Sistema Solar – Os planetas Rochosos

O Sistema Solar consiste do Sol e de todos os objetos que o orbitam, incluindo asteróides, cometas, luas e planetas. A Terra é o terceiro planeta do Sistema Solar.

A grande variedade de objetos que existe no Sistema Solar está dividida em várias categorias. Nos últimos anos descobriu-se que muitas destas categorias não estão tão bem delineadas como antes se pensava.

Os planetas do Sistema Solar são os oito corpos regularmente conhecidos com os nomes de: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. O "status" de Plutão foi recentemente alterado para planeta-anão pela União Astronômica Internacional.

Os planetas rochosos ou Telúricos recebem esse nome por possuírem uma crosta solida, sendo esta crosta apenas uma fina camada comparada com o manto e núcleo. Apesar de algumas semelhanças entre a crosta da Terra e a dos outros planetas rochosos, a crosta da Terra é a única que é dividida em placas tectônicas, embora acredita-se que os demais planetas rochosos têm ou tiveram um vulcanismo ativo em tempo recente.

Júpiter constitui a maioria da massa do Sistema Solar, sem contar com o Sol: 0,1% da massa do Sistema Solar. Por sua vez, Saturno constitui a massa restante, depois Urano e Netuno, e depois a Terra e Vênus.

MERCÚRIOMercúrio é o planeta mais próximo do Sol a cerca de 57 milhões de quilômetros e o oitavo em tamanho. É menor que Ganimedes e Titã, mas tem mais do dobro da massa.

Na mitologia Romana, Mercúrio é o deus do comércio, das viagens e da ladroagem. O planeta provavelmente recebeu este nome devido ao seu movimento extremamente rápido no céu. Mercúrio é conhecido pelo menos desde o tempo dos Sumérios (terceiro milênio AC). Foi-lhe dado dois nomes pelos Gregos: Apolo pela sua aparição como estrela da manhã e Hermes como estrela da noite. Os astrônomos Gregos sabiam, no entanto, que os dois nomes se referiam ao mesmo corpo. Heráclito até acreditava que Mercúrio e Vênus orbitavam o Sol, não a Terra.

Até 1962 pensava-se que o "dia" de Mercúrio tinha a mesma duração que o seu "ano", equivalendo a cerca de 88 dias terrestres, dado que mostrava sempre a sua face, tal como a

Lua faz com a Terra. Mas mostrou-se que era falso em 1965 por observações de radar. Sabe-se agora que Mercúrio gira três vezes em cada dois dos seus anos. As variações da temperatura em Mercúrio são das mais extremas do Sistema Solar, estando entre os -170°C e os 420°C. A temperatura de Vênus é ligeiramente mais quente, mas muito estável.

Mercúrio é em muitas maneiras similar à Lua: a sua superfície é pontilhada de crateras e muito antiga; não tem placas tectônicas. Por outro lado, Mercúrio é muito mais denso que a Lua. Mercúrio é o segundo corpo mais denso do Sistema Solar, depois da Terra. Na realidade, a densidade da Terra é devida em parte à sua compressão gravitacional; se não fosse por isso, Mercúrio seria mais denso que a Terra. Isto indica que o denso núcleo de ferro de Mercúrio é relativamente maior que o da Terra, provavelmente constituindo a maioria do planeta. Sendo assim, Mercúrio tem apenas um manto e uma crosta muito finas. O interior de Mercúrio é dominado por um grande núcleo de ferro cujo raio varia entre os 1800 e os 1900 km. A camada exterior de sílica (análoga ao manto e crosta da Terra) tem apenas entre 500 e 600 km de espessura. Pelo menos uma parte do núcleo está derretido.

Uma das maiores características da superfície de Mercúrio é a "Bacia Caloris", com cerca de 1550 km de diâmetro. Pensa-se que seja semelhante às grandes bacias (mares) da Lua. Tal como as bacias lunares, foram provavelmente criadas por um grande impacto no princípio da formação do Sistema Solar. Este impacto foi provavelmente responsável pelo terreno estranho exatamente no lado oposto do planeta. Em adição ao terreno cheio de crateras, Mercúrio tem também planícies relativamente planas. Algumas podem ser o resultado de antigas atividades vulcânicas, mas outras da deposição de material ejetado das crateras de impacto. Os dados enviados pela Mariner foram reavaliados e fornecem dados preliminares de vulcanismo recente em Mercúrio. Mas mais estudos precisam ser efetuados para se ter confirmação. Surpreendentemente, observações efetuadas por radar mostram que o pólo Norte de Mercúrio (uma região não mapeada pela Mariner 10) mostra provas de gelo nas regiões protegidas pela sombra de algumas crateras.

Mercúrio tem um pequeno campo magnético cuja força é de cerca de 1% do da Terra.

Mercúrio não tem satélites conhecidos.

Dado que a Terra tem uma órbita exterior à de Mercúrio, a sua observação é muito difícil, pois surge sempre próximo do Sol no céu. Por vezes levanta-se antes do nascer do sol, por vezes põe-se depois do pôr do Sol, mas de tal forma próximo destes eventos que nunca é visível quando está realmente escuro. Por esta razão, os astrônomos nunca tinham tido uma boa visão de Mercúrio da Terra, mesmo com os grandes telescópios. Muitos astrônomos nunca viram Mercúrio (Copérnico no seu leito de morte lamentava-se que nunca havia visto Mercúrio).

VÊNUSVênus é o segundo planeta a contar do Sol e o sexto maior.

Vênus (Grécia: Afrodite; Babilônia: Ishtar) é a deusa do amor e da beleza. O planeta tem este nome provavelmente porque é o mais brilhante dos planetas conhecidos na Antiguidade (com algumas exceções, as características geográficas de Vênus têm nomes femininos).

Vênus é conhecido desde tempos pré-históricos. É o objeto natural mais brilhante do céu, além do Sol e da Lua. Tal como Mercúrio, pensava-se que eram dois corpos: Eosphorus como estrela da manhã e Hesperus como estrela da tarde, mas os astrônomos Gregos conheciam este fato (a aparição de Vênus como estrela da manhã é por vezes chamada de Lúcifer).

Dado que Vênus é um planeta interior, mostra fases quando observado com um telescópio a partir da perspectiva da Terra. A observação deste fenômeno por Galileu foi uma importante prova a favor da teoria heliocêntrica do Sistema Solar desenvolvida por Copérnico.

A primeira sonda a visitar Vênus foi a Mariner 2 em 1962. Foi subseqüentemente visitada por muitas outras (mais de 20 até agora), incluindo as famosas Pioneer Venus, a soviética Venera 7, a primeira sonda a aterrar em outro planeta e a Venera 9, que enviou as primeiras fotografias da superfície de Vênus. Mais recentemente, a sonda americana Magalhães produziu mapas detalhados da superfície de Vênus utilizando radar e atualmente a sonda Venus Express encontra-se a orbitar o planeta.

A rotação de Vênus é um pouco invulgar, pois é extremamente lenta (243 dias terrestres por cada dia em Vênus, um pouco maior que um ano venusiano) e retrógrada. Em adição, os períodos da rotação de Vênus e da sua órbita são sincronizadas, dado que apresenta sempre a mesma face em direção à Terra quando os dois planetas estão na sua maior aproximação.

Vênus é por vezes tido como irmão da Terra. Em alguns aspectos são muito semelhantes:

Vênus é apenas um pouco menor que a Terra (95% do diâmetro da Terra, 80% da massa da Terra).

Ambos têm poucas crateras, o que indica superfícies relativamente jovens.

As suas densidades e composições químicas são similares.

Devido a estas semelhanças, pensou-se que por baixo das suas densas nuvens Vênus seria tal como a Terra e que até pudesse ter vida. Mas, infelizmente, estudos mais detalhados revelaram que em aspectos muito importantes é radicalmente diferente da Terra. Pode até ser o local menos hospitaleiro do Sistema Solar.

A pressão da atmosfera de Vênus à superfície é de 90 atmosferas (mais ou menos a mesma pressão que a uma profundidade de 1 km nos oceanos da Terra). É composta majoritariamente por dióxido de carbono. Existem camadas de nuvens com muitos quilômetros de espessura compostas por ácido sulfúrico. Estas nuvens tapam completamente a superfície do planeta. Esta densa atmosfera produz um grande efeito estufa que faz subir a temperatura à superfície acima dos 460°C (quente o suficiente para derreter chumbo). A superfície de Vênus é na realidade mais quente que a de Mercúrio, embora esteja quase ao dobro da sua distância do Sol.

Existem fortes ventos (350 km/h) nas nuvens superiores de Vênus, no entanto, próximo à superfície são muito lentos, não mais que uns poucos quilômetros por hora.

Vênus provavelmente teve grandes quantidades de água tal como a Terra, mas evaporou-se toda. É agora muito seco. A Terra sofreria também este destino se estivesse um pouco mais perto do Sol. Conseguiremos aprender muito mais sobre a Terra ao estudar o porquê de Vênus se ter tornado tão diferente.

A maioria da superfície de Vênus consiste de planícies suaves com pouco relevo. Existem também algumas extensas depressões: "Atalante Planitia", "Guinevere Planitia", "Lavinia Planitia". Existem duas grandes áreas de terras altas: "Ishtar Terra" no hemisfério Norte (com cerca do tamanho da Austrália) e "Aphrodite Terra" ao longo do equador (com mais ou menos o tamanho da América do Sul). O interior de Ishtar consiste sobre tudo de um elevado planalto, "Lakshmi Planum", que está rodeada pelas maiores montanhas de Vênus incluindo o enorme "Maxwell Montes".

Dados enviados pela sonda Magalhães mostram que muita da superfície de Vênus está coberta por correntes de lava. Existem alguns enormes vulcões (similares aos do Hawaii ou ao "Olympus Mons"), tal como "Sif Mons". Descobertas recentes indicam que Vênus está ainda vulcanicamente ativo, mas apenas em alguns pontos quentes; na sua maior parte do tempo tem estado relativamente calmo geologicamente nas últimas centenas de milhões de anos.

Não existem crateras pequenas em Vênus. Parece que os pequenos meteoros queimam-se na densa atmosfera de Vênus antes de atingir a superfície. As crateras em Vênus parecem surgir em grupos indicando que os grandes meteoros que atingem a superfície usualmente se partem na atmosfera.

Os terrenos mais antigos de Vênus parecem ter mais ou menos 800 milhões de anos. O extenso vulcanismo nessa altura limpou a superfície anterior incluindo grandes crateras que poderiam ter existido antigamente.

O interior de Vênus é provavelmente muito semelhante ao da Terra: um núcleo de ferro com um raio de cerca de 3000 km, um manto de rocha derretida, que parece ocupar a maioria do planeta. Dados recentes da Magalhães indicam que a crosta de Vênus é mais forte e densa do que se pensava. Como na Terra, a convecção no manto produz stress na superfície, que é aliviada em muitas regiões relativamente pequenas em vez de se concentrar nos limites das placas, como é o caso da Terra.

A ESA enviou uma sonda, de nome Venus Express, até Vênus, lançada em Outubro de 2005 e que está atualmente estudando o planeta.

Vênus não tem um campo magnético, talvez devido à sua lenta rotação e não tem satélites.

Vênus é freqüentemente visível a olho nu. Por vezes (erradamente) referido como sendo a "estrela da manhã" ou a "estrela da tarde", é de longe a "estrela" mais brilhante do céu.

TERRAA Terra é o terceiro planeta a contar do Sol e o quinto maior.

É o único planeta cujo nome não deriva da mitologia Grego-Romana. O seu nome tem origem Inglesa e Germânica. Existem, claro, centenas de outros nomes em outras línguas. Na mitologia Romana, a deusa da Terra era Tellus - o solo fértil (Grécia: Gaia, terra mater - Mãe Terra). Foi só na altura de Copérnico (século XVI) que se compreendeu que a Terra é apenas mais um planeta.

A Terra, claro, pode ser estudada sem a ajuda de satélites. No entanto, foi só no século XX que tivemos mapas do planeta inteiro. Foram tiradas fotografias do espaço, com uma importância considerável; por exemplo, são uma enorme ajuda para a meteorologia. E são também extremamente bonitas.

MARTEMarte é o quarto planeta a contar do Sol e o sétimo em tamanho.

Marte (Grécia: Ares) é o deus da Guerra. O planeta provavelmente recebeu este nome devido à sua cor; é por vezes conhecido como o Planeta Vermelho (uma nota interessante: o deus Romano Marte era um deus da agricultura antes de se associar com o deus Grego Ares; aqueles que suportam a colonização e a terra-formação de Marte gostam deste simbolismo). O nome do mês Março deriva de Marte.

É conhecido desde tempos pré-históricos. Claro, tem sido extensamente estudado com telescópios terrestres. Mas até os maiores vêm em Marte um alvo difícil, é demasiado pequeno. É ainda o favorito dos escritores de ficção científica como o lugar mais favorável onde os humanos poderiam viver no Sistema Solar (além da Terra!).

A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4 em 1965. Outras se seguiram, tal como Marte 2 e as duas Vikings em 1976. Terminando um longo jejum de 20 anos, a Mars Pathinder conseguiu pousar com sucesso em Marte em 4 de Julho de 1997. Em 2004 os rovers "Spirit" e "Opportunity" pousaram em Marte, enviando dados geológicos e muitas imagens; a Opportunity ainda está em operação ao fim de mais de oito anos em Marte. Outras três sondas (Mars Odyssey, Mars Express e Mars Reconnaissance Orbiter) estão também atualmente em operação.

Enquanto que a temperatura média de Marte é de cerca de -55 °C, as temperaturas à superfície variam entre os -133°C nos pólos no Inverno aos 27 °C de dia durante o Verão.

Embora Marte seja menor que a Terra, a sua área de superfície solida é aproximadamente igual à área da Terra. Tem dos mais variados e interessantes tipos de terrenos de qualquer dos planetas terrestres, alguns dos quais simplesmente espetaculares:

Olympus Mons: a maior montanha do Sistema Solar, subindo 24 km à volta da área circundante. A sua base mede mais de 500 km de diâmetro e está rodeada por um penhasco de 6 km de altura.

Tharsis: uma grande proeminência na superfície marciana com 4000 km de comprimento e 10 de largura.

Valles Marineris: um sistema de desfiladeiros com 4000 km de comprimento e 2 a 7 de profundidade.

Hellas Planitia: uma cratera de impacto no hemisfério sul com mais de 6 km de profundidade e 2000 em diâmetro.

Muita da superfície marciana é velha e pontilhada de crateras, mas existem também vales, montes e planícies mais jovens (nenhuma destas é visível em detalhe com telescópios, até mesmo o Hubble; toda a informação vem das sondas que enviamos a Marte). O hemisfério sul de Marte contém predominantemente antigas terras-altas com varias crateras, um pouco similares às da Lua. Em contraste, a maioria do hemisfério norte consiste de planícies muito mais jovens, baixas em elevação e que têm uma história muito mais complexa.

O interior de Marte é conhecido apenas por dedução a partir de dados acerca da superfície e pelas estatísticas do planeta. O cenário mais provável é ter um núcleo denso com cerca de 1700 km de raio, um manto rochoso derretido um pouco mais denso que o da Terra e uma crosta fina. Dados da Mars Global Surveyor indicam que a crosta de Marte tem cerca de 80 km de espessura no hemisfério sul, mas apenas 35 km no norte. A baixa densidade de Marte quando comparada com os outros planetas terrestres indica que o seu núcleo provavelmente contém uma relativamente grande fração de enxofre, além de ferro (ferro e sulfureto de ferro).

Tal como Mercúrio e a Lua, Marte parece não ter placas tectônicas ativas no presente; não existem provas de movimento horizontal recente na superfície, tal como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Com nenhum movimento horizontal de placas, os "pontos quentes" debaixo da crosta ficam numa posição fixa relativamente à superfície. Isto, em conjunto com a baixa gravidade à superfície, pode explicar a existência da proeminência de Tharsis e os seus enormes vulcões. No entanto, não existem evidências de atividade vulcânica presente. Mas existem novos dados da Mars Global Surveyor que indicam que Marte possa ter tido atividade tectônica no seu passado recente, o que faz com que as comparações com a Terra sejam mais interessantes!

Existe um claro indício de erosão em muitos lugares de Marte, incluindo grandes inundações e pequenos sistemas de rios. A uma dada altura no passado, houve claramente uma espécie de fluido na superfície. A água líquida parece ser a escolha mais óbvia, porem existem outras possibilidades. Poderiam até existir grandes lagos ou até oceanos; as provas que fortaleceram esta teoria foram providenciadas por imagens de terrenos com camadas tiradas pela Mars Global Surveyor e dos resultados mineralógicos do rover Opportunity. Mas parece que isto aconteceu apenas brevemente e há muito tempo atrás; a idade dos canais de erosão é estimada em cerca de 4 bilhões de anos (Valles Marineris NÃO foi criada a partir de água corrente. Foi formado a partir de esticões e falhas da crosta associadas com a criação da proeminência de Tharsis).

Marte tem uma atmosfera muito fina, composta principalmente por uma pequena quantidade de dióxido de carbono restante, nitrogênio, argônio e traços de oxigênio e água. No entanto, a sua atmosfera é espessa o suficiente para suportar ventos muito fortes e tempestades de areia vastas, que por vezes "tapam" o planeta inteiro e podem durar meses.

Marte tem calotas polares permanentes em ambos os pólos, compostas de gelo e dióxido de carbono sólido ("gelo seco") que são visíveis até com um pequeno telescópio. Estas exibem uma estrutura em camadas, em que alternam gelo e várias concentrações de pó negro. Quando é Verão no hemisfério Norte, o dióxido de carbono é completamente sublimado, deixando uma camada residual de gelo.

Recentes observações com o Telescópio Espacial Hubble revelaram que as condições durante as missões Viking poderiam não ter sido as normais. A atmosfera de Marte parece agora ser mais fria e seca do que as anteriormente medidas pelas Vikings.

As sondas Viking fizeram experiências para determinar a existência de vida em Marte. Os resultados foram algo abstrato, mas a maioria dos cientistas acredita agora que mostram nenhuma prova de vida em Marte (no entanto, ainda existe alguma controvérsia). Os otimistas apontam que apenas duas pequenas amostras foram medidas e não dos locais mais favoráveis. Mais experiências irão ser feitas nas futuras missões a Marte.

Acredita-se que um pequeno número de meteoritos (os meteoritos SNC) são originários de Marte.

Em 6 de Agosto de 1996, David McKay e seus colegas anunciaram a primeira identificação de um composto orgânico num meteorito marciano (ALH84001). Os autores sugeriam ainda que estes compostos, em conjunção com um número de outras características mineralógicas observadas na rocha, poderiam ser evidência de antigos microrganismos marcianos.

Por mais excitante que isto pareça, é importante notar que enquanto estas provas são fortes, de modo algum estabelecem de fato a existência de vida extraterrestre. Têm existido também alguns estudos contraditórios publicados depois da tese de McKay. "Pretensões extraordinárias requerem provas extraordinárias". Muito trabalho permanece ainda por fazer antes que estejamos confiantes deste achado extraordinário.

Existem alguns extensos, mas não globais, e fracos campos magnéticos em várias regiões de Marte. Esta descoberta inesperada foi feita a partir da Mars Global Surveyor apenas alguns dias depois de ter entrado na órbita de Marte. Existem provavelmente restos de um campo global mais antigo, que já desapareceu. Isto pode ter implicações importantes para a estrutura interior de Marte e para a história da sua atmosfera, bem como para a possibilidade de vida.

Quando se encontra no céu noturno, Marte é facilmente visível a olho nu. É um alvo difícil, mas reconfortante para os astrônomos amadores, embora que seja por apenas três ou quatro meses durante cada ano marciano, quando se encontra mais próximo da Terra. O seu tamanho aparente e brilho varia muito de acordo com a sua posição relativa em relação à Terra.

Marte tem dois pequenos satélites que orbitam muito perto da superfície marciana, Phobos e Deimos.

Sistema Solar – Os planetas Gigantes Gasosos

JÚPITERJúpiter é o quinto planeta a contar do Sol e de longe o maior. Tem mais do dobro da massa de todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).

Júpiter (também conhecido como Jove; o deus Grego era Zeus) era o Rei dos Deuses, o governante do Olímpio e o protetor do estado Romano. Zeus era o filho de Cronus (Saturno).

Júpiter é o 4º objeto mais brilhante do céu (depois do Sol, da Lua e de Vênus; por vezes Marte é mais brilhante). É conhecido desde tempos pré-históricos, mas como uma "estrela errante". Em 1610, quando Galileu aponta pela primeira vez um telescópio ao céu, observa as 4 grandes luas de Júpiter: Io, Europa, Ganimedes e Calisto (agora conhecidas como as luas Galileanas). Foi um grande passo a favor da teoria heliocêntrica do movimento dos planetas de Copérnico (em conjunto com outras evidências observadas no seu telescópio: as fases de Vênus e as montanhas na Lua). O sincero apoio da teoria Copernicana dado por Galileu causou-lhe muitos apuros com a Inquisição. Hoje em dia qualquer pessoa pode repetir as observações de Galileu (e sem medo de qualquer espécie de retribuição) usando simples binóculos ou um pequeno telescópio.

Júpiter foi pela primeira vez visitado pela Pioneer 10 em 1973 e mais tarde pela Pioneer 11, pela Voyager 1, 2 e pela Ulisses. A sonda Galileu orbitou Júpiter durante 8 anos, terminando o seu serviço em Setembro de 2003. É ainda observado regularmente pelo Telescópio Espacial Hubble.

Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, o seu material gasoso simplesmente fica mais denso de acordo com a profundidade (o raio e os diâmetros dos planetas são para os níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera), podendo assumir forma liquida abaixo das nuvens. O que vemos quando olhamos para estes planetas é o topo das nuvens nas suas atmosferas (um pouco acima do nível de uma atmosfera).

Júpiter tem cerca de 90% de hidrogênio e 10% de hélio com traços de metano, água, amônia e "rocha". Esta é uma composição muito parecida com a Nuvem Primordial da qual o Sistema Solar foi formado. Saturno tem uma

composição semelhante, mas Urano e Netuno têm muito menos hidrogênio e hélio.

O nosso conhecimento do interior de Júpiter (e dos outros planetas gasosos) é altamente indireto e provavelmente assim continuará durante algum tempo (os dados atmosféricos da Galileu vão somente até uma profundidade de cerca de 150 km por baixo do topo das nuvens).

Júpiter tem provavelmente um núcleo de material rochoso, com a massa de 10 a 15 Terras.

Acima do núcleo fica a maior parte do planeta na forma de hidrogênio líquido e a fonte do campo magnético de Júpiter. Esta camada provavelmente contém também algum hélio e traços de vários "gelos".

A camada exterior é composta principalmente de hidrogênio gasoso comum e de hélio que é líquido no interior e gasoso mais para fora. A atmosfera que vemos é apenas o topo desta camada profunda. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples também estão presentes, embora em pequenas quantidades.

Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de grande velocidade. A sua atmosfera é também bastante turbulenta. Isto indica que os ventos de Júpiter são na sua maioria devido ao aquecimento interno, e não pela energia que recebem do Sol tal como na Terra. Por vezes vemos as camadas mais baixas através de buracos nas mais altas.

A Grande Mancha Vermelha tem sido vista por observadores na Terra durante mais de 300 anos (a sua descoberta é normalmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke no século XVII). Tem uma forma oval com 12000 km por 25000 km, grande o suficiente para caber duas Terras. Outras manchas menores, mas parecidas, são conhecidas há décadas. Saturno e Netuno também têm regiões deste tipo. Não se sabe como é que estas conseguem durar tanto tempo.

Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo está provavelmente a uma temperatura de 20000°C. Saturno e Netuno são parecidos com Júpiter neste aspecto, mas ao contrário do que se esperava Urano não o é.

Júpiter é tão grande em diâmetro como um planeta gasoso pode ser. Se mais material fosse adicionado, iria ser comprimido pela gravidade de tal modo que o raio total iria aumentar apenas um pouco. Uma estrela pode ser maior apenas por causa da sua fonte de energia (nuclear) interna (Júpiter teria que ser pelo menos 80 vezes mais massivo para se tornar numa estrela).

Júpiter tem um grande campo magnético, muito mais forte que o da Terra. A sua magnetosfera estende-se a mais de 650 milhões de quilômetros (chega a passar a órbita de Saturno!). (Note que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica -- estica-se "apenas" uns poucos milhões de quilômetros na direção do Sol). Sendo assim, as luas de Júpiter situam-se dentro da sua magnetosfera, um fato que poderá explicar parcialmente o porquê de haver tanta atividade em Io. Infelizmente para os futuros viajantes planetários, e para os cientistas que conceberam as sondas Galileu e Voyager, o ambiente em volta de Júpiter contém grandes níveis de partículas energéticas apanhadas pelo campo magnético. Esta "radiação" é semelhante, embora muito mais intensa, à encontrada dentro do Cinturão de Van Allen da Terra. Seria imediatamente fatal

para um ser humano sem proteção. A sonda atmosférica da Galileu descobriu um novo e intenso cinturão de radiação entre os anéis de Júpiter e as camadas atmosféricas mais altas. Este novo cinturão tem aproximadamente dez vezes a radiação do cinturão de Van Allen em torno da Terra.

Júpiter tem anéis tal como Saturno, mas muito mais tênues e pequenos. Foi uma descoberta totalmente inesperada e apenas vistos quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram que depois de viajar bilhões de quilômetros, pelo menos valeria a pena espreitar para ver se existiriam alguns. Todos os outros pensavam que não haveria qualquer possibilidade de encontrá-los, mas ali estavam. Foram desde aí vistos em infravermelho a partir de telescópios terrestres e pela Galileu.

Ao contrário dos anéis de Saturno, os anéis de Júpiter são escuros. São provavelmente compostos de partículas muito pequenas de material rochoso. Também não parecem conter gelo.

Júpiter tem 66 satélites conhecidos (até Julho de 2012): as quatro grandes Luas de Galileu, outros 34 menores, e as restantes foram descobertas recentemente e ainda não têm nome. Os satélites de Júpiter tem nomes de outras figuras da vida de Zeus (muitas vezes as suas numerosas amantes). Entre os satélites mais conhecidos de Júpiter temos: Métis, Adrástea, Amalteia, Tebe, Io, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananke, Carme, Pasifaé e Sinope.

SaturnoSaturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior do Sistema Solar atrás de Júpiter. Nomeado pelo deus romano da agricultura, seu símbolo astronômico (♄) representa a foice da divindade. Saturno é um planeta gasoso com um raio aproximadamente nove vezes maior que o da Terra. Apesar de ter apenas um oitavo da densidade da Terra, sua massa é 95 vezes maior.

O interior de Saturno é provavelmente formado por um núcleo de ferro, níquel e rocha (composto de silício e oxigênio), uma camada intermediária de hidrogênio e hélio líquido e um exterior gasoso. Saturno tem um interior muito quente, alcançando 11700 °C no núcleo, e o planeta irradia 2.5 vezes mais energia no espaço do que recebe do Sol. Seu campo magnético planetário é mais fraco que o da Terra, porém 580 vezes maior por causa de seu tamanho. A força do campo magnético de Saturno é por volta de um vigésimo do de Júpiter.

Sua atmosfera exterior é suave e com poucos contrastes, apesar de características de longa duração podendo aparecer. O vento pode chegar a uma velocidade de 1800 km/h, mais rápidos que os de Júpiter, porém menores que os de Netuno. A atmosfera de Saturno tem um padrão de faixas escuras e claras, similar as de Júpiter embora a distinção entre ambas esteja muito menos nítida no caso de Saturno. A atmosfera contém principalmente os gases: Hidrogênio, hélio e metano. As nuvens superiores são formadas provavelmente por cristais de amônia. Neles uma névoa uniforme parece estender sobre todo o planeta.

Assim como Júpiter, ocasionalmente formam-se tempestades na atmosfera de Saturno, algumas poderiam ter sido observadas da Terra. Em 1990 pôde ser observada uma gigantesca nuvem branca no equador de Saturno que foi associada à formação de uma grande tempestade.

Saturno gira em torno do Sol em uma distância media de 1,418 bilhões de quilômetros. O período da translação em torno do sol completa a cada 29 anos e 167 dias. O período de rotação em seu eixo é curto, de 10 horas e 14 minutos, com algumas variações entre o equador e os pólos.

Saturno possui um proeminente sistema de anéis que consiste em nove anéis principais contínuos e três arcos descontínuos, compostos principalmente de partículas de gelo com uma quantidade menor de detritos rochosos e poeira. Estendem-se a cerca de 280 mil quilômetros de diâmetro, não ultrapassam 1,5 km de espessura. A origem dos anéis é desconhecida. Originalmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos planetas há cerca de 4 bilhões de anos, mas estudos recentes apontam para que sejam mais novos, tendo apenas algumas centenas de milhões de anos. Alguns cientistas acreditam que os anéis se formaram a partir de uma colisão que ocorreu perto do planeta ou com o planeta. Pensa-se que os anéis de Saturno desaparecerão um dia, daqui cerca de 100 milhões de anos, pois vão sendo lentamente puxados para o planeta. Os anéis podem mudar de cor.

Saturno tem 62 satélites conhecidos, dos quais 53 possuem um nome oficial. Isso não inclui centenas de "pequenos satélites" compreendendo os anéis. Os seus maiores satélites, conhecidos antes do começo da exploração espacial, são: Mimas, Encélado, Tétis, Dione, Reia, Titã, Hipérion, Jápeto e Febe. Titã, seu maior satélite e o segundo maior do Sistema Solar, é maior que o planeta Mercúrio e o único satélite que possui uma atmosfera espessa.

Encélado e Titã são mundos especialmente interessantes para os cientistas planetários, primeiramente pela existência de água líquida a pouca profundidade de sua superfície, com a emissão de vapor da água em gêiser. Em segundo porque possui uma atmosfera rica do metano, bem similar a da Terra primitiva.

Três naves espaciais norte-americanas ampliaram enormemente o conhecimento do sistema de Saturno: a sonda Pionner 11, as Voyager 1 e 2, que sobrevoaram o planeta em setembro 1979, novembro de 1980 e em agosto de 1981, respectivamente.

Em outubro de 1997 foi lançada a sonda espacial Cassini, com destino a Saturno, que incluiu também a sonda Huygens para explorar Titã, uma das luas do planeta. Após uma viagem de quase sete anos, está previsto que a Cassini recolha dados em Saturno e em seus satélites durante quatro anos. Em outubro de 2002 a sonda obteve sua primeira fotografia do planeta, tomada a uma distância de 285 milhões quilômetros, na qual aparece também Titã. Em julho de 2004, a sonda entrou na órbita de Saturno. Em janeiro de 2005 a sonda Huygens cruzou a atmosfera de Titã e alcançou sua superfície, enviando dados para Terra e imagens do interessante satélite.

URANOUrano é o sétimo planeta a contar do Sol e o terceiro maior (em diâmetro). Urano é maior em diâmetro, mas com menor massa que Netuno.

Urano era a antiga divindade grega dos Céus, o deus supremo mais antigo. Urano era filho e companheiro de Gaia, pai de Cronus (Saturno), dos Ciclopes e Titãs (antecessores dos deuses do Olímpio).

Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto nos tempos modernos por William Herschel, enquanto pesquisava o céu com o seu telescópio a 13 de Março de 1781. Na realidade já o tinha observado muitas vezes antes porem tinha-o ignorado como se fosse simplesmente outra estrela. Herschel deu-lhe o nome de "Georgium Sidus" (o planeta Georgiano) em honra ao seu benfeitor, o Rei George III de Inglaterra; outros chamavam-lhe "Herschel". O nome

"Urano" foi pela primeira vez proposto por Bode em conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica começando a ser usado em 1850.

Urano foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 no dia 24 de Janeiro de 1986.

O eixo de Urano é muito mais inclinado que os dos outros planetas. Na ocasião da passagem da Voyager 2, o pólo Sul de Urano estava apontado quase diretamente ao Sol. Isto resulta no fato estranho de as regiões polares de Urano receberem mais energia do Sol do que as regiões equatoriais. Urano é, no entanto mais quente no seu equador do que nos pólos.

Urano é composto principalmente por rocha e por vários gelos, com apenas cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio (em contraste

com Júpiter e Saturno que são na sua maioria hidrogênio). Urano (e Netuno) são em muitas maneiras similares aos núcleos de Júpiter e Saturno menos o invólucro líquido de hidrogênio.

Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como Júpiter e Saturno, mas sim um material mais ou menos distribuído uniformemente.

A atmosfera de Urano é cerca de 83% hidrogênio, 15% hélio e 2% metano.

Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem bandas de nuvens que sopram a altas velocidades. Mas são

extremamente tênues, visíveis apenas com reforços radicais nas imagens da Voyager 2. Observações com o Telescópio Espacial Hubble mostram riscas maiores e mais pronunciadas. Mais observações com o Hubble evidenciam ainda mais atividade. Urano já não é o suave e chato planeta que a Voyager viu! Parece agora claro que as diferenças são devidas a efeitos sazonais dado que o Sol está agora numa latitude uraniana mais baixa, o que pode aumentar os efeitos meteorológicos entre o dia/noite. Em 2007 o Sol irá estar diretamente sobre o equador de Urano.

Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem anéis. E tal como Júpiter, são muito escuros, mas como os de Saturno, são compostos na sua maioria por grandes partículas até 10 metros em diâmetro, sem contar com partículas de pó fino. Existem 11 anéis conhecidos, todos muito finos. Os anéis uranianos foram os primeiros a ser descobertos depois dos de Saturno. Esta descoberta foi de uma considerável importância dado que não sabíamos que os anéis são uma característica comum dos planetas, não uma particularidade de Saturno apenas.

A Voyager 2 descobriu 10 pequenas luas em adição as 5 grandes já conhecidas, Ariel, Umbriel, Titânia, Oberon e Miranda. É provável que existam satélites menores dentro dos anéis.

O campo magnético de Urano é estranho, pois não está centrado no centro do planeta e está inclinado quase 60 graus com respeito ao eixo de rotação.

NETUNONetuno é o oitavo planeta a contar do Sol e o quarto maior (em diâmetro). Netuno é menor em diâmetro, mas maior em massa que Urano.

Na mitologia Romana, Netuno (Grega: Poseidon) era o deus dos mares.

Depois da descoberta de Urano, notou-se que a sua órbita não estava em concordância com as leis de Newton. Foi mais tarde previsto que outro planeta mais distante deveria estar perturbando a órbita de Urano. Netuno foi pela primeira vez observado por Galle e d'Arrest a 23 de Setembro de 1846, muito perto das localizações previstas por Adams e Le Verrier a partir de cálculos baseados nas posições observadas de Júpiter, Saturno e Urano. Nasceu uma disputa internacional entre os Ingleses e os Franceses (embora não entre Adams e Le Verrier pessoalmente) sobre a prioridade e o direito de dar o nome ao novo planeta; pois foram eles os descobridores oficiais de Netuno. Observações subseqüentes mostraram que as órbitas de Adams e Le Verrier divergem da órbita real de Netuno com razoável rapidez. Se a procura do planeta tivesse ocorrido mais cedo ou mais tarde, não teria sido encontrado nem perto do local previsto.

Mais de dois séculos antes, em 1613, Galileu observou Netuno quando esteve muito perto de Júpiter, mas pensou que fosse apenas uma estrela. Em duas noites sucessivas o astrônomo notou que se tinha movido em relação à outra estrela vizinha. Mas nas noites seguintes estava já fora do seu campo de visão. Se o tivesse observado nas noites anteriores, o movimento de Netuno ter-lhe-ia sido óbvio. Mas, infelizmente, o céu nublado impediu-o de observar nesses dias críticos.

Netuno foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 a 25 de Agosto de 1989. Muito do que sabemos acerca de Netuno vem apenas deste único encontro. Mas felizmente, observações terrestres e com o Telescópio Espacial Hubble têm proporcionado mais dados de estudo.

A composição de Netuno é provavelmente similar à de Urano: vários "gelos" e rocha com cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio. Tal como Urano, mas ao contrário de Júpiter e Saturno, poderá não ter camadas internas distintas, mas sim uma estrutura mais ou menos uniforme em composição. É também mais provável ter um núcleo pequeno (com aproximadamente a massa da Terra) de material rochoso. A sua atmosfera é principalmente formada por hidrogênio e hélio, com pequenas quantidades de metano.

Como um típico planeta gasoso, Netuno tem ventos rápidos confinados a bandas de latitude e grandes tempestades ou vórtices. Os ventos de Netuno são os mais rápidos do Sistema Solar, chegando aos 2000 km/h.

E, tal como Júpiter e Saturno, Netuno tem uma fonte interna de calor -- emite mais do dobro da energia que recebe do Sol.

Na altura do encontro com a Voyager 2, a característica mais proeminente em Netuno era a Grande Mancha Escura no hemisfério Sul. Tem cerca de metade do tamanho da Mancha Vermelha de Júpiter (mais ou menos o mesmo diâmetro da Terra). A sonda também observou outra mancha menor no hemisfério Sul e uma pequena nuvem irregular que percorre Netuno em cada 16 horas, agora conhecida como "scooter" (ou trotinete).

No entanto, observações com o Hubble em 1994 mostram que a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente se dissipou ou está permanentemente escondida por outras nuvens na atmosfera. Uns meses mais tarde o Hubble descobriu uma nova mancha escura, desta vez no hemisfério Norte de Netuno. Isto indica que a sua atmosfera muda rapidamente, talvez devido às ligeiras mudanças na temperatura entre o topo e as partes mais baixas das nuvens.

Netuno tem também anéis. As observações terrestres mostram apenas tênues arcos em vez de anéis completos. Um dos anéis parece ter uma estrutura entrelaçada. Tal como Júpiter e Urano, os anéis de Netuno são muito escuros sendo a sua composição ainda desconhecida.

O seu campo magnético, tal como o de Urano, é estranhamente orientado e provavelmente gerado pelos movimentos de materiais condutores (provavelmente água) nas suas camadas intermédias.

Netuno tem 14 luas conhecidas; 7 já com nome, o conhecido Tritão e mais cinco descobertas em 2002, uma em 2003 e outra em 2013.