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Trabalhos de Físico-Química - 8º Ano

O Sistema Solar

Autor: Mariana Domingues

Escola: [Escola não identificada]

Data de Publicação: 19/02/2007

Resumo do Trabalho: Trabalho realizado no âmbito da disciplina de Físico-Química, onde é efectuada uma apresentação dos Sistema Solar e dos seus diferentes planetas e outros corpos celestes. Ver o Trabalho Completo

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O Sistema Solar

 

Introdução

O nosso grupo decidiu fazer este trabalho sobre o Sistema Solar porque achámos que seria interessante falar sobre a constituição de cada planeta do Sistema Solar.

Esperamos que goste.

Sistema Solar

O nosso Sistema Solar consiste numa estrela média, a que chamamos o Sol, os seus 8 planetas de nomes Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. Consiste também nos satélites naturais dos planetas, númerosos cometas, asteróides, meteoróides e espaço interplanetário.

O Sol é a fonte mais rica de energia electromagnética, principalmente sob a forma de calor e luz, do sistema solar. A estrela conhecida mais próxima do Sol é uma estrela anã vermelha chamada Próxima Centauri, à distância de 4.3 anos-luz. O sistema solar completo, em conjunto com as estrelas locais visíveis numa noite clara, orbitam em volta do centro da nossa galáxia, um disco em espiral com 200 biliões de estrelas a que chamamos Via Láctea. A Via Láctea tem duas pequenas galáxias orbitando na proximidade, que são visíveis do hemisfério sul. Têm os nomes de Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães. A galáxia grande mais próxima é a Galáxia de Andrómeda. É uma galáxia em espiral, tal como a Via Láctea, mas é 4 vezes mais massiva e está a 2 milhões de anos-luz de distância. A nossa galáxia, uma de biliões de galáxias conhecidas, viaja pelo espaço intergaláctico.

Os planetas, a maior parte dos satélites dos planetas e os asteróides giram em volta do Sol na mesma direcção, em órbitas aproximadamente circulares. Se olharmos de cima do Pólo Norte solar, os planetas orbitam num sentido contrário dos ponteiros dos relógios. Os planetas orbitam o Sol num mesmo plano, ou próximo, chamado a elíptica. Plutão é um caso especial, porque a sua órbita é a mais inclinada (18 graus) e a mais elíptica de todos os planetas. Por isso, durante uma parte da sua órbita, Plutão está mais perto do Sol do que Neptuno. O eixo de rotação da maior parte dos planetas é aproximadamente perpendicular à elíptica. As excepções são Úrano e Plutão, que estão inclinados para um lado.

Composição do Sistema Solar:

O Sol contém 99.85% de toda a matéria do Sistema Solar. Os planetas, que se condensaram a partir do mesmo disco de matéria de onde se formou o Sol, contêm apenas 0.135% da massa do sistema solar. Júpiter contém mais do dobro da matéria de todos os outros planetas juntos. Os satélites dos planetas, cometas, asteróides, meteoróides e o meio interplanetário constituem os restantes 0.015%. A tabela seguinte é uma lista da distribuição de massa no nosso Sistema Solar.

. Sol: 99.85%

. Planetas: 0.135%

. Cometas: 0.01%

. Satélites: 0.00005%

. Planetas Menores: 0.0000002%

. Meteoróides: 0.0000001%

. Meio Interplanetário: 0.0000001%

Espaço Interplanetário:

Quase todo o sistema solar, em volume, parece ser um vazio completo. Longe de ser um nada absoluto, este "espaço" vácuo compõe o meio interplanetário. Inclui diversas formas de energia e pelo menos dois componentes materiais: poeira interplanetária e gás interplanetário. A poeira interplanetária consiste de partículas sólidas microscópicas. O gás interplanetário é um ténue fluxo de gás e de partículas carregadas, principalmente protões e electrões - plasma - que fluí do Sol, chamado o vento solar.

O campo magnético solar estende-se para além do espaço interplanetário; pode ser medido na Terra e por naves espaciais. O campo magnético solar é o campo magnético dominante em todas as regiões interplanetárias do sistema solar, excepto nas imediações dos planetas que têm os seus próprios campos magnéticos.

Os Planetas Terrestres:

Os planetas terrestres são os quatro planetas mais interiores no sistema solar, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. São chamados de Terrestres, porque têm uma superfície compacta rochosa tal como a Terra. Os planetas Vénus, Terra e Marte têm atmosferas significativas enquanto Mercúrio a tem quase nula.

Os Planetas Gasosos:

Júpiter, Saturno, Úrano, e Neptuno são conhecidos por planetas Gasosos, porque são todos gigantescos comparados com a Terra, e têm uma natureza gasosa, parecido a Júpiter. Os planetas Gasosos também podem possuir pequenos núcleos sólidos.

A Nossa Galáxia Via Láctea :

Esta imagem da nossa galáxia, a Via Láctea, foi tirada com auxílio do Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE), do Cosmic Background Explorer (COBE), da NASA. Esta imagem inédita mostra a Via Láctea numa perspectiva lateral com o Pólo Norte galáctico em cima, o Pólo Sul em baixo e o centro galáctico no centro. A figura combina imagens obtidas em vários comprimentos de onda próximo do infra-vermelho. As estrelas da nossa galáxia são a fonte dominante de luz nestes comprimentos de onda. Mesmo sendo o nosso sistema solar uma parte da Via Láctea, esta vista parece ter sido obtida de longe porque grande parte da luz vem da população de estrelas que estão mais próximas do centro galáctico do que o nosso Sol.

A Galáxia de Andrómeda, M31:

A Galáxia de Andrómeda, M31, está a uma distância de 2.3 milhões de anos-luz, sendo por isso a galáxia grande mais próxima da nossa Via Láctea. M31 domina o pequeno grupo de galáxias (de que a nossa Via Láctea também faz parte), e pode ser vista a olho nu como uma "nuvem" alongada com o comprimento de uma Lua cheia. Tal como a Via Láctea, M31 é um disco de estrelas gigante em forma de espiral, com uma concentração de estrelas mais velhas no centro em forma de bolbo. Sabe-se de há muito tempo que a M31 tem no centro um grupo brilhante e extremamente denso com alguns milhões de estrelas aglomeradas.

Resumo sobre o Sol e os Planetas

A tabela seguinte lista informações estatísticas do Sol e dos planetas:

 

Distância (UA)

Raio (Terra)

Massa (Terra)

Rotação (Terra)

# Luas

Inclinação
Orbital

Excentric. Orbital

Sol

0

109

332,800

25-36*

9

---

---

Mercúrio

0.39

0.38

0.05

58.8

0

7

0.2056

Vénus

0.72

0.95

0.89

244

0

3.394

0.0068

Terra

1.0

1.00

1.00

1.00

1

0.000

0.0167

Marte

1.5

0.53

0.11

1.029

2

1.850

0.0934

Júpiter

5.2

11

318

0.411

16

1.308

0.0483

Saturno

9.5

9

95

0.428

18

2.488

0.0560

Úrano

19.2

4

17

0.748

15

0.774

0.0461

Neptuno

30.1

4

17

0.802

8

1.774

0.0097

O período de rotação do Sol à superfície varia de aproximadamente 25 dias no equador até 36 dias nos Pólos. No interior, abaixo da zona de convecção, parece rodar com um período de 27 dias.

Mercúrio

Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta. É o planeta mais próximo do Sol, e o segundo mais pequeno do sistema solar. O seu diâmetro é 40% mais pequeno do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até mais pequeno do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titan uma lua de Saturno.

Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, Pettengill e Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +/- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +/- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +/- 0.005 dias.

Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte.

Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.

A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.

A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 biliões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crusta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.

Pode existir água em Mercúrio?

Podíamos supor que em Mercúrio não pode existir água em nenhuma forma. Tem pouquíssima atmosfera e é extremamente quente durante o dia, mas em 1991 cientistas em Caltech captaram ondas de rádio vindas de Mercúrio e descobriram algumas invulgarmente brilhantes vindas do Pólo Norte. O brilho aparente do Pólo Norte poderia ser explicado por gelo na superfície ou logo abaixo. Mas é possível haver gelo em Mercúrio? Devido à rotação de Mercúrio ser quase perpendicular ao plano orbital, o PóloNnorte vê sempre o sol um pouco acima do horizonte. O interior das crateras nunca está exposto ao Sol e os cientistas suspeitam que está a uma temperatura inferior a -161 C. Esta temperatura congelante pode ter água provinda de evaporação do interior do planeta, ou gelo trazido para o planeta resultante de impacto de cometas. Estes depósitos de gelo podem ter sido cobertos com uma camada de pó e por isso mostram ainda os reflexos brilhantes no radar.

Estatísticas de Mercúrio

 Massa (kg)

3.303e+23 

 Massa (Terra = 1)

5.5271e-02 

 Raio equatorial (km)

2,439.7 

 Raio equatorial (Terra = 1)

3.8252e-01 

 Densidade média (gm/cm^3)

5.42 

 Distância média ao Sol (km)

57,910,000 

 Distância média ao Sol (Terra = 1)

0.3871 

 Período de rotação (dias)

58.6462 

 Período orbital (dias)

87.969 

 Velocidade orbital média (km/seg)

47.88 

 Excentricidade orbital

0.2056 

 Inclinação do eixo (graus)

0.00 

 Inclinação orbital (graus)

7.004 

 Gravidade à superfície no equador(m/seg^2)

2.78 

 Magnitude (Vo)

-1.9 

 Temperatura média à superfície

179°C 

 Temperatura máxima à superfície

427°C 

 Temperatura mínima à superfície

-173°C 

 Composição atmosférica

Hélio

Sódio

Oxigénio

Outros


42% 
42% 
15% 
1%

Vénus

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 envolvido 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. 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 em Vénus corresponde a 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.

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.

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 

 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% 
3+% 

 

Terra

Da perspectiva na Terra, o nosso planeta parece ser grande e robusto, com um oceano interminável de ar. Do espaço, os astronautas muitas vezes têm a impressão de que a Terra é pequena, e tem uma fina e frágil camada de atmosfera. Para um viajante do espaço, as características que distinguem a Terra são as águas azuis, as massas de terra verdes e castanhas, e o conjunto de nuvens brancas contra um fundo negro.

Muitos sonham em viajar pelo espaço e ver as maravilhas do universo. Na realidade, todos nós somos viajantes espaciais. A nossa nave é o planeta Terra, viajando a uma velocidade de 108.000 quilómetros por hora.

A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol, a uma distância de 150 milhões de quilómetros. Demora 365,256 dias para girar em volta do Sol e 23.9345 horas para a Terra efectuar uma rotação completa. Tem um diâmetro de 12.756 quilómetros, apenas poucas centenas de quilómetros maior que o de Vénus. A nossa atmosfera é composta por 78 por cento de azoto, 21 por cento de oxigénio e 1 por cento de outros componentes.

A Terra é o único planeta conhecido a abrigar vida, no sistema solar. O núcleo do nosso planeta, de níquel-ferro fundido girando rapidamente, provoca um extenso campo magnético que, junto com a atmosfera, nos protege de praticamente toda a radiação prejudicial vinda do Sol e outras estrelas. A atmosfera da Terra protege-nos dos meteoros, cuja maioria se queima antes de poder atingir a superfície.

Das nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre o nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cintura de radiação de Van Allen. Esta cintura é formada por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra numa região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético do nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota, devido ao vento solar. Também sabemos agora que a nossa fina atmosfera superior, a qual se acreditava ser calma e sem incidentes, ferve de actividade - expandindo-se de dia e contraindo-se à noite. A atmosfera superior, afectada pelas mudanças na actividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.

Além de afectar a meteorologia da Terra, a actividade solar causa um dramático fenómeno visual na nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, colidem com as moléculas de ar da nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.

Estatísticas sobre a Terra

 Massa (kg)

5,976e+24 

 Massa (Terra = 1)

1.0000e+00 

 Raio equatorial (km)

6.378,14 

 Raio equatorial (Terra = 1)

1,0000e+00 

 Densidade média (g/cm^3)

5,515 

 Distância média do Sol (km)

149.600.000 

 Distância média do Sol (Terra = 1)

1,0000 

 Período de rotação (dias)

0,99727 

 Período de rotação (horas)

23,9345 

 Período Orbital (dias)

365,256 

 Velocidade orbital média (km/s)

29,79 

 Excentricidade orbital

0,0167 

 Inclinação do Eixo (graus)

23,45 

 Inclinação orbital (graus)

0,000 

 Velocidade de escape no equador (km/s)

11,18 

 Gravidade à superfície no equador (m/s^2)

9,78 

 Temperatura média à superfície

15°C 

 Pressão atmosférica (bar)

1,013 

 Composição atmosférica

Azoto

Oxigénio

Outros


77% 
21% 
2%

A Terra e a Lua:

Oito dias após o seu encontro com a Terra, a nave Galileo foi capaz de olhar para trás e capturar esta visão da Lua orbitando a Terra, tirada a uma distância de cerca de 6,2 milhões de quilómetros, em 16 de Dezembro de 1990. A Lua está em primeiro plano, movendo-se da esquerda para a direita. A Terra, brilhante e colorida, contrasta fortemente com a Lua, que reflecte apenas cerca de um terço da luz solar em relação à Terra. O contraste e a cor de ambos os objectos foram realçados por computador para melhorar a visibilidade. A Antárctida é visível através das nuvens . O 'lado oculto' da Lua é visto; a zona sombreada no final do alvorecer é o Pólo Sul, uma das maiores e mais antigas formações de impacto lunares.

Marte

Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é chamado de Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrónomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrónomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.

Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenómeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície que tem muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram actividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de micro-organismos vivos no solo perto dos locais onde pousaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte nalgum passado distante permanece contudo aberta.

Os outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de pouso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono (CO2) com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

. Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%

. Azoto (N2): 2.7%

. Árgon (Ar): 1.6%

. Oxigénio (O2): 0.13%

. Água (H2O): 0.03%

. Néon (Ne): 0.00025 %

O ar de Marte contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada Inverno.

Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

Temperatura e Pressão

A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada pólo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério.

Estatísticas de Marte

Massa (kg)

6.421e+23

Massa (Terra = 1)

1.0745e-01

Raio equatorial (km)

3,397.2

Raio equatorial (Terra = 1)

5.3264e-01

Densidade média (gm/cm^3)

3.94

Distância média ao Sol (km)

227,940,000

Distância média ao Sol (Terra = 1)

1.5237

Período de rotação (horas)

24.6229

Período de rotação (dias)

1.025957

Período orbital (dias)

686.98

Velocidade média orbital (km/seg)

24.13

Excentricidade orbital

0.0934

Inclinação do eixo (graus)

25.19

Inclinação orbital (graus)

1.850

Velocidade de escape no equador (km/seg)

5.02

Magnitude (Vo)

-2.01

Temperatura mínima à superfície

-140°C

Temperatura média à superfície

-63°C

Temperatura máxima à superfície

20°C

Pressão atmosférica (bars)

0.007

Composição atmosférica

Dióxido de Carbono (C02)

Azoto (N2)

Árgon (Ar)

Oxigénio (O2)

Monóxido de Carbono (CO)

Água (H2O)

Néon (Ne)

Kripton (Kr)

Xénon (Xe)

Ozono (O3)


95.32%

2.7%

1.6%

0.13%
0.07%

0.03%

0.00025%

0.00003%

0.000008%

0.000003%

Luas de Marte:

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

Lua

#

Raio
(km)

Massa
(kg)

Distância
(km)

Descobridor

Data

Fobos

I

13.5x10.8x9.4

1.08e+16

9,380

A. Hall

1877

Deimos

 II 

7.5x6.1x5.5

1.80e+15

23,460

A. Hall

1877

Júpiter

Júpiter é o quinto planeta mais próximo do Sol e é o maior no sistema solar. Se Júpiter fosse oco, caberiam mais de mil Terras no seu interior. Contém também mais matéria do que todos os outros planetas juntos. Tem uma massa de 1.9 x 1027 kg e um diâmetro de 142,800 quilómetros no equador. Júpiter tem 16 satélites, quatro dos quais - Calisto, Europa, Ganímedes e Io - foram observados por Galileu já em 1610. Tem um sistema de anéis, que é muito ténue e totalmente invisível visto da Terra. (Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1). A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, e tem algumas semelhanças com a do Sol. É composta principalmente de hidrogénio e hélio, com pequenas porções de metano, amónia, vapor de água e outros componentes. A grande profundidade dentro de Júpiter, a pressão é tão elevada que os átomos de hidrogénio estão quebrados e os electrões estão livres, de tal modo que os átomos resultantes consistem de simples protões. Isto produz um estado em que o hidrogénio se torna metálico.

Faixas coloridas latitudinais, nuvens atmosféricas e tempestades ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. O padrão das nuvens mudam de hora para hora, ou de dia para dia. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade complexa que se move numa direcção anti-horária. Na borda, a matéria parece rodar em quatro a seis dias; perto do centro, o movimento é menor e numa direcção quase aleatória. Podem-se descobrir cadeias de outras tempestades mais pequenas e redemoinhos pelas diversas faixas de nuvens.

Foram observadas emissões aurorais, semelhantes às auroras boreais da Terra, nas regiões polares de Júpiter. As emissões aurorais parecem estar relacionadas a matéria de Io que cai na atmosfera de Júpiter, movendo-se em espiral segundo as linhas do campo magnético. Também foram observados relâmpagos luminosos acima das nuvens, semelhantes aos super-relâmpagos na alta atmosfera da Terra.

Os Anéis de Júpiter:

Ao contrário dos complexos padrões de anéis de Saturno, Júpiter tem um simples sistema de anéis que é composto por um halo interior, um anel principal e um anel Gossamer. Para a sonda Voyager, o anel Gossamer é visto como um único anel, mas o sistema de imagens da Galileo deu-nos a descoberta inesperada que Gossamer é na realidade dois anéis. Um anel está inserido no outro. Os anéis são muito ténues e são compostos por partículas de poeira formada de meteoróides interplanetários esmagados nas quatro luas interiores de Júpiter, Métis, Adrástea, Tebe e Amalteia. Muitas das partículas são de dimensões microscópicas.

Os anéis e luas de Júpiter estão dentro de uma cintura de radiação intensa de electrões e iões capturados no campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compõem a magnetosfera joviana ou ambiente magnético, que se estendem até 3 a 7 milhões de quilómetros em direcção ao Sol, e se estica em forma de manga de vento até à órbita de Saturno - uma distância de 750 milhões de quilómetros.

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

Estatísticas de Júpiter

 Massa (kg)

1.900e+27 

 Massa (Terra = 1)

3.1794e+02 

 Raio equatorial (km)

71,492 

 Raio equatorial (Terra = 1)

1.1209e+01 

 Densidade média (gm/cm^3)

1.33 

 Distância média ao Sol (km)

778,330,000 

 Distância média ao Sol (Terra = 1)

5.2028 

 Período de rotação (dias)

0.41354 

 Período orbital (dias)

4332.71 

 Velocidade orbital média (km/seg)

13.07 

 Excentricidade orbital

0.0483 

 Inclinação do eixo (graus)

3.13 

 Inclinação orbital (graus)

1.308 

 Gravid.à superfície no equador (m/seg^2)

22.88 

 Magnitude (Vo)

-2.70 

 Temperatura média das nuvens

-121°C 

 Pressão atmosférica (bars)

0.7 

 Composição atmosférica

Hidrogénio

Hélio


90% 
10%

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

Resumo das Luas de Júpiter

Lua

#

Raio
(km)

Massa
(kg)

Distância
(km)

Descobridor

Data

 Metis

XVI

20

9.56e+16

127,969

S. Synnott

1979

 Adrástea

XV

12.5x10x7.5

1.91e+16

128,971

Jewitt-Danielson

1979

 Amalteia

V

135x84x75

7.17e+18

181,300

E. Barnard

1892

 Tebe

XIV

55x45

7.77e+17

221,895

S. Synnott

1979

 Io

I

1,815

8.94e+22

421,600

Marius-Galileo

1610

 Europa

II

1,569

4.80e+22

670,900

Marius-Galileo

1610

 Ganímedes

III

2,631

1.48e+23

1,070,000

Marius-Galileo

1610

 Calisto

IV

2,400

1.08e+23

1,883,000

Marius-Galileo

1610

 Leda

XIII

8

5.68e+15

11,094,000

C. Kowal

1974

 Himalia

VI

93

9.56e+18

11,480,000

C. Perrine

1904

 Lisitea

X

18

7.77e+16

11,720,000

S. Nicholson

1938

 Elara

VII

38

7.77e+17

11,737,000

C. Perrine

1905

 Ananke

XII

15

3.82e+16

21,200,000

S. Nicholson

1951

 Carme

XI

20

9.56e+16

22,600,000

S. Nicholson

1938

 Pasifaé

VIII

25

1.91e+17

23,500,000

P. Melotte

1908

 Sinope

IX

18

7.77e+16

23,700,000

S. Nicholson

1914

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. 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 composta, principalmente, por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 % 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. 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 Cassini descobriu 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 

 Magnitude (Vo)

0.67 

 Temperatura média das nuvens

-125°C 

 Pressão atmosférica (bars)

1.4 

 Composição atmosférica

Hidrogénio

Hélio


97% 
3%

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

Saturno tem 18 satélites oficialmente reconhecidos. Além disso, há outros satélites não confirmados. A tabela seguinte resume o raio, massa, distância ao centro do planeta, descobridor e data da descoberta de cada um dos satélites confirmados de Saturno:

Resumo das Luas de Saturno

Lua

#

Raio
(km)

Massa
(kg)

Distância
(km)

Descobridor

Data

Pan XVIII 9.655 ? 133,583 M.Showalter 1990
Atlas XV 20x15 ? 137,640 R. Terrile 1980
Prometeu XVI 72.5x42.5x32.5 2.7e+17 139,350 S. Collins 1980
Pandora XVII 57x42x31 2.2e+17 141,700 S. Collins 1980
Epimeteu XI 72x54x49 5.6e+17 151,422 R. Walker 1966
Jano X 98x96x75 2.01e+18 151,472 A. Dollfus 1966
Mimas I 196 3.80e+19 185,520 W. Herschel 1789
Encelado II 250 8.40e+19 238,020 W. Herschel 1789
Tétis III 530 7.55e+20 294,660 G. Cassini 1684
Telesto XIII 17x14x13 ? 294,660 B. Smith 1980
Calipso XIV 17x11x11 ? 294,660 B. Smith 1980
Dione IV 560 1.05e+21 377,400 G. Cassini 1684
Helena XII 18x16x15 ? 377,400 L. Lecacheux 1980
Rea V 765 2.49e+21 527,040 G. Cassini 1672
Titan VI 2,575 1.35e+23 1,221,850 C. Huygens 1655
Hiperion VII 205x130x110 1.77e+19 1,481,000 W. Bond 1848
Japeto VIII 730 1.88e+21 3,561,300 G. Cassini 1671
Febe IX 110 4.0e+18 12,952,000 W. Pickering 1898

Úrano

Úrano é o sétimo planeta a partir do Sol e é o terceiro maior no sistema solar. Foi descoberto por William Herschel em 1781. Tem um diâmetro equatorial de 51,800 quilómetros e orbita o Sol a cada 84.01 anos terrestres. A distância média ao Sol é 2.87 biliões de quilómetros. A duração de um dia em Úrano é 17 horas e 14 minutos. Úrano tem pelo menos 21 luas. As duas maiores luas, Titânia e Oberon, foram descobertas por William Herschel em 1787.

A atmosfera de Úrano é composta por 83% de hidrogénio, 15% de hélio, 2% de metano e pequenas porções de acetileno e outros hidrocarbonetos. O metano na alta atmosfera absorve a luz vermelha, dando a Úrano a sua cor azul-esverdeada. A atmosfera está organizada em nuvens que se mantêm em altitudes constantes, semelhantes à orientação das faixas latitudinais vistas em Júpiter e Saturno. Os ventos a meia-latitude em Úrano sopram na direcção da rotação do planeta. Estes ventos sopram a velocidades de 40 a 160 metros por segundo. Experiência com sinais de rádio registaram ventos de cerca de 100 metros por segundo soprando na direcção oposta no equador.

Úrano distingue-se pelo facto de estar inclinado para um lado. Pensa-se que a sua posição invulgar é resultado da colisão com um corpo do tamanho de um planeta no início da história do sistema solar. A Voyager 2 descobriu que uma das influências mais notáveis desta posição inclinada é o seu efeito na cauda do campo magnético, que por sua vez está inclinado 60 graus em relação ao eixo de rotação. A cauda magnética mostrou-se torcida pela rotação do planeta numa forma em espiral atrás do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida; O oceano de água e amónia electricamente condutivo e super-pressurizado que se pensava estar entre o núcleo e a atmosfera, vê-se agora que não existe. Crê-se que os campos magnéticos da Terra e de outros planetas provêm de correntes eléctricas produzidas pelos seus núcleos fundidos.

Os Anéis de Úrano:

Em 1977, foram descobertos os primeiros nove anéis de Úrano. Durante os encontros da Voyager, estes anéis foram fotografados e medidos, tal como outros dois anéis. Os anéis de Úrano são muito diferentes dos de Júpiter e Saturno. O anel épsilon exterior é composto principalmente por blocos de gelo com vários pés de diâmetro. Uma distribuição muito ténue de poeira fina também parece estar dispersa pelo sistema de anéis.

Pode existir um grande número de anéis estreitos, ou possivelmente anéis incompletos ou arcos de anéis, tão pequenos quanto 50 metros de largura. Descobriu-se que as partículas individuais dos anéis são de baixa reflectividade. Descobriu-se que pelo menos um anel, o épsilon, tem a cor cinzenta. As luas Cordélia e Ofélia agem como satélites pastores para o anel épsilon.

Estatísticas de Úrano

 Descoberto por

William Herschel 

 Data da descoberta

1781 

 Massa (kg)

8.686e+25 

 Massa (Terra = 1)

1.4535e+01 

 Raio equatorial (km)

25,559 

 Raio equatorial (Terra = 1)

4.0074 

 Densidade média (gm/cm^3)

1.29 

 Distância média ao Sol (km)

2,870,990,000 

 Distância média ao Sol (Terra = 1)

19.1914 

 Período de rotação (horas)

-17.9 

 Período orbital (anos)

84.01 

 Velocidade orbital média (km/seg)

6.81 

 Excentricidade orbital

0.0461 

 Inclinação do eixo (graus)

97.86 

 Inclinação orbital (graus)

0.774 

 Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)

7.77 

 Velocidade de escape no equador (km/seg)

21.30 

 Magnitude (Vo)

5.52 

 Temperatura média das nuvens

-193°C 

 Pressão atmosférica (bars)

1.2 

 Composição atmosférica

Hidrogénio

Hélio

Metano


83%

15%

2%

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

Resumo das Luas de Úrano

Lua

#

Raio
(km)

Massa
(kg)

Distância
(km)

Descobridor

Data

 Cordélia

VI

13

?

49,750

Voyager 2

1986

 Ofélia

VII

16

?

53,760

Voyager 2

1986

 Bianca

VIII

22

?

59,160

Voyager 2

1986

 Cressida

IX

33

?

61,770

Voyager 2

1986

 Desdemona

X

29

?

62,660

Voyager 2

1986

 Julieta

XI

42

?

64,360

Voyager 2

1986

 Portia

XII

55

?

66,100

Voyager 2

1986

 Rosalinda

XIII

27

?

69,930

Voyager 2

1986

 Belinda

XIV

34

?

75,260

Voyager 2

1986

 1986U10

XVIII

20

?

75,000

Karkoschka

1999

 Puck

XV

77

?

86,010

Voyager 2

1985

 Miranda

V

235.8

6.33e+19

129,780

G. Kuiper

1948

 Ariel

I

578.9

1.27e+21

191,240

W. Lassell

1851

 Umbriel

II

584.7

1.27e+21

265,970

W. Lassell

1851

 Titânia

III

788.9

3.49e+21

435,840

W. Herschel

1787

 Oberon

IV

761.4

3.03e+21

582,600

W. Herschel

1787

 Caliban

XVI

30

?

7,100,000

Gladman

1997

 1999U1

XIX

20

?

10,000,000

Kavelaars

1999

 Sycorax

XVII

60

?

12,200,000

Nicholson

1997

 1999U2

XX

15

?

25,000,000

Gladman

1999

 1999U3

XXI

20

?

 

Holman

1999

Neptuno

Neptuno é o planeta mais externo dos gigantes de gás. Tem um diâmetro equatorial de 49,500 quilómetros. Se Neptuno fosse oco, poderia conter cerca de 60 Terras. Neptuno orbita o Sol a cada 165 anos. Tem oito luas, seis das quais foram descobertas pela Voyager. Um dia em Neptuno dura 16 horas e 6.7 minutos. Neptuno foi descoberto em 23 de Setembro de 1846 por Johann Gottfried Galle, do Observatório de Berlim, e Louis d'Arrest, um estudante de astronomia, através de perdições matemáticas feitas por Urbain Jean Joseph Le Verrier.

Os primeiros dois terços de Neptuno são compostos por uma mistura de rocha fundida, água, amónia líquida e metano. O terço externo é uma mistura de gases aquecidos compostos por hidrogénio, hélio, água e metano. O metano dá a Neptuno a sua cor de nuvem azul.

Neptuno é um planeta dinâmico com diversas manchas grandes e escuras, lembrando as tempestades, tipo furacões, de Júpiter. A maior mancha, conhecida por Grande Mancha Escura, tem aproximadamente o tamanho da Terra e é semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A Voyager mostrou uma nuvem pequena, de forma irregular, movendo-se para leste correndo à volta de Neptuno a cada 16 horas. Esta scooter tal como foi denominada pode ser uma bruma que se eleva acima de um conjunto de nuvens mais escuras.

Foram vistas na atmosfera de Neptuno nuvens grandes e brilhantes, semelhantes às nuvens cirros terrestres. A latitudes norte mais baixas, a Voyager capturou imagens de raios de nuvens projectando as suas sombras nas formações de nuvens mais baixas.

Os ventos mais fortes de qualquer planeta foram medidos em Neptuno. Muitos dos ventos sopram na direcção oeste, oposta à rotação do planeta. Perto da Grande Mancha Escura, os ventos sopram próximo dos 2,000 quilómetros por hora.

Neptuno tem um conjunto de quatro anéis que são estreitos e muito fracos. Os anéis são constituídos por partículas de pó, que se pensava terem surgido de pequenos meteoritos que se esmagaram nas luas de Neptuno. Vistos de telescópios terrestres, os anéis parecem ser arcos, mas vistos da Voyager 2 os arcos surgem como manchas brilhantes ou aglomerações no sistema de anéis. A causa exacta das aglomerações brilhantes é desconhecida.

O campo magnético de Neptuno, tal como o de Úrano, tem uma inclinação muito acentuada de 47 graus em relação ao eixo de rotação e está deslocado de pelo menos 0.55 raios (cerca de 13,500 quilómetros) o centro físico. Comparando o campo magnético dos dois planetas, os cientistas pensam que a orientação extrema pode ser característica de correntes no interior e não o resultado da orientação lateral ou de qualquer reversão do campo de ambos os planetas.

Estatísticas de Neptuno

 Descoberto por

Johann Gotfried Galle 

 Data da descoberta

23 de Setembro de 1846 

 Massa (kg)

1.024e+26 

 Massa (Terra = 1)

1.7135e+01 

 Raio equatorial (km)

24,746 

 Raio equatorial (Terra = 1)

3.8799e+00 

 Densidade média (gm/cm^3)

1.64 

 Distância média do Sol (km)

4,504,300,000 

 Distância média do Sol (Terra= 1)

30.0611 

 Período rotacional (horas)

16.11 

 Período orbital (anos)

164.79 

 Velocidade média orbital (km/seg)

5.45 

 Excentricidade orbital

0.0097 

 Inclinação do eixo (graus)

28.31 

 Inclinação orbital (graus)

1.774 

 Gravidade equatorial à superfície (m/seg^2)

11.0 

 Magnitude (Vo)

7.84 

 Temperatura média das nuvens

-193 a -153°C 

 Pressão atmosférica (bars)

1-3 

 Composição atmosférica

Hidrogénio

Hélio

Metano


85% 
13% 
2%

A seguinte tabela resume o raio, massa, distância ao centro do planeta, quem descobriu e a data da descoberta de cada uma das luas de Neptuno:

Resumo das Luas de Neptuno

Lua

#

Raio
(km)

Massa
(kg)

Distância
(km)

Descobridor

Data

 Naiad

III

29

?

48,000

Voyager 2

1989

 Thalassa

IV

40

?

50,000

Voyager 2

1989

 Despina

V

74

?

52,500

Voyager 2

1989

 Galateia

VI

79

?

62,000

Voyager 2

1989

 Larissa

VII

104x89

?

73,600

Voyager 2

1989

 Proteus

VIII

200

?

117,600

Voyager 2

1989

 Tritão

I

1,350

2.14e+22

354,800

W. Lassell

1846

 Nereid

II

170

?

5,513,400

G. Kuiper

1949

Conclusão

Concluímos o nosso trabalho com os objectivos desejados. Fizemos o melhor possível e pesquisámos os objectivos com muito entusiasmo o vontade de aprender sempre mais.

Gostámos muito de fazer este trabalho e esperamos que goste também.

Bibliografia

Fontes de pesquisa:

*    Motor de busca – Google:

*    Enciclopédia:

  • Grande Enciclopédia das Ciências - Astronomia

 

 

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