Reia: Uma Lua de Saturno

Reia é o maior satélite de Saturno sem ar. Foi descoberto em 1672 por Giovanni Cassini. Reia é um corpo gelado com uma densidade de 1.33 gm/cm3. A baixa densidade indica que é composto por um núcleo rochoso que ocupa menos de um terço da massa da lua, sendo o resto composto por água gelada. Reia é semelhante a Dione na composição, albedo, terreno variado e rotações síncronas. A temperatura de Rea é de -174°C na zona iluminada pelo Sol e entre -200°C e -220°C (-328°F e -364°F) na sombra.

Reia está intensamente crivado de crateras com faixas brilhantes. A sua superfície pode ser dividida em duas áreas geologicamente diferentes baseado na densidade de crateras. A primeira área contém crateras que têm mais de 40 quilômetros (25 milhas) de diâmetro. A segunda área, em partes das regiões polar e equatorial, tem crateras com menos de 40 quilômetros (25 milhas) de diâmetro. Este fato sugere que ocorreu algum acontecimento que refez a superfície em algum momento durante a sua formação.

Fonte: http://solarviews.com/portug/rhea.htm

Dione: Importante Lua de Saturno

Dione foi descoberto em 1684 por Giovanni Cassini. É um corpo gelado semelhante a Tétis e Rea. A sua densidade é 1.43 gm/cm3, o que o faz a lua mais densa de Saturno além de Titan. Dione é provavelmente composto por um núcleo rochoso que corresponde a um terço da massa total da lua, sendo o resto água gelada. A sua cobertura de gelo é menor do que a de Tétis e Rea.

A superfície gelada de Dione inclui terreno com grande quantidade de crateras, planícies com quantidade moderada de crateras, planícies com poucas crateras e matéria dispersa em feixes. No terreno com mais quantidade de crateras, muitas delas têm mais de 100 quilómetros de diâmetro. As áreas planas tendem a ter crateras com menos de 30 quilômetros de diâmetro. Algumas das planícies têm muitas crateras ao contrário de outras. Uma grande parte do terreno com muitas crateras está localizado no hemisfério de trás, estando os terrenos com menos crateras localizados no hemisfério da frente. Este facto é oposto ao esperado por alguns cientistas. Shoemaker e Wolfe criaram um modelo de crateras para um satélite gravitalmente bloqueado com a maior parte das crateras no hemisfério da frente e a menor parte no hemisfério de trás. Este modelo sugere que durante o período de bombardeamento intenso, Dione estava bloqueado gravitalmente a Saturno na orientação oposta. Por Dione ser relativamente pequeno, um impacto que tenha causado uma cratera de 35 quilômetros (21 milhas) pode ter provocado uma rotação do satélite. Por haver muitas crateras com mais de 35 quilómetros (21 milhas), Dione pode ter sido rodado várias vezes.

Dione provavelmente foi bloqueado gravitalmente na sua posição atual desde há vários bilhões de anos. Este facto está reflectido no albedo médio da superfíciedos hemisférios da frente e de trás.O albedo da superfície diminui do hemisfério da frente para o de trás devido a uma poeira de micrometeoritos mais abundante no hemisfério da frente.

A origem da matéria brilhante dispersa em feixes é obscura. Aparentemente, é material com um albedo elevado e é uma camada suficientemente fina para não escurecer a superfície que cobre. Pode ter sido formado de erupções ao longo de falhas na superfície de Dione que caíram na superfície em forma de neve ou de cinzas.

Fonte: https://upload.wikimedia.org

http://solarviews.com/portug/dione.htm

Tétis: uma das luas de Saturno

Tétis foi descoberto por Giovanni Cassini em 1684. É um corpo gelado semelhante na natureza a Dione e a Rea. A densidade de Tétis é 1.21gm/cm3, indicando que é composto quase totalmente por água gelada. A superfície gelada de Tétis está intensamente crivada de crateras e contém gretas causadas por falhas no gelo. O terreno é composto por regiões com muitas crateras, com uma cintura escura com poucas crateras que se estende ao longo do satélite. 

As poucas crateras indicam que Tétis já foi internamente activa, provocando a reformação da superfície em partes do terreno antigo. A causa exacta da cintura escura é desconhecida, mas conseguiu-se uma interpretação possível das imagens recentes da Galileo das luas de Júpiter, Ganimedes e Calisto. Ambos os satélites mostram calotes polares feitas de depósitos de gelo brilhante nas encostas das crateras viradas para os polos. A distância, as calotes parecem mais brilhantes devido à névoa provocada por milhares de pedaços de gelo nas crateras mais pequenas. A superfície de Tétis pode ter sido formada num modo semelhante, consistindo de calotes polares com pedaços de gelo brilhantes com uma zona mais escura no meio.

Há uma enorme trincheira em Tétis, chamada Ithaca Chasma com cerca de 65 quilómetros (40 milhas) de largura e vários quilômetros de profundidade. Cobre três quartos da circunferência de Tétis. A fissura tem aproximadamente a dimensão que os cientistas tinham previsto para o caso de Tétis ter sido fluido e a crusta endurecido antes do interior. Outra formação proeminente é uma enorme bacia de impacto com 400 quilômetros chamada Odysseus. 

cratera de impacto Odysseus

A cicatriz do impacto estende-se por mais de dois quintos do satélite com um diâmetro ligeiramente maior do que a lua de Saturno, a Mimas. Quando Odysseus foi criada, a cratera deve ter sido profunda com uma cordilheira montanhosa elevada e um pico central alto. Ao longo do tempo, o chão da cratera adaptou-se à forma esférica da superfície de Tétis, e o anel da cratera e o pico central colapsaram. A temperatura à superfície de Tétis é de -187°C (-305° F).

Fonte: http://solarviews.com/portug/tethys.htm

MIMAS: Uma das Luas de Saturno

Mimas é uma das luas mais internas de Saturno. Recebeu o seu nome de um dos Titans que foi morto por Hércules. William Herschel descobriu a lua em 1789. A superfície é gelada e com muitas crateras. Mimas tem uma densidade baixa, significando que provavelmente é constituído principalmente por gelo. Por Mimas ter uma temperatura tão baixa, cerca de -200° C (-328°F), as formações de impacto podem datar da criação da lua.

Uma das crateras, com o nome de Herschel, é surpreendentemente grande em comparação com a dimensão da lua. A cratera tem cerca de 130 quilómetros (80 milhas) de largura, um terço do diâmetro de Mimas. Herschel tem 10 quilômetros (6 milhas) de profundidade, com uma montanha central quase tão alta como o Monte Evereste na Terra. Este pico central eleva-se a 6 quilômetros (4 milhas) acima da superfície interior da cratera. Este impacto provavelmente quase desintegrou a lua. Encontram-se sinais de fraturas no lado oposto de Mimas.

Apesar de Mimas ter muitas crateras, estas não são uniformes. Uma grande parte da superfície está coberta com crateras com mais de 40 quilômetros (25 milhas) de diâmetro mas na região polar sul, há uma ausência de crateras com mais de 20 quilômetros (12 milhas). Este fato sugere que algum processo removeu as maiores crateras destas áreas.

Fonte:http://solarviews.com/portug/mimas.htm

Missão Cassini confirma a presença de oceano subsuperficial na lua Enceladus de Saturno

A equipe da missão Cassini confirma: um oceano subsuperficial reside embaixo da crosta criogênica da lua geologicamente ativa de Saturno, Enceladus, conforme o relatório fornecido da nova pesquisa realizada usando dados dessa longa missão da NASA.

Os pesquisadores descobriram que a magnitude da pequena deformação orbital (0,120 ± 0,014°) que a lua Enceladus sofre ao orbitar Saturno só pode ser causada se a concha externa de gelo não for sólida no seu interior. Isto sugere que um oceano de água líquida subsuperficial deve que estar presente.

A descoberta explica que os jatos e gêiseres de vapor d´água, partículas congeladas e moléculas orgânicas simples, que a sonda Cassini tem observado em Enceladus, são provenientes de fraturas localizadas perto do polo sul da lua. Assim, estes processos têm sido alimentados por esse vasto reservatório de água líquida. A pesquisa foi apresentada em artigo publicado na revista Icarus.

FONTE: http://www.megacurioso.com.br/