TOMO XXXVIII 3 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES PRINCIPAIS DE URANO PARTE 1

Satélites principais de Urano

Comparação de tamanho entre Urano e seu maiores satélites naturais. 

Urano tem cinco satélites massivos principais, são eles Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. O diâmetro varia de 472 km de Miranda a 1578 km de Titânia. Todos os satélites principais são objetos relativamente escuros, sua reflexibilidade varia entre 30 e 50%. Umbriel é o satélite mais escuro e Ariel o mais brilhante. Acredita-se que os satélites maiores de Urano se formaram no disco de acreção que existiu em volta de Urano por um tempo após sua formação ou é resultado de um grande impacto sofrido por Urano no início de sua existência, o que seria o mais provável.

Como Urano tem uma alta inclinação axial, e seus satélites orbitam no plano equatorial do planeta, eles estão sujeitos a um ciclo sazonal extremo. Os polos norte e sul alternam entre 42 anos de escuridão total e 42 anos de luz solar contínua, com o Sol perto do zênite em um dos polos durante o solstício. Durante o sobrevoo da Voyager 2 em 1986, este que coincidiu com o solstício de verão no hemisfério sul, quando quase todo o hemisfério norte de Urano e seus satélites estava as escuras. Uma vez a cada 42 anos, quando Urano passa pelo equinócio e seu plano equatorial cruza a Terra, ocultações entre suas luas são possíveis. Em 2007 e 2008 vários desses eventos foram observados, incluindo duas ocultações de Titânia por Umbriel em 15 de agosto e 08 de dezembro de 2007 e uma de Ariel por Umbriel em 19 de agosto 2007.

As cinco maiores luas de Urano comparadas em tamanho e brilho. Da esquerda para a direita (em ordem de distância crescente a Urano): Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. 

Como Urano possui menor achatamento e menor tamanho relativo a seus satélites, estes podem escapar mais facilmente de uma ressonância orbital do que os satélites de Júpiter ou Saturno. Assim alguns satélites podem estar em ressonância orbital e gerar o aquecimento por marés e posteriormente, escapar dessa ressonância (através de um mecanismo que provavelmente resultou em uma inclinação orbital alta), sua excentricidade acaba diminuído, e assim, desligando o mecanismo de aquecimento interno. Isso pode ser ciclístico como observado no passado geológico dos satélites.

Como os outros grandes satélites do sistema solar externo, acredita-se que os 05 maiores de Urano se formaram de um disco de acreção ou sub nebulosa (um disco de gás e poeira que existia em volta de Urano por algum tempo depois de sua formação) ou que foi criado pelo grande impacto que provavelmente deu ao planeta sua grande inclinação axial. A composição precisa do disco não é conhecida; no entanto, a densidade relativamente alta dos satélites de Urano em relação aos satélites de Saturno indica que ele pode ter sido relativamente pobre em água. Ás Grandes quantidades de nitrogênio e carbono poderiam estar presentes na forma de monóxido de carbono (CO) e nitrogênio molecular (N2) ao invés de amônia e metano. Os satélites que se formaram nesse disco iriam conter menos gelo de água (com CO e N2 presos como clatrato) e mais rocha, explicando a sua alta densidade.

Miranda

Miranda éo menor dos satélites de Urano. Possui menos de 500 km de diâmetro, o segundo menor satélite de formato esférico do Sistema Solar (Mimas de Saturno é o primeiro, com 300 km). 

Miranda tem a superfície mais diversificada, com um relevo deformado. Seu ambiente é marcado por depressões e penhascos profundos, zonas cheias de crateras, altas montanhas e planícies suaves. Os picos mais elevados chegam a medir 15 km de altura e as maiores crateras cerca de 60 km de diâmetro. A maior parte desses relevos são estruturas antigas, que ofuscam algumas recentes.

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


Ariel

A sonda Voyager 2 fez sua maior aproximação de Ariel em 24 de janeiro de 1986 passando à 127 mil km da lua. Devido ao fato de que somente o polo Sul de Ariel está virado para o Sol, somente o hemisfério sul pode ser fotografado. 

Ariel é um satélite relativamente pequeno e o mais brilhante de Urano. Sua superfície é marcada por crateras e são encontrados também grandes vales em fendas que se estendem por toda superfície.

Geologia de Ariel

A composição de Ariel é de aproximadamente 70% de gelos (água congelada, dióxido de carbono em estado sólido, e possivelmente também gelo de metano) e 30% de rochas compostas por silicatos. Alguns locais superficiais de Ariel parecem estar cobertos por geada fresca, particularmente, em crateras mais recentes. A mais antiga e maior unidade geológica observada em Ariel foi uma vasta área de planícies repleta de crateras no polo sul do satélite. A análise das crateras ali vistas sugere que as maiorias são mais recentes do que as observadas em Titânia, Oberon, e Umbriel. A maior cratera observada em Ariel é a cratera Yangoor, com 78 km de área, mostrando sinais de deformação desde sua formação. Também observou uma rede de falhas geológicas, cânions, e estruturas congeladas distribuídas ao longo das latitudes no meio do hemisfério sul de Ariel, destoando da região das crateras.

Os cânions provavelmente representam "Grabens" ou fossas tectônicas são formados por falhas extensionais (perpendiculares as fraturas). Matéria lisa e sulcos são vistos em várias partes da rede de vales de Ariel, sugerindo que o fundo dos cânions esteve coberto por gelo morno ejetado do interior de Ariel. Acredita-se que no passado, as atividades geológicas de Ariel foram provocadas por aquecimento de maré, quando sua órbita era mais excêntrica do que a atual.

Umbriel

Está a uma distância média de 266 000 km de Urano, sendo o terceiro maior satélite em ordem de distância ao planeta, e possui uma órbita regular pouco excêntrica e inclinada. 

Umbriel orbita Urano a uma distância média de 266 000 km, sendo o terceiro satélite mais afastado do planeta entre os cinco principais. Sua órbita tem uma pequena excentricidade e é pouco inclinada em relação ao equador de Urano. Seu período orbital é de 4,1 dias, igual ao período de rotação. Isso significa que Umbriel tem rotação sincronizada, com uma face sempre virada para o planeta. A órbita de Umbriel está localizada completamente dentro da magnetosfera de Urano e por causa disso, seu hemisfério posterior (do lado oposto ao sentido do movimento orbital) é constantemente bombardeado por plasma magnetosférico, que gira junto com planeta. O contato com a magnetosfera de Urano pode chamuscar o satélite e levar a um escurecimento desse hemisfério frontal ao gigante gelado. Isso também ocorre em Ariel, Umbriel e Titânia.

Atualmente Umbriel não está em ressonância orbital com nenhum outro satélite de Urano, mas no passado possivelmente esteve em ressonância de 1:3 com Miranda. Isso teria aumentado a excentricidade orbital de Miranda, causando aquecimento interno e atividade geológica neste satélite, enquanto a órbita de Umbriel teria sido menos afetada.

Geologia de Umbriel

Umbriel é constituído principalmente de gelo com uma fração significativa de rocha, e pode ser diferenciado em um núcleo rochoso e um manto de gelo. Sua superfície é a mais escura dentre os grandes satélites de Urano, e parece ter sido moldada principalmente por impactos. Umbriel é o segundo satélite de Urano com maior numero de crateras, após Oberon, e sua formação superficial mais proeminente é a cratera Wunda, que é cercada por um anel de material brilhante. Por outro lado, a presença de cânions sugere processos de atividade interna em suas priemeiras eras.


Composição e estrutura interna

Umbriel em comparação com a Lua e a Terra. 

Umbriel possui uma densidade de 1,39 g/cm³, indicando que é composto principalmente de gelo, com um componente denso constituindo cerca de 40% de sua massa. Este pode ser constituído de rocha e carbonatos incluindo compostos orgânicos pesados conhecidos como tolinas. A existência de gelo de água é apoiada por observações de espectroscopia infravermelha, as quais revelaram gelo de água cristalizado na superfície do satélite. As bandas de absorção de gelo de água são mais fortes no hemisfério condutor de Umbriel (o hemisfério voltado para o sentido do movimento orbital) do que no hemisfério posterior.

A causa de um hemisfério deter mais gelos que outro pode estar relacionado ao bombardeamento de partículas carregadas vindas da magnetosfera de Urano, que é mais forte no hemisfério posterior devido ao plasma magnetosférico. As partículas energéticas tendem a pulverizar o gelo de água, decompor metano preso no gelo como hidrato de clatrato e escurecer outros compostos orgânicos, deixando um material escuro e rico em carbono na superfície.

Com exceção de água, o único outro composto identificado na superfície de Umbriel por espectroscopia infravermelha é dióxido de carbono (CO2), que está concentrado principalmente no hemisfério posterior a Urano. A origem do dióxido de carbono não é muito clara. Ele pode ser produzido localmente a partir de carbonatos ou material orgânico sob a influência de partículas energéticas carregadas vindas da magnetosfera de Urano ou da radiação ultravioleta solar. Essa hipótese explicaria a assimetria na sua distribuição, já que o hemisfério posterior está sujeito a uma influência magnetosférica mais intensa. Outra possível fonte é a perda do CO2 primordial preso por gelo no interior de Umbriel. O escape de CO2 do interior pode ser o resultado de atividade geológica do passado através do efeito de marés.


Creia-se que interior de Umbriel pode ser diferenciado em um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo. Se este for o caso, o raio do núcleo (317 km) é equivalente a cerca de 54% do raio do satélite, e sua massa a 40% da massa deste (esses parâmetros dependem da composição do satélite). O estado atual do manto de gelo não é conhecido, mas é considerada improvável a existência de um oceano de água líquida embaixo da superfície.


Superfície

A superfície de Umbriel é a mais escura dentre as grandes satélites de Urano, e reflete menos que metade da luz que Ariel, um satélite de tamanho similar. A superfície de Umbriel é levemente azulada, onde se destoam os depósitos de impacto brilhantes (como a mancha clara vista nas fotos da Voyager 2, na cratera Wunda, por exemplo) que são ainda mais azuis. Como ja comentamos há uma assimetria entre os hemisférios, com o hemisfério condutor sendo mais avermelhado que o posterior. O avermelhamento da superfície provavelmente é o resultado de erosão espacial pelo bombardeamento de partículas carregadas e micrometeoritos ao longo da evolução do Sistema Solar. Esta poeira erosiva pode ser causada por acreção de um material avermelhado vindo da parte exterior do sistema de satélites de Urano, possivelmente de satélites irregulares, o que iria ocorrer predominantemente no hemisfério condutor. Apesar dessas pequenas variações, a superfície de Umbriel é relativamente homogênea, não havendo grandes variações em cor ou albedo.

Existe apenas uma classe de formação geológica reconhecida em Umbriel, as crateras, estas muito maiores e mais numerosas do que Ariel e Titânia, e apresenta o menor indício de atividade geológica entre os cinco grandes satélites e apenas Oberon tem mais crateras que Umbriel. As crateras observadas têm um diâmetro que varia entre alguns quilômetros até 210 quilômetros como a cratera de, Wokolo. Todas as crateras conhecidas em Umbriel têm picos centrais, mas nenhuma possui estruturas radiais.

Perto do equador de Umbriel à uma formação superficial mais proeminente chamada cratera Wunda, que tem um diâmetro de 131 km, e possui um grande anel de material brilhante em seu fundo, que pode ser um depósito de impacto ou um depósito de dióxido de carbono. Perto de Wunda estão as crateras Vuver e Skynd, que não são rodeadas pelo material brilhante, mas possuem picos centrais brilhantes. Além destas crateras oficialmente reconhecidas, mediante uma análise do perfil topográfico de Umbriel, foi revelada uma possível estrutura de impacto muito grande tendo um diâmetro de cerca de 400 km e profundidade de aproximadamente 5 km.

Cratera Wunda, que é cercada por um anel de material brilhante. 

Assim como os outros grandes satélites de Urano, a superfície de Umbriel é cortada por um sistema de cânions tendendo do nordeste ao sudoeste. Eles não são, contudo, reconhecidos oficialmente devido à baixa resolução obtidas pelas imagens da Voyager 2 e à aparente homogeneidade deste satélite, o que dificulta o mapeamento geológico mais preciso.

A superfície cheia de crateras de Umbriel provavelmente é mantida intocada aparentemente desde o intenso bombardeio tardio, no começo do Sistema Solar. Os únicos sinais de atividade interna são antigos como os cânions e polígonos escuros (manchas escuras de formatos complexos com extensão de dezenas a centenas de quilômetros). Os polígonos foram identificados a partir da Voyager 2 e estão distribuídos de forma aproximadamente uniforme na superfície de Umbriel, e parecem tender de nordeste e sudoeste. Alguns polígonos são depressões de alguns quilômetros de profundidade e podem ter sido criados durante um episódio inicial de atividade tectônica. Atualmente não há explicação para o porquê de Umbriel ser tão escuro e de aparência uniforme. Sua superfície pode ser coberta por uma camada relativamente fina de um material escuro (chamado material umbral) escavada por impactos ou expelida em uma intensa erupção vulcânica. Alternativamente, a crosta de Umbriel pode ser inteiramente formada pelo material escuro, o que evitou a existência de formações brilhantes como linhas radiais em crateras.


Formação da Superfície de Umbriel

A acreção de Umbriel provavelmente durou alguns milhares de anos. Impactos que acompanharam a acreção causaram aquecimento das camadas mais externas do satélite, com uma temperatura máxima de cerca de -93 °C sendo alcançada a uma profundidade de cerca de 3 km. Após o término do processo de formação, essas camadas próximas da superfície esfriaram, enquanto o interior de Umbriel se manteve aquecido pelo decaimento radioativo dos elementos presentes nas rochas. Com isso, a camada próxima da superfície contraiu, enquanto o interior expandiu, causando forte tensão na crosta que gerou rachaduras.

O calor inicial da acreção em conjunto com o decaimento pode ter levado ao derretimento do gelo se algum anticongelante como amônia (na forma de hidrato de amônia) ou sal estava presente. O aquecimento pode ter feito a rocha se separar do gelo formando um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo. Uma camada de água líquida (oceano) rica em amônia pode ter se formado entre o núcleo e o manto. A temperatura eutética, ou ponto de congelamento mínimo, dessa é mistura é -97 °C mas contudo é bem provável que esse oceano tenha congelado há muito tempo. Esse processo geológico provavelmente durou cerca de 200 milhões de anos, implicando que qualquer atividade endógena no satélite acabou bilhões de anos atrás. Umbriel entre os demais satélites de Urano fosse o de menor taxa de processos endógenos de renovação de superfície, apesar de que tenha passado por um episódio de troca de superfície pouco depois de sua formação.

TOMO XXXVIII 2 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES MENORES DE URANO

SATÉLITES MENORES DE URANO

Satélites naturais de Urano. Comparação entre os cinco maiores e os demais.

Urano possui 27 satélites naturais conhecidos. Eles são divididos em três grupos: treze satélites internos, cinco grandes satélites e nove satélites irregulares. Os satélites internos são pequenos corpos escuros que compartilham propriedades comuns e origem com os anéis do planeta.

Os cinco grandes satélites são massivos o suficiente para obter equilíbrio hidrostático, ou seja, a forma esférica, e quatro deles mostram sinais de atividade interna como formação de cânions e vulcanismo em suas superfícies. O maior satélite desses cinco, Titânia, tem um diâmetro de 1 578 km e é o oitavo maior satélite no Sistema Solar, cerca de 20 vezes menos massivo que a Lua. Os satélites irregulares de Urano têm órbitas elípticas e inclinadas se localizando grandes distâncias do planeta gelado.

A massa relativa dos satélites de Urano. os cinco maiores satélites com forma esféricas variam de Miranda, com 0,7%, a Titânia com quase 40% da massa total. Os satélites internos e irregulares correspondem a 0,1%, e são mal visíveis nesta escala.

Características e grupos

O sistema de satélites de Urano é o menos massivo entre os  gigantes gasosos; a massa combinada dos cinco maiores satélite equivale a menos da metade da massa de Tritão (a sétima maior lua do Sistema Solar). O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de 1578,9 km, menos que a metade do raio da Lua, mas um pouco maior que o de Rheia, o segundo maior satélite de Saturno, fazendo de Titânia a oitavo maior satélite no Sistema Solar. Urano é cerca de 10 000 vezes mais massivo que seus 09 maiores satélites

Satélites internos

Esquema do sistema de Urano de anéis e satélites, sendo que alguns asteroides compartilham a nomenclatura como satélites de Urano: 

171 Ophelia,
218 Bianca,
666 Desdemona,
763 Cupido,
  2758 Cordelia.

Urano possui 13 satélites internos conhecidos, com órbitas localizadas dentro da de Miranda. Todas os satélites internos estão relacionadas com os anéis de Urano, que provavelmente é o resultado da fragmentação de um ou mais satélites internos. os dois satélites mais internos(Cordélia e Ofélia) servem como pastores para o anel ε de Urano, enquanto o pequeno Mab é uma fonte do anel μ.
Puck, com 162 km de diâmetro, é o maior dos satélites internos de Urano e a única fotografada pela Voyager 2 com algum detalhe. Puck e Mab são os satélites internos mais distantes de Urano.


Todos os satélites internos são corpos escuros, constituídos de água congelada contaminada com uma poeira escura pouco reflexiva, provavelmente formada por compostos orgânicos processados pela radiação solar.  Créssida é o único satélite com uma medição direta de sua massa e densidade, calculados a partir de perturbações no anel η de Urano. O valor de densidade encontrado, 0,86 ± 0,16 g/cm3, é inferior ao das grandes satélites de Urano, mas é cerca de 50% superior à dos satélites internos de Saturno de tamanho similar, indicando que Créssida, e possivelmente os outros satélites internos de Urano de forma geral, ou têm uma porosidade menor que os satélites internos de Saturno ou têm mais rochas na sua composição geral.

Orbita de satélites junto aos anéis do gigante gelado.

Nove dos satélites internos—Bianca, Créssida, Desdémona, Julieta, Pórcia, Rosalinda, Cupido, Belinda e Perdita—formam o grupo de satélites Pórcia, um grupo dinâmico de satélites com órbitas e propriedades fotométricas similares. Esses satélites possuem órbitas muito próximas, com uma variação de raio orbital de menos de 20 mil km, o que significa que eles estão constantemente perturbando uns aos outros, gerando um sistema caótico e aparentemente instável.


As perturbações podem fazer as suas órbitas se entrecruzarem, resultando em colisões. Simulações indicam que em uma escala de tempo de até 10 milhões de anos, Cupido pode colidir com Belinda e Créssida pode colidir com Desdémona, acrescentando mais matéria aos anéis de Urano.

Imagem dos satélites Internos de Urano.

Mediante estas observações é provável que os satélites internos de Urano estejam em um processo contínuo de destruição e formação, com novos satélites sendo formados na mesma taxa em que elas são destruídas. Nessa hipótese, o anel ν de Urano, localizado entre as órbitas de Pórcia e Rosalinda, representa os detritos gerados por uma colisão no passado. No futuro, esse anel pode passar por reacreção, formando novos satélites, enquanto futuras colisões gerarão novos anéis.


Satélites irregulares

Urano tem nove satélites irregulares conhecidos, que estão muito mais afastados do planeta que Oberon, o mais externo dos cinco satélites principais. 

Ao contrário dos satélites regulares, que possuem órbitas prógradas, quase circulares e alinhadas com o equador do planeta, os irregulares possuem órbitas altamente excêntricas e inclinadas, e todos exceto um têm órbitas retrógradas, no sentido contrário ao da rotação do planeta. Um maior número de satélites irregulares retrógrados do que prógrados é observado em todos os planetas gigantes, o que está relacionado a uma maior estabilidade orbital para satélites retrógrados.

O semieixo maior da órbita dos satélites irregulares de Urano varia entre 6 e 29% do raio da esfera de Hill do planeta (rH), de 73 milhões de km, que representa a região do espaço em que a força gravitacional de Urano domina a do Sol. O tamanho dos satélites irregulares conhecidos de Urano varia entre 150 km (Sycorax) e 18 km (Trinculo).
Com uma inclinação orbital de 51,5°, Margaret é o único satélite irregular prógrado de Urano conhecido, e atualmente tem a maior excentricidade orbital de qualquer satélite no Sistema Solar, embora a excentricidade média da lua de Netuno Nereida seja maior.


As características orbitais dos satélites irregulares, em especial a existência de órbitas retrógradas, significa que eles não se formaram da mesma maneira que os satélites regulares, por acreção em torno do planeta, portanto eles só podem ter sido capturados de uma órbita heliocêntrica. O mecanismo de captura e a população de origem, no entanto, permanecem incertos. Os principais cenários de captura os satélites irregulares foram capturados durante o processo de migração dos planetas gigantes há 3,9 bilhões de anos, por meio de encontros de três corpos causados por encontros próximos entre os planetas.

A população original de satélites irregulares provavelmente era significativamente maior (cerca de 100 vezes mais massiva), tendo sido reduzida com o passar do tempo por colisões entre os satélites. A poeira liberada nessas colisões então caiu para o interior do sistema de satélites de Urano, explicando a coloração avermelhada assimétrica dos grandes satélites do planeta.

TOMO XIV - ESTRELAS DE GRANDE DIÂMETRO - PARTE 3

Subgigante Primordial

HD 140283

Menor extrema na sua deficiência em metal, mas mais próxima e brilhante e, portanto, conhecida há mais tempo, temos á HD 140283 (uma subgigante). 

Estrelas subgigantes como a HD 140283 também podem ser definidas como um estágio na evolução estelar de estrelas de massa baixa e intermediária, formando um ramo das subgigantes no diagrama de Hertzsprung-Russell. Estrelas com um tipo espectral de subgigante não estão necessariamente no ramo das subgigantes evolucionário, e vice-versa. A classificação espectral pode ser influenciada por fatores como metalicidade, rotação e peculiaridades químicas. 

A evolução de uma estrela como o Sol, por exemplo, é prolongada, com poucos indícios externos de mudanças no interior. Uma forma de identificar subgigantes evolucionárias é a determinação de abundâncias químicas como de lítio, que é diluído em subgigantes, ou a medição da intensidade das emissões coronais, o que não e o caso de uma subgigante como a HD 140283 que tinha em sua composição basicamente hidrogênio e hélio.

Conforme a fração de hidrogênio remanescente no núcleo de uma estrela da sequência principal diminui, a temperatura do núcleo aumenta e assim a taxa de fusão aumenta. Isso faz a estrela evoluir lentamente para altas luminosidades conforme ela envelhece, gerando um alargamento da sequência principal no diagrama de Hertzsprung-Russell.

Quando uma estrela da sequência principal termina de fundir hidrogênio em seu núcleo, o núcleo começa a colapsar pela sua gravidade. Isso faz ele aumentar de temperatura e a fusão de hidrogênio passa a ocorrer em uma camada ao redor do núcleo, que fornece mais energia do que a queima de hidrogênio no núcleo. Estrelas de massa baixa e intermediária se expandem e esfriam até uma temperatura superficial de cerca de 5 000 K, quando então começam a aumentar de luminosidade em um estágio conhecido como o ramo das gigantes vermelhas. A transição entre a sequência principal e o ramo das gigantes vermelhas é chamada de ramo das subgigantes. A morfologia e duração do ramo das subgigantes varia dependendo principalmente da massa estelar, devido a diferentes estruturas internas.

A cerca de 200 milhões de anos (13.5 Ga) após o Big Bang a estrela HD 140283 ou estrela de "Matusalém" se formou. Atualmente é a estrela mais antiga não confirmada no universo observável. Por ser uma estrela da população II, ou seja, não das primordiais (que eram efêmeras, como visto em um artigo neste mesmo blog). Devido a dados recentes sobre a vovozinha estelar, algumas sugestões foram levantadas sobre a formação das estrelas de segunda geração, que estas podem ter começado muito mais cedo a surgir do que o previsto.



Até a segunda dezena do século XXI o telescópio Espacial Hubble era usado para estudar a estrela Matusalém, e com ele os dados mais atualizados que dispomos. Mesmo assim HD140283 já era uma velha conhecida dos cientistas já há mais de 100 anos, uma vez que a mesma cruza todo o céu de forma relativamente rápida. A estrela move-se a cerca de 1,3 milhões km/h e cobre a largura da lua cheia no céu cada 1.500 anos ou mais, como afirmam alguns pesquisadores.

A estrela de Matusalém, que está lentamente se transformando numa gigante vermelha, nasceu provavelmente numa galáxia anã que a Via Láctea nascente absorveu há mais de 12 bilhões de anos. Isto justificaria a excentricidade da órbita da estrela.

Sua composição e tamanho originais ao que tudo indicam teria sido a de uma anã laranja ou uma amarela menor que o nosso Sol, o que justificaria aliado a sua metalicidade quase nula, ser uma das estrelas primordiais do nosso universo.

Medições do Hubble permitiram aos astrónomos refinar a distância a HD 140283, usando o princípio de paralaxe, (assunto já comentado neste blog). Orbita a 190,1 anos-luz de distância na constelação de Libra, e com ela maior precisão de sua composição e consequentemente de sua idade.

Estrelas que juntas com a HD 140283 formam à Constelação de Libra.

TOMO XXXXIX-2 SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES DE NETUNO - PROTEUS

PROTEUS

Formato irregular contrasta com suas dimensões.

Proteus, segundo maior satélite natural de Netuno, possui mais de 400 quilômetros de diâmetro. Pela distancia  não foi descoberto por telescópios na Terra anteriores ao Hubble, porque sua orbita está muito próxima do gigante gelado. A distância do planeta o faz se perder pelo reflexo do brilho da luz solar em Netuno.

Proteu circunda Netuno a uma distância de cerca de 92.800 quilômetros, e completa uma órbita em 26 horas e 56 minutos. Proteus é um dos objetos mais escuros no sistema solar. Como Febe de Saturno, ele reflete apenas 06% da luz solar que o atinge.





Limiar esferoide de Proteus 

Os cientistas afirmam que proteus é um satélite tão grande quanto possível para uma forma esférica pela sua própria gravidade. Proteus se manteve numa forma irregular mesmo assim, possivelmente por sua composição metálica rochosa. O satélite também poderia ser o resto de um objeto maior que se fragmentou por colisão ou mais provavelmente pela ação gravitacional de Netuno já que não mostra sinais de modificações geológicas preterias. 

O satélite de Saturno, Mimas, devido a uma menor densidade, de dimensões semelhantes, sua composição mais plástica permitiu ao contrario de Proteus ter a forma esférica.

TOMO XXXXIX-2 SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES DE NETUNO-TRITÃO

TRITÃO

Tritão é uma lua geologicamente ativa, o que originou uma superfície complexa e recente.

Tritão tem tamanho, densidade, temperatura e composição química semelhantes a Plutão. Ao verificar a órbita excêntrica de Plutão, esta que atravessa a de Netuno, visualizam-se pistas da possível origem de Tritão como um planeta anão semelhante a esse sendo capturado por Netuno. Assim Tritão poderá ter-se formado longe de Netuno e capturado pela ação gravitacional deste.

A área total da superfície corresponde a 15,5% da área emersa do planeta Terra, ou 4,5% da área total. A dimensão de Tritão sugere que deverão existir regiões de densidades diferentes, variando entre 2,07 a 2,3 gramas por centímetro cúbico.

Apesar de existirem várias diferenças entre Tritão e os demais satélites gelados do sistema solar, o terreno é semelhante ao de Ariel de Urano, Encelado de Saturno e os três de Júpiter: Io, Europa e Ganímedes. Também lembra Marte, com as suas calotas polares.

O efeito gravitacional de Tritão na trajetória da Voyager 02 sugere que o manto de gelo deve cobrir um núcleo substancial de rocha e com probabilidade de conter metal. O núcleo corresponde a dois terços da massa total de Tritão (65% a 75%), o que é mais do que qualquer outro satélite do sistema solar, com excepção de Io e Europa. A diferenciação pode ter sido eficiente devido ao efeito gravitacional de Netuno durante a captura de Tritão.

Tritão tem uma densidade média de 2,05 g/cm³, e é composto por cerca de 25% de gelo de água, essencialmente localizado no manto.

Imagens obtidas pela Voyager 2 de Tritão. 

Atmosfera de Tritão

O limbo de Tritão mostra uma atmosfera inexpressiva. Os pontos negros na superfície são chamados de maculae.

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

A sonda Voyager 02 conseguiu observar uma camada fina de nuvens numa imagem que tirou do limbo deste satélite. Estas nuvens formam-se nos polos e são compostas por gelo de azoto; existe também nevoeiro fotoquímico até uma altura de 30 km que poderia ser composto por hidrocarbonetos, semelhante ao que foi encontrado em Titã, mas no entanto nenhum destes hidrocarbonetos foi detectado pela sonda. Pensa-se que os hidrocarbonetos contribuem para o aspecto cor-de-rosa da superfície.

A temperatura à superfície é de cerca de -235 graus Celsius, ainda mais baixa que a temperatura média de Plutão (cerca de -229 °C), logo é a mais baixa temperatura jamais medida no sistema solar. A 800 km da superfície, a temperatura sobe para -180 °C.

Estações de Tritão

Tritão apresenta um ciclo de estações amenas e extremas.

O eixo de rotação de Tritão é atípico, inclinado 157° em relação ao eixo de Netuno, e 130° em respeito à órbita deste, expondo um polo ao Sol de cada vez, semelhante ao planeta Urano. Como Netuno orbita o Sol, as regiões polares de Tritão trocam de posição num intervalo de 82 anos, o que provavelmente resulta em mudanças de estações do ano radicais cada vez que um polo se move para a luz do Sol. Dada a sua órbita e inclinação axial, Tritão apresenta um ciclo de estações amenas e extremas. As estações mais extremas ocorrem em intervalos de cerca de 700 anos, e o próximo grande Verão em Tritão se iniciou no ano de 2007.

A mudança do estado sólido para o estado gasoso e de volta ao estado sólido da capa polar produz uma variação súbita da atmosfera. Observações mais recentes à atmosfera de Tritão, a partir de ocultação de estrelas, mostraram que, de 1989 para 1998, a pressão atmosférica em Tritão tinha dobrado. A maioria dos modelos predizem que os gelos voláteis evaporam e ampliam a pressão da atmosfera. No entanto, outros modelos preveem que o gelo volátil que se encontra no pólo sul possa migrar para o equador e, assim, não desaparecem para a atmosfera, mas mudam de localização, deixando assim dúvidas do que poderá causar o aumento de pressão sazonal.


Superfície de Tritão

Existem áreas que têm exposições rochosas, e são áreas escorregadias, devido às substâncias geladas, nomeadamente o metano gelado que cobre parte da superfície.

A superfície é composta principalmente por gelo de azoto, mas também gelo seco (dióxido de carbono gelado), gelo de água, gelo de monóxido de carbono e metano. Tritão é muito brilhante, refletindo 60 a 95 por cento da luz solar que incide sobre a superfície; a Lua da Terra, em comparação, reflete apenas 11 por cento.

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

Tano Sulci é uma das longas falhas que percorrem a estranha região de Bubembe em Tritão, uma região também conhecida por terreno casca-de-meloa, por causa do seu aspecto de casca de melão, uma das regiões mais estranhas do sistema solar. Desconhece-se a origem deste terreno, mas pode ter sido causado pela subida e queda de gelo de azoto, pelo colapso e inundação causados por criovulcanismo. Apesar de ser um terreno com poucas crateras, acredita-se que poderá ser a superfície mais antiga em Tritão. Este terreno possivelmente cobre a maioria do hemisfério Norte.

Estes terrenos casca-de-meloa são únicos e só existem em Tritão; compreendem depressões com 30 a 50 km de diâmetro, provavelmente não relacionadas com impacto de meteoritos por serem demasiado regulares, com espaçamento regular e separadas por escarpas curvadas. Estes cumes poderão ter origem em erupções de gelo viscoso por entre as fraturas em anel, e podem ter até 01 km de altura.

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

Na região equatorial longas falhas com cordilheiras paralelas de gelo expelido do interior cortam terrenos complexos com vales imperfeitos. Yasu Sulci, Ho Sulci e Lo Sulci são alguns destes sistemas conhecidos como sulcos. A leste destes sulcos encontram-se as planícies Ryugu e Cipagu e o planalto Cipango.

As zonas planas de Sipagu Planitia e Abatus Planum no hemisfério sul encontram-se rodeadas por pontos negros denominadas de "maculae". Dois grupos de maculae, Acupara Maculae e Zin Maculae destacam-se a leste do Abatus Planum. Estas marcas parecem ser depósitos na superfície deixados por gelos que evaporaram, mas não se sabe ao certo do que serão compostos e a sua origem.

Perto de Sipagu e Abatus Planum encontra-se ainda uma grande cratera nova, com 27 km de diâmetro, chamada Mozamba. Seguindo para noroeste, outras duas crateras mais pequenas (Kurma e Llomba) seguem a cratera Mozamba quase em linha reta. A maioria dos poços e terreno agreste são causados por derretimento e colapso de gelo, ao contrário do que acontece em outros satélites, onde as crateras de impacto dominam a superfície. No entanto, a Voyager fotografou uma cratera de impacto com 500 km de diâmetro, que foi extensivamente modificada por inundações repetidas, derretimento, falhas e colapsos.


Polo Sul de Tritão

Polo Sul iluminado de Tritão.

A região do polo sul de Tritão é coberta por uma capa de azoto e metano gelados, onde possivelmente esse metano evapora lentamente salpicado por crateras de impacto e aberturas de gêiseres. A capa gelada é altamente refletora, porque absorve pouca energia solar. Durante o encontro com a Voyager 2, o polo sul de Tritão estava virado para o Sol, o que acontece desde que Tritão foi descoberto.

Desconhece-se como será o polo norte já que este se encontrava na penumbra quando a Voyager 2 visitou Tritão em 1989. No entanto, pensa-se que, tal como o polo Sul, deverá ter uma calota polar.



Criovulcanismo de Tritão

Vulcões gelados.

Um criovulcão expele de nitrogênio líquido, metano e amônia do interior de Tritão onde ao ser expelido congela instantaneamente na subida de 8 km na fina atmosfera, onde e varrida pelos ventos desta e precipita-se na superfície em forma de neve.

Surpreendentemente, Tritão é geologicamente ativo; a sua superfície é recente e com poucas crateras. Existem vales e cristas num padrão complexo por toda a superfície, provavelmente resultantes dos ciclos do congelamento e aquecimento e dos vulcões. A sonda Voyager 2 observou vulcões gelados (as Plume) que cuspiam verticalmente azoto líquido, pó ou compostos de metano, proveniente de baixo da superfície, em plumas que atingiam 08 km de altura. Provavelmente, esta atividade vulcânica é devida ao aquecimento sazonal causado pelo Sol, e não como o aquecimento por marés dos vulcões registados em Io.

Hili e Mahilani são os criovulcões de tritão observados, ambos com nomes de espíritos da água de mitologias africanas. Tritão é assim com a Terra, Io,Vênus, Encelados e Titã entre outros, parte dos  mundos do sistema solar a possuir atividade vulcânica no momento presente. Com a sua  atividade geológica o maior satélite de Netuno aquece sob sua superfície glacial, lençóis de água líquida.

Vida em Tritão

Tritão poderia possui formas de vida primitiva nos mares de água líquida situados debaixo da superfície.

Tritão é um dos locais mais gélidos do sistema solar, além de ter uma órbita pouco convencional, e retrógrada, o que é comportamento orbital atípico. Em especial, a interação com as outros satélites de Netuno causa aquecimento interno em Tritão. Com a passagem da Voyager 2 em 1989, descobriu-se que tinha atividade vulcânica, mas de um tipo de vulcanismo gelado que consiste no derretimento de gelos de água e azoto e talvez metano e amônia, como já vimos parágrafos acima.

Azoto e metano, são os mesmos compostos que existem em Titã. O azoto é também o composto principal da atmosfera terrestre, e o metano na Terra está normalmente associado à vida, sendo um produto secundário da atividade desta. Mas tal como Titã, Tritão é extremamente frio, se não fosse esse o caso, estes dois componentes da atmosfera seriam sinais de vida como a conhecemos.

Devido à atividade geológica e ao aquecimento interno, ideias tem surgido de que Tritão poderia possui formas de vida primitiva nos mares de água líquida salgada, situados debaixo da superfície, muito semelhante ao que tem sido sugerido para Europa. Tritão e Titã são assim mundos que apesar de fisicamente extremos são capazes de suportar várias formas exóticas de vida desconhecidas na Terra. Outras ideias científicas, afirmam que a vida na Terra é baseada em carbono, mas em Tritão esta poderá ser baseada em compostos de silicatos.

Dados gerais de Tritão.

TOMO XXXVIII 1 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - URANO

URANO

Terra em comparação com o Gigante Gelado.

Urano é o sétimo planeta a partir do Sol, o terceiro maior do Sistema Solar. Assim como Vênus, Urano gira de leste a oeste. Observações mais detalhadas do planeta foram realizadas pela sonda Voyager, em 1986 e pelo telescópio Hubble.

A atmosfera de Urano, embora similar às de Júpiter e Saturno em sua composição primária de hidrogênio e hélio, contém mais "gelos" tais como água, amônia e metano, assim como traços de hidrocarbonetos. É a mais fria atmosfera planetária no Sistema Solar, com uma temperatura mínima de -224 °C. Tem uma complexa estrutura de nuvens em camadas, e acredita-se que a água forma as nuvens mais baixas, e o metano as mais exteriores. Em contraste, seu interior é formado principalmente por gelo e rochas.

A velocidade da órbita de Urano é de 27,4 mil quilômetros por hora e a massa é 14,5 vezes maior que a da Terra. A atmosfera de Urano é constituída, principalmente, de hidrogênio, hélio e metano. A temperatura na superfície chega a 216ºC negativos. A cor azulada resulta da absorção de luz vermelha do metano nas camadas superiores da atmosfera.

Geologia de Urano

Características de Urano

A massa de Urano é de aproximadamente 14 vezes a terrestre, tornando-o o menos massivo dos planetas gigantes. Seu diâmetro é um pouco maior que o de Netuno e aproximadamente quatro vezes o terrestre, resultando em uma densidade de 1,27 g/cm3 que o faz o segundo planeta menos denso, atrás de Saturno. Este valor indica que ele é feito primariamente de gelos, tais como água, amônia e metano. A massa de gelos do núcleo de Urano deve estar entre 9,3 e 13,5 massas terrestres, sendo que Hidrogênio e hélio constituem o total de 0,5 e 1,5 massas terrestres. O restante da massa que não é gelo (de 0,5 a 3,7 massas terrestres) é considerado material rochoso.

O modelo padrão da estrutura de Urano é que o planeta consiste de três camadas: um núcleo rochoso de silicatos/ferro-níquel no centro, um manto de gelo no meio e uma atmosfera de hidrogênio/hélio. O núcleo é relativamente pequeno,com um raio inferior a 20% do planeta; o manto compreende a maior parte do planeta, com aproximadamente 13,4 massas terrestres, enquanto a atmosfera superior tem uma massa de aproximadamente 0,5 massas terrestres e se estende pelos 20% restantes do raio planetário.

Com o gelo dominando sobre os gases, assim justificando sua classificação em separado de Júpiter e Saturno, são chamados de gigantes gelados (como já publicado em outro artigo deste blog). O manto gelado não é composto de fato pelo gelo convencional, mas de um fluido quente e denso consistindo de água, amônia e outros voláteis, possuindo este esse fluido,uma alta condutividade elétrica, é algumas vezes chamado de oceano de água-amônia. Pode existir uma camada de água iônica, onde as moléculas de água se quebram em uma sopa de íons de hidrogênio e oxigênio, e uma região mais profunda de água superiônica, em que o oxigênio cristaliza mas os íons hidrogênio se movem livremente na estrutura do oxigênio.

O sistema que representa Urano tem uma configuração única entre os planetas porque seu eixo de rotação é inclinado para o lado, quase no plano de translação do planeta. Portanto, seus polos norte e sul estão quase situados onde seria o equador nos outros planetas. Climaticamente falando parece um mundo calmo, no entretanto, observações terrestres têm mostrado sinais de mudanças sazonais e aumento da atividade meteorológica nos últimos anos à medida que Urano se aproximou do equinócio. A velocidade de vento no planeta pode alcançar 900 km/h.

Inclinação axial de Urano

Inclinação Axial de Urano.

Urano tem uma inclinação axial de 97,77 graus, ou seja, seu eixo de rotação é aproximadamente paralelo ao plano do Sistema Solar, o que faz o planeta girar de lado, como se fosse uma bola rolando numa superfície. Isto provoca mudanças sazonais completamente diferentes das observadas nos outros planetas. Próximo ao solstício de Urano, um dos polos é iluminado continuamente pelo Sol enquanto o outro está em escuridão. Apenas uma pequena faixa perto do equador experimenta um ciclo dia-noite rápido, mas com o Sol baixo no horizonte como nas regiões polares terrestres. No outro lado da órbita do planeta a orientação dos polos em relação ao Sol é revertida. Cada polo recebe 42 anos contínuos de luz solar, seguidos de 42 anos de escuridão.

Hemisfério Norte Ano Hemisfério Sul

Solstício de Inverno 1902, 1986 Solstício de Verão

Equinócio de Primavera 1923, 2007 Equinócio de Outono

Solstício de Verão 1944, 2028 Solstício de Inverno

Equinócio de Outono 1965, 2049 Equinócio de Primavera

Um dos resultados da orientação do eixo é que, em média durante um ano, as regiões polares de Urano recebem uma quantidade energia solar maior que a região equatorial. Apesar disso, Urano é mais quente na região do equador do que nos polos. O mecanismo interior que causa o aquecimento pode ainda significar que o planeta está se contraindo ainda, mesmo que de forma muito gradual. A razão da inclinação axial anormal não é bem conhecida, mas a especulação usual é de que durante a formação do Sistema Solar, mas provavelmente um protoplaneta do tamanho da Terra colidiu com Urano, causando a orientação.

Calor interno de Urano

Camadas planetárias de Urano

O calor interno de Urano parece ser acentuadamente menor que o de outros planetas gigantes; em termos astronômicos, tem um fluxo termal menor. Ainda não se sabe por quê a temperatura interna de Urano é tão baixa. Netuno, que tem um tamanho e composição similar, irradia 2,61 vezes mais energia no espaço do que recebe do Sol. Urano, por outro lado, irradia apenas uma pequena parte do excesso de calor. Uma das hipóteses é que possua, como a Terra tem a crosta, uma camada isolante que impediria o calor de seu nucleo chegar as camadas superiores de forma eficaz.

Atmosfera de Urano

O aerosol da camada superior dá ao planeta sua constância atmosférica, assim esconde a observação das nuvens de Urano e seu movimentos.

Embora não exista uma superfície sólida bem definida no interior de Urano, a parte mais externa da camada gasosa que é acessível ao sensoriamento remoto é chamada de atmosfera. A tênue coroa da atmosfera se estende consideravelmente até dois raios planetários a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão, e pode ser dividida em três camadas: a troposfera, entre as altitudes de −300 e 50 km com pressão de 100 a 0,1 bar; a estratosfera, atravessando altitudes entre 50 e 4000 km e pressões entre 0,1 e 10−10 bar; e a termosfera/coroa estendendo-se de uma altitude de 4000 km a vários raios a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão. Ao contrário da atmosfera terrestre, a de Urano não possui mesosfera.

A composição da atmosfera de Urano difere do resto do planeta, consistindo principalmente de hidrogênio molecular e hélio, (este que não se assentou no centro do planeta como nos outros gigantes gasosos) e o metano (CH4). O metano tem uma proeminente banda de absorção no espectro visível e no infravermelho próximo, deixando a cor do planeta água-marinha ou ciano. A abundância de compostos menos voláteis tais como amônia, água e sulfeto de hidrogênio no interior da atmosfera não é bem explicada. Junto ao metano, são encontrados na estratosfera traços de vários hidrocarbonetos, os quais se acredita serem produzidos a partir do metano pela fotólise induzida pela radiação solar ultravioleta. A espectroscopia também revelou traços de vapor de água, monóxido de carbono e dióxido de carbono na atmosfera superior, que só podem ter se originado de uma fonte externa, como poeira de cometas.


Troposfera de Urano

Perfil de temperatura na troposfera e estratosfera inferior de Urano. Camadas de nuvens e neblina também estão indicadas.

A troposfera é a parte mais baixa e densa da atmosfera, sendo caracterizada pela diminuição da temperatura à medida que aumenta a altitude. A temperatura cai de aproximadamente 47°C na base da troposfera nominal, a 300 km de profundidade, até -220°C a 50 km. A temperatura na região mais fria da troposfera (a tropopausa) na verdade varia numa faixa de -224 e -216°C, dependendo da latitude planetária.

Acredita-se que troposfera possui uma complexa estrutura de nuvens; lança-se a hipótese da existência de nuvens de água abaixo da faixa de pressão de 50 a 100 bar (5 a 10 MPa), nuvens de hidrosulfeto de amônia na faixa de 20 a 40 bar (2 a 4 MPa), nuvens de amônia ou sulfeto de hidrogênio entre 3 e 10 bar (0,3 a 1 MPa) e finalmente finas nuvens de metano detectadas diretamente a 1 a 2 bar (0,1 a 0,2 MPa.

Atmosfera superior de Urano

Direção dos ventos e nuvens por baixo do aerosol de Urano,

A camada do meio da atmosfera de Urano é a estratosfera, onde a temperatura no geral aumenta com a altitude, indo de -220.15°C na tropopausa para entre 526 e 576°C na base da termosfera. O calor da estratosfera é causado pela absorção da radiação UV e IR solar pelo metano e outros hidrocarbonetos, que são formados nesta parte da atmosfera como resultado da fotólise do metano. O calor também é conduzido a partir da termosfera quente. Os hidrocarbonetos ocupam uma camada relativamente estreita em altitudes entre 100 e 300 km, correspondentes a uma faixa de pressão de 10 a 0,1 mbar (1000 a 10 kPa) e temperaturas entre -201 e -105°C. Etano e acetileno tendem a condensar na parte inferior da estratosfera e tropopausa (abaixo do nível de 10 mBar) formando as camadas de névoa, que podem em parte ser responsáveis pela aparência uniforme de Urano. A concentração de hidrocarbonetos na estratosfera de Urano acima da névoa é significativamente menor que na estratosfera de outros planetas gigantes.

Como em Urano, o azul também é predominante por causa da existência do gás metano no planeta.

A parte mais externa da atmosfera de Urano é formada pela termosfera e coroa, que tem uma temperatura uniforme em torno de 526 a 576°C. As fontes de calor necessárias para manter tais valores altos não são compreendidas, uma vez que nem a radiação UV solar nem a atividade auroral podem fornecer a energia necessária. A fraca eficiência de resfriamento devido à falta de hidrocarbonetos na estratosfera superior a 0,1 mBar pode contribuir no fenômeno. Além do hidrogênio molecular, a termosfera-coroa contém muitos átomos de hidrogênio livres. Sua pequena massa e as altas temperaturas explicam porque a coroa se estende além de 50 000 km ou dois raios planetários. Esta coroa estendida é uma característica única de Urano. Seu efeito inclui o arrasto de pequenas partículas orbitando o planeta, causando uma perda gradual da poeira nos anéis de Urano.


A termosfera e a parte superior da estratosfera correspondem à ionosfera do planeta. Observações demonstram que a ionosfera ocupa altitudes de 2 000 a 10 000 km, sendo esta mais densa que a de Saturno e Netuno, o que pode ser causado pela pequena concentração de hidrocarbonetos na estratosfera. A ionosfera é sustentada principalmente pela radiação UV solar e sua densidade depende da atividade solar. A atividade auroral é insignificante quando comparada à de Júpiter e Saturno.

Clima de Urano

A poucos anos com os avanços tecnológicos pudemos verificar mudanças atmosféricas mais significativas em Urano.

Nos comprimentos de onda visível e ultravioleta, Urano tem uma atmosfera notavelmente uniforme em comparação aos outros gigantes gasosos, inclusive Netuno, que de outros modos se assemelha a Urano. As poucas formações de nuvens pode ser oriundas do pouco calor interno, pois este parece ser acentuadamente menor que o de outros planetas gigantes. A menor temperatura registrada na tropopausa de Urano foi de -224 ºC, tornando-o o planeta mais frio do Sistema Solar.

Fora observado na década de 1990 que as nuvens no norte eram menores, mais nítidas, mais brilhantes e parecem residir em altitudes mais altas. O tempo de vida das nuvens variava em várias ordens de magnitude. Algumas pequenas duram horas enquanto pelo menos uma ao sul pode ter persistido desde o sobrevoo da Voyager 2 em 1986. Especula-se que Urano se torne mais parecido com Netuno durante sua estação equinocial.

Os fogos.

Por um curto período entre março e maio de 2004, várias nuvens grandes surgiram na atmosfera de Urano, dando ao planeta uma aparência semelhante a Netuno. As observações incluíram uma quebra do recorde de velocidade do vento de 229 m/s (824 km/h) e uma persistente tempestade com trovões apelidada de "fogos de artifício de quatro de julho".


A primeira mancha negra observada em Urano Em 2006, próximo de quando Urano passou pelo seu equinócio, o colar sul de nuvens de metano visualizado pela sonda Voyager quase desapareceu, enquanto um fraco colar surgiu ao norte próximo a 45 graus de latitude em Imagem obtida pela Advanced Camera for Surveys do Hubble.

O rastreamento de várias nuvens permitiu a determinação de ventos de latitude na troposfera superior de Urano. No equador os ventos são retrógrados, o que significa que seu sentido é oposto ao movimento de rotação do planeta, com velocidades de 100 a 50m/s. A velocidade do vento aumenta com a distância do equador alcançando o valor zero perto da latitude de ±20°, onde está a temperatura mínima da troposfera. ´Já perto dos polos, os ventos mudam para a direção prógrada, fluindo com a rotação do planeta. A velocidade continua a aumentar atingindo o máximo na latitude de ±60° antes de retornar a zero nos polos. A velocidade do vento na latitude de -40° varia entre 150 e 200 m/s. Uma vez que o colar oculta todas as nuvens abaixo deste paralelo, é impossível medir velocidades entre ele e o polo sul. Por outro lado, no hemisfério norte velocidades máximas de até 240 m/s são observadas perto da latitude de 50°.

Sazonalidade climática de Urano

Movimento das atividades de formação e movimento das nuvem estão migrando do polo sul para o norte de Urano após passar pelo equinócio de 2007.

A inclinação axial extrema resulta em variações sazonais extremas no tempo. Determinar a natureza das variações sazonais é difícil porque dados satisfatórios da atmosfera existem há menos de 84 anos, ou um ano uraniano completo. O mecanismo de mudanças físicas ainda não é compreendido. Perto dos solstícios de verão e inverno, os hemisférios uranianos situam-se alternadamente ou no brilho total dos raios solares ou diante do espaço profundo.

Atividade térmica de Urano

Acredita-se que o aumento de brilho do hemisfério iluminado seja resultado do espessamento de nuvens de metano e camadas de névoa localizadas na troposfera. O colar brilhante na latitude -45º também é associado com nuvens de metano. Outras mudanças na região polar sul podem ser explicadas pelas mudanças nas camadas inferiores de nuvens com a sazonalidade orbital.


Campo magnético de Urano

Termosfera de Urano.

As observações da Voyager revelaram que o campo magnético é peculiar por não ser originado no centro geométrico do planeta e porque tem uma inclinação de 59º em relação ao eixo de rotação. De fato, o dipolo magnético é deslocado do centro em direção ao polo sul rotacional por quase um terço do raio planetário. Esta geometria incomum resulta em uma magnetosfera altamente assimétrica, na qual o campo magnético na superfície no hemisfério sul pode ser muito fraco em comparação com o do hemisfério Norte. O campo magnético na superfície é estavel á 0,23 gauss (23 µT). O momento de dipolo de Urano é 50 vezes o terrestre. Uma hipótese é que, ao contrário dos campos magnéticos dos planetas telúricos e gigantes gasosos, que são gerados dentro de seus núcleos, os campos magnéticos dos gigantes de gelo são gerados pelo movimento em profundidades relativamente baixas de, por exemplo, o oceano de água-amônia.

O campo magnético de Urano se abre e se fecha diariamente. 

O campo magnético de Urano devido a sa inclinação axial abre e fecha diariamente. Quando se abre, funciona como um guarda-chuva que desvia o vento solar , quando se fecha as partículas energizadas do vento solar ficam presas lá.Difícil imaginar a consequência dessa abertura e fechamento diários do campo magnético para o planeta.

Apesar do seu curioso alinhamento, outros aspectos da magnetosfera de Urano se assemelham aos de outros planetas: ela tem um choque em arco localizado a aproximadamente 23 raios planetários à frente, uma magnetopausa a 18 do raio de Urano, e uma magnetocauda e cinturão de radiação completamente desenvolvido. Em geral, a estrutura da magnetosfera de Urano é diferente da jupiteriana e mais similar à de Saturno. A magnetocauda arrasta-se por trás do planeta para dentro do espaço por milhões de quilômetros e é deformada pelo movimento lateral de rotação formando um grande saca-rolhas.

A magnetosfera contém partículas carregadas e população de partículas é fortemente afetada pelos satélites de urano que varrem a magnetosfera deixando notáveis lacunas. O fluxo de partículas é forte o suficiente para causar o escurecimento ou erosão espacial da superfície dos astros em uma escala astronômica relativamente rápida de 100 000 anos e isto pode ser a causa da cor escura dos satélites e anéis.

Urano tem uma aurora relativamente bem desenvolvida, que é vista como arcos brilhantes em volta de ambos os polos magnéticos. Ao contrário de Júpiter, a aurora uraniana parece ser insignificante no balanço de energia da termosfera planetária.

Anéis planetários de Urano

Imagem dos anéis de Urano obtida em 1986 pela sonda Voyager 2.

Urano tem um complexo sistema de anéis planetários, que foi o segundo a ser descoberto no Sistema Solar após os de Saturno. Os anéis são compostos de partículas extremamente escuras, cujo tamanho varia de micrômetros a frações de um metro.

Divisão dos Aneis de Urano.

Atualmente são conhecidos treze anéis, sendo o mais brilhante o anel ε. Com exceção de dois, os anéis são muito estreitos, com poucos quilômetros de extensão. São provavelmente jovens; considerações dinâmicas indicam que eles não se formaram com o planeta. A matéria dos anéis pode ter sido parte de um satélite que se fragmentou em um impacto de alta velocidade. Dos inúmeros fragmentos que se formaram como resultado deste impacto, somente poucas partículas sobreviveram em zonas estáveis limitadas, correspondentes aos atuais anéis.

Segmentação dos anéis de Urano e a orbita dos satélites pastores.

TOMO XXXXIX-1 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - NETUNO

NETUNO



Netuno foi descoberto oficialmente por Johan Galle e Heinrich D’Arrest em 1846 no observatório de Berlim. De tão distante, sua descoberta se baseou em dados matemáticos que sugeriram um oitavo planeta. Por via ótica não era ainda possível ainda a observação direta via telescópios do século XIX.







É o terceiro planeta mais maciço do sistema solar, e ao contrário de Urano, possui uma fonte interna de calor. Está entre 4,456 e 4,537 bilhões de km do Sol, possui um período orbital de 64,8 anos e um dia de aproximadamente 16,1hrs.


Geologia de Netuno




Netuno é um planeta gigante gasoso com um pequeno núcleo rochosos rodeado por uma mistura de líquidos e gases. Suas características principais são:

-Massa (terra=1)17,2

-Densidade (água = 1) 1,77

-Volume (terra=1) 54

-Velocidade de escape 24,6 km/s

-Gravidade (terra=1) 1,2

-Temperatura superficial -230ºC

Netuno é um planeta bem mais denso do que Urano, um homem que pesa na Terra 65 kg pesaria em Netuno 76 kg pela ação da gravidade. Supõem-se que por gerar tanto calor em seu interior ainda seria um planeta em contração gravitacional, ou seja, não inteiramente formado ainda. O peso das camadas superiores compactaria as inferiores ao redor de seu núcleo rochoso, isso geraria a energia térmica necessária para manter sua superfície tão ativa.

Núcleo rochoso envolto de um manto de amônia, metano e água comprimidos por uma enorme pressão gravitacional.

As camadas inferiores que correspondem a dois terços de Netuno estão compostas de uma mistura de pedra fundida, água, amônia líquida e metano. O resto seria uma mistura de gases aquecidos incluindo hidrogênio, hélio, água e metano, este ultimo, que fornece a Netuno sua tez azulada.


Magnetosfera de Netuno

Campo magnético de Netuno

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. A termosfera do planeta está a uma temperatura anormalmente alta de cerca de 750 K°, fator ainda não compreendido na totalidade.


O Clima De Netuno

Composição Atmosférica de Netuno

Modelos sugerem que a troposfera de Netuno é coberta por nuvens de variadas composições, distribuídas pela altitude. O nível superior de nuvens encontra-se a pressões abaixo de um bar, onde a temperatura é favorável à condensação do metano. Com pressões entre um e cinco bares (100 e 500 kPa), acredita-se que ocorre a formação de amônia e sulfeto de hidrogênio. Acima de cinco bares de pressão, as nuvens podem consistir em amônia, sulfeto de amônio, sulfeto de hidrogênio e água. Nuvens mais profundas de água congelada devem ser encontradas a pressões de cerca de 50 bares (5 MPa), onde a temperatura chega a 0 °C. Mais abaixo, podem-se encontrar nuvens de amônia e sulfeto de hidrogênio.

Supõe-se que a baixa estratosfera de Netuno seja nebulosa devido à condensação de produtos da ação dos raios ultravioleta do metano, tais como etano e acetileno; a estratosfera também contém traços de monóxido de carbono e cianeto de hidrogênio, sendo a estratosfera de Netuno mais quente que a de Urano devido à elevada concentração de hidrocarbonetos.

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 nuvem poderia ser uma bruma que se eleva acima de uma coberta de nuvens mais profundas.


O Clima

Ciclo dos cristais de carbono em Netuno

O clima de Netuno é bem agitado, pois apesar de estar muito distante do Sol, sua atmosfera age como se sofresse sua ação possuindo para tanto centros climáticos bem evidentes, muito diferentes do observado, por exemplo, em Urano.

Observa-se em Netuno o mesmo que em Júpiter as zonas ou faixas atmosféricas que se distribuem conforme o padrão de gases de sua composição.

Netuno possui uma larga área de nuvens cirros chamada Patineta.

Netuno possui os ventos mais fortes do sistema solar variando de 1200 a 2000 km por hora. Nas altitudes onde se verifica este clima tão violento, por exemplo, a atmosfera já não é tão densa ao ponto de derrubar, por exemplo, um ser humano.

Zonas de variação de temperatura

Variação de temperatura por Netuno.

Zonas de variação de temperatura similares as terrestres podem se observar em Netuno. Sua temperatura e sistema climático não se deve a ação direta do Sol como já comentamos. Devido à enorme distância deste planeta do astro rei, pois recebe apenas 1/900 avos da energia deste do que a Terra. Netuno, no entanto exala 02 vezes mais calor do que recebe aquecendo as nuvens de baixo para cima, como efeito possível de sua contração e queda de cristais de carbono.

As manchas escuras são grandes tempestades, uma maior que a o planeta terra. Esta se desloca ao redor do planeta com ventos de cerca de 2400 km/h.




Mesmo com a constância de formação dessas tempestades gigantes escuras, contrário destas essas são efêmeras, durando poucos anos até se dissiparem por completo. As tempestades também possuem inconstância de área, ou seja, vem alternando seu tamanho durante sua existência.

As tempestades de Netuno acabam agitando a atmosfera que possui uma temperatura superficial de -230ºC o que deveria proporcionar uma imobilidade climática em teoria, mas na pratica é como vimos acima, um mundo bem ativo.


Chuvas

O decaimento cristalino dos cristais de Carbono proporciona uma precipitação bem exótica.

Sim. Netuno tem monções e consequentemente, chuva, mas uma precipitação muito exótica. No planeta gasoso chove diamantes.

Pesquisadores das agencias espaciais futuramente planejam enviar missões a Netuno para explorar essa chamada “chuva de diamantes”.

O fenômeno que se forma na atmosfera densa do planeta em função da pressão exercida sobre os átomos de carbono, que se transforma em nuvens que pela acreção de partículas, acabam se precipitando na forma de chuvas de diamantes, sobre as camadas mais densas atmosféricas.

Assim como Urano creia se que Netuno possua uma oceanos carboníferos com até icebergs de diamantes. Uma cena monótona mas bem interessante.

Os cientistas fizeram estudos em que perceberam que os diamantes transformam-se em líquido quando estão sujeitos a uma pressão 40 milhões de vezes superior à que existe na Terra.
Os cientistas também descobriram que quando se encontra no estado líquido, o diamante comporta-se de forma semelhante à água, com formas sólidas idênticas a icebergues sólidos a flutuar à superfície.

Nuvens com ventos de 1 200km/h em Netuno

ANÉIS DE NETUNO

Anéis de Netuno, este possui cinco grupos principais de anéis bem mais tênues que os de Saturno.

O sistema consta de cinco anéis que recebem o nome dos astrônomos, físicos e matemáticos mais relevantes na pesquisa de Netuno. Do mais interior ao mais exterior são: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago e Adams. Além disso, há um anel coincidente com a órbita do satélite Galateia. Outros mais três satélites, Náiade, Talassa e Despina, orbitam entre os anéis fazendo a função de satélites pastores.

Além destes anéis definidos, existe uma lâmina de material extremamente tênue que se estende do anel Le Verrier até o Galle, e provavelmente mais para perto de Netuno.

Visão dos anéis pela Voyager 2.

Três dos anéis, Le Verrier, Arago e Adams, são estreitos, com larguras de 100 km ou menos. Por outro lado, Galle e Lassell apresentam larguras dentre 2000 e 5000 km. O anel Adams contém, assim mesmo, cinco arcos brilhantes denominados Fraternité, Egalité 1 e 2, Liberté e Courage. Esta nomenclatura foi sugerida pelos descobridores destes arcos nas ocultações estelares de 1984 e 1985.

Anéis mais visíveis a longa distancia de Netuno.