1972 enquanto a espaçonave estava viajando entre a Terra e a Lua. Os desertos laranja-avermelhados da África e da Arábia Saudita estão em severo contraste com o profundo azul dos oceanos e com o branco das nuvens e da neve cobrindo a Antártida. (Cortesia NASA/JPL) 

Imagem em Infravermelho, colorida, da Terra (GIF, 383K; JPEG, 94K; legenda)
Esta imagem em infravermelho da Terra foi tomada pelo satélite GOES 6 em 21 de setembro de 1986. Utilizou-se um limiar de tempetatura para isolar as nuvens. A terra e o mar estavam separados, e então as nuvens, terra e mar foram coloridas separadamente e depois recombinadas para produzir esta imagem. (Cortesia Rick Kohrs)
Uma imagem similar em GIF de 900x900 pixel, mostrando o continente Africano, pode ser encontrada AQUI (525K). (Cortesia Rick Kohrs) 

A Terra & A Lua (GIF, 61K; JPEG, 14K; TIFF, 311K)
Oito dias após seu encontro com a Terra, a espaçonave Galileo foi capaz de olhar para trás e capturar esta visão da Lua orbitando a Terra, tomada a uma distância de cerca de 6,2 milhões de quilômetros (3,9 milhões de milhas), em 16 de Dezembro de 1990. A Lua está em primeiro plano, movendo-se da esquerda para a direita. A Terra, brilhante e colorida, contrasta fortemente com a Lua, que reflete apenas cerca de um terço da luz solar que a Terra. O contraste e a cor de ambos os objetos foram aumentados por computador para melhorar a visibilidade. A Antártida é visível através das nuvens (embaixo). O 'lado oculto' da Lua é visto; a denteação sombreada no final do alvorecer é o Polo Sul/Bacia Aitken, uma das maiores e mais antigas formações de impacto lunares. (Cortesia NASA/JPL) 

Visão da Terra & Lua, da Mariner 10 (GIF, 40K)
A Terra e a Lua foram fotografadas pela Mariner 10 a 2,6 milhões de quilômetros, quando completava o primeiríssimo encontro Terra-Lua por uma espaçonave capaz de enviar dados de imagens coloridas digitais de alta resolução. Estas imagens foram combinadas abaixo para ilustrar o tamanho relativo dos dois corpos. Deste particular ponto de vista, a Terra parece ser um planeta aquático! (Cortesia USGS/NASA) 

A Terra & A Lua (GIF, 139K)
Durante seu vôo, a espaçonave Galileo enviou imagens da Terra e da Lua. Imagens separadas da Terra e da Lua foram combinadas para formar esta imagem. A espaçonave Galileo tomou as fotos em 1992, quando a caminho para explorar o sistema Júpiter, em 1995-97. A imagem mostra uma vista parcial da Terra, centralizada no Oceano Pacífico, aproximadamente latitude 20 graus sul. A costa oeste da América do Sul pode ser observada, assim como a Caribenha; brancas formações de nuvens rodopiantes indicam tormentas no Pacífico suldeste. A distinta cratera radial na parte debaixo da Lua é a bacia de impacto Tycho. As áreas lunares escuras são bacias de impacto preenchidas por lava solidificada. Esta foto contém as imagens da Terra e Lua com mesma escala e cor relativa/albedo. (Cortesia JPL/NASA) 

Nordeste da África e Península Arábica (GIF, 159K; JPEG, 22K; TIFF, 638K)
Esta imagem do nordeste da África e da Península Arábica foi tomada de uma altitude de 500.000 quilômetros pela espaçonave Galileo, em 9 de dezembro de 1992, quando ela deixava a Terra em sua rota para Júpiter. Estão visíveis a maior parte do Egito (à esquerda do centro), incluindo o Vale do Nilo; o Mar Vermelho (levemente acima do centro); Israel; Jordânia, e a Península Arábica. No centro, abaixo de nuvens costeiras, está Cartum, na confluência do Nilo Azul e do Nilo Branco. A Somália (inferior direita) está parcialmente encoberta pelas nuvens. (Cortesia NASA/JPL) 

Antártida (GIF, 363K; JPEG, 32K)
Esta imagem da Antártida foi tomada pela Galileo várias horas após voar próximo da Terra, em 8 de dezembro de 1990. Esta é a primeira imagem de todo o continente Antártico tomado do espaço. A Galileo estava a cerca de 200,000 quilômetros (125.000 milhas) da Terra quando a foto foi tomada.
O continente gelado está cercado pelo escuro azul de três oceanos: o Pacífico à direita, o Índico, no topo, e um pedaço do Atlântico, inferior esquerda. Quase todo o continente estava iluminado pelo Sol nessa época do ano, apenas duas semanas após o solstício de verão do sul. O arco de pontos escuros estendendo-se desde próximo ao Polo Sul (próximo ao centro) até a parte superior direita é a Cadeia de Montanhas Transantártidas. À direita das montanhas está o vasto Recife de Gelo Ross e a aguda fronteira do recife com as águas escuras do Mar de Ross. A fina linha azul ao longo da borda da Terra determina a atmosfera de nosso planeta. (Cortesia Calvin J. Hamilton) 

Missão Clementina (GIF, 79K; JPEG, 12K)
Esta imagem em falsa-cor foi tomada durante a missão Clementina. Ela mostra o ar brilhante da atmosfera superior como uma fina linha azul. O ponto brilhante embaixo é uma área urbana. (Cortesia Naval Research Laboratory) 

Mapa projetado da imagem da Terra (AVHRR) (GIF, 1.4M; JPEG, 378K)
Esta imagem é uma projeção 'Homolosine' da Terra preparada com dados de imagens do Radiômetro Avançado de Muito Alta Resolução (AVHRR). (Cortesia ESA/NASA/NOAA/USGS/CSIRO) 

América (GIF, 147K; JPEG, 57K)
Este mapa das Américas do Norte e do Sul usa altimetria por radar para refletir a topografia abaixo dos oceanos e de continentes. 

EUA (GIF, 545K; GIF, 8M; legenda)
Esta imagem é um mosaico dos Estados Unidos preparada com 16 imagems de sensores do Radiômetro Avançado de Muito Alta Resolução nos satélites meteorológicos NOAA-8 e NOAA-9. As imagens foram tomadas entre 24 de Maio de 1984 e 14 de Maio de 1986.
Em mosaicos de infravermelho em falsa-cor, a vegetação aparece em tons de vermelho, não de verde. A "vermelhidão" indica a densidade de vegetação, seu tipo, se cresce em terra seca ou em um pântano (uma mistura de vegetação avermelhada e superfície de água azul produz tons escuros). Pradarias aparecem em vermelho claro, árvores decíduas e plantações aparecem em vermelho, e florestas de coníferas aparecem em vermelho escuro ou marrom. Áreas desérticas aparecem brancas, e áreas urbanas (calçadas e prédios) aparecem em verde azulado. Lagos, rios e oceanos aparecem em vários tons de azul, águas profundas em azul-escuro e águas rasas ou turvas em azul claro. Leitos de rochas expostas aparecem em um verde-azulado escuro ou outro tom escuro. (Cortesia USGS)

VênusAvanços na ciência surgem colocando-se tijolo sobre tijolo, e não pela súbita ereção de palácios mirabolantes.
- J. S. Huxley


Vênus, a jóia do céu, era conhecida pelos astrônomos da antiguidade com a estrela d'álva e estrela vespertina. Estes astrônomos pensavam que Vênus era dois corpos distintos. Vênus, assim chamado por causa da deusa Romana do amor e da beleza, é encoberto por grossa camada de nuvens em turbilhões. Astrônomos referem-se a Vênus com planeta irmão da Terra. Ambos são similares em tamanho, massa, densidade e volume. Ambos formaram-se aproximadamente ao mesmo tempo, e condensaram-se da mesma nebulosa. Entretanto, durante os últimos anos, cientistas descobriram que as similaridades terminam ai. Vênus é muito diferente da Terra. Ele não tem oceanos e é envolto por uma pesada atmosfera composta principalmente de dióxido de carbono, e virtualmente sem vapor d'água. Suas nuvens são compostas de gotículas de ácido sulfúrico. A pressão atmosférica na superfície é 92 vezes maior que a da Terra, ao nível do mar.
Vênus é chamuscado por uma temperatura de cerca de 482° C (900° F) na superfície. Esta alta temperatura é devida especialmente por um fugidio efeito estufa, causado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz solar passa através da atmosfera e aquece a superfície do planeta. O Calor seria radiado para fora, mas é aprisionado pela densa atmosfera e impedido de escapar para o espaço. Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.
Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres, e é mais longo que seu ano, de 225 dias. Estranhamente, Vênus gira do leste para o oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria no oeste e pôr-se-ia no leste.
Até recentemente, a densa cobertura de nuvens tem impedido que Vênus revelasse a natureza geológica de sua superfície aos cientistas. O desenvolvimento de telescópios de radar e sistemas de imagem por radar orbitando o planeta tem tornado possível ver a superfíce do planeta através do patamar de nuvens. Quatro das missões mais bem-sucedidas na revelação da superfície Venusiana são a missão Pioneer Vênus da NASA, as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar, da NASA (1990-1994). Assim que estas espaçonaves começaram a mapear o planeta, uma nova imagem de Vênus emergiu.
A superfície de Vênus é relativamente jovem, geologicamente falando. Ela parece ter sido completamente refeita de 300 a 500 milhões de anos atrás. Cientistas debatem como e porque isto ocorreu. A topografia Venusiana consiste-se de vastas planícies cobertas por fluxos de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas pela atividade geológica. O mais alto pico de Vênus é o 'Maxwell Montes', na 'Ishtar Terra'. As montanhas 'Aphrodite Terra' estendem-se por quase metade de todo o equador. Imagens da Magalhães das regiões monhanhosas acima de 2,5 quilômetros (1,5 milhas) são usualmente brilhantes, característico de solo úmido. Entretanto, água líquida não existe na superfície, e não pode ser responsável pelas regiões montanhosas brilhantes. Uma teoria sugere que o material brilhante pode ser composto por complexos metálicos. Estudos têm mostrado que o material pode ser pirita (também conhecida como "ouro dos trouxas"). Ela é instável nas planícies, mas poderia ser estável nas montanhas. O material também poderia ser algum tipo de material exótico que forneceria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.
Vênus é marcado por numerosas crateras de impacto distribuidas aleatoriamente sobre sua superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros (1,2 milhas) são quase inexistentes devido à pesada atmosfera Venusiana. A exceção ocorre quando grandes meteoritos despedaçam-se pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosos. Pelo menos 85% da superfície Venusiana é coberta por rocha vulcânica. Enormes fluxos de lava, que estendem-se por centenas de quilômetros, tem inundado as planícies, criando vastos planos. Mais de 100.000 pequenos vulcões ponteiam a superfície junto com centenas de grandes vulcões. Fluxos vulcânicos tem produzido longos canais sinuosos que estendem-se por centenas de quilômetros, com um deles estendendo-se por 7.000 quilômetros (4.300 milhas).
Gigantes caldeiras, com mais de 100 quilômetros (62 milhas) de diâmetro são encontradas em Vênus. Caldeiras Terrestres usualmente tem alguns poucos quilômetros de diâmetro. Várias características são únicas de Vênus, incluíndo as 'coronae' e 'aracnóides'. Coronae são grandes formações, entre o circular e o oval, cercadas por penhascos, e com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas, similares ao 'coronae'. Elas podem ter sido causadas por rochas fundidas escorrendo pelas fraturas da superfície e produzindo sistemas de diques e fraturas radiais.

Estatísticas sobre Vênus
Massa (kg)	4,869e+24
Massa (Terra = 1)	0,81476
Raio equatorial (km)	6.051,8
Raio equatorial (Terra = 1)	0,94886
Densidade média (g/cm^3)	5,25
Distância média do Sol (km)	108.200.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	0,7233
Período de rotação (dias)	-243,0187
Período Orbital (dias)	224,701
Velocidade orbital média (km/s)	35,02
Excentricidade orbital	0,0068
Inclinação do eixo (graus)	177,36
Inclinação orbital (graus)	3,394
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2)	8,87
Velocidade equatorial de escape (km/s)	10,36
Albedo geométrico visual	0,65
Magnitude (Vo)	-4,4
Temperatura média na superfície	482°C
Pressão atmosférica (bar)	92
Composição atmosférica Dióxido de Carbono Nitrogênio Traços de: Dióxido de enxofre, vapor d'água, monóxido de carbono, argônio, hélio, neônio, cloreto de hidrogênio, e fluoreto de hidrogênio.	96% 3+%

Animações de Vênus

• Visão artística de Vênus - AVI, 4M.
• Filme sobre Rotação Terra/Vênus - AVI, 1M. (Cortesia NASA/JPL)
• Magalhães - Mapeando o planeta Vênus - AVI, 10M. (Cortesia NASA/JPL)
• Vôo sobre Atla Regio Ocidental- AVI, 7M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
• Vôo sobre Artemis - AVI, 11M; AVI Grande, 23M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
• Vôo sobre Alpha Regio - AVI, 8M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
• Vôo sobre Eistla Regio Ocidental - AVI, 3.3M; AVI, 7.6M; AVI Grande, 15M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
• Globo girante de Vênus - FLI, 1.5M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
• Outro globo girante de Vênus MPEG, 296K.
• Uma visão dramática da lua com Vênus a distância - MPEG, 83K. (Cortesia Naval Research Laboratory)

Visões de Vênus

Imagem de Vênus da Mariner 10 (GIF, 378K)
Esta bela imagem de Vênus é um mosaico de três fotos tomadas pela espaçonave Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Ela mostra a grossa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através de mapeamento por radar é que a superfície é revelada. (Direitos Calvin J. Hamilton) 

Imagem de Vênus da Galileo (GIF, 73K)
Em 10 de Fevereiro de 1990, a espaçonave Galileo tomou esta foto de Vênus. Apenas a grossa camada de nuvens pode ser vista. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Imagem de Vênus do Hubble (GIF, 100K; TIF, 1M; legenda)
Esta é uma imagem de Vênus em luz ultravioleta tomada em 24 de Janeiro de 1995, pelo Telescópio Espacial Hubble, quando Vênus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilômetros da Terra. Em comprimentos de onda ultravioleta, as formações de nuvens tornam-se distintas. Em particular, uma formação de nuvens em forma de "Y" horizontal é vista próxima ao equador. As regiões polares são brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas cobrindo as nuvens principais. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado próximo ao topo das nuvens. Os astrônomos sabem, pelas missões anteriores, que tais formações viajam do leste para o oeste com os ventos dominantes de Vênus, dando a volta completa ao redor do planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, Universidade do Colorado, Boulder, e NASA) 

Vênus (GIF, 313K)
Esta é uma visão global da superfície de Vênus, centrada a 180 graus logitude leste. Cor simulada é usada para aumentar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL) 

Cinco visões globais (GIF, 249K; GIF, 2M; legenda)
A superfície de Vênus é mostrada nestas cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centralizada no polo norte de Vênus. As outras quatro imagems estão centralizadas no equador de Vênus, a (B) longitude 0 graus, (C) longitude 90 graus leste, (D) 180 graus e (E) 270 graus longitude leste. A região brilhante próxima ao centro na vista polar é o Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas em Vênus. Ovda Regio está centralizada na vista de (C) 90 graus latitude leste. Atla Regio é vista proeminentemente na vista de (D) 180 longitude leste. (Cortesia NASA/JPL) 

Vista Hemisférica de Vênus (GIF, 342K; GIF, 3M; legenda)
Esta vista hemisférica de Vênus, tal qual revelada por mais de uma década de investigações por radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-94, está centralizada a 0 graus longitude leste. A resolução efetiva desta imagem é cerca de 3 quilômetros. Ela foi processada para melhorar o contraste e enfatizar pequenas formações, e foi codificada por cor para representar a elevação. (Cortesia NASA/JPL)
Vistas Hemisféricas Adicionais de Vênus

• Vista centralizada a 90°L longitude. (GIF Pequeno, 208K; GIF, 3M; legenda)
• Vista centralizada a 180°L longitude. (GIF Pequeno, 209K; GIF, 3M)
• Vista centralizada a 90°O longitude. (GIF, 3M)
• Vista centralizada no polo norte. (GIF pequeno, 323K; GIF, 3M)
• Vista centralizada no polo sul. (GIF pequeno, 288K; (GIF, 3M)

Mapa Venusiano (TIF legendado, 2M; GIF, 534K; TIF não-legendado, 2M; GIF, 535K) 
Esta imagem é uma projeção Mercator da topografia Venusiana. Muitas das diferentes regiões foram nomeadas. O mapa estende-se de -66.5 a 66.5 graus em latitude e inicia-se a 240 graus de longitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Topografia Venusiana (GIF, 389K) 
Esta imagem é uma projeção Mercator. As regiões montanhosas tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio são mostradas em amarelo e laranja. As regiões mais baixas são mostradas em azul. (Cortesia NASA/JPL) 

Mapa Cilíndrico de Vênus (GIF, 269K; GIF, 4M; legenda) 
Vênus é exibido neste simples mapa cilíndrico de sua superfície. As bordas esquerda e direita estão a 240 graus longitude leste. O topo e a borda inferior da imagem estão a 90 graus latitude norte e 90 graus latitude sul, respectivamente. A região brilhante no topo, à esquerda do centro, é o Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas em Vênus. A maior região montanhosa, Aphrodite Terra, estende-se ao longo do equador, da direita para o centro. Os sinais escuros espalhados nesta imagem são halos rodeando algumas das crateras de impacto mais jovens. Este conjunto de dados globais revelam um número de crateras consistente com a idade média da superfície de Vênus, de 300 milhões a 500 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL) 

Gula Mons e Cratera Cunitz (GIF, 524K; JPEG, 75K) 
Uma porção da Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 1.310 quilômetros (812 milhas) sudoeste de Gula Mons, a uma elevação de 0,78 quilômetros (0,48 milhas). O ponto de vista aponta para noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros (1,86 milhas) de altura, está localizado a aproximadamente 22 graus latitude norte, 359 graus longitude leste. A cratera de impacto Cunitz, cujo nome tomou da matemática e astrônoma Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilômetros (30 milhas) de diâmetro, e está a 215 quilômetros (133 milhas) da posição do observador. (Cortesia NASA/JPL) 

Eistla Regio - Vale em Fenda (GIF, 173K) 
Uma porção da Eistla Regio Ocidental é exibida nesta vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 725 quilômetros (450 milhas) a sudeste de Gula Mons. Um vale em fenda, mostrado em primeiro plano, estende-se até a base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros (1,86 milhas) de altura. Esta vista está de frente para o noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita, no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilômetros (180 milhas) de diâmetro e com 2 quilômetros (1,2 milhas) de altura aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo. (Courtesy NASA/JPL) 

Eistla Regio (GIF, 663K; JPEG, 75K) 
Uma porção do Eistla Regio é mostrada nesta vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilômetros (682 milhas) noroeste de Gula Mons, a uma elevação de 7,5 quilômetros (4,6 milhas). Fluxos de lava estendem-se por centenas de quilômetros através das planícies fraturadas mostradas em primeiro plano, até a base de Gula Mons. Esta vista mostra o sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo do horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de aproximadamente 730 quilômetros (453 milhas). (Cortesia NASA/JPL) 

Lakshmi Planum (GIF, 509K) 
Esta vista mostra a região de Ishtar Terra Ocidental de enseada e escarpas no sul, em vista tridimensional em perspectiva. Ishtar Terra Ocidental tem o tamanho aproximado da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. O terreno montanhoso está entre 2,5 e 4 km (1,5 a 2,5 milhas) de altitude no centro de um platô, chamado Lakshmi Planum, o qual pode ser visto a distância, à direita. Aqui, a superfície do platô cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declive íngreme cuja inclinação excede os 5% em 50 km (30 mi). (Cortesia NASA/JPL) 

Alpha Regio (GIF, 207K; GIF, 209K) 
Estas imagens mostram Alpha Regio. O terreno brilhante delineado é uma série de gargantas, cordilheiras, e falhas que são orientadas em várias direções. O comprimento destas formações geralmente é de 10 quilômetros (6,3 milhas) a 50 quilômetros (31,3 milhas). A elevação topográfica em Alpha Regio varia dentro de uma faixa de 4 quilômetros (2,5 milhas). Depressões topográficas locais, cujos contornos são geralmente definidos pelas estruturas internas à região central, são relativamente escuras ao radar, e preenchidas por lava vulcânica. Orifícios de nascentes destes vulcanismos aparecem como pontos brilhantes dentro de formações planas lisas. (Cortesia NASA/JPL) 

Aracnóides (GIF, 194K; GIF, 238K) 
Aracnóides são uma das formações mais notáveis encontradas em Vênus. Neste mosaico da Magalhães, elas são vistas no radar como planos escuros na região Fortuna. Como o nome sugere, aracnóides são formações do circular ao ovalado, com anéis concêntricos e complexa rede de fraturas estendendo-se para fora. Os aracnóides variam, em tamanho, de aproximadamente 50 quilômetros (29,9 milhas) a 230 quilômetros (137,7 milhas) de diâmetro. Aracnóides são similares em forma, mas geralmente menores, às coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por um conjunto de cordilheiras e sulcos, assim como linhas radiais). Uma teoria sobre sua origem diz que elas são precursoras da formação coronae. As linhas brilhantes (ao radar) estendendo-se por muitos quilômetros podem ter resultado de magma que elevou-se de dentro do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima, formando "fendas". Fluxos de lava brilhantes ao Radar estão presentes na 1a. e 3a. imagem, e também indicam atividade vulcânica nesta área. Algumas das fraturas atravessam estes fluxos, indicando que os fluxos ocorreram antes das fraturas surgirem. Tais relações entre diferentes estruturas fornecem boas evidências sobre a idade relativa dos eventos. Até o presente momento, aracnóides são encontrados somente em Vênus e podem agora ser estudados mais de perto graças ao sistema de imagens de radar de alta resulução (120 metros/0.07 milhas) da Magalhães. (Cortesia NASA/JPL) 

Linhas Paralelas (GIF, 561K) 
Dois grupos de formações paralelas que se cruzam quase em angulos retos são visíveis aqui. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o apelidassem de terreno papel gráfico. Os delineamentos fracos são espaçados a intervalos de cerca de 1 quilômetro (0,6 milhas) e estendem-se além das fronteiras da imagem. Os delineamentos mais dominantes, brilhantes, são menos regulares e freqüentemente parecem iniciar-se e terminar onde interceptam os delineamentos mais fracos. Ainda não está claro onde os dois conjuntos de delineamentos representam falhas ou fraturas, mas em áreas fora da imagem, os delineamentos brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia NASA/JPL) 

Fotos da Superfície, das Venera 9 e 10 (JPEG, 108K) 
As espaçonaves Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas em 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar naves na superfície de Vênus e obter imagens. As duas espaçonaves pousaram com sucesso dispositivos de descida em 16 e 23 de outubro de 1975. Estas imagens foram obtidas em 22 e 25 de outubro de 1975. Venera 9 pousou em um declive inclinado cerca de 30 graus em relação à horizontal, enquanto que a Venera 10 estava inclinada a 8 graus. As duas espaçonaves estavam separadas cerca de 2.100 quilômetros (1.300 milhas). A maioria das rochas nestas images tem entre 0,3 e 1 metro.

• Fotos da Superfície, da Venera 13 (JPEG, 126K)
• Fotos da Superfície, da Venera 14 (JPEG, 156K)

Fotos Coloridas da Superfície, da Venera 13 (JPEG, 63K) 
A Venera 13 pousou na superfície Venusiana em 3 de março de 1982. Ela foi a primeira missão Venera a incluir uma câmera de TV colorida. Esta imagem é a metade esquerda da foto da Venera 13.

• Metade Direita de Foto em cores, da Venera 13 (JPEG, 58K)

Mercúrio
Quando os homens chegam aos seus objetivos, eles não devem retornar - Plutarco 

Introdução

Mercúrio recebeu, pelos romanos, o nome do mensageiro dos deuses porque se move mais rápido do que qualquer outro planeta. Mercúrio é o planeta mais interno do nosso sistema solar e é o segundo menor planeta. Plutão é o menor. Tanto Saturno quanto Júpiter têm luas maiores do que Mercúrio, como Titão e Ganímedes. As luas de Júpiter Io, Europa, e Calisto são praticamente do mesmo tamanho que Mercúrio.
Mercúrio se parece com nossa lua devido ao seu terreno similar, mas difere em densidade. Mercúrio tem uma densidade de 5,43 gm/cm³ que é similar à densidade da Terra. Esta densidade indica que seu núcleo tem uma composição metálica como a Terra. O núcleo provavelmente ocupa entre 70% a 80% do raio do planeta e suas camadas externas são compostas principalmente de rochas silicadas.
Mercúrio praticamente não tem atmosfera. A atmosfera da Terra ajuda a manter a temperatura do dia e da noite aproximadamente uniformes. Em Mercúrio, devido a sua proximidade com o Sol, a temperatura se eleva acima de 400° C durante o dia. A noite, devido à falta de atmosfera para manter o calor, a temperatura cai a -180° C.

Estatísticas sobre Mercúrio
Massa (kg)	3,303 x 1023
Massa (Terra = 1)	0,05271
Raio Equatorial (km)	2.439,7
Raio Equatorial (Terra = 1)	0,38252
Densidade Média (g/cm^3)	5,42
Distância média do Sol (km)	57.910.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	0,3871
Período de rotação (dias)	58,6462
Período Orbital (dias)	87,969
Excentricidade orbital	0,2056
Inclinação do eixo (graus)	0,00*
Inclinação orbital (graus)	7,004*
Gravidade equatorial na superfície (m/s2)	2,78
Velocidade equatorial de escape (km/s)	4,25
Albedo geométrico visual	0,10
Magnitude (Vo)	-1,9
Temperatura mínima na superfície	-173°C
Temperatura média na superfície	179°C
Temperatura máxima na superfície	427°C
Composição atmosférica Hélio Sódio Oxigênio (O2) Outros	42% 42% 15% 1%

Visões de Mercúrio

 Chegando a Mercúrio (GIF, 79K; GIF, 2M; JPEG, 187K)
Este mosaico de Mercúrio foi construído a partir de fotos obtidas pela Mariner 10 seis horas antes da espaçonave passar pelo planeta em 29 de março de 1974. Estas imagens foram obtidas de uma distância de 5.380.000 km. (Cortesia Calvin J. Hamilton, USGS, and NASA)
 Mercúrio (GIF, 690K; JPEG, 57K)
Estes dois (FDS 26850, 26856) mosaicos de Mercúrio foram construídos com fotos obtidas pela Mariner 10 lgumas horas antes da espaçonave passar pelo primeiro e mais próximo encontro com o planeta em 29 de março de 1974. (Cortesia: Calvin J. Hamilton)
 As montanhas de Mercúrio (GIF, 614K; JPEG, 101K)
"Terreno estranho" melhor descrito como montanhoso, em Mercúrio. Esta área está no ponto antipodal da grande bacia Caloris. A onda de choque produzida pelo impacto Caloris foi refletida e focada para este ponto antipodal, pressionando a crosta e quebrando-a em uma série de blocos complexos. Esta área compreende aproximadamente 100 km de lado. (Cortesia: Calvin J. Hamilton; FDS 27370)
 Mercúrio Sudoeste (GIF, 1M; JPEG, 143K)
Esta imagem do quadrante sudoeste de Mercúrio foi obtida em 29 de março de 1974, pela espaçonave Mariner 10. Esta foto foi obtida quatro horas antes do momento de passagem mais próxima, quando a Mariner estava a 198.000 km do planeta. A maior cratera vista tem 100 km de diâmetro. (Cortesia: Calvin J. Hamilton; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)
 Bacia Caloris (GIF, 293K; JPEG, 354K; GIF, 3M)
Este mosaico mostra a Bacia Caloris (aparecendo metade na sombra do terminador matinal) Caloris é latim para calor e esta bacia recebeu este nome porque está perto do ponto subsolar (o ponto mais próximo do Sol) quando Mercúrio está no afélio. A Bacia Caloris tem 1.300 km de diâmetro e é a maior estrutura em Mercúrio. Foi formada por um impacto de um projétil com dimensões de um asteróide. O solo interno da bacia contém planos suaves mas é altamente fracionado. Na foto, o norte está para cima. (Cortesia Calvin J. Hamilton; FDS 188-199)
 Solo da Bacia Caloris (GIF, 511K; JPEG, 85K)
Esta é uma imagem de alta resolução da Bacia Caloris mostrada na figura anterior. Ela mostra as fraturas que aumentam de tamanho em direção ao centro da bacia (em cima à esquerda) (Cortesia: Calvin J. Hamilton; FDS 126)
 Crateras Brilhantes e Raiadas (GIF, 388K; JPEG, 63K)
Esta imagem mostra duas crateras proeminentes(em cima à direita) com halos brilhantes em Mercúrio. As crateras têm aproximadamente 40 km de diâmetro. Os halos e as raias cobrem outros aspectos da superfície, indicando que são algumas das mais jovens em Mercúrio. (Cortesia: Calvin J. Hamilton; FDS 275)
 Bacia com Anél Duplo (GIF, 382K; JPEG, 68K)
Esta imagem mostra uma bacia com anél duplo com aproximadamente 200 km de diâmetro. O solo contém material plano e suave. O anel interno tem elevação menor do que o anel externo. (Crédito: Calvin J. Hamilton; FDS 27301)
 Grandes Falhas em Mercúrio (GIF, 634K; JPEG, 92K)
Esta imagem obtida pela Mariner 10 mostra a escarpa Santa Maria, o acidente geográfico sinuoso e escuro que percorre a cratera no centro desta imagem. Muitas escarpas similares foram encontradas nas imagens de Mercúrio obtidas pelas Mariner, e são interpretadas como falhas enormes onde parte da crosta de Mercúrio foi comprimida sob a parte adjacente. A abundância e o tamanho destas falhas indicam que o raio de Mercúrio diminuiu de 1 a 2 km depois da solidificação e formação das crateras de impacto na superfície. Esta mudança de volume foi provavelmente causado pelo esfriamento do planeta, após a formação do núcleo metálico que compreende tres-quartos do planeta. Norte é para cima e a foto cobre 200 km. (Crédito: Calvin J. Hamilton, and LPI; FDS 27448)
 Escarpa Antoniadi (GIF, 449K; JPEG, 71K)
Esta é a imagem de uma escarpa de 450 km chamada Antoniadi. Ela está localizada na margem direita da fotografia, e atravessa uma grande cratera com 80 km aproximadamente na metade. Ela atravessa planos suaves ao norte e planos inter-crateras so Sul [Strom et al., 1975]. (Crédito: Calvin J. Hamilton; FDS 27325)
 Quadrângulo da Descoberta (JPEG, 68K)
Mosaico do Quadrângulo da Descoberta de Mercúrio. (Cortesia NASA/JPL)