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Grandes satélites

Observatório Phoenix
Dúvidas e Perguntas?

Com exceção de Mercúrio e Vênus, todos os planetas do sistema solar possuem satélites. Alguns chegam a ser tão grandes como planetas, mas a maioria é pequena, tornando sua listagem definitiva impossível. Com o advento dos novos telescópios e o envio de sondas, mais e mais satélites, cada vez menores, são descobertos a cada dia. Júpiter já conta com mais de 40 satélites identificados e Saturno já ultrapassou a casa dos 30. À medida que são estudados, suas dimensões são melhor definidas, motivo pelo qual é comum encontrarmos divergências entre as publicações.
Os satélites são normalmente milhares de vezes menores que os planetas que orbitam, com duas exceções: a Lua que é apenas 3,7 vezes menor que a Terra, e Charon que é 4,6 vezes menor que Plutão, além de ficar muito próxima do planeta. Por este motivo, às vezes eles são considerados como planetas duplos.
Ganimede e Titan são maiores que Mercúrio. Marte possui os menores satélites, Phobos de 13 km e Deimos com 8 km, provavelmente asteróides capturados, invisíveis para os pequenos telescópios.
A proximidade dos planetas gera marés que provocam a deformação dos satélites, disparam acomodações sísmicas, geram calor e dissipam energia diminuindo sua rotação até que esta seja "travada" pelo campo gravitacional. Por este motivo, muitos apresentam sempre a mesma face para o planeta, como é o caso da Lua.
Apenas 25 dos satélites conhecidos têm dimensões acima de 100 km. A Tabela abaixo fornece seus dados básicos por ordem decrescente de tamanho. A numeração romana foi adotada para indicar a ordem de seu descobrimento, e se tornou padrão nas descobertas mais recentes, quando já faltam nomes adequados. Quando os satélites já eram conhecidos, esta numeração foi feita por ordem de distância do planeta. P.Sid. é o período sideral em dias, isto é, o tempo que o satélite gasta para dar uma volta no planeta.

Clique no nome do satélite para obter dados complementares:

Nome Diâmetro (km) Identificação Per. Sid. (dias) Raio órbita (km)
Ganimede 5.562 Júpiter III 7,15 1.070.400
Titan 5.150 Saturno VI 15,95T 1.221.600
Calisto 4.800 Júpiter IV 16,69 1.882.700
Io 3.630 Júpiter I 1,77 421.770
Lua 3.476 Terra I 27,32T 384.390
Europa 3.138 Júpiter II 3,55 671.030
Tritão 2.735 Netuno I 5,87R 355.260
Oberon 1.630 Urano IV 13,46R 586.230
Titania 1.600 Urano III 8,71R 435.910
Rhea 1.530 Saturno V 4,52T 527.200
Iapetus 1.460 Saturno VIII 79,33T 3.560.200
Charon 1.284 Pluto I 6,39 19.700
Umbriel 1.170 Urano II 4,14R 267.180
Ariel 1.158 Urano I 2,52R 191.790
Dione 1.120 Saturno IV 2,74TH2 377.510
Tetis 1.060 Saturno III 1,89TH1 294.760
Enceladus 500 Saturno II 1,37H2 238.100
Miranda 484 Urano V 1,41 130.450
Hiperion 410 x 260 x 220 Saturno VII 21,32 1.482.700
Mimas 394 Saturno I 0,94H1 185.590
Nereida 340 Netuno I 360,20 5.561.900
Phoebe 220 Saturno IX 550,34R 12.952.000
Himalia 186 Júpiter VI 250,57 11.480.000
Amalthea 135 x 83 x 75 Júpiter V 0,50T 181.000
Janus 110 x 95 x 80 Saturno X 0,75 158.580
Portia 110 Urano XII 0,51 66.100
         

T - Rotação travada pelo planeta. Período Sideral igual ao período de rotação.
H - Ressonância orbital harmônica. Os períodos siderais são múltiplos.
R - Movimento retrógrado. A órbita é percorrida no sentido inverso.


Ganimede - Júpiter III

Ganimede ou Ganymedes é o maior dos satélites do sistema solar, maior que Mercúrio e Plutão e pouco menor que Marte. Descoberto em 1610 por Galileu, quando utilizou pela primeira vez um telescópio para observar Júpiter. Seu nome foi escolhido pouco depois pelo astrônomo alemão Simon Marius. É um satélite de densidade muito baixa, cerca de 1.930 kg/m3, o que indica uma composição mista de rocha e gelo. Foi observado de perto pelas sondas Voyager I e II em 1979, mostrando uma superfície marcada por crateras, similares às da nossa Lua, sobre dois tipos de superfície, uma mais clara, com menor densidade de impactos, e uma mais escura mais marcada, o que indica claramente que se trata de um terreno mais antigo.
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Titan - Saturno VI

A maior lua de Saturno, é o único satélite do sistema solar que possui uma atmosfera densa e com nuvens. Foi descoberta em março de 1655 por Christian Huygens. Com um diâmetro de 5.150 km, é um pouco maior que o planeta Mercúrio. Aparentemente mantém sempre a mesma face voltada para o planeta. Tem uma densidade média de 1.881 kg/m3, o que implica em uma constituição interna de rocha e gelo, formados por amônia, metano e talvez água.
A temperatura da superfície é de 179 ºC negativos e a pressão de 1,6 bars, valores obtidos pela sonda Voyager 1 em 1981. Sua atmosfera é composta de nitrogênio e metano, com traços de hidrogênio, monóxido e dióxido de carbono. Algumas evidências sugerem a existência de um oceano de hidrocarbonetos líquidos. Trata-se de um mundo cheio de mistérios para futuras pesquisas.
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Calisto - Júpiter IV

Calisto ou Calixto, é o mais externo dos quatro grandes satélites descobertos por Galileu, em 1610. Tem quase o mesmo tamanho de Mercúrio. Tem uma densidade média de 1.830 kg/m3, aproximadamente a metade da densidade da nossa Lua, indicando uma constituição de rochas e gelo. Sua superfície é muito escura, excluindo a possibilidade da existência de gelo cristalizado. Sua superfície é completamente crivada de crateras, e uma análise indica que foram produzidas há pelo menos 4 bilhões de anos.
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Io - Júpiter I

Io é o mais interno dos quatro grandes satélites de Júpiter descobertos por Galileu Galilei em 1610. Possui os mais ativos vulcões conhecidos fora da Terra. Tem um período de rotação igual ao de revolução de 1,769 dias terrestres. Com uma massa de 8,92 x 1022 kg e um diâmetro de 3.630 km, que resultam numa densidade de 3.500 kg/m3. Possui uma atmosfera rarefeita composta de dióxido de enxofre. Fotos feitas pelas Voyager mostram uma imagem bizarra, similar à de uma pizza quente de mozarela, manchada de molho de tomate, salpicada de azeitonas pretas. Sua superfície é plana, sem nenhuma evidência de impactos de meteoritos e coberta por compostos de enxofre. Durante a passagem da Voyager 1, em 1979, foram observados nove vulcões em plena atividade. Quando da passagem da Voyager 2, quatro meses mais tarde, um deles havia se extinguido, enquanto outro tomava seu lugar. O material ejetado por seus vulcões chega a uma velocidade de 3.600 km/h e consegue escapar de seu campo gravitacional, criando uma nuvem de partículas ao longo de sua órbita em torno do planeta. Um corpo tão quente, contrastando com a "idade avançada" dos outros satélites galileanos, sugere uma formação recente, como uma ejeção cataclísmica, a partir do planeta.
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Lua - Terra I

Como é o satélite mais próximo, e o único já visitado pelo homem, a Lua tem os dados mais precisos e confiáveis entre todos os outros. Influenciou a civilização desde seus primórdios, e, com sua beleza, gerou mitos e lendas. Foi a base de quase todos os nossos calendários. Serviu de apoio e fundamento a quase todas as teorias astronômicas. Suas fases intrigaram a humanidade, forçando a pesquisa e a busca do conhecimento dos mecanismos celestes. Seu diâmetro angular, afortunadamente próximo ao do Sol, permitiu a visualização de eclipses que sempre encantaram o homem. Sua proximidade fez despertar no homem o sonho da viagem interplanetária. Sua rotação travada pelo campo gravitacional da Terra escondeu por muito tempo a sua outra face, que só foi revelada em 1959, quando uma sonda russa fez as primeiras fotos. Veja na seção E. Teorias - A Lua, informações mais detalhadas sobre nosso satélite.
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Europa - Jupiter II

Quarto maior satélite de Júpiter, nomeado por Simon Marius pouco depois da sua descoberta por Galileu em 1610. Uma densidade média de 3.030 kg/m3 indica uma predominância de rochas, com um pequeno percentual de gelo ou água. Europa foi observada de perto pelas sondas Voyager 1 e 2 em 1979. A incidência de crateras de impacto é bem menor que a média dos corpos do sistema solar. Algumas fendas profundas e com milhares de quilômetros de extensão formam um misterioso traçado, que parece não ter relação com a topografia da superfície. A maior parte de sua superfície é de gelo brilhante, ligeiramente mais escura perto do equador. Dados recentes obtidos pela sonda Galileu, sugerem que a camada de gelo pode chegar a 19 quilômetros de espessura, mas é possível que exista água na forma líquida abaixo desta crosta. E se houver água, aumentam as possibilidades de encontrar alguma forma de vida.

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Tritão - Netuno I

Tritão é o maior dos satélites de Netuno, bem menor que a nossa Lua. Seu diâmetro, calculado em função de seu brilho, foi superestimado em 3.700 km. Desde seu descobrimento em 1846 por William Lassell, até a passagem da sonda Voyager 2, pouco se sabia sobre suas características. A observação da Voyager corrigiu este valor para 2.735 km. Foi detetada uma atmosfera extremamente rarefeita de nitrogênio e metano e a temperatura da superfície foi medida como sendo de 240 ºC negativos.

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Oberon - Urano IV

O mais externo dos grandes satélites de Urano, foi descoberto por Sir Willaim Herchel em 1787, que havia descoberto o planeta em 1781. Imagens obtidas pela Voyager 2 em 1986 revelam uma superfície cheia de crateras, como a Lua. Algumas crateras brilhantes parecem ter sido inundadas por uma material líquido, similar a lava dos nossos vulcões.

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Titania - Urano III

O segundo maior dos satélites de Urano, foi descoberto em 1787 por Sir William Herschel, que havia descoberto o planeta seis anos antes. Sua superfície apresenta várias crateras brilhantes e uma rachadura profunda de 1.600 km, aparentemente causada por movimentos tectônicos.

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Rhea - Saturno V

Foi descoberto por Gian D. Cassini em dezembro de 1672. Com uma densidade muito baixa de 1.300 kg/m3, Rhea parece ser formada principalmente de água congelada. A análise espectrográfica da superfície confirma a predominância de água. O albedo é alto, mas com manchas regionais. A rotação do satélite foi travada pelo planeta, para o qual apresenta sempre a mesma face. O hemisfério que fica à frente no movimento orbital é mais brilhante e com uma maior concentração de crateras de impacto, enquanto a parte oposta é mais escura e com crateras decompostas. Apesar da superfície ter mais características de gelo que de rocha, lembra muito as superfícies da Lua e de Mercúrio. Aparentemente o gelo se comporta de maneira similar às rochas quando na temperatura da superfície, de 180 ºC negativos. Algumas fendas e canais brilhantes parecem ter sido causadas pela ejeção de material volatizado por fissuras.

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Iapetus - Saturno VIII

Satélite exterior do sistema de Saturno, Iapetus foi descoberto em 1671 por Gian Domenico Cassini. Com uma massa de 1,88 x 1021 kg, tem uma densidade média de 1.160 kg/m3, que implica em uma composição predominante de gelo. Sempre apresenta uma face para o planeta, mantendo um hemisfério voltado para a frente, no seu movimento orbital, dez vezes mais brilhante que o hemisfério oposto. Isto implica em uma da maiores variações de brilho observadas durante o movimento orbital nos satélites do sistema solar. Acredita-se que material evaporado por impactos de meteoritos no hemisfério dianteiro venha a se depositar no traseiro, gerando esta grande diferença de brilho.

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Charon - Plutão I

Foi descoberto por James Christy e Robert Harrington em 1978. Tentativas anteriores foram frustradas pelo brilho do planeta, sua enorme distância e pelo reduzido raio de sua órbita em torno de Plutão, de apenas 19.700 km. Sua superfície parece ser composta de água congelada com traços de carbonetos e silicatos. Os novos telescópios têm conseguido imagens esclarecedoras do mais distante planeta e seu satélite.

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Umbriel - Urano II

Descoberto por Willian Lassel em 1851, é um dos maiores satélites de Urano. Acredita-se que seja principalmente composto de gelo com um pequeno percentual de metano e de rochas. Sua superfície é marcada de impactos, similares aos da Lua, com crateras de até 200 km de diâmetro.

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Ariel - Urano I

Descoberto oficialmente em 1851 pelo astrônomo inglês Willian Lassell, mas provavelmente foi estudado pelo russo Otto Struve, quatro anos antes. Ariel é formado basicamente por gelo e pequena quantidade de rochas, como indica sua baixa densidade. Fotos feitas pela Voyager 2 em 1986 mostram uma superfície com muitas escarpas e longos vales, aparentemente produzidos por processos tectônicos. Alguns vales se parecem com os gerados pelos fluxos dos glaciares terrestres.

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Dione - Saturno IV

Descoberto por Gian D. Cassini em março de 1684. Dione tem aproximadamente o mesmo tamanho de Tetis e os dois ocupam órbitas adjacentes, mas é mais denso. Sua densidade de 1.400 kg/m3 sugere uma composição de 60% de gelo e 40% de rochas. Sua rotação foi travada pelo campo gravitacional de planeta. A aparência da superfície também é similar, concentrando a área de impactos em uma estreita faixa de menos de 90º. O restante da superfície se apresenta quase sem relevo e com poucas crateras degradadas. Esta assimetria ainda não foi explicada. Na latitude 70º aparece uma longa fenda que vai do equador até a latitude 70º norte. Dione está envolvido com uma ressonância orbital com Enceladus, e seu período é exatamente o dobro daquele. Acredita-se que as formações mais brilhantes sejam devidas ao congelamento do material volátil que escapa do interior do satélite por fraturas na crosta.

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Tetis - Saturno III

Descoberto por Gian D. Cassini em março de 1648. Com uma densidade muito baixa, Tetis ou Tethys, parece ser composto essencialmente de água congelada. Tetis está envolvido em uma ressonância orbital com Mimas, e tem exatamente o dobro de seu período. Duas estranhas e exclusivas características marcam sua superfície. A primeira são os estranhos sulcos norte-sul que marcam cerca de três quartos da distância entre os pólos. Aparentemente tratam-se de trincas produzidas pelo congelamento e expansão da água que compõe o interior do satélite. A segunda é uma faixa escura, também no sentido norte-sul a noventa graus de longitude da primeira. Ainda curiosamente, a região mais marcada por impactos de meteoritos se concentra em uma faixa de cerca de 40 graus largura, no mesmo sentido.

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Enceladus - Saturno II

Descoberto por William Herschel em agosto de 1789. Pouco se sabia sobre Enceladus até a passagem da sonda Voyager 2 em 1981. As fotos mostraram uma superfície complexa, sugerindo cinco diferentes períodos de evolução. É o menos denso dos satélites de Saturno, com apenas 1.100 kg/m3, ligeiramente a cima da densidade da água que parece ser seu principal componente. Sua superfície é altamente reflexiva. As marés induzidas por Dione e pelo planeta podem ser responsáveis pelos grandes movimentos tectônicos recentes.

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Miranda - Urano V

Miranda é o mais interno dos satélites de Urano. Foi descoberto em fevereiro de 1948 pelo astrônomo norte-americano Gerard Kuiper. Como os outros grandes satélites de Urano, parece ser composto de gelo e material rochoso. Sua superfície, fotografada pela sonda Voyager 2 em 1986, aparece marcada por vales, sulcos e escarpas, alem de muitas crateras indicando uma grande atividade tectônica no passado.

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Hiperion - Saturno VII

Um dos menores satélites de Saturno. Foi descoberto em setembro de 1848 independentemente pelos astrônomos norte-americanos Willian e George Bond e pelo inglês William Lassel. Percorre uma órbita irregular entre as de Titan e Iapetus. Tem um formato também irregular e seu índice de reflexão indica a presença de gelo na superfície.

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Mimas - Saturno I

Foi descoberto por William Herschel em setembro de 1789. Com a rotação travada pelo campo gravitacional do planeta, Mimas percorre uma órbita quase circular em torno de Saturno. Seu período orbital de 23 horas é a metade do período de Tetis, envolvidos em uma ressonância orbital ainda não completamente entendida, fazendo com que suas conjunções ocorram sempre do mesmo lado do planeta. A densidade média é de 1.200 kg/m3, valor que nos leva a crer que seja composto principalmente por água congelada, e aparência de sua superfície reforça esta suspeita. Mimas possui uma cratera assustadora, com 135 km de diâmetro, quase um terço de seu próprio diâmetro, possivelmente causada por um terrível impacto, aparentemente mais recente que as crateras da vizinhança. Apresenta também curiosos sulcos com 10 km de largura e 2 de profundidade com até 90 km de comprimento em sua superfície.

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Nereida - Netuno II

Foi descoberto fotograficamente pelo astrônomo norte-americano Gerard Peter Kuiper em 1949. Extremamente difícil de ser observado por telescópios da Terra, devido ao pequeno brilho. Dados enviados pela sonda Voyager 2 em 1989 indicam que é similar a um asteróide capturado por Urano.

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Phoebe - Saturno IX

Foi descoberto por W. Pickering em agosto de 1898. Com uma órbita retrógrada bastante inclinada em relação aos anéis e aos outros satélites, é possível que Phoebe seja um asteróide capturado pelo planeta.

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Himalia - Júpiter VI

Descoberto por C. D. Perrine em 1904, Himalia é o maior dos oito satélites externos. Faz parte do grupo de quatro satélites retrógrados (Leda, Himalia, Lysithea e Elara), que aparentemente foram capturados pelo campo gravitacional de Júpiter.

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Amalthea - Júpiter V

Descoberto em 1892 pelo astrônomo norte-americano E. E. Barnard, Amalthea é um satélite irregular que ocupa uma das órbitas mais internas, com o eixo mais longo sempre apontado para Júpiter. Apresenta uma superfície muito escura e avermelhada, aparentemente devido à contaminação de enxofre lançado em órbita pelo satélite Io.

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Janus - Saturno X

Descoberto em 1966 por A. Dollfus do observatório de Pic-du-midi e confirmado em 1977 por astrônomos da Universidade do Arizona.

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Portia - Urano XII

Descoberto pela sonda Voyager 2 em 1986 foi nomeado provisóriamente como S/1986-U1.

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