Histórico

Sua participação na história da astronomia é mais recente ainda que a de Urano. Sua descoberta representa um triunfo para a astronomia matemática.

Alexis Bouvard (1767 - 1843) notou várias perturbações na órbita de Urano, pois este nunca estava onde os astronomos previam. Bouvard fez novos cálculos para sua órbita levando em conta as perturbações de Saturno e Júpiter, mas mesmo assim as posições previstas não coincidiam com as reais. Então Le Verrier (1811 - 1877), astronomo francês propôs-se ao estudo do problema e concluiu que estas perturbações eram devido à existência de outro corpo numa órbita mais afastada que Urano.

Ele também pode deduzir sua órbita através das perturbações que causava em Urano. Assim Le Verrier pediu ao astrônomo alemão Johan Gottfried Galle (1812 - 1910) que explorasse determinada região do céu. Galle verificou que havia um corpo a menos de um grau da posição prevista por Le Verrier que não constava em nenhuma carta celeste e no dia seguinte esse corpo já havia se deslocado em relação às outras estrelas. Era Neturno.

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Os Campos Magnéticos

Quando a Voyager passou por Netuno em agosto de 1989 e detectou um campo magnético muito parecido com o de Urano, ou seja, inclinado de 50 graus com o eixo de rotação do planeta e deslocado do centro da metade do raio. Portanto, não se tratava de uma coincidência, mas sim de uma particularidade desses planetas tão parecidos em termos de seus campos magnéticos.

Uma teoria para explicar tais campos é a localização de correntes elétricas no interior do planeta. No caso da Terra os movimentos do fluido de níquel e ferro derretidos do núcleo geram as correntes e consequentemente o campo magnético. Em Júpiter e Saturno, o hidrogênio metálico é que conduz a corrente elétrica e gera o campo. Porém, em Urano e Netuno há uma quantidade maior de gelo e menos hidrogênio do que em Júpiter, por isso é possível que os núcleos desses dois planetas sejam relativamente isolantes. Mas um dínamo elétrico ainda opera no interior desses planetas, só que ao redor do núcleo e não no interior. Isso pode explicar o fato de o campo não passar pelo centro do planeta. Porém a explicação de como isso ocorre é provavelmente uma interação muito complexa entre os fluidos do interior dos dois planetas e suas rotações. Os modelos sobre a estrutura interna desse planetas são bem confiáveis. Ambos possuem núcleos constituídos de silício, ferro e outros elementos pesados em menor quantidade, que formam uma substância rochosa com propriedades físicas diferentes das conhecidas em rochas comuns.

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Atmosfera Superior

A atmosfera pouco densa é formada de hidrogênio, hélio e metano, todos em estado gasoso. Apesar de estar numa das regiões mais frias do sistema solar, os fenômenos atmosféricos em Netuno são consideravelmente ativos. Este planeta possui ventos de no mínimo 1170 km/h que sopram para oeste em volta do planeta, apesar de receber 1/20 da energia solar que Júpiter recebe. Isso ocorre provavelmente pela falta de atrito da atmosfera com a superfície do planeta, como é o caso da Terra que possui montanhas e outras irregularidades da superfície que tendem a parar os ventos. Em Netuno os ventos fluem livremente com um mínimo de atrito. Por isso a pouca energia solar é suficiente para gerar tais ventos. Esses ventos provocam grandes furacões, semelhantes aos de Júpiter, entre os quais destaca-se a Grande Mancha Negra, ou GMN, um furacão do tamaho da Terra. A GMN' é um enorme buraco na atmosfera do planeta através do qual pode-se olhar mais profundamente na sua atmosfera. Cerca de k0 Km acima da Grande Mancha pode-se observar nuvens semelhantes às terrestres.

Assim como Júpiter e Saturno, Urano e Netuno também emitem mais energia do que recebem do Sol. Porém não há razão para acreditar que um deles tenha reservas térmicas bem maiores do que o outro. Netuno emite bem mais energia do que recebe e, apesar de mais distante do Sol, sua temperatura é equivalente a de Urano, cerca de -116 °C. Esse fato ainda não foi explicado.

Em Netuno pode-se observar as diversas cores e tonalidades nas faixas paralelas como em Júpiter e em Saturno.

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Anéis

Acreditava-se na existência dos anéis desde que se detectou os anéis de Urano pela primeira vez, pois se existia anéis em Urano não havia razão para não existirem em Netuno. Com a visita da Voyager II é que se pode observá-los. Num primeiro instante em que se detectou os anéis, pensou-se não serem anéis e sim arcos de anéis, que não completavam toda a volta do planeta, mas com a aproximação da sonda viu-se que eram anéis completos. Porém, em alguns pontos a densidade de matéria era maior que em outras. Por isso, quando estava distante a sonda só pode observar alguns setores circulares dos anéis. Esse aglomerado de matéria em determinadas regiões dos anéis pode ser devido a presença de pequenos satélites.

A detecção por observações da Terra não foi possível porque os dois principais anéis são muito tênues, possuem apenas algumas dezenas de quilômetros de largura e são bem separados. Os demais anéis são bem mais tênues do que estes e os instrumentos terrestres são muito pobres para que fosse possível sua detecção. Além dos anéis existe um disco de poeira que, da mesma maneira que os anéis, está na faixa equatorial.

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Satélites

O número total de satélites passou para treze e Nereida que era o segundo em tamanho passou para terceiro, pois o 1989 N1, que por orbitar muito próximo de Netuno, não podia ser observado da Terra. Além disso o 1989 N1 e o 1989 N2 refletem apenas 6% da luz incidente o que os torna praticamente escuros.

Os demais satélites não apresentam novidades, exceto Tritão, o maior satélite de Netuno, que é pouco menor que a Lua e deveria ser tão inativo quanto a Lua, porém não foi o que se observou. Tritão se mostrou estranho desde o primeiro momento. A começar por sua órbita que está no sentido contrário a dos demais satélites e também é inclinada em relação ao equador.

Um outro fator estranho é que Tritão apresenta uma intensa atividade vulcânica, só que o fluido expelido é nitrogênio líquido. O satélite apresenta calotas polares recobertas de nitrogênio congelado que atingem até 3/4 da distância que vai do polo ao equador quase perfeitamente brancas, refletindo quase toda luz solar. Portanto, isso permite que Tritão seja provavelmente mais frio que Plutão. Em alguns pontos da calota existem regiões mais escuras que absorvem mais luz e se aquecem e, desse modo, aquecendo também as regiões vizinhas. Isso permite que o nitrogênio derreta e forme verdadeiros rios de nitrogênio líquido. Outro fato observado em Tritão é que as calotas apresentam muitas linhas que tendem para nordeste, que provavelmente é resultado de erupções de nitrogênio liquido que forma o lençol existente abaixo da superfície. E nessas erupções são lançados cristais de metano escurecido por toda superfície, pois são carregados pelo vento.Todos esses fatos revelam que Tritão está em constante mutação.

urano

Úrano foi o primeiro planeta a ser descoberto, que não era conhecido desde a antiguidade. O descobridor foi Herschel, em 13 de Março de 1781 mas é claro que o planeta já havia sido visto e confundido com uma estrela. O catálogo de Flamsteed, de 1690, identifica-o como a estrela 34 da constelação do Touro. O nome Úrano só entrou em uso comum em 1850, sob sugestão de Bode, depois de muitos lhe chamarem Herschel e de o próprio Herschel lhe ter chamado “Georgium Sidus” (o planeta de Jorge), em homenagem ao seu protector, o monarca inglês Jorge III.

 Figura 1 – Úrano, em cores quase reais. Imagem Voyager 2.
Como todos os planetas trans-saturnianos, Úrano é ainda mal conhecido. Foi aproximado (não orbitado) por uma única sonda, a Voyager 2, em 24 de Janeiro de 1986. Mesmo assim, esta curta visita permitiu avançar muito o nosso conhecimento do planeta, nomeadamente por ter revelado as estranhas características da rotação de Úrano e a existência de um sistema de anéis.
A rotação de Úrano é invulgar em todo o Sistema Solar, primeiro por o eixo de rotação se encontrar praticamente contido no plano orbital, com o pólo Sul voltado para o Sol, e depois por se fazer no sentido retrógado. Pensa-se que estes factos se podem dever a um choque violento com outro planeta que Úrano terá sofrido na sua história. Apesar disso, a região equatorial de Úrano é a mais quente, tal como em todos os outros planetas o que, junto com o facto de Úrano radiar mais energia que a que recebe do Sol, leva a crer que o planeta possui um núcleo “quente” possivelmente enriquecido em isótopos radioactivos leves (Si? C?), sendo a condução térmica para a superfície feita por correntes de convecção.
 Figura 2 – Úrano e os seus anéis, em cores falsas. Imagem Voyager 2.

Tabela 21.1 – Os Anéis de Úrano

Anel	Distância (km)	Largura (km)
1986U2R	38 000	2500
6	41 840	1-3
5	42 230	2-3
4	42 580	2-3
Alfa	44 720	7-12
Beta	45 670	7-12
Eta	47 190	0-2
Gamma	47 630	1-4
Delta	48 290	3-9
1986U1R	50 020	1-2
Epsilon	51 140	20-100

O sistema de anéis de Úrano é muito fino e difuso (Figura 2 e Tabela 1). Os anéis têm um albedo baixo, como os de Júpiter, mas são compostos por corpos com até 10 metros de diâmetro, tal como os de Saturno. De facto, os anéis de Úrano foram descobertos mesmo antes dos de Júpiter, o que levou a que se procurassem – e encontrassem – anéis em todos os planetas gigantes. Pensa-se que possam existir anéis incompletos (arcos de anel) com cerca de 50 m de extensão.
A estrutura de Úrano só se conhece por inferência a partir de dados da sua geofísica externa (Figura 3).

 Figura 3 – Modelo da estrutura interna de Úrano. C. Hamilton.
O núcleo de Úrano deve ser composto de uma mistura de rocha e gelo, de massa provavelmente não superior à da Terra. A este núcleo seguir-se-á um “manto” composto por uma mistura de gelos de água, metano e amónia, possivelmente em estado sólido mas plástico. Daí até à superfície encontra-se uma atmosfera de hidrogénio, hélio e metano moleculares, que absorvem a luz no vermelho, o que confere ao planeta a sua característica cor azul.
Esta atmosfera é bandeada, como nos outros gigantes (Figura 21.4) e atravessada por ventos fortíssimos, entre 40 e 160 m/s (entre 140 e 580 km/h), que sopram na direcção da rotação do planeta.
 Figura 4 – Úrano, em imagem de cores falsas muito processada, mostrando as bandas atmosféricas comuns aos outros gigantes. Imagem HST.
Encontraram-se ventos da ordem dos 100 m/s que sopram na direcção oposta, nas zonas equatoriais, por análise de imagens recentes do Telescópio Espacial Hubble (Figura 21.5).
 Figura 5 – A evolução no tempo da posição de duas nuvens (A e B), que permite determinar a velocidade e a direcção dos ventos. Imagem HST.
Outro argumento em favor da existència de correntes de convecção no interior de Úrano é o facto de ter um campo magnético dipolar, forte. Este campo está descentrado em relação ao planeta e o eixo magnético faz um ângulo de cerca de 60º com o eixo de rotação.

ÚRANO
Dados Astronómicos
Orbita	Sol
Distância média ao Sol (UA)	19.20094
Excentricidade orbital	0.0457
Período sideral (anos)	84.01067
Inclinação orbital	0.772º
Velocidade orbital média (km/s)	6.81
Período de rotação (horas)	-17.24
Inclinação do eixo de rotação	97.77º
Magnitude visual máxima	5.32
Número de Satélites	21
Dados Físicos
Raio equatorial (km)	25 559
Massa (kg)	86.832 X 1024
Volume (km3)	6.833 X 1010
Densidade média (g/cm3)	1.270
Gravidade à superfície no equador (m/s2)	8.69
Velocidade de escape equatorial (km/s)	21.3
Temperatura média à superfície (K)	76
Albedo normal	0.51
Momento magnético dipolar (Gauss R3)	0.228
Pressão atmosférica à superfície (mbar)	1000 (por convenção)
Composição da atmosfera  (%)	H2(82.5), He(15.2), CH4(2.3)
Dados Históricos
Descobridor	W. Herschel
Data	1781
Missões espaciais	Voyager 2

saturno

Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no sistema solar com um diâmetro equatorial de 119,300 quilómetros (74,130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980-81. Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29.5 anos terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.
O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1,100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direcção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. A latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.
O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objectos no sistema solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassinidescobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837. As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exacta dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro. Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenómeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.
Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas electrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exacta da formação destes raios não está bem compreendida.
Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites de qualquer planeta do sistema solar. Em 1995, os cientistas, usando o Telescópio Espacial Hubble, descobriram quatro objectos que podem também ser luas.

Estatísticas de Saturno
Massa (kg)	5.688e+26
Massa (Terra = 1)	9.5181e+01
Raio Equatorial (km)	60,268
Raio Equatorial (Terra = 1)	9.4494e+00
Densidade Média (gm/cm^3)	0.69
Distância média do Sol (km)	1,429,400,000
Distância média do Sol (Terra = 1)	9.5388
Período rotacional (horas)	10.233
Período orbital (anos)	29.458
Velocidade média orbital (km/seg)	9.67
Excentricidade orbital	0.0560
Inclinação do eixo (graus)	25.33
Inclinação orbital (graus)	2.488
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	9.05
Velocidade de escape no equador (km/seg)	35.49
Albedo geométrico visual	0.47
Magnitude (Vo)	0.67
Temperatura média das nuvens	-125°C
Pressão atmosférica (bars)	1.4
Composição atmosférica Hidrogénio Hélio	97% 3%

JÚPITER

Todos os planetas, de Mercúrio a Marte são chamados planetas terrestres, pois são planetas sólidos e que possuem uma superfície rígida para pisar. De Júpiter à Netuno, até onde se sabe, são planetas gasosos ou seja não têm superfície sólida que se possa pisar sem afundar.Júpiter tem 1.300 vezes o volume da Terra, mas sua massa é apenas 318 vezes maior que a Terra. A composição de Júpiter é parecida com a do Sol, hidrogênio e hélio. Esse planeta só não é uma estrela como o Sol porque a quantidade de massa não é suficiente para elevar a pressão e a temperatura dos gases a ponto de produzir grandes reações nucleares. Mesmo assim, Júpiter tem seu núcleo muito quente e libera para o espaço 3 vezes mais energia do que a que ele recebe do Sol.

MARTE

O clima desse planeta é o mais parecido com a Terra. No verão de Marte que a temperatura chega perto de 20^o e no inverno pode chegar a -140^o C. Mesmo usando um telescópio médio é possível observar em Marte a presença de calotas polares formadas de gelo seco (gás carbônico congelado). Além disso, desde o século passado os astrônomos já haviam observado a presença de estações do ano no planeta. Acredita-se que em Marte exista água congelada próximo dos pólos e abaixo da superfície. Na década de 70, duas sondas (Viking I e Viking II) desceram em Marte com o objetivo de procurar vida na forma de bactérias, fungos ou algo parecido, mas nada que pudesse comprovar a existência desses organismos foi encontrado. Missões complementares à Marte deram prosseguimento até 1996 com a Mars Global Surveyor (MGS) para um mapeamento mais preciso da superfície marciana a ser completado pela sonda até 31 de janeiro de 2000. A MGS faz parte de um programa de dez anos de duração da exploração de Marte. O início da exploração com sondas começou em 1960 com vários fracassos e somente a Mariner 4  em 1965 consegue enviar as 21 primeiras imagens de Marte. 

LAR, DOCE LAR, TERRA:

                                                           
A Terra é um planeta que se encontra no sistema solar, está bem próximo ao Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros. Aparentemente é ondulado, porém possui forma elipsoidal, ou seja, possui os pólos achatados por causa do movimento que realiza em torno de si mesmo. Ainda é ondulado, irregular e matematicamente complexo. Possui aproximadamente ¾ de sua superfície formada por água e quimicamente é dividido em crosta, manto e núcleo. 
O núcleo, a parte mais interna do planeta, é dividido em núcleo sólido e líquido. O núcleo sólido é composto predominantemente por ferro e níquel. Possui elevada temperatura em função do seu campo magnético. O núcleo líquido é composto pelos mesmos componentes do núcleo sólido, porém em estado líquido. A essa parte do núcleo é que se atribui a formação do campo magnético. 

O manto, a parte que se encontra entre o núcleo e a crosta, é formado por silício, ferro e magnésio em estado pastoso. Apesar de ser encontrado em estado sólido, acredita-se que permanece em estado pastoso em função das altas temperaturas, 3.400ºC. 

A crosta, também chamada de litosfera, é a parte externa do planeta que se forma a partir do oxigênio, silício, alumínio, magnésio e ferro. Possui placas tectônicas ou litosféricas que se movimentam de forma lenta e contínua sobre o manto. Tais movimentações ocorrem por causa das pressões que o manto exerce sobre a crosta, o que acarreta em deformações na crosta. Também sofre o rompimento de suas camadas rochosas resultantes da pressão do manto, provocando o vulcanismo, que se dá principalmente em regiões onde existe o encontro de placas tectônicas; e os terremotos que são vibrações induzidas pelos movimentos das placas litosféricas. 

Acredita-se que o planeta Terra é o único a ter vida. O campo magnético formado no núcleo do planeta juntamente com a atmosfera é que contribui para a vida no planeta, pois juntos protegem o mesmo contra radioatividade vinda do Sol e das estrelas, além dos meteoros que são destruídos antes que cheguem à superfície.

VÊNUS

Vénus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrónomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrónomos pensavam que Vénus era composta por dois corpos distintos. Vénus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.
Os astrónomos referem-se a Vénus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vénus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.
Vénus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vénus mais quente que Mercúrio.
Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vénus gira de leste para oeste. Para um observador em Vénus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.
Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vénus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vénus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vénus se revelou.
A superfície de Vénus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vénus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.
Vénus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vénus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.
Foram encontradas, em Vénus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

Estatísticas de Vénus
Massa (kg)	4.869e+24
Massa (Terra = 1)	.81476
Raio equatorial (km)	6,051.8
Raio equatorial (Terra = 1)	.94886
Densidade média (gm/cm^3)	5.25
Distância média do Sol (km)	108,200,000
Distância média do Sol (Terra = 1)	0.7233
Período de rotação (dias)	-243.0187
Período orbital (dias)	224.701
Velocidade orbital média(km/s)	35.02
Excentricidade orbital	0.0068
Inclinação do eixo (graus)	177.36
Inclinação orbital (graus)	3.394
Gravidade equatorial na superfície (m/seg^2)	8.87
Velocidade de escape no equador(km/seg)	10.36
Albedo geométrico visual	0.65
Magnitude (Vo)	-4.4
Temperatura média na superfície	482°C
Pressão Atmosférica (bars)	92
Composição atmosférica Dióxido de Carbono Nitrogénio Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono, árgon, hélio, neón, cloreto de hidrogénio e fluoreto de hidrogénio.	96%

MERCÚRIO

Mercúrio é o primeiro planeta contando do Sol e pode ser visto a olho nu, ao amanhecer e ao entardecer, sempre próximo ao Sol. Por isso os antigos lhe deram dois nomes: Apolo, a estrela matutina, e Hermes, a estrela vespertina, porém sabendo que era o mesmo corpo. Mercúrio foi visitado por uma única sonda três vezes, a Mariner 10 em 1973 e 1974.
Mercúrio Tipo: Rochoso Diâmetro: 4.878 km Massa: 3,30 x 1023 kg Distância Média do Sol: 57.910.000 km (0,38 AU)	A órbita de Mercúrio é bastante excêntrica. Mercúrio gira em torno de seu eixo três vezes a cada dois anos mercurianos, ou seja, cada dois anos mercurianos tem três dias mercurianos; Mercúrio é o único corpo

do Sistema Solar que se conhece fora da razão 1:1. Esses fatos produziriam efeitos estranhos para um observador que estivesse na superfície de Mercúrio: em algumas longitudes, por exemplo, o Sol se ergueria no horizonte, em sua trajetória aumentaria muito de tamanho, iria parar no zênite e ficar algum tempo lá; inverteria então brevemente seu curso no céu e continuaria, diminuindo até chegar ao outro extremo. Enquanto isso as estrelas se moveriam três vezes mais rápido no céu. Observadores em outros pontos veriam efeitos diferentes, mas igualmente bizarros.
As variações de temperatura de Mercúrio são as maiores do Sistema Solar: de 90 K a 700 K. Mercúrio é o segundo corpo mais denso do Sistema Solar: A Terra ocupa o primeiro lugar. Mercúrio possui um núcleo de ferro, cujo raio mede de 1800 a 1900 km.
Como não possui atmosfera, não há proteção para Mercúrio contra os corpos que se chocam com ele o tempo todo( Para saber mais leia Curiosidades).
Surpreendentemente, observações do polo norte de Mercúrio, que não foi mapeado pela Mariner 10, feitas por radar revelaram a presença de gelo nas sombras protegidas de algumas crateras.
Heráclito acreditava que Mercúrio e Vênus orbitavam o Sol e não a Terra.

Obs: Os Corpos não estão em seu tamanho real, isso é apenas uma comparação.

O SOL

A cromosfera está acima da fotosfera. A energia solar passa através desta região em seu caminho desde o centro do Sol. Manchas (faculae) a explosões (flares) se levantam da cromosfera. Faculae são nuvens brilhantes de hidrogênio que aparecem em regiões onde manchas solares logo se formarão. Flares são filamentos brilhantes de gás quente emergindo das regiões das manchas. Manchas solares são depressões escuras na fotosfera com uma temperatura típica de 4.000°C.
A coroa é a parte mais externa da atmosfera do Sol. É nesta região que as prominências aparecem. Prominências são imensas nuvens de gás aquecido e brilhante que explodem da alta cromosfera. A região exterior da coroa se extende ao espaço e inclui partículas viajando lentamente para longe do Sol. A coroa pode ser vista durante eclipses solares totais.
O Sol aparentemente está ativo há 4,6 bilhões de anos e tem combustível suficiente para continuar por aproximadamente mais cinco bilhões de anos. No fim de sua vida, o Sol comecará a fundir o hélio em elementos mais pesados e se expandirá, finalmente crescendo tão grande que engolirá a Terra. Após um bilhão de anos como uma gigante vermelha, ele rapidamente colapsará em uma anã branca -- o produto final de uma estrela como a nossa. Pode levar um trilhão de anos para ele se esfriar completamente.

Estatísticas do Sol
Massa (kg)	1,989x1030
Massa (Terra = 1)	332 830
Raio equatorial (km)	695 000
Raio equatorial (Terra = 1)	108,97
Densidade média (gm/cm^3)	1,410
Período de rotação (dias)	25-36*
Velocidade de escape (km/sec)	618,02
Luminosidade (ergs/seg)	3,827x1033
Magnitude (Vo)	-26,8
Temperatura média à superfície	6 000°C
Idade (biliões de anos)	4,5
Principal composição química Hidrogénio Hélio Oxigénio Carbono Nitrogénio Néon Ferro Silício Magnésio Enxofre Todos os restantes	92,1% 7,8% 0,061% 0,030% 0,0084% 0,0076% 0,0037% 0,0031% 0,0024% 0,0015% 0,0015%

* O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias no equador a 36 dias nos polos. Na profundidade, abaixo da zona de convecção, parece ter uma rotação com um período de 27 dias.

O QUE É O SISTEMA SOLAR?

o Sistema Solar O Sistema Solar é o conjunto de planetas, satélites e outros fragmentos do espaço que orbitam o Sol. Mantêm-se em grupo pela força gravitacional do Sol, que é aproximadamente 1000 vezes mais maciço que todos os planetas juntos.

o sistema solar é formado por 3partes:

1: O sol, O Sol (do latim sol, solis) é a estrelacentral do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas,planetas anões, asteroides, cometas epoeira, bem como todos os satélitesassociados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa332 900 vezes maior que a da Terra, e umvolume 1 300 000 vezes maior que o do nosso planeta.
2:planetas rochosos: Rochosos, todo o sistema solar interno (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte), formado por rochas, estes são os planetas mais quentes do sistema solar.
3:planetas gasosos:Gasosos, todos do sistema solar externo (Júpiter, Saturno, Urano, Netuno), formados por uma densa atmosfera. A força gravitacional desses planetas é muito forte. São os maiores planetas do sistema solar, e com as temperaturas mais baixas.