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Noticiando na escola (Esperando na janela) - Gilberto Gil - Paródias Pedagógias - ProAlex

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Dados observacionais

Distância média
da Terra

1,496×10 ¹¹ m
8,317 min (499 sec), na velocidade da luz

Magnitude aparente ( V)

Magnitude absoluta

Metalicidade

Z = 0,0177

Diâmetro angular

Adjetivo

Características orbitais

Distância média
do centro da Via Láctea

~2,5×10 ²⁰ m
26 000 anos-luz

Período orbital galáctico

(2,25-2,50) × 10 ⁸ anos

Velocidade

~2,20×10 ⁵ m/s
órbita em torno do centro da Galáxia
~2×10 ⁴ m/s
relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.

Características físicas

Diâmetro médio

1,392×10 ⁹ m
109 × Terra

Raio equatorial

6,963×10 ⁸ m
109 × Terra

Circunferência equatorial

4,379 × 10 ⁹ m
109 × Terra

Achatamento

9 × 10 −6

Área de superfície

6,0877 × 10 ¹² km ²
11 990 × Terra

Volume

1,412 × 10 ¹⁸ km ³
1 300 000 × Terra

Massa

1,9891 × 10 ³⁰ kg
332 900 × Terra

Densidade média

1,408 × 10 ³ kg/m ³

Núcleo: 1,5 ×10 ⁵ kg/m ³
Base da fotosfera: 2×10 −4 kg/m ³
Base da cromosfera: 5×10−6 kg/m ³

Coroa solar: 1×10−12 kg/m ³

Gravidade na superfície equatorial

274,0 m/s ²
27,4 g
28 × Terra

Velocidade de escape
(da superfície)

617,7 km/s
55 × Terra

Temperatura
da superfície (efetiva)

Temperatura
da coroa solar

~5×10 ⁶ K

Temperatura
do núcleo

~15,7 × 10 ⁶ K

Luminosidade (L sol)

3,846 × 10 ²⁶ W
~3,75×10 28 lm
~98 lm/W eficiência

Intensidade (I sol)

2,009 × 10 ⁷ W·m −2·sr −1

Características de rotação

Obliquidade

7,25°
(para a eclíptica)
67,23°
(para o plano galático)

Ascensão reta
do pólo norte

286,13°
19h 4min 30s

Declinação
do pólo norte

+63,87°
63°52' N

Período de rotação sideral
(na latitude 16°)

25,38 dias
25d 9h 7min 13s

(no equador)

(nos pólos)

Velocidade de rotação
(no equador)

7,189×10 ³ km/h

Composição fotosférica por massa

O Sol (do latim sol, solis) é a estrela central do Sistema Solar. Todos os outros corpos do Sistema Solar, como planetas, planetas anões, asteroides, cometas e poeira, bem como todos os satélites associados a estes corpos, giram ao seu redor. Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, o Sol possui uma massa 332 900 vezes maior do que a da Terra, e um volume 1 300 000 vezes maior do que o do nosso planeta. A distância da Terra ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros ou 1 unidade astronômica (UA). Esta distância varia ao longo do ano, de um mínimo de 147,1 milhões de quilômetros (0,9833 UA), no perélio (ou periélio), a um máximo de 152,1 milhões de quilômetros (1,017 UA), no afélio (que ocorre em torno do dia 4 de julho). A luz solar demora aproximadamente 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra. Energia do Sol na forma de luz solar é armazenada em glicose por organismos vivos através da fotossíntese, processo do qual, direta ou indiretamente, dependem todos os seres vivos que habitam nosso planeta. A energia solar também é responsável pelos fenômenos meteorológicos e o clima na Terra.

É composto primariamente de hidrogênio (74% de sua massa, ou 92% de seu volume) e hélio (24% da massa solar, 7% do volume solar), com traços de outros elementos, incluindo ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crômio. Possui a classe espectral de G2V: G2 indica que a estrela possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 5 780 K, o que lhe confere uma cor branca (apesar de ser visto como amarelo, alaranjado ou avermelhado no céu terrestre quando está próximo ao horizonte, o que se deve à dispersão dos raios na atmosfera); O V (5 em números romanos) na classe espectral indica que o Sol, como a maioria das estrelas, faz parte da sequência principal. Isto significa que o astro gera sua energia através da fusão de núcleos de hidrogênio para a formação de hélio. Existem mais de 100 milhões de estrelas da classe G2 na Via Láctea. Considerado anteriormente uma estrela pequena, acredita-se atualmente que o Sol seja mais brilhante do que 85% das estrelas da Via Láctea, sendo a maioria dessas anãs vermelhas. O espectro do Sol contém linhas espectrais de metais ionizados e neutros, bem como linhas de hidrogênio muito fracas. A coroa solar expande-se continuamente no espaço, criando o vento solar, uma corrente de partículas carregadas que estende-se até a heliopausa, a cerca de 100 UA do Sol. A bolha no meio interestelar formada pelo vento solar, a heliosfera, é a maior estrutura contínua do Sistema Solar.

O Sol orbita em torno do centro da Via Láctea, atravessando no momento a Nuvem Interestelar Local de gás de alta temperatura, no interior do Braço de Órion da Via Láctea, entre os braços maiores Perseus e Sagitário. Das 50 estrelas mais próximas do Sistema Solar, num raio de até 17 anos-luz da Terra, o Sol é a quarta maior em massa. Diferentes valores de magnitude absoluta foram dados para o Sol, como, por exemplo, 4,85, e 4,81. O Sol orbita o centro da Via Láctea a uma distância de cerca de 24 a 26 mil anos-luz do centro galáctico, movendo-se geralmente na direção de Cygnus e completando uma órbita entre 225 a 250 milhões de anos (um ano galáctico). A estimativa mais recente e precisa da velocidade orbital do sol é da ordem de 251 km/s. Visto que a Via Láctea move-se na direção da constelação Hidra, com uma velocidade de 550 km/s, a velocidade do Sol relativa à radiação cósmica de fundo em micro-ondas é de 370 km/s, na direção da constelação da Taça.

Uma ilustração da estrutura do Sol:

Vídeo obtido pela Solar Dynamics Observatory de 24 horas de atividade em 25 de setembro de 2011

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos, o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km, consistindo assim no objeto mais esférico do Sistema Solar.

Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus polos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias. O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes. O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados. O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas. Evidências incluem a abundância de metais pesados (tais como ouro e urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro. Mesmo assim, seu interior é bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu.

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear, a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a heliosismologia utiliza ondas de pressão ( infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar. Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares. O centro do Sol possui uma densidade de até 150 g/cm³, 150 vezes a densidade da água na Terra, e uma temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação. Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio. Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.

Produção de energia

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de cadeia próton-próton:

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

O Sol possui cerca de 8,9 x 10 ⁵⁶ núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 10 ³⁷ vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 10 ³⁸ prótons (ou 6,2 x 10 ¹¹ kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo. Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia, e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 10 ²⁶ W), ou 9,15 x 10 ¹⁰ megatoneladas de TNT de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia E=mc² de Albert Einstein.

A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria, e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior. Em comparação, o calor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por uma vela acesa. O uso de plasma na Terra com parâmetros similares ao do núcleo solar é imprático, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1 GW requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de plasma.

A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com a diminuição da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.

Os fótons de alta energia ( raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e reemitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como luz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço. Neutrinos também são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos da oscilação de neutrinos. O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam de sabor.

Trânsito lunar do Sol capturado durante calibração das câmeras ultravioletas da STEREO-B

Interior de estrelas similares ao Sol

Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica. Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção. Calor é transmitido por radiação - íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons. A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm ³ para 0,2 g/cm ³) do interior para o exterior da zona de radiação.

Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de tacoclina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento - uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras. A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético solar.

A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200 000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação - em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m ³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).

As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de grânulos solares e supergranulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.

A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol. As colunas térmicas são células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.

A temperatura efetiva (a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho precisa ter para emitir a mesma potência) do Sol é de 5 777 K (5 502 oC)

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada sob a qual o Sol torna-se completamente opaco à luz visível. Visto que as camadas superiores à fotosfera também não são opacas à luz visível, a fotosfera é região mais funda do sol que pode ser observada. Nesta, e acima desta camada, luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente. A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H −), que absorvem luz visível facilmente. A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H −.

Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo. O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5 775 K (ou 5 502 °C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~10 ²³ m −3, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar. Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarela no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.

Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de " hélio", em referência ao Deus grego Hélio. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde. A camada externa do sol é carregada com finos fios magnéticos carregados com plasma de milhões de graus.

Temperatura (linha contínua) e densidade (linha tracejada) da atmosfera solar a partir da base da fotosfera

As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telescópios operando em todo o espectro eletromagnético do rádio, passando desde a luz visível até os raios gamas. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" ( cromosfera), a região de transição solar ( coroa solar) e a heliosfera. A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de Plutão, até a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol. Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam que ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.

A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K. Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.

Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a cromosfera, camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção. O nome desta camada provém do grego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e fim de um eclipse total do Sol. A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo. No topo da cromosfera, hélio torna-se parcialmente ionizado.

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para níveis próximos a 1 000 000 K. O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma. A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta do espectro eletromagnético.

A coroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 10 ¹⁵-10 ¹⁶ m −3 na base, diminuindo com a altitude. A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvins. Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da física solar. Porém, sabe-se que parte do calor provém de reconexão magnética.

A heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar torna-se "superalfvénico" - isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das ondas de Alfvén. Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar adquira um formato de espiral. Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limite.

O Sol é composto primariamente dos elementos químicos hidrogênio e hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os elementos químicos mais abundantes são oxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), e ferro (0,2%).

O Sol herdou sua composição química do meio interestelar do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram sua evolução estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol. A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial. Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e os metais presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Sol protoestrelar tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.

Fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Atualmente, o núcleo do Sol é composto em 60% por hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.

Durante a década de 1970, extensiva pesquisa foi realizada sobre as abundâncias dos elementos do grupo 8 no Sol. Apesar disso, a determinação da abundância de certos elementos tais como cobalto e manganês fora difícil até 1978 por causa de suas estruturas hiper-finas.

A força vibracional de todos os elementos ionizados do grupo 8 foi produzida pela primeira vez durante a década de 1960, e melhorias nas forças de oscilamento foram produzidas em 1976. Em 1978, as abundâncias de elementos ionizados do grupo 8 foram produzidas.

Vários autores consideraram a existência de uma relação de massa fracionada entre as composições isotópicas dos gases nobres do Sol e dos planetas, tais como néon e xénon. Acreditava-se que todo o Sol possuía a mesma composição da atmosfera solar, ao menos até 1983.

Em 1983, uma nova teoria argumentando que o fracionamento do Sol é o que causa a relação entre as composições isotópicas dos gases nobres dos planetas e do vento solar.

A corrente heliosférica difusa estende-se até as regiões exteriores do Sistema Solar, e resulta da influência do campo magnético do Sol em rotação no plasma no meio interplanetário.[86]

O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar. O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar. Estes incluem as manchas solares na superfície do Sol, as erupções solares e as variações no vento solar. Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação de rádio e potência elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura da ionosfera terrestre.

Toda a matéria no Sol está presente na forma de gás e plasma, devido à sua alta temperatura. Isto torna possível rotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu equador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que as linhas do campo magnético entortem com o tempo, provocando a erupção de anéis coronais em sua superfície, a formação de manchas solares e de proeminências solares, via reconexão magnética. Este entortamento gera o dínamo solar e o ciclo solar de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.

O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o campo magnético interplanetário. Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente esticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuem polaridades diferentes. Esta camada é chamada de corrente heliosférica difusa. À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma espiral de Arquimedes, chamada de espiral de Parker. O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400 T na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior, com cerca de 5 T.

Um vídeo de várias ejeções de massa coronal em agosto de 2010

Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suas manchas, áreas bem definidas na superfície solar que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor pelo fato de possuírem temperaturas mais baixas. Manchas solares são regiões de intensa atividade magnética onde convecção é inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo transporte de energia do interior quente do Sol, fazendo que estas regiões possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magnético gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regiões ativas que são as fontes de erupções solares e ejeção de massa coronal. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quilômetros de diâmetro.

O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado de ciclo solar. No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. Estas que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar continua, o número de manchas aumenta, e as manchas movem-se em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pela lei de Spörer. Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha).

O ciclo solar possui grande influência na meteorologia do espaço, e influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estão correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. No século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. A Europa experienciou temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominado mínimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo. Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.

Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções. A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre.

Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de 41 000 ou 100 000 anos. Isto poderia explicar melhor as idades do gelo do que os ciclos de Milankovitch.

O Sol formou-se cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil milhões) de anos atrás quando uma nuvem molecular entrou em colapso. Evolução estelar é medida em duas maneiras: através da presente idade da sequência principal do Sol, que é determinada através de modelagens computacionais de evolução estelar; e nucleocosmocronologia. A idade medida através destes procedimentos está de acordo com a idade radiométrica do material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 bilhões (4,567 mil milhões) de anos.

Ciclo de vida do Sol

O destino da Terra é precário. Como uma gigante vermelha, o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra. Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida no vento solar, com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, à medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra não fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastar-se-ia o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra será engolida pelo Sol devido à forças de maré.

Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, a água do planeta evaporará, e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço. De fato, o Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal (10% a cada 1 000 000 000 anos), com sua temperatura de superfície gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qual vida em terra firme somente existiu nos últimos 1 000 000 000 anos. Em outros 1 000 000 000 anos, o aumento da temperatura fará com que a superfície da Terra torne-se quente demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitará vida na Terra em sua forma atual.

A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. O Sol não possui massa o suficiente para converter carbono em oxigênio, e portanto, não explodirá como uma supernova. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma anã branca com metade da massa atual (com o diâmetro da Terra) por bilhões (mil milhões) de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.

A luz solar é a principal fonte de energia da Terra. A constante solar é a quantidade de potência que o Sol deposita por unidade de área diretamente exposta para luz solar. A constante solar é igual a aproximadamente 1 368 W/m² a 1 UA do Sol, ou seja, na ou próxima à órbita da Terra, sendo que o planeta recebe por segundo 50 000 000 GW. Porém, a luz solar na superfície da Terra é atenuada pela atmosfera terrestre, diminuindo a potência por unidade de área recebida na superfície para aproximadamente 1 000 W/m² no zênite, em um céu claro. A energia solar pode ser coletada através de uma variedade de processos sintéticos e naturais.

A luz solar é indispensável para a manutenção de vida na Terra, sendo responsável pela manutenção de água no estado líquido, condição indispensável para permitir vida como se conhece, e, através de fotossíntese em certos organismos (utilizando água e dióxido de carbono), produz o oxigênio (O ₂) necessário para a manutenção da vida nos organismos dependentes deste elemento e compostos orgânicos mais complexos (como glucose) que são utilizados por tais organismos, bem como outros que alimentam-se dos primeiros. A energia solar também pode ser capturada através de células solares para a produção de eletricidade ou efetuar outras tarefas úteis (como aquecimento). Mesmo combustíveis fósseis, tais como o petróleo, foram produzidos via luz solar - a energia existente nestes combustíveis foi originalmente convertida de energia solar via fotossíntese, em um passado distante.

Um eclipse solar ocorre quando a Lua passa na frente do Sol e da Terra, cobrindo parcialmente ou totalmente o Sol. Estes eventos podem ocorrer apenas durante a Lua nova, onde o Sol e a Lua estão em conjunção, como visto da Terra. Entre dois a cinco eclipses solares ocorrem por ano na Terra, com o número de eclipses totais do Sol variando entre zero e dois. Eclipses totais do Sol são raras em uma localização qualquer na Terra devido que cada eclipse total existe apenas em um estreito corredor na área relativamente pequena da penumbra da Lua.

Representação artística do Sistema Solar, tamanho não em escala

O Sol, como várias outras estrelas, possui seu próprio sistema planetário, que é o Sistema Solar, constituído de todos os corpos celestes que orbitam em torno do Sol devido à atração gravitacional solar. Estes corpos estão divididos em três categorias principais: planetas, planetas anões e corpos menores, bem como seus respectivos satélites.

Oito planetas orbitam em torno do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno. Os planetas podem ser classificados como sólidos ou gasosos, ou, mais especificamente, de acordo com suas características físico-químicas, com os planetas mais próximos do Sol sendo sólidos e densos, mas de relativa pouca massa, e os planetas mais afastados sendo gasosos massivos de baixa densidade.

Plutão foi considerado desde sua descoberta em 1930 até 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Em 2006, a União Astronômica Internacional criou a classificação de planeta anão. Presentemente, o Sistema Solar possui cinco planetas anões: Plutão, Eris, Haumea, Makemake, e Ceres. Todos são plutoides, com exceção de Ceres, localizado no cinturão de asteroides. O número de planetas anões poderá crescer nos próximos anos na medida em que novos plutoides são descobertos.

Os corpos menores pertencem a vários grupos de objetos. Entre Marte e Júpiter localiza-se o cinturão de asteroides, com asteroides troianos nas órbitas de Júpiter e Neptuno. Além da órbita de Neptuno localiza-se o cinturão de Kuiper. Entre 20 a 100 mil UA do Sol localiza-se a Nuvem de Oort, hipotetizada como a fonte de cometas do Sistema Solar.

A massa de todos estes objetos constituem em conjunto apenas uma pequena porção da massa total do Sistema Solar (0,14%), com o Sol concentrando a maior parte da massa total do Sistema Solar (99,86%). O espaço entre corpos celestes dentro do Sistema Solar não é vazio, sendo preenchido por plasma proveniente do vento solar, bem como poeira, gás e partículas elementares, que constituem o meio interplanetário.

O Sol localiza-se próximo ao limite anterior do Braço de Órion na Nuvem Interestelar Local ou Cinturão de Gould, a uma distância hipotetizada de 7,5 a 8,5 kpc (25 a 28 mil anos-luz) do centro da Via Láctea, dentro da Bolha Local, um espaço de gás quente rarefeito, possivelmente produzido por remanescentes da supernova Geminga. A distância entre o braço local e o próximo braço, o Braço de Perseus, é de cerca de 6,5 mil anos-luz. O Sol, e portanto, o Sistema Solar, encontra-se na zona habitável da galáxia.

O ápice solar é a direção do Sol em sua órbita na Via Láctea. A direção geral da moção solar aponta para a estrela Vega, próxima à constelação Hércules, a um ângulo de cerca de 60 graus para a direção do centro galáctico. Para um observador em Alpha Centauri, o sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, o Sol apareceria na constelação Cassiopéia.

Acredita-se que a órbita do Sol em torno do centro da Via Láctea seja elíptica, com a adição de perturbações devido aos braços espirais galácticos e de distribuição não uniforme de massa na galáxia. Além disso, o Sol oscila para cima e para baixo, relativo ao plano galáctico, cerca de 2,7 vezes por órbita. Isto é similar ao funcionamento de um oscilador harmônico simples sem força de arrasto. Cientistas afirmaram que os eventos de passagem do Sistema Solar nos braços espirais de maior densidade muitas vezes coincidem com eventos de extinção em massa na Terra, possivelmente devido a um aumento de eventos de impacto causado por distúrbios gravitacionais de estrelas próximas. O Sistema Solar completa uma órbita em torno do centro da Via Láctea (um ano galáctico) a cada 225-250 milhões de anos, com o Sol tendo completado entre 20 e 25 órbitas desde a sua formação. A velocidade orbital do Sistema Solar em torno do centro da galáxia é de cerca de 251 km/s. Nessa velocidade, o Sol toma cerca de 1,4 mil anos para percorrer um ano-luz, ou oito dias para percorrer 8 UA.

Número de neutrinos predito em teoria (em amarelo) e observados (em azul), em 2000

Por muitos anos o número de neutrinos elétron solares detectado na Terra era de um terço a metade do número predito no modelo solar padrão. Essa anomalia foi chamada de problema dos neutrinos solares. Teorias que foram propostas para resolver o problema tentaram ou reduzir a temperatura do interior solar para explicar os números menores, ou argumentaram que neutrinos elétron podem oscilar - mudar de sabor - durante a jornada do núcleo solar para a Terra, para os neutrinos tau e múon, ambos indetectáveis com a tecnologia da época. Vários observatórios de neutrinos foram construídos na década de 1980 para medir o fluxo de neutrinos solares o mais precisamente possível, tais como o Observatório de Neutrinos de Sudbury e Kamiokande. Dados destes observatórios eventualmente levaram à descoberta de que neutrinos possuem uma pequena massa, e que oscilam, mudando de sabor. Além disso, em 2001, o Observatório de Neutrinos de Sudbury conseguiu detectar diretamente todos os três tipos de neutrino, e descobriu que a emissão solar de neutrinos é aproximadamente a mesma predita no Modelo Solar Padrão, embora dependendo da energia dos neutrinos, neutrinos elétron podem chegar a compor apenas um terço do número total. Essa proporção é similar ao predito pelo efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein, que descreve a oscilação de neutrinos em matéria. Como consequência, o problema do neutrino solar é considerado resolvido.

Sabe-se que a fotosfera, a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6 000 K. Acima da fotosfera, porém, na coroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K. A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além de condução térmica da fotosfera.

Acredita-se que a energia necessária para aquecer a coroa solar é fornecida pela moção turbulenta na zona de convecção sob a fotosfera, e dois mecanismos primários foram propostos para explicar este aquecimento. O primeiro mecanismo é aquecimento ondular, onde o qual ondas sonoras, gravitacionais ou magnetohidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção. Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor. O outro mecanismo é aquecimento magnético, onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através de reconexão magnética, primariamente através de grandes erupções solares, embora erupções solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erupções, embora a energia total hipotetizada solta por microerupções (erupções de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erupções solares tradicionais - também contribuam para o aquecimento da coroa solar.

Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas exceto ondas de Alfvén dissipam-se antes de chegar na coroa solar. Além disso, ondas de Alfvén não dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar estão centralizadas sobre mecanismos magnéticos de aquecimento.

Modelos teóricos do desenvolvimento do Sol sugerem que, entre 3,8 a 2,5 bilhões de anos atrás, durante o arqueano, o Sol possuía apenas 75% do brilho atual. Com essa potência, a energia solar recebida pela Terra não seria suficiente para sustentar água no estado líquido e, portanto, vida não poderia ter se desenvolvido durante esse período. Porém, estudos geológicos mostram que a temperatura terrestre tem permanecido estável desde o término de sua formação e que, de fato, a Terra era mais quente após ter completado sua formação do que no presente. O consenso entre cientistas é que a antiga atmosfera terrestre possuía quantidades maiores de gases do efeito estufa (tais como dióxido de carbono, metano e/ou amônia) do que atualmente, tornando possível estocar calor suficiente para compensar pela menor quantidade de energia solar recebida pelo planeta.

O Sol está atualmente comportando-se inesperadamente em várias maneiras:

O Sol está no meio de um período de atividade mínima do ciclo solar, muito mais longo, e com uma percentagem de dias onde o Sol não possui nenhuma mancha solar, do que o esperado; desde maio de 2008, várias predições foram feitas indicando o aumento iminente da atividade solar, todas elas refutadas.

O brilho atual do Sol é menor do que o usual durante o período de atividade mínima do ciclo solar.

Nas últimas duas décadas, a velocidade do vento solar caiu 3%, sua temperatura caiu 13%, e sua densidade, 20%.

O campo magnético do Sol possui apenas metade da força registrada no último período de atividade mínima do ciclo solar, em 1987. Como resultado, a heliosfera, que preenche o Sistema Solar, diminuiu de tamanho, resultando no aumento da radiação cósmica atingindo a Terra e a sua atmosfera.

O conhecimento mais fundamental da humanidade sobre o Sol é esta como um disco luminoso no céu, cuja presença acima do horizonte cria o dia, e sua ausência cria a noite. Várias culturas pre-históricas e antigas acreditavam que o Sol era uma deidade solar, ou outro fenômeno sobrenatural. A veneração do Sol foi um aspecto central de civilizações como os Incas da América do Sul e os Aztecas no atual México. Vários monumentos antigos foram construídos com fenômenos solares em mente; por exemplo, monumentos megalíticos podem ser encontrados em Nabta Plaia (no Egito), em Mnajdra (em Malta) e em Stonehenge (no Reino Unido). Newgrange, um monte pré-histórico construído na Irlanda, foi construído para detectar o solstício de inverno; a pirâmide de Templo de Kukulcán, em Chichén Itzá (no México), foi desenhada para lançar sombras com o formato de serpentes subindo a pirâmide, nos equinócios de primavera e outono.

Durante a era do Império Romano, o aniversário do Sol era um feriado celebrado como Sol Invicto ("Sol não-conquistado"), logo após o solstício de inverno; pode ter sido um antecedente do Natal. Com respeito a estrelas fixas, o Sol, relativo à Terra, aparenta girar uma vez por ano em torno da eclíptica, pelo zodíaco, fazendo com que astrônomos gregos considerassem o Sol como um dos sete planetas (do grego planetes, que significa "perambulador"), etimologia explicando o nome dos sete dias da semana em vários idiomas.

Uma das primeiras pessoas a oferecer uma explicação científica ou filosófica do Sol foi o antigo filósofo grego Anaxágoras de Clazômenas, que chegou à conclusão de que o Sol era uma bola enorme de metal em chamas maior do que até o Peloponeso, e não a biga de Hélio. Por ensinar esta heresia, Anaxágoras foi preso pelas autoridades locais e condenado à morte, tendo, no entanto, sido solto através da intervenção de Péricles. Eratóstenes, no século III a.C., estimou que a distância entre o Sol e a Terra de " estádios de miríades 400 e 80 000", cuja tradução é ambígua, visto que pode significar 4,08 milhões de estádios (755 mil km) ou 804 milhões de estádios (148 a 153 milhões de km); o último valor possui apenas uma pequena percentagem de diferença com o valor aceitado atualmente. No século I a.C., Ptolomeu estimou a distância entre o Sol e a Terra como 1 210 vezes o raio terrestre.

Contribuições árabes medievais incluem a descoberta de que a direção da excentricidade orbital do Sol está em constante mudança (o equivalente do movimento da Terra ao longo de uma órbita elíptica na astronomia moderna), por Albatenius, e Ibn Yunus, que recordou mais de 10 000 entradas sobre a posição do Sol utilizando um grande astrolábio.

O Sol representado em uma edição de 1550 de Liber astronomiae, de Guido Bonatti

Acredita-se que a primeira teoria heliocêntrica, na qual o Sol é o centro em torno do qual os planetas orbitam, foi proposta pela primeira vez por Aristarco de Samos. Vários astrónomos babilônicos, indianos e árabes posteriormente também propuseram teorias heliocêntricas, na antiguidade e na era medieval. Essa teoria foi revivida no século XVI por Nicolau Copérnico. No início do século XVII, a invenção do telescópio permitiu observações detalhadas das manchas solares por Thomas Harriot, Galileu Galilei e outros astrônomos. Galileu realizou uma das primeiras observações ocidentais de manchas solares, teorizando que tais eram características na superfície solar ao invés de pequenos objetos passando entre a Terra e o Sol. Manchas solares, porém, já haviam sido observadas desde a dinastia Han, com astrônomos chineses mantendo documentos escritos destas observações por séculos.

Em 1672, Giovanni Cassini e Jean Richer determinaram a distância entre a Terra e Marte e, com os novos dados, foram capazes de calcular a distância entre a Terra e o Sol. Isaac Newton observou a luz solar utilizando um prisma, mostrando que a luz solar é feita de várias cores e, em 1800, William Herschel descobriu a radiação infravermelha também utilizando um prisma exposto à luz solar. A descoberta foi realizada após Hershel ter notado os novos raios, localizados além da parte vermelha da luz visível do espectro solar. Durante o século XIX, estudos de espectroscopia avançaram significantemente e Joseph von Fraunhofer fez as primeiras observações de linhas de absorção no espectro solar - devido à sua descoberta, as linhas de absorção mais fortes do espectro são comumente chamadas de linhas de Fraunhofer. Uma observação detalhada do espectro solar revela um número de cores desaparecidas, que aparecem como bandas pretas. Ainda não se sabem as causas de algumas destas bandas pretas.

A fonte de energia do Sol foi um significante mistério durante os primeiros anos da era científica moderna. Uma sugestão feita por Lord Kelvin descreveu o Sol como um corpo celeste líquido, em resfriamento gradual, cuja energia emitida seria proveniente de uma fonte interna de calor. Kelvin e Hermann von Helmholtz então propuseram o mecanismo de Kelvin-Helmholtz como sendo essa fonte de calor. Porém, a idade estimada do Sol, utilizando este mecanismo, foi de apenas 20 milhões de anos, bem menos do que a idade estimada do Sistema Solar, de no mínimo 300 milhões de anos, na época. Em 1890, Joseph Lockyer, que descobriu hélio no espectro solar, propôs uma hipótese meteorítica para explicar a formação e evolução do Sol, na qual o calor do Sol era mantido por meteoros.

Foi somente em 1904 que uma solução substanciada foi proposta. Ernest Rutherford sugeriu desintegração radioativa no interior do Sol como a fonte de energia solar. Porém, foi Albert Einstein que forneceu a pista essencial da fonte de energia solar, através da equação E= mc². Em 1920, Arthur Eddington propôs que a pressão e a temperatura do núcleo solar poderiam produzir uma reação de fusão nuclear, em que átomos de hidrogênio (prótons) são fundidos entre si formando núcleos de hélio, resultando na produção de energia, e da perda de massa solar. A preponderância de hidrogênio no Sol foi confirmada em 1925 por Cecilia Payne-Gaposchkin. O conceito teórico de fusão foi desenvolvido na década de 1930 pelos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe, sendo o último o primeiro cientista a calcular em detalhes as duas reações nucleares primárias que alimentam o Sol.

Em 1957, um ensaio de seminário foi publicado por Margaret Burbidge, chamado de "Síntese dos Elementos nas Estrelas", demonstrando que a maior parte dos elementos químicos no universo foi sintetizada por reações nucleares dentro de estrelas, como o Sol.

A Lua passando na frente do Sol, vista pela STEREO-B em 25 de fevereiro de 2007. Por causa do fato de que o satélite artificial possui uma órbita heliocêntrica, seguindo a Terra, e estando significantemente mais longe da última do que a Lua, esta aparece menor do que o Sol na imagem.[164]

Os primeiros satélites designados para observar o Sol foram as Pioneer 5, 6, 7, 8 e 9, que foram lançadas entre 1959 e 1968. Essas sondas orbitaram o Sol a uma distância similar à da Terra, e fizeram os primeiros estudos detalhados do vento solar e do campo magnético solar. A Pioneer 9 em especial operou por um longo tempo, transmitindo informações até 1987.

Na década de 1970, as Hélio, sondas espaciais, e o Apollo Telescope Mount da Skylab, obtiveram novas informações significantes sobre o vento solar e a coroa solar. O programa Hélio foi realizado em conjunto entre os Estados Unidos e a Alemanha, que estudaram o vento solar utilizando órbitas com os perélios localizados dentro da órbita de Mercúrio. A estação Skylab, lançado pela NASA em 1973, incluiu um módulo solar observatório, o Apollo Telescope Mount, que era operado por astronautas residindo dentro da estação. A Skylab fez as primeiras observações da região de transição solar e das emissões ultravioletas da coroa solar. Descobertas dos dois programas incluíram as primeiras observações de ejeção de massa coronal, nomeados então de "transientes coronais", e de buracos coronais, dos quais sabe-se que estão bastante relacionados com o vento solar.

Em 1980, a Solar Maximum Mission foi lançada pela NASA. Este satélite artificial foi projetada para observar raio gama, raios X e raios ultravioleta das erupções solares durante um período de alta atividade solar e luminosidade solar. Porém, apenas alguns meses depois do lançamento, uma falha eletrônica fez com que a espaçonave entrasse em standby, permanecendo três anos neste estado inativo. Em 1984, a missão STS-41-C do ônibus espacial Challenger recuperou o satélite, reparando os sistemas eletrônicos da última, e lançando-a em órbita novamente. Subsequentemente, a Solar Maximum Mission tomou milhares de imagens da coroa solar, antes de ser destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre, que ocorreu em junho de 1989.

Lançado em 1991, o satélite artificial japonês Yohkoh ("Raio de Sol") observou erupções solares no comprimento de onda raio X. Data obtida pelo satélite permitiram que cientistas identificassem vários tipos diferentes de erupções, e também demonstraram que as camadas da coroa solar além das regiões de atividade máxima eram muito mais dinâmicas e ativas do que o previsto. A Yohkoh observou um ciclo solar completo, mas entrou em standby mode quando um eclipse solar em 2001 fez com que o satélite perdesse sua mira no Sol. Foi destruída em sua reentrada na atmosfera terrestre em 2005. O satélite Hinode, foi lançado em 2006, continuará com os estudos tomados pela Yohkoh.

Em 31 de agosto de 2012 material que estava pairando a coroa solar entra em erupção em direção ao espaço e forma uma longa proeminência solar

Uma das missões solares mais importantes foi a sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), construída em conjunto pela Agência Espacial Europeia e pela NASA, e lançada em 2 de dezembro de 1995. Inicialmente planejada como uma missão de dois anos de duração, a sonda provou ser tão útil nos estudos do Sol que ainda está em operação. Localizada no ponto de Lagrange entre a Terra e o Sol (sendo o ponto de Lagrange a região onde a atração gravitacional da Terra e do Sol é exatamente igual), a SOHO forneceu uma vista constante do Sol em vários comprimentos de ondas desde o seu lançamento. Além de observar diretamente o Sol, a SOHO permitiu a descoberta de um grande número de cometas, a maior parte dos quais são pequenos cometas rasantes que evaporam em sua aproximação do Sol.

Todas essas espaçonaves observaram o Sol no plano da eclíptica e, consequentemente, apenas as regiões equatoriais foram exploradas em detalhes por estas espaçonaves. A sonda Ulysses foi lançada em 1990 para estudar as regiões polares do Sol, utilizando uma órbita significantemente inclinada em relação à eclíptica. Para atingir tal órbita, a Ulysses viajou até Júpiter, utilizando o planeta como uma catapulta gravitacional para alcançar a órbita necessária. Como a sonda Galileu, a Ulysses estava bem localizada para estudo o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, em 1994. Quando a Ulysses alcançou a órbita planejada, a sonda iniciou os estudos do vento solar e da força do campo magnético em altas altitudes solares, descobrindo que o vento solar em altas latitudes era cerca de 750 km/s mais lento que o esperado, e que grandes ondas magnéticas emergiam em altas latitudes solares, com essas ondas espalhando raios cósmicos galácticos. Sua última comunicação com a Terra foi realizada em 30 de junho de 2009.

As abundâncias de elementos na fotosfera do Sol são bem conhecidas graças a estudos espectroscópicos, mas a composição do interior do Sol é menos definida. A sonda espacial Gênese foi uma sonda designada para coletar parcelas do vento solar, retornando o material coletado à Terra e, portanto, permitir que astrônomos estudassem diretamente a composição do material solar. Embora a Genesis tenha coletado material do vento solar com sucesso, em seu retorno à Terra, durante a reentrada atmosférica, o pára-quedas da espaçonave não abriu, com a sonda impactando o solo terrestre em alta velocidade. A sonda foi severamente danificada, mas algumas amostras foram recuperadas, estando presentemente analisados por cientistas.

As duas espaçonaves do programa Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) foram lançadas em outubro de 2006. As espaçonaves idênticas foram lançadas em órbitas heliocêntricas, com a sonda A à frente da Terra no seu caminho orbital, e o satélite B, atrás da Terra, com ambas as sondas afastando da Terra (e entre si) nestas direções opostas. Tais órbitas permitem a observação estereoscópica do Sol e de fenômenos solares como ejeções de massa coronais.

Em 21 de abril de 2010, a NASA divulgou imagens inéditas da superfície do astro, enviadas pela sonda Solar Dynamics Observatory, lançada em fevereiro de 2010 e equipada com câmeras de alta definição e ultravioleta de última geração. A missão da SDO durará cinco anos e os cientistas acreditam que ela mudará completamente o entendimento que se tem hoje da estrela.

Em agosto de 2018 a NASA lançou a Parker Solar Probe, equipamento que tem como objetivo fazer observações e coletar dados do interior da coroa solar.

O Sol é muito brilhante, e olhar diretamente para o Sol a olho nu por curtos períodos de tempo pode ser dolorido, mas não é particularmente perigoso para olhos saudáveis e não-dilatados. Além de dor, olhar diretamente para o Sol causa fosfenos e cegueira temporária. A retina recebe 4 mW quando o Sol é diretamente observado a olho nu, levemente aquecendo-a, e podendo lesionar olhos que não respondem apropriadamente ao brilho excessivo. Radiação ultravioleta gradualmente faz com que as lentes dos olhos tornem-se amarelas com o tempo, e acredita-se que essa radiação contribua para a formação de cataratas, mas em ambos os casos isto é relacionado com exposição geral ao Sol e não com a ação de olhar diretamente ao Sol. Observações a olho nu do Sol de longa duração podem causar lesões na retina induzidas por raios ultravioleta, similares à queimaduras solares após 100 segundos de exposição direta, particularmente quando raios ultravioleta do Sol são intensos e bem focalizados. Pessoas com até 25 anos de idade, novos implantes de lentes (que permitem a entrada de mais raios ultravioleta dentro dos olhos do que lentes naturais envelhecidas), Sol em ângulos próximo ao zénite, e observações feitas em alta altitude, são todos fatores que aumentam a susceptibilidade de lesões em observações diretas a olho nu.

Observar o Sol utilizando instrumentos ópticos que concentram luz, tais como binóculos e telescópios, é uma atividade bastante perigosa sem um filtro bloqueador de radiação ultravioleta e que diminui significantemente o brilho solar. Um filtro de densidade neutra pode não filtrar raios ultravioleta e, portanto, observações com esses filtros são ainda perigosas. Filtros atenuantes para a observação solar devem ser feitos especificamente para este uso: alguns filtros improvisados não filtram raios ultravioleta ou infravermelhos, esses podendo machucar os olhos em alto brilho. Binóculos sem filtros podem aumentar em 500 vezes a quantidade de energia solar recebida pela retina, matando células desse tecido de forma quase instantânea; apesar da potência por unidade de área da imagem na retina ser a mesma, o calor não pode dissipar rápido o possível devido ao tamanho maior da imagem. Mesmo rápidas observações com binóculos sem filtros no meio-dia podem causar cegueira permanente.

A observação direta de eclipses solares parciais são perigosas porque as pupilas dos olhos não estão adaptadas ao grande contraste de brilho: a pupila dilata de acordo com a quantidade de luz total no campo de visão, não de acordo com o objeto mais brilhante no campo de visão. Durante eclipses parciais, a maior parte da luz solar é bloqueada pela Lua, passando à frente do Sol, mas as partes da fotosfera não cobertas pela Lua possuem o mesmo brilho de superfície do que durante um dia normal. A observação direta do Sol nessas circunstâncias aumenta o diâmetro da pupila de 2 mm para 6 mm, e nesse caso cada célula da retina exposta à luz solar recebe cerca de 10 vezes mais luz do que a observação do Sol em um dia normal, podendo lesionar ou matar essas células, resultando em manchas de cegueira permanente no campo de visão. O perigo não é imediatamente percebido por observadores inexperientes e crianças devido à ausência de dor, com os observadores não notando de imediato que sua visão está sendo destruída. Os mesmos princípios aplicam-se para eclipses totais do Sol, com exceção da fase de totalidade, embora esta fase seja de curta duração, e observação direta nesta fase deve ser realizada com cuidado.

Durante o nascer do Sol e o pôr-do-sol, a luz do Sol é atenuada devido à dispersão de Rayleigh e à dispersão de Mie, através de uma passagem particularmente longa na atmosfera terrestre, e condições atmosféricas tais como neblina, altas quantidades de pó na atmosfera e alta umidade atmosférica também podem diminuir o brilho do Sol em pleno dia. Nestes períodos, a intensidade do Sol pode diminuir o suficiente para ser visto confortavelmente a olho nu ou sem perigo utilizando instrumentos ópticos (desde que não haja risco de uma repentina mudança nas condições atmosféricas, tal como o Sol aparecendo de repente entre um espaço entre nuvens).

Um raro fenômeno óptico que pode ocorrer logo após o nascer do Sol, ou antes do pôr-do-sol, que é conhecido como brilho verde. O brilho é causado pela luz do Sol, esse estando um pouco abaixo do horizonte, sendo refracionada em direção ao observador, geralmente através de inversão térmica. A refração de luz de comprimento de ondas menores ( violeta, azul e verde) é maior do que aquela que ocorre em luz de comprimento de ondas maiores ( amarelo, laranja e vermelho). As luzes violeta e azul dispersam-se mais do que a luz verde, fazendo com que a luz observada seja vista como verde.

A luz ultravioleta do Sol possui propriedades anti-sépticas, e pode ser utilizada no saneamento de objetos e água. Raios ultravioleta possuem um papel importante na produção de vitamina D no corpo humano, embora em excesso causem queimaduras solares. A luz ultravioleta é fortemente atenuada pela camada de ozônio, e portanto a quantidade de luz ultravioleta varia bastante com a latitude, sendo parcialmente responsável por várias adaptações biológicas em seres vivos, incluindo variações da cor da pele humana em várias regiões da Terra.

Como outros fenômenos naturais, o Sol foi um objeto de veneração em várias culturas ao longo da história da humanidade, sendo a origem da palavra domingo em vários idiomas. A origem da palavra "Sol" nos idiomas românicos e anglo-saxônicas provém do protoindo-europeu, um antigo ancestral dos atuais idiomas indo-europeus, sendo utilizada há pelo menos cerca de três milênios, não possuindo nenhum significado cultural, sendo utilizada apenas para descrever a fonte de luz do céu durante o dia. "Sol" é o nome moderno da estrela em vários idiomas além do português, tais como espanhol, catalão, galego. A moeda do Peru, o sol novo, foi assim chamada em homenagem ao Sol (em castelhano), bem como seus antecessores, o Inti (em quechua, além de ser o Deus solar da civilização Inca) e o sol antigo. Em persa, "sol" significa " ano solar".

O Sol não possui um nome oficial, de acordo com a União Astronômica Internacional, o órgão responsável pela nomeação de corpos celestes. Por exemplo, Sol em inglês pode ser "Sun" ou "Sol". Embora essa última forma seja aceita em inglês, não é comumente utilizada. O adjetivo do Sol é "solar".

No leste da Ásia, o Sol é escrito pelo caractere 日 ( mandarim rì ou japonês nichi) ou 太陽, no chinês tradicional e japonês; ou 太阳, no chinês simplificado (pinyin tài yáng ou japonês taiyō). Em vietnamita, esses caracteres são pronunciados nhật e dương, respectivamente, enquanto que a palavra vietnmanita nativa mặt trời significa "face do céus". A Lua e o Sol são associados com o yin-yang, onde a Lua representa "yin" e o Sol representa "yang", representando opostos dinâmicos.

Referências

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Dados observacionais Distância média da Terra 1,496×10 11 m 8,317 min (499 sec), na velocidade da luz Magnitude aparente ( V) Magnitude absoluta Metalicidade Z = 0,0177 Diâmetro angular Adjetivo Características orbitais Distância média do centro da Via Láctea ~2,5×10 20 m 26 000 anos-luz Período orbital galáctico (2,25-2,50) × 10 8 anos Velocidade ~2,20×10 5 m/sórbita em torno do centro da Galáxia ~2×10 4 m/s relativo à velocidade média de outras estrelas na vizinhança estelar.

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Netuno/Neptuno

Planeta principal

Fotografia feita pela sonda Voyager 2 ao passar pelo planeta em 1989.

Características orbitais

Semieixo maior

4 503 443 661 km
30,0 366 151 UA

Periélio

4 452 940 833 km
29,76 607 095 UA

Afélio

4 553 946 490 km
30,44 125 206 UA

Período orbital

60 190,03 dias (164,79 anos)

Período sinódico

367,5 dias[1]

Inclinação

Eclíptica: 1,767 975°
Equador solar: 6,43°
Plano invariável: 0,72 °

Número de satélites

14

Características físicas

Diâmetro equatorial

49 528 km

Área da superfície

7,6183×10 ⁹ km²

Volume

6,254×10 ¹³ km³

Massa

1,0243×10 ²⁶ kg

Densidade média

1,638 g/ cm³

Gravidade equatorial

11,15 m/s²
1,14 g

Período de rotação

0,6713 dia
16 h 6 min 36 s

Albedo

0,290 ( Bond)
0,41 ( geom.)

Temperatura

média: −223,15 ºC
mínima: −235 ºC

Composição da atmosfera

Composição

80 ± 3.2% hidrogênio
19 ± 3.2% hélio
1.5 ± 0.5% metano
~0.019% deuterídio de hidrogênio
~0.00015% etano
Gelos:
amoníaco
água
hidrossulfeto de amônio
hidrato de metano

Nota: Para o deus da mitologia romana, consulte Netuno; para os demais casos, veja Netuno.

é o oitavo planeta do Sistema Solar, o último a partir do Sol desde a reclassificação de Plutão para a categoria de planeta anão, em 2006. Pertencente ao grupo dos gigantes gasosos, possui um tamanho ligeiramente menor que o de Urano, mas maior massa, equivalente a 17 massas terrestres. Netuno orbita o Sol a uma distância média de 30,1 unidades astronômicas.

O planeta é formado por um pequeno núcleo rochoso ao redor do qual encontra-se uma camada formada possivelmente por água, amônia e metano sobre a qual situa-se sua turbulenta atmosfera, constituída predominantemente de hidrogênio e hélio. De fato, notáveis eventos climáticos ocorrem em Netuno, inclusive a formação de diversas camadas de nuvens, tempestades ciclônicas visíveis, como a já extinta Grande Mancha Escura, além dos ventos mais rápidos do Sistema Solar, que atingem mais de 2 000 km/h. A radiação solar recebida por Netuno não seria suficiente para fornecer tamanha energia à turbulenta atmosfera, pelo que descobriu-se que o calor irradiado do centro do planeta possui um papel importante na manutenção destes eventos meteorológicos extremos. A pequena quantidade de metano nas camadas altas da atmosfera é, em parte, responsável pela coloração azul do planeta.

Ao redor de Netuno orbitam quatorze satélites naturais conhecidos, dos quais destaca-se Tritão, de longe o maior. Um tênue e incomum sistema de anéis também existe, exibindo uma estrutura irregular com concentrações de material que formam arcos. Sua influência gravitacional afeta as órbitas de corpos menores situados além, no Cinturão de Kuiper, entrando em ressonância orbital.

Visto da Terra, Netuno apresenta uma alta magnitude (quanto mais brilhante o astro, menor sua magnitude), sendo impossível observá-lo a olho nu. Suspeitou-se de sua existência somente após a observação cuidadosa da órbita de Urano, que apresentava ligeiras irregularidades por conta da perturbação gravitacional de Netuno. Após análise matemática com conclusões obtidas independentemente por John Couch Adams e Urbain Le Verrier, obtiveram as posições aproximadas de onde o planeta deveria estar na esfera celeste. Após diversas buscas com o auxílio de telescópios, em 23 de setembro de 1846 encontraram o planeta, cujo nome escolhido posteriormente homenageia o deus romano dos mares. Até o presente momento, a única sonda espacial que visitou o planeta foi a Voyager 2, em 1989, cuja passagem permitiu obter fotografias e informações sem precedentes, ainda sendo a principal fonte de dados sobre o que atualmente se conhece sobre o planeta.

O planeta mais distante do Sol pertence ao grupo dos gigantes gasosos, sendo o quarto maior do Sistema Solar, mas sua massa é superior à de Urano. Seu raio é equivalente a 3,91 raios terrestres (cerca de 24 mil quilômetros), enquanto que sua massa corresponde a 17,14 massas terrestres. Embora esteja no grupo dos gigantes gasosos, Netuno, assim como Urano, são bem mais densos e menos massivos que Júpiter e Saturno. Contudo, seu tamanho ainda é bastante superior às dimensões dos planetas telúricos.

Em virtude de sua rápida rotação (cerca de 16 horas e sete minutos), o planeta possui um ligeiro achatamento. Por isso, o raio equatorial (24 764 km) é maior do que o raio polar (24 340 km). A aceleração da gravidade no planeta é de 11,15 m/s ² (pouco maior que a da Terra) e a velocidade de escape é de 23,5 km/s.

Juntamente com Urano, Netuno pertence à classe dos gigantes gasosos, pois possui uma grande massa de compostos voláteis que são encontrados sob a forma de gelo nas regiões longínquas do Sistema Solar. Além disso, os modelos que descrevem a composição interna dos dois planetas são bastante semelhantes entre si. Enquanto que nos dois maiores gigantes gasosos, Júpiter e Saturno, hidrogênio e hélio compõem a maior parte da massa dos planetas, em Netuno estes elementos são abundantes somente na atmosfera, cuja espessura estimada é de cinco mil quilômetros.

Embora possua dimensões ligeiramente menores, Netuno possui massa maior do que a de Urano, pelo fato de que a massa específica de Netuno é de 1,64 g/cm³ em comparação com 1,3 g/cm³ de Urano. Infere-se, a partir da densidade do planeta (não tão leve para ser composto por gases leves nem tão pesado para ser composto de silicatos e metais) que seja formado predominantemente por água, metano e amônia. Embora essas substâncias sejam conhecidas como "gelos", não estão necessariamente em estado sólido no interior do planeta. Possivelmente estes compostos estão mais comprimidos no interior do planeta, o que aumenta sua densidade, o que poderia ser causado também pelo maior teor de compostos rochosos nas suas camadas internas.

Netuno provavelmente possui um núcleo de material rochoso de massa similar à da Terra, cuja temperatura deve ser superior a 5 100 °C, possivelmente maior do que o núcleo de Urano. Ao seu redor, existiria um grande "oceano", uma camada formada principalmente por oxigênio, nitrogênio, carbono e hidrogênio, mantidos sob grande pressão e temperatura. Contudo o termo não implica que exista necessariamente uma camada líquida no planeta, mas na verdade uma região onde estes elementos podem ser encontrados em átomos isolados ou formando substâncias químicas, principalmente água, metano e amônia. Não se sabe, contudo, a proporção desses elementos na constituição do planeta. Uma quantidade superior de hidrogênio poderia implicar sua manifestação com características metálicas, o que permitiria o fluxo de corrente elétrica e influenciaria o campo magnético. Reações químicas podem ocorrer também entre os elementos químicos e substâncias, que teriam como produtos, por exemplo, hidrogênio molecular, que subiria para a atmosfera e diamante, que afundaria em direção ao núcleo.

O fluxo térmico de Netuno possui um fator de 2,6, ou seja, o planeta emite 2,6 vezes mais energia térmica do que recebe do Sol. Por isso, a atividade convectiva da atmosfera é influenciada pela energia proveniente do interior do planeta, sendo determinante para explicar a grande variabilidade dos eventos meteorológicos observados. Nos planetas terrestres, a fonte de calor do núcleo provém do decaimento radioativo, enquanto, em Júpiter, a energia térmica provém da condensação e movimento interno do gás hélio. Contudo, os elementos radioativos são pouco abundantes nos confins do Sistema Solar, bem como a quantidade de hélio na composição total do planeta é pouco significativa. Desta forma, não há até o presente momento explicação para a origem da energia interna adicional do planeta. Um processo de diferenciação planetária nas camadas do manto de Netuno poderia contribuir para a liberação de energia térmica.

A atmosfera de Netuno é, sob diversos aspectos, similar à de Urano. Contudo sua dinâmica apresenta-se em uma complexa configuração de fortes ventos que varrem o planeta, além da formação de tempestades ciclônicas e de nuvens, com características visuais claramente visíveis. Assim como os demais planetas gigantes, Netuno não possui uma superfície visível e definida, por isso as altitudes na atmosfera são medidas a partir do referencial cuja pressão é de 1 bar. A partir deste nível de referência, a atmosfera estende-se até uma profundidade de cinco mil quilômetros, onde a pressão chega a cem mil bars.

A atmosfera superior de Netuno é composta por 79% de hidrogênio, cerca de 18% de hélio e a maior parte restante por metano, cuja presença confere a coloração azul anil do planeta, ao absorver a radiação vermelha incidente. Presume-se que algum outro componente da atmosfera de Netuno contribua para sua acentuada coloração, uma vez que Urano possui uma quantidade de metano similar em sua atmosfera, mas apresenta coloração mais clara. Esta camada observada representa somente uma pequena fração do planeta, correspondendo a cerca de 15% do raio do planeta.

A temperatura da atmosfera netuniana varia conforme a altitude. Na altitude cuja pressão equivale a 0,1 bar, a temperatura chega ao mínimo de 50 K (-223 °C), e sobe conforme a pressão diminui, ou seja, conforme a altitude aumenta, atingindo até 327 °C a uma pressão de centenas de bilionésimos de bar, o que equivale a uma altitude de 2 200 quilômetros acima do nível de referência de 1 bar. Abaixo do nível de pressão de 0,1 bar, a temperatura aumenta conforme a pressão aumenta. No nível de referência de 1 bar, a temperatura média é de 74 K (-199,15 °C). A alta temperatura da camada superior da atmosfera, embora seja comum em todos os outros planetas gigantes, ainda permanece um mistério, pois não pode ser provocada pela radiação ultravioleta solar, devido à grande distância ao Sol. Possivelmente está relacionada ao comportamento do campo magnético do planeta.

Com base nas temperaturas, a atmosfera pode ser dividida em camadas. Desde a parte mais profunda da atmosfera até o nível onde ocorrem as menores temperaturas (onde a pressão é de 0,1 bar) encontra-se a troposfera, onde normalmente ocorrem névoas e nuvens. Limitada pela tropopausa, a camada imediatamente seguinte é a estratosfera, na qual a temperatura cresce com a altitude até a mesosfera. Acima desta, está a termosfera, onde a pressão é da ordem de 10 −6 microbar e altas temperaturas ocorrem, seguida pela exosfera, extremamente rarefeita.

O metano, embora não seja tão abundante, interfere na dinâmica da atmosfera netuniana. Ao serem atingidas pelos raios ultravioleta do Sol, as moléculas de metano se quebram por fotólise e formam hidrocarbonetos e polímeros, como etano e acetileno, que formam uma névoa. Esta névoa situa-se acima das camadas de nuvens de metano. Estas partículas caem para as profundezas da atmosfera, onde a temperatura e pressão são maiores, onde a abundância de hidrogênio propicia novamente a formação de metano que, por correntes convectivas, retorna às camadas superiores da atmosfera, estabelecendo assim um ciclo no qual a proporção de metano na atmosfera permanece constante.

Dinâmica atmosférica

O planeta é varrido por fortes ventos que formam cinturões, de forma similar aos outros gigantes gasosos. Estas grandes faixas circulam paralelas ao equador do planeta, e seguem, em baixas latitudes, em direção retrógrada, oposta à rotação do planeta. Conforme o aumento da latitude a partir do equador, gradualmente revertem sua direção até se tornarem prógrados, no sentido de rotação do planeta, acima da latitude 70° norte e sul. Provavelmente, as correntes convectivas são ascendentes em latitudes médias e descendentes próximas ao equador e nos polos, alimentadas pela energia interna irradiada do núcleo do planeta.

Observações feitas ao longo de décadas tanto pela sonda Voyager, Telescópio Espacial Hubble e outros telescópios na Terra permitiram constatar mudanças de longo prazo que vêm ocorrendo na atmosfera do planeta. Em especial, notou-se um aumento da atividade atmosférica no hemisfério sul até o ano de 2003, quando a formação de nuvens atingiu seu máximo. A estratosfera do planeta também tem apresentado um gradual aumento da temperatura, por causas desconhecidas.

O planeta vem mostrando ainda um ligeiro aumento de brilho ao longo das últimas duas décadas devido à maior formação de nuvens, o que também deve estar relacionado à mudança de estação e à maior insolação no hemisfério sul. O maior aquecimento, em especial em altas latitudes, provoca correntes convectivas que leva o metano para as camadas altas da atmosfera, onde formam-se cristais que constituem as nuvens. Existem ainda evidências de que o ciclo de atividade solar, que se repete a cada onze anos, poderia também influenciar na maior ou menor quantidade de nuvens periodicamente.

Contrastando com a coloração azul do planeta, surgem nuvens de cristais de metano de coloração branca, análogas aos cirros formados por cristais de água na Terra. Possuem geralmente um curto período de existência, formando-se e dissipando-se em questão de horas. Localizam-se acima do nível de pressão de 1 bar, acima dos demais níveis de nuvens, sobre os quais projeta sombra. Nuvens deste tipo são comumente associadas a tempestades ciclônicas, tal como ocorreu em conjunto com a Grande Mancha Escura, possivelmente no nível de pressão de 0,1 bar. Estas nuvens são facilmente identificáveis quando observadas em infravermelho, pois refletem grande parte da radiação incidente neste comprimento de onda.

Modelos teóricos da atmosfera de Netuno preveem a localização de outras camadas de nuvens nas camadas internas da atmosfera do planeta, abaixo das camadas observadas pela Voyager 2. Devem ser formadas por sulfeto de hidrogênio e amônia entre 2 e 5 bar e cristais de água e hidrossulfeto de amônio entre 20 e 50 bar. Somente duas camadas de nuvem foram observadas diretamente, sendo a superior formada por metano e a inferior uma camada espessa e opaca, tratando-se possivelmente do topo da camada de nuvens de sulfeto de hidrogênio.

Tempestades

A Grande Mancha Escura, com nuvens de metano ao seu redor. Ao sul a Pequena Mancha Escura, outra tempestade ciclônica. Entre as duas, uma nuvem branca proeminente apelidada de Scooter. Fotografia realçada feita pela Voyager 2.

A visita da sonda Voyager 2 revelou que, mesmo apesar de estar extremamente longe do Sol, Netuno possui uma dinâmica atmosférica turbulenta, com fortes ventos e formações ciclônicas que evoluem rapidamente. Apresentam estruturas visualmente distintas, diferentemente de Urano. A velocidade média dos ventos que circulam o planeta em direção contrária ao movimento de rotação no equador é de cerca de 400 metros por segundo, e nos polos, em direção prógrada, cerca de 250 m/s, já muito superiores às velocidades dos ventos na Terra. Contudo, as maiores velocidades registradas no planeta atingem mais de 2 000 quilômetros por hora, sendo os mais rápidos registrados em todo o Sistema Solar. Esta dinâmica é causada principalmente pela energia interna irradiada do centro do planeta, produzindo correntes convectivas.

Uma das mais notáveis tormentas registradas foi a Grande Mancha Escura fotografada pela Voyager 2 ao passar pelo planeta. Comparável à Grande Mancha Vermelha de Júpiter, a mancha localizava-se a 30 graus ao sul do equador. Tratava-se de uma tormenta anticiclônica com 12 mil por 18 mil quilômetros de extensão, que diminuíram para 5 mil por 7 600 quilômetros após os oitos dias de observação da Voyager 2. Observações efetuadas poucos anos depois com o Telescópio Espacial Hubble mostraram que a Grande Mancha Escura havia desaparecido completamente, sem deixar nenhum vestígio. As tempestades ciclônicas no planeta parecem formar "buracos" nas camadas superiores de nuvens, revelando as camadas inferiores. Contudo, em 1994, o Hubble permitiu observar uma nova grande tempestade no outro hemisfério similar à observada pela Voyager 2, apelidada de Grande Mancha Escura do Norte, que durou por dois anos.

As fotografias da Voyager mostraram, ainda, um conjunto de nuvens brancas próximas à região da Grande Mancha Escura, mas que circulavam o planeta mais rápido, por isso foram apelidadas de Scooter. Ao sul da grande mancha existia outra tormenta de dimensões menores, nomeada Pequena Mancha Escura.

A intensidade do campo magnético ao nível atmosférico de 1 bar varia entre 1 e 0,1 gauss entre os hemisférios sul e norte, respectivamente. Sua origem possivelmente é a corrente de fluidos ionizados em seu interior, criando o efeito de dínamo similar ao da Terra e de Urano. A circulação de cargas elétricas nas camadas internas (localizadas possivelmente na metade do raio do planeta). A distribuição do campo magnético netuniano, entretanto, apresenta uma configuração complexa, na qual ocorre a superposição de um campo quadrupolo, o qual produz quatro polos magnéticos igualmente espaçados entre si, e octopolo cuja intensidade por vezes supera o dipolo, sendo o caso mais intenso deste fato em todo o Sistema Solar.

A magnetosfera de Netuno, a região livre dos efeitos do vento solar criada pelo campo magnético do planeta, estende-se desde o arco de choque (região onde as partículas do vento solar são desaceleradas pelo campo magnético), situado a cerca de 39 raios do planeta a frente de si, até a magnetopausa, a 26 raios do planeta na direção oposta. A configuração da magnetosfera de Netuno varia conforme a rotação do planeta e do campo magnético transcorrem, variando desde uma configuração normal semelhante ao campo magnético terrestre até aquela em que o polo magnético aponta diretamente na direção do vento solar, cujos ciclos se repetem a cada rotação do planeta. Isto causa o aquecimento das camadas mais altas da atmosfera bem como a emissão irregular de radiação eletromagnética no comprimento de onda do rádio.

Movimentos orbitais

Netuno completa uma translação ao redor do Sol a cada 164,79 anos terrestres, orbitando a uma velocidade de aproximadamente 5,45 quilômetros por segundo. A partir do ponto onde foi descoberto, Netuno completou sua primeira órbita somente em julho de 2011. O semieixo maior da órbita do planeta, a distância média entre ele e o Sol, mede aproximadamente 30 unidades astronômicas, o que equivale a 4,49 bilhões de quilômetros. A órbita de Netuno possui uma excentricidade de somente 0,011, o que faz com que seja uma das mais circulares dentre os planetas do Sistema Solar.

Contudo, além da imprecisão dos equipamentos utilizados, estes instrumentos obtinham a velocidade somente da atmosfera do planeta. Os ventos giram em velocidades diferentes conforme as bandas de circulação do planeta. Além disso, assim como os demais gigantes gasosos, o planeta apresenta rotação diferencial. Somente após a visita da Voyager 2 que o período de rotação do centro do planeta foi estabelecido com razoável precisão, sendo de 16 horas e sete minutos. O eixo de rotação de Netuno é inclinado em 28,3°, similar à inclinação do eixo terrestre, que é de 23,5°. Por isso o planeta apresenta variações sazonais da radiação solar recebida nos hemisférios norte e sul tal como a Terra, embora em Netuno cada estação dure aproximadamente 41 anos.

A órbita de Netuno é compartilhada com objetos troianos, que encontram-se distribuídos próximo aos pontos localizados 60° a frente e atrás do planeta, nos pontos de Lagrange L ₄ e L ₅, respectivamente. Em janeiro de 2016, somente doze troianos foram descobertos na órbita de Netuno, sendo nove deles localizados à frente do planeta. O primeiro a ser descoberto foi o , durante o programa Deep Ecliptic Survey em busca de corpos menores. A população de troianos netunianos, entretanto, deve ser muito maior, possivelmente comparável à quantidade de troianos de Júpiter ou mesmo maior. Isto porque os pontos de Lagrange são gravitacionalmente estáveis, assim como na órbita jupiteriana.

Somente um quasi-satélite do planeta Netuno foi descoberto até o presente momento, o asteroide (309239) 2007 RW₁₀. Visto de Netuno, este objeto com 250 quilômetros de diâmetro parece orbitar ao seu redor, embora orbite o Sol. Está em ressonância 1:1 com o planeta, embora deva permanecer nesta configuração somente nos próximos 12 500 anos.

O planeta Netuno se formou a partir da acreção de parte da matéria do disco protoplanetário existente ao redor do Sol primordial, inicialmente pela fusão de diversos planetesimais, de acordo com a hipótese nebular. Posteriormente, o núcleo de rocha ou gelo que se formara adquiriu dimensões suficientes para atrair o gás e a matéria ao seu redor até que o disco desaparecer por completo. Esse processo teria durado somente dez milhões de anos.

Após cessada a absorção de gases, muitos planetesimais que não foram incorporados aos planetas gigantes ficaram entre suas órbitas. Modelos numéricos sugerem que Netuno teria se formado bem mais próximo do Sol, somente a 23 UA. Contudo, a interação gravitacional dos gigantes gelados com os planetesimais os jogava para o interior do Sistema Solar (causando o período caótico do intenso bombardeio tardio) e, por conservação de energia, impulsionava Urano e Netuno para mais longe do Sol. A migração planetária pela qual o planeta passou teve reflexo na configuração do Cinturão de Kuiper, arrastando alguns objetos para órbitas ressonantes, nas quais se mantêm até o presente momento, ou direcionando-os para fora de sua órbita.

Tritão provavelmente não se formou próximo a Netuno, mas teria sido capturado pela gravidade do planeta em algum momento em sua história, por isso possui uma órbita retrógrada. Sua aproximação ao planeta teria perturbado a órbita de eventuais satélites preexistentes, levando à colisão entre eles. A configuração natural da órbita de Tritão faz com que o mesmo se aproxime gradualmente do planeta até que, em algum momento no futuro, o satélite atinja o limite de Roche e a gravidade de Netuno o faça se romper completamente, formando-se então um grande sistema de anéis.

Netuno é circundado por um tênue sistema de anéis, de cuja existência se suspeitava desde a década de 1980, e que vieram a ser confirmados pela sonda Voyager 2. Observava-se uma redução do brilho das estrelas nas proximidades do planeta durante uma ocultação, mas nunca de forma simétrica. As fotografias da Voyager 2 mostraram se tratar na verdade de anéis com pouco material em si, boa parte concentrada em aglomerações que formam arcos, mais brilhantes em comparação com o restante do próprio anel, característica única no Sistema Solar.

Netuno possui quatorze satélites naturais conhecidos. O maior deles é Tritão, que possui muitas características peculiares. Uma delas é que o satélite circula Netuno em uma órbita retrógrada, ou seja, em sentido oposto ao de rotação do planeta, sendo o único dos grandes satélites do Sistema Solar a executar tal movimento, o que poderia ser explicado se o satélite não tivesse se formado junto com o planeta, mas tivesse sido capturado por este posteriormente. Tritão possui aproximadamente 2 700 quilômetros de diâmetro, sendo mais de 6 vezes maior que Proteu, a segunda maior lua do planeta, que possui 420 quilômetros de diâmetro. Sua superfície é formada por camadas de nitrogênio, metano e dióxido de carbono congelados, marcados por características que sugerem atividade geológica. Tritão possui ainda uma atmosfera rarefeita e praticamente transparente, composta principalmente de nitrogênio. O satélite possui uma das menores temperaturas já detectadas no Sistema Solar, atingindo somente 35 K (-238 °C).

Nereida que, junto com Tritão e Larissa, eram os únicos satélites conhecidos de Netuno até o sobrevoo da Voyager 2, possui uma órbita extremamente elíptica e diâmetro de somente 340 km. Além de seu pequeno tamanho, possui uma baixa refletividade, o que torna sua observação extremamente difícil a partir da Terra. É o terceiro maior satélite natural do sistema netuniano, precedido por Proteu, cujo diâmetro é de 420 km. Além de Proteu, outros cinco satélites naturais foram descobertos a partir de imagens da Voyager 2, dentre eles Náiade, Talassa, Despina e Galateia, e o restante a partir dos grandes telescópios na Terra.

A configuração peculiar do sistema de satélites e anéis de Netuno sugere uma história conturbada. Em especial, a captura gravitacional de Tritão por Netuno pode ser a causa da órbita incomum de Nereida, assim como ser responsável por limpar as proximidades de sua órbita ao redor do planeta. Além disso, a existência de muitas pequenas luas nas proximidades dos anéis pode ser a fonte de poeira que mantém os anéis, através de pequenos impactos que acontecem com cometas ou meteoros.

Urano e Netuno fotografados durante o projeto The Two Micron All Sky Survey.

Por conta de sua imensa distância à Terra, Netuno não pode ser observado a olho nu, pois apresenta uma magnitude que varia de aproximadamente +7,8 a +8, enquanto, em uma noite escura as estrelas mais fracas observáveis possuem magnitude de +6. Por isso sua observação pode ser feita somente com o auxílio de um telescópio. Tritão, brilha com uma magnitude de somente +13,4, sendo necessário no mínimo um telescópio de 200 mm para observá-lo. O disco visível do planeta Netuno possui um diâmetro angular que varia entre 2,2 e 2,4 segundos de arco, por isso sua observação é fortemente perturbada pela turbulência atmosférica. O período sinódico, no qual o planeta retorna à mesma longitude na esfera celeste a partir da Terra é de 367,5 dias. O albedo de Netuno é de 0,29, ou seja, o planeta reflete quase um terço da luz que recebe do Sol.

Os desenhos astronômicos de Galileu mostram que ele observou Netuno no dia 28 de dezembro de 1612, e outra vez no dia 27 de janeiro de 1613; em ambas as ocasiões, o planeta estava muito próximo - em conjunção - a Júpiter. Mas, como pensou que se tratasse de uma estrela fixa, não lhe pode ser creditada a descoberta. Durante o período da sua primeira observação em dezembro de 1612, o movimento aparente de Netuno estava excepcionalmente lento, pois, no mesmo dia, o planeta havia iniciado o período retrógrado do seu movimento aparente no céu, que não podia ser percebido da Terra por meio dos instrumentos primitivos de Galileu.

A partir da descoberta de Urano em 1781, sua órbita passou a ser detalhadamente estabelecida a partir de numerosas observações, feitas principalmente pelo astrônomo francês Jean Baptiste Joseph Delambre. Entretanto, a posição observada do planeta não concordava com os cálculos estabelecidos, ou seja, não ocupava exatamente a posição prevista por modelos matemáticos, estando um pouco atrasado ou um pouco adiantado em sua órbita. Sugeriu-se, então, que estas perturbações gravitacionais seriam causadas por outro corpo celeste que orbitaria o Sol além de Urano. Desta forma, a partir de cuidadosas observações das variações da posição de Urano, seria possível calcular a posição do corpo desconhecido.

O desafio foi aceito por John Couch Adams, um astrônomo da Universidade de Cambridge, em 1843, quando passou a trabalhar com os dados obtidos até então, provando matematicamente ser possível a existência de um outro corpo celeste que seria responsável pela perturbação da órbita de Urano. Ele enviou os resultados para George Biddell Airy, astrônomo real britânico, que não fez nada com os resultados enviados por Adams até 1846, quando outro astrônomo francês, Urbain Le Verrier publicou resultados de seus cálculos independentes da localização do novo planeta, semelhante à posição obtida por Adams. Airy então designou dois astrônomos, James Challis e William Lassell, para procurarem o planeta. Em duas ocasiões, Challis afirmou ter visto o planeta, mas suas observações precisavam ser confirmadas. Sua estratégia para encontrar o planeta consistia em observar certa região do céu e comparar com as cartas estelares. Uma estrela observada que não estivesse na carta possivelmente seria o planeta.

Enquanto isso, Le Verrier, por carta, persuadiu o astrônomo Johann Gottfried Galle, do Observatório de Berlim, a procurar com o telescópio refrator do local. Heinrich Louis d'Arrest, um estudante, sugeriu a Galle que eles comparassem uma carta do céu recentemente desenhado na região do local previsto por Le Verrier com o céu observado no momento para procurar pelo deslocamento característico do planeta. Na mesma noite do recebimento da carta, em 23 de setembro de 1846, encontraram uma "estrela" que não estava nas cartas. Na noite seguinte observaram sua ligeira mudança de posição, o que confirmava de fato se tratar de um planeta, que estava a um grau de onde Le Verrier previra que estaria, e a cerca de 12° da previsão de Adams. Posteriormente, Challis percebeu que ele havia observado o planeta duas vezes em agosto, mas não o identificara devido à sua abordagem casual do trabalho.

"

O planeta cuja posição foi prevista de fato existe. No mesmo dia que recebi sua carta encontrei uma estrela de oitava magnitude que não estava na excelente carta (desenhada pelo Dr. Bremiker), Hora XXI da série de mapas celestes publicado pela Academia Real de Berlim. As observações feitas no dia seguinte determinaram se tratar do planeta procurado.

"

Na época da descoberta, houve muita rivalidade entre franceses e britânicos sobre qual país merecia os créditos pela descoberta. Posteriormente, chegou-se a um consenso internacional de que Le Verrier e Adams mereciam o crédito em conjunto. No entanto, a questão está agora sendo reavaliada por historiadores, devido à redescoberta, em 1998, dos "papéis sobre Netuno" (documentos históricos do Observatório de Greenwich), que foram aparentemente roubados pelo astrônomo Olin J. Eggen e escondidos por quase três décadas, sem serem redescobertos (em sua possessão) até imediatamente após sua morte. Após a revisão dos documentos, alguns historiadores agora sugerem que Adams não merece crédito igualmente a Le Verrier. Desde 1966, Dennis Rawlins tem questionado a credibilidade da reivindicação de Adams de co-descoberta. Em um artigo de 1992, em seu jornal Dio, ele considera a reivindicação britânica um "roubo". "Adams fez alguns cálculos, mas ele estava um tanto incerto sobre onde ele dizia que estava Netuno", diz Nicholas Kollerstrom, da University College London em 2003.

Observatório de Berlim (Av. Unter den Linden), no qual ocorreu a descoberta de Netuno. (Die Neue Sternwarte in Berlin, pintura a óleo de Carl Daniel Freydanck, 1838)

Pouco depois da sua descoberta, Netuno foi simplesmente chamado de "planeta exterior a Urano". Galle foi o primeiro a sugerir um nome, propondo nomeá-lo em homenagem ao deus Jano. Na Inglaterra, Challis propôs o nome .

Reivindicando o direito de nomear a sua descoberta, Le Verrier rapidamente propôs o nome Netuno para o seu novo planeta, afirmando falsamente que o nome já havia sido oficialmente aprovado pelo Bureau des Longitudes francês. Em outubro, chegou a denominar o planeta Le Verrier, com o seu próprio nome, e foi lealmente apoiado pelo diretor do Observatório de Paris, François Arago. No entanto, como essa sugestão encontrou dura oposição fora da França, os almanaques franceses rapidamente reintroduziram o nome Herschel para Urano, em homenagem ao seu descobridor, Sir William Herschel, e Leverrier para o novo planeta.

Em 29 de dezembro de 1846, Friedrich Georg Wilhelm Struve declarou-se publicamente a favor do nome Netuno para a Academia de Ciências da Rússia e, em poucos anos, Netuno tornou-se o nome internacionalmente aceito. Na mitologia romana, Netuno é o deus dos mares, identificado com o grego Poseidon. O uso de um nome mitológico parecia concordar com a nomenclatura dos outros planetas, que foram nomeados em homenagem a deuses romanos.

William Lassell

Já em 10 de outubro de 1846, 17 dias após a descoberta de Netuno, o astrônomo inglês William Lassell descobriu o seu principal satélite, Tritão, a pedido de John Herschel, que lhe escrevera uma carta nove dias antes.

Ao fim do século XIX, criou-se a hipótese de que irregularidades observadas no movimento de Urano e Netuno fossem causados pela presença de um outro planeta mais exterior. Após extensas campanhas de busca, Plutão foi descoberto em 18 de fevereiro de 1930, nas coordenadas previstas pelos cálculos de William Henry Pickering e Percival Lowell. No entanto, o novo planeta estava muito distante para que pudesse gerar a irregularidade observada no movimento de Urano, enquanto a irregularidade do movimento de Netuno era, na verdade, um erro no cálculo da massa do planeta (que foi definida com a missão da Voyager 2), e que, além disso, originava da irregularidade de Urano. A descoberta de Plutão foi, portanto, um tanto acidental.

Devido à sua grande distância, pouco se sabia sobre Netuno, pelo menos até a metade do século XX, quando Gerard Kuiper descobriu a sua segunda lua, Nereida. Nos anos setenta e oitenta, surgiram indícios sobre a probabilidade da presença de anéis ou arcos de anéis. Em 1981, Harold Reitsema descobriu a sua terceira lua, Larissa.

A Voyager 2 realizou sua máxima aproximação entre 24 e 25 de agosto de 1989, quando passou a menos de cinco mil quilômetros acima da atmosfera do planeta, embora as observações tenham transcorridos entre junho e outubro do mesmo ano. Algumas horas depois passou a quarenta mil quilômetros de Tritão, reunindo imagens de alta resolução de sua superfície. A proximidade permitiu à sonda coletar dados detalhados sobre as dimensões, composição e campo magnético, além de descobrir o sistema de anéis e seis novos satélites naturais e acompanhar sua complexa dinâmica atmosférica, através de cerca de dez mil fotografias enviadas, além de outros dados.

Oficialmente, não há missões planejadas para o planeta Netuno, embora muitas propostas tenham sido feitas, entre elas o Neptune/Triton Orbiter. Entretanto, a observação do planeta se manteve contínua, utilizando-se do Telescópio Espacial Hubble e os grandes telescópios espalhados pelo mundo. Estas observações permitem acompanhar a dinâmica do surgimento de nuvens e tempestades na atmosfera do planeta, através de equipamentos que permitem coletar dados em vários comprimentos de onda. Contudo o nível de detalhe é muito inferior à riqueza de detalhes fornecida pela sonda.

Referências

Bibliografia

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Netuno (planeta) - Wikipédia, a enciclopédia livre

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Netuno/Neptuno Planeta principal Fotografia feita pela sonda Voyager 2 ao passar pelo planeta em 1989.

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Nota: Se procura outros significados de Marte, veja Marte.

Marte

Planeta principal

Características orbitais

Periélio

206.669.000 km
1,381 497 UA

Excentricidade

0,093 315

Velocidade orbital média

24,077 km/s

Inclinação

Com a Com o equador do eclíptica: 1.850 °
Sol: 5.65 °

Número de satélites

2 ( Fobos e Deimos)

Características físicas

Diâmetro equatorial

6792,4 km

Área da superfície

144.798.500 km²

Volume

1,6318×10 ¹¹ km³

Massa

6,4174×10 ²³ kg

Densidade média

3,933 g/ cm³

Gravidade equatorial

3,711 m/s² g

Período de rotação

1,025 957 dias
24 h 37 min 22 s

Velocidade de escape

5,03 km/s

Albedo

0,170

Temperatura

média: −63 ºC
mínima: −143 ºC
máxima: 35 ºC

Composição da atmosfera

Pressão atmosférica

0,636 kPa

Dióxido de Carbono
Argônio
Nitrogênio
Oxigênio
Monóxido de carbono
Outros elementos

95,97%
1,93%
1,89%
0,146%
0,0557%
0,0083%

Marte é o quarto planeta a partir do Sol, o segundo menor do Sistema Solar. Batizado em homenagem a divindade romana da guerra, muitas vezes é descrito como o "Planeta Vermelho", porque o óxido de ferro predominante em sua superfície lhe dá uma aparência avermelhada.

Marte é um planeta rochoso com uma atmosfera fina, com características de superfície que lembram tanto as crateras de impacto da Lua quanto vulcões, vales, desertos e calotas polares da Terra. O período de rotação e os ciclos sazonais de Marte são também semelhantes aos da Terra, assim como é a inclinação que produz as suas estações do ano. Marte é o lar do Monte Olimpo, a segunda montanha mais alta conhecida no Sistema Solar (a mais alta em um planeta), e do Valles Marineris, um desfiladeiro gigantesco. A suave Bacia Polar Norte, no hemisfério norte marciano, cobre cerca de 40% do planeta e pode ser uma enorme marca de impacto. Marte tem duas luas conhecidas, Fobos e Deimos, que são pequenas e de forma irregular. Estas luas podem ser asteroides capturados, semelhante ao 5261 Eureka, um asteroide troiano marciano.

Marte está sendo explorado por oito espaçonaves atualmente: seis em órbita - Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Atmosphere and Volatile Evolution Missile - MAVEN, Mars Orbiter Mission e ExoMars Trace Gas Orbiter - e duas na superfície - Mars Science Laboratory Curiosity, Perseverance e o rover chinês Zhurong, como também o lander InSight. Entre as espaçonaves desativadas que estão na superfície marciana estão a sonda e várias outras sondas e rovers, como a , que completou sua missão em 2008, e o Opportunity.

Marte tem aproximadamente metade do diâmetro da Terra. Ele é menos denso do que a Terra, tendo cerca de 15% do seu volume e 11% de sua massa, resultando em uma aceleração da gravidade na superfície que é cerca de 38% da que se observa na Terra. A superfície marciana é apenas ligeiramente menor do que a área total de terra firme do planeta Terra. Apesar de Marte ser maior e mais massivo do que Mercúrio, este tem uma densidade mais elevada, com o que os dois planetas têm uma força gravitacional quase idêntica na superfície - a de Marte é mais forte por menos do que 1%. A aparência vermelho-alaranjada da superfície marciana é causada pelo óxido de ferro (III), mais comumente conhecido como hematita, ou ferrugem. Pode também parecer caramelo, enquanto outras cores comuns de superfície incluem dourado, marrom e esverdeado, dependendo dos minerais presentes. Estudo sugere que Marte teve um anel bilhões de anos atrás.

Tal como a Terra, este planeta sofreu diferenciação, o que resultou em um núcleo metálico denso sobreposto por materiais menos densos, a uma distância estimada entre 1 810 e 1 860 km. Os modelos atuais do interior do planeta implicam uma região central de cerca de 1 794 km ± 65 km de raio, composta principalmente por ferro e níquel, com cerca de 16-17% de enxofre. Este núcleo de sulfureto de ferro é parcialmente fluido e tem duas vezes a concentração dos elementos mais leves que existem no núcleo da Terra. O núcleo está envolvido por um manto de silicato que formou muitos dos acidentes tectônicos e vulcânicos do planeta, mas que parecem agora estar dormentes. Além do silício e do oxigênio, os elementos mais abundantes na crosta marciana são ferro, magnésio, alumínio, cálcio e potássio. A espessura média da crosta do planeta é cerca de 50 quilômetros, com uma espessura máxima de 125 km. A crosta terrestre, com uma média de 40 km de espessura, tem apenas um terço da densidade da crosta de Marte, considerando-se a razão dos tamanhos dos dois planetas. A sonda , prevista para 2016, irá utilizar um sismógrafo para melhor determinar os modelos do interior do planeta.

Marte é um planeta rochoso que consiste em minerais contendo silício e oxigênio, metais e outros elementos que normalmente compõem rocha. A superfície de Marte é composta principalmente de basalto toleítico, embora parte seja mais rica em sílica que o basalto típico e possa ser semelhantes às rochas andesíticas da Terra ou ao vidro de sílica. Regiões de baixo albedo apresentam concentrações de plagioclásios, sendo que as regiões de albedo mais baixo, ao norte, exibem concentrações superiores às normais de silicatos e de vidro de sílica. Partes das terras altas ao sul incluem quantidades detectáveis de piroxênios com alto teor de cálcio. Concentrações localizadas de hematita e olivina também foram encontradas. A maior parte da superfície está profundamente coberta por uma camada de pó de óxido de ferro (III) de textura fina.

Embora Marte não apresente qualquer evidência de possuir um campo magnético estruturado global, observações mostram que partes da crosta do planeta foram magnetizadas e que inversões geomagnéticas já ocorreram no passado. Este paleomagnetismo de minerais magneticamente suscetíveis tem propriedades que são muito semelhantes às faixas alternadas encontradas no fundo dos oceanos da Terra. Uma teoria, publicada em 1999 e reexaminada em outubro de 2005 (com a ajuda da Mars Global Surveyor), indica que essas faixas demonstram a existência de placas tectônicas em Marte há quatro bilhões de anos, antes de o dínamo planetário ter deixado de funcionar e o campo magnético do planeta ter desaparecido, talvez por causa de um excesso de hidrogênio, liberado pela dissociação da água próximo ao núcleo quente.

Durante a formação do Sistema Solar, Marte foi criado como resultado de um processo estocástico de acreção a partir do disco protoplanetário que orbitava o Sol. Marte tem muitas características químicas próprias causadas por sua posição no Sistema Solar. Elementos com pontos de ebulição relativamente baixos, como cloro, fósforo e enxofre são muito mais comuns em Marte do que na Terra. Estes elementos, provavelmente, foram removidos das áreas mais próximas ao Sol pelo vento solar da jovem estrela.

Após a formação dos planetas, todos foram sujeitos ao chamado " intenso bombardeio tardio". Cerca de 60% da superfície de Marte mostra registros de impactos dessa época, enquanto a maior parte da superfície restante é provavelmente sustentada por imensas bacias de impacto causadas por esses eventos. Há evidências de uma enorme bacia de impacto no hemisfério norte de Marte, abrangendo 10 600 km por 8 500 km, ou cerca de quatro vezes maior do que a Bacia do Polo Sul-Aitken da Lua, a maior depressão de impacto já descoberta. Esta teoria sugere que Marte foi atingido por um corpo do tamanho de Plutão cerca de quatro bilhões de anos atrás . O evento, que se acredita ser a causa da dicotomia hemisférica marciana, criou a suave Bacia Polar Norte, que cobre 40% do planeta.

A história geológica de Marte pode ser dividida em vários períodos, mas os seguintes são os três períodos principais:

Período Noachiano (nomeado a partir da Noachis Terra): formação das mais antigas superfícies existentes de Marte, entre 4,5 bilhões e 3,5 bilhões de anos. Superfícies desse período são marcadas por muitas grandes crateras de impacto. Acredita-se que a protuberância de Tharsis, um planalto vulcânico, tenha se formado durante este período, com extensas inundações por água líquida no final dessa época;

Período Hesperiano (nomeado a partir da Hesperia Planum): de 3,5 bilhões de anos a 2,9-3,3 bilhões de anos atrás. O período Hesperiano é marcado pela formação de extensas planícies de lava;

Período Amazônico (nomeado a partir da Amazonis Planitia): de 2,9-3,3 bilhões de anos atrás até o presente. Regiões amazônicas têm poucas crateras de impacto de meteoritos, mas são bastante variadas. O Monte Olimpo formou-se durante este período, juntamente com fluxos de lava em outros lugares de Marte.

Alguma atividade geológica ainda ocorre no planeta. O Athabasca Valles apresenta vestígios de derramamento de lava de cerca de 200 milhões de anos. A água corrente no Cerberus Fossae ocorreu há menos de 20 milhões de anos, indicando intrusões vulcânicas igualmente recentes. Em 19 de fevereiro de 2008, as imagens da sonda Mars Reconnaissance Orbiter mostraram evidências de uma avalanche a partir de um precipício de 700 metros de altura.

A sonda enviou dados que mostraram que o solo marciano é ligeiramente alcalino e contém elementos como magnésio, sódio, potássio e cloro. Esses nutrientes são encontrados nos jardins da Terra e são necessários para o crescimento das plantas. Experimentos realizados pela sonda mostraram que o solo marciano tem um pH básico de 7,7 e contém 0,6% do sal perclorato.

Estrias são comuns em Marte e novas aparecem com frequência em encostas íngremes de crateras, desfiladeiros e vales. As estrias são escuras no início e ficam mais claras com o tempo. Elas podem começar em uma pequena área e, em seguida, espalhar-se por centenas de metros. Elas também foram vistas seguindo as bordas das pedras e outros obstáculos em seu caminho. As teorias mais comumente aceitas indicam que elas são camadas subjacentes escuras do solo descobertas após avalanches de poeira brilhante ou redemoinhos. Várias explicações têm sido propostas, algumas das quais envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos.

Marte já abrigou um ciclo hidrológico ativo, como demonstrado por características geológicas em sua superfície. Porém, ele não possui mais a quantidade de água necessária para produzir essas impressões geológicas. Água líquida não poderia existir na superfície de Marte devido à baixa pressão atmosférica, que é cerca de 100 vezes mais fraca que a da Terra, a não ser em menores elevações por curtos períodos. As duas calotas polares marcianas também parecem ser feitas em grande parte de água. O volume de água congelada na camada de gelo do polo sul, se derretido, seria suficiente para cobrir toda a superfície do planeta a uma profundidade de 11 metros. Um manto de permafrost se estende desde o polo até latitudes de cerca de 60°.

As observações feitas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter revelaram a possibilidade de que exista água corrente no planeta durante os meses mais quentes. Em 2013, o Curiosity da NASA descobriu que o solo de Marte contém entre 1,5% e 3% de água em sua massa (cerca de 33 litros de água por metro cúbico, embora não esteja acessível por estar ligada a outros compostos). Marte pode ser facilmente visto da Terra a olho nu, assim como a sua coloração avermelhada. Sua magnitude aparente atinge -3,0 e é superada apenas por Júpiter, Vênus, Lua e Sol. Telescópios ópticos baseados em terra estão tipicamente limitados à resolução de acidentes geográficos maiores que 300 km quando a Terra e Marte estão mais próximos, devido à atmosfera terrestre.

Até o primeiro voo bem-sucedido sobre Marte feito em 1965 pela , muitos especulavam sobre a presença de água em estado líquido na superfície do planeta. Isto era baseado em variações periódicas observadas em manchas claras e escuras, particularmente nas latitudes polares, que se pareciam com mares e continentes; faixas escuras e longas foram interpretadas por alguns como canais de irrigação para a água líquida. Estas características foram mais tarde explicadas como ilusões de ótica, apesar de evidências geológicas recolhidas por missões não tripuladas sugerirem que Marte já teve uma cobertura de água de grande escala em sua superfície. Em 2005, dados de radar revelaram a presença de grandes quantidades de gelo de água nos polos e em latitudes médias. A sonda robótica coletou amostras de compostos químicos que continham moléculas de água em março de 2007, enquanto a sonda encontrou amostras de gelo no solo marciano raso em julho de 2008. Em setembro de 2015, cientistas da NASA anunciaram a descoberta de córregos sazonais com água em estado líquido na superfície do planeta com base em dados do Mars Reconnaissance Orbiter.

Acredita-se que grandes quantidades de água congelada estejam presas dentro da espessa criosfera de Marte. Os dados de radar da Mars Express e da Mars Reconnaissance Orbiter mostram grandes quantidades de gelo em ambos os polos (julho de 2005) e nas latitudes médias (novembro de 2008). A sonda retirou amostras de água congelada do solo marciano em 31 de julho de 2008.

Formas de relevo visíveis em Marte também sugerem fortemente que água em estado líquido tenha existido na superfície do planeta. Faixas lineares enormes de terra lavada, conhecidas como canais de escoamento, atravessam a superfície em cerca de 25 lugares. Acredita-se que essas faixas sejam registros de erosões que ocorreram durante a liberação catastrófica de água de aquíferos subterrâneos, embora haja hipóteses de que algumas dessas estruturas tenham resultado da ação de geleiras ou de lava. Um dos maiores exemplos, Ma'adim Vallis, tem cerca de 700 km de comprimento e é muito maior que o Grand Canyon, com uma largura de 20 km e uma profundidade de 2 km em alguns lugares. Acredita-se que tenha sido escavado por água corrente no início da história do planeta. Acredita-se que os mais novos desses canais tenham se formado recentemente, há apenas alguns milhões de anos. Em outros lugares, particularmente nas áreas mais antigas da superfície marciana, redes dendríticas de vales em escala menor estão espalhadas por proporções significativas da paisagem. As características desses vales e sua distribuição indicam fortemente que eles foram escavados pelo escoamento resultante da chuva ou queda da neve no início da história de Marte. Fluxos de água subsuperficiais e subterrâneos podem desempenhar papéis subsidiários importantes em algumas redes, mas a precipitação foi, provavelmente, a principal causa da formação em quase todos os casos.

Ao longo de crateras e de paredes de desfiladeiros, há também milhares de acidentes geográficos que parecem semelhantes às ravinas terrestres. As ravinas tendem a surgir nas terras altas do hemisfério sul e próximas ao equador, todas em direção aos polos de 30° de latitude. Vários autores sugeriram que o seu processo de formação envolvia água líquida, provavelmente gelo liquefeito, embora outros tenham defendido mecanismos de formação de geada de dióxido de carbono ou o movimento de pó seco. Não foram observadas ravinas parcialmente degradadas pelo intemperismo ou crateras de impacto sobrepostas, indicando que estes são acidentes muito jovens, possivelmente ainda ativos atualmente.

Outras características geológicas, como deltas e leques aluviais preservados em crateras, também apontam para condições mais quentes e mais úmidas em algum intervalo ou intervalos na história antiga de Marte. Tais condições requerem necessariamente a presença generalizada de lagos de cratera em uma grande proporção da superfície, para os quais também há evidências mineralógicas, sedimentológicas e geomorfológicas independentes.

Outra evidência de que a água líquida existiu em algum momento sobre a superfície de Marte vem a partir da detecção de minerais específicos, como hematita e goethita, ambos os quais se formam, por vezes, na presença de água. Em 2004, o Opportunity detectou o mineral jarosita, que se forma somente na presença de água ácida, demonstrando que a água uma vez existiu em Marte. Evidências mais recentes de água líquida vêm do achado do mineral gipsita na superfície pelo Opportunity em dezembro de 2011. O líder do estudo, Francis McCubbin, cientista planetário da Universidade do Novo México em Albuquerque, analisando hidroxilas em minerais cristalinos de Marte, declarou que a quantidade de água no manto superior de Marte é igual ou maior do que a da Terra, entre 50 e 300 partes por milhão, o que é suficiente para cobrir todo o planeta a uma profundidade de 200 a 1 000 metros.

Em 18 de março de 2013, a NASA relatou evidências, encontradas pelos instrumentos do rover Curiosity, de hidratação mineral, provavelmente sulfato de cálcio hidratado, em várias amostras de rochas, incluindo fragmentos das rochas " Tintina" e " Sutton Inlier", bem como em inclusões e nódulos em outras rochas, como "Knorr" e "Wernicke". Análises usando o instrumento DAN do Curiosity forneceram evidências da presença de água subterrânea até uma profundidade de 60 cm, num teor de até 4% de água, na travessia do rover desde o Bradbury Landing até a área do Yellowknife Bay, na locação Glenelg.

Em 28 de setembro de 2015, a NASA anunciou que havia encontrado evidência conclusiva de fluxos sazonais de salmoura hidratada em encostas, com base em leituras espectrométricas das áreas escuras das encostas. Essas observações confirmaram hipóteses anteriores, baseadas na época da formação e taxa de crescimento, de que essas estrias escuras resultaram do fluxo de água na subsuperfície muito rasa. As estrias contêm sais hidratados, percloratos, que possuem moléculas de água em sua estrutura cristalina. As estrias fluem pelas encostas no verão marciano, quando a temperatura está acima de -23 °C, e congelam em temperaturas menores.

Pesquisadores acreditam que grande parte das planícies baixas do norte do planeta foi coberta por um oceano com centenas de metros de profundidade, embora esta tese ainda seja controversa. Em março de 2015, cientistas afirmaram que tal oceano pode ter tido o tamanho do Oceano Ártico da Terra. Este achado foi obtido a partir da relação entre a água e o deutério na atmosfera marciana moderna em comparação com a relação encontrada na Terra. Oito vezes mais deutério foi encontrado em Marte do que existe na Terra, o que sugere que antigamente Marte tinha níveis significativamente mais elevados de água. Os resultados do rover já haviam encontrado uma alta proporção de deutério na cratera Gale, embora não significativamente alta para sugerir a presença de um oceano. Outros cientistas advertiram que o estudo não foi confirmado e apontaram que os modelos climáticos marcianos naquele momento não demonstraram que o planeta era quente o suficiente no passado para manter corpos de água líquida. No entanto, a maioria concorda que um oceano existiu há mais de 3 bilhões de anos, mas há uma variedade de opiniões sobre quanto tempo durou.

Nenhuma água salgada líquida foi definitivamente encontrada em Marte. Mas houve indícios de água escorrendo do subsolo e um relatório de 2018 controverso da MARSIS de um lago de 20 km de diâmetro, enterrado quase 1,5 km abaixo da superfície, perto do polo sul do planeta. A investigação revelou que o polo sul é composto por várias camadas de gelo e poeira a uma profundidade de cerca de 1,5 km, distribuídos por uma região de 200 km de largura. Os pesquisadores descobriram que um tipo de salmoura poderia permanecer líquido na superfície do planeta e alguns centímetros abaixo por até seis horas consecutivas em 40% do planeta, principalmente nas latitudes médias a altas do norte. No entanto, essas salmouras nunca ficariam mais quentes do que cerca de -48° C, cerca de 25 graus abaixo da tolerância conhecida pela vida na Terra.

Marte tem duas calotas polares de gelo permanente. Durante o inverno em um dos polos, ele fica em escuridão contínua, que resfria a superfície e provoca a deposição de 25 a 30% da atmosfera em placas de gelo de ( gelo seco). Quando o polo é novamente exposto à luz solar, o CO ₂ congelado sublima, criando enormes ventos que varrem o polo a velocidades de até 400 km/h. Esses ventos sazonais transportam grandes quantidades de poeira e vapor d'água, dando origem a geadas semelhantes às da Terra e de grandes nuvens . Nuvens de água e gelo foram fotografadas pelo rover Opportunity em 2004.

As calotas polares em ambos os polos são compostas principalmente (70%) de gelo de água. Dióxido de carbono congelado acumula como uma camada relativamente fina de cerca de um metro de espessura na calota norte apenas no inverno, enquanto a calota sul tem uma cobertura de gelo seco permanente de cerca de oito metros de espessura. Esta cobertura permanente de gelo seco no polo sul é salpicada por alguns tipos de poços circulares que se repetem e estão se expandindo alguns metros por ano; isso sugere que a cobertura permanente de CO ₂ sobre o gelo do polo sul está se degradando ao longo do tempo. A calota polar norte tem um diâmetro de aproximadamente mil quilômetros durante o verão do hemisfério norte de Marte e contém cerca de 1,6 milhão de quilômetros cúbicos (km³) de gelo, que, se espalhado uniformemente sobre a calota, teria 2 km de espessura. Em comparação, a camada de gelo da Groenlândia tem um volume de 2,85 milhões de quilômetros cúbicos. A calota polar do sul tem um diâmetro de 350 km e uma espessura de 3 km. O volume total de gelo na calota polar sul, mais os depósitos em camadas adjacentes, foi estimado em 1,6 milhão de quilômetros cúbicos. Ambas as calotas polares apresentam calhas espirais, que recente análise do radar mostrou serem resultado de ventos catabáticos em espiral devido ao efeito Coriolis.

A queda de geada sazonal em algumas áreas perto da calota polar sul resulta na formação de placas transparentes medindo até 1 quilômetro de diâmetro e 1 metro de espessura de gelo seco acima do solo. Com a chegada da primavera, a luz solar aquece o subsolo, e a pressão do CO ₂ sublimado aumenta sob o bloco, elevando-o e, finalmente, rompendo-o. Isto leva a erupções semelhantes a gêiseres de gás CO ₂ misturado com areia ou pó de basalto escuro. Este processo é rápido e acontece no espaço de alguns dias, semanas ou meses, uma taxa de variação bastante incomum em geologia - especialmente para Marte. O gás fluindo sob um bloco em direção a um gêiser escava sob o gelo um padrão de canais radiais do tipo teia de aranha, num processo que é o equivalente inverso de uma rede de erosão formada pela água que é drenada por um ralo. Em 2021 cientistas recriaram uma versão parecida com formas de araneiformes negras em seu laboratório. Os experimentos mostram diretamente que os padrões de aranha que observamos em Marte em órbita podem ser esculpidos pela conversão direta de gelo seco de sólido em gasoso.

Perda de água

Embora sejam mais lembrados por terem mapeado a Lua, Johann Heinrich von Mädler e Wilhelm Beer foram os primeiros "areógrafos". Eles começaram pela constatação de que a maioria dos acidentes geográficos da superfície de Marte eram permanentes e determinaram com mais precisão o período de rotação do planeta. Em 1840, Mädler reuniu dez anos de observações e desenhou o primeiro mapa de Marte. Em vez de dar nomes para as várias marcas na superfície, Beer e Mädler simplesmente designaram-nas com letras; Sinus Meridiani foi, assim, o acidente " a".

Hoje, as características de Marte são denominadas a partir de uma variedade de fontes. Características de albedo são nomeadas a partir da mitologia clássica. Crateras com mais de 60 km são nomeadas em homenagem a cientistas e escritores já falecidos e outros que contribuíram para o estudo de Marte. Crateras menores que 60 km homenageiam cidades e vilas do mundo com população inferior a 100 mil habitantes. Grandes vales são nomeados pela palavra "Marte" ou "estrela" em várias línguas; pequenos vales são nomeados por rios.

As grandes estruturas de albedo mantêm muitos dos nomes antigos, que são frequentemente atualizados para refletir novos conhecimentos sobre a natureza dessas características. Por exemplo, Nix Olympica (as neves do Olimpo) tornou-se Olympus Mons (Monte Olimpo). A superfície de Marte, vista da Terra, é dividida em dois tipos de áreas, com diferentes albedos. As planícies mais pálidas cobertas de poeira e areia ricas em óxido de ferro avermelhado já foram consideradas como "continentes" marcianos e a elas foram dados nomes como Arabia Terra (terra da Arábia) ou Amazonis Planitia (Planície Amazônica). Acreditava-se que as características escuras eram mares, daí seus nomes Mare Erythraeum, Mare Sirenum e Aurorae Sinus. A maior característica escura vista da Terra é Syrtis Major. A calota polar norte é chamada Planum Boreum, enquanto a calota sul é chamada Planum Australe.

O equador de Marte é definido por sua rotação, mas a localização do seu " meridiano primário" foi estabelecida, como foi a da Terra (em Greenwich), pela escolha de um ponto arbitrário; Mädler e Beer selecionaram uma linha, em 1830, para os primeiros mapas de Marte. Após a nave espacial fornecer grande quantidade de imagens de Marte em 1972, uma pequena cratera (mais tarde chamada de Airy-0), localizada no Sinus Meridiani ("Baía Meridiana"), foi escolhida para a definição da longitude 0,0°, de forma a coincidir com a seleção original.

Como Marte não tem oceanos e, portanto, não há " nível do mar", uma superfície com elevação zero também teve de ser selecionada para um nível de referência, o que também é chamado de areoide de Marte, análogo ao geoide terrestre. A altitude zero foi definida pela altura em que há 610,5 Pa (6,105 mbar) de pressão atmosférica. Esta pressão corresponde ao ponto triplo da água e é cerca de 0,6% da pressão na superfície do nível do mar na Terra (0,006 atm). Na prática, atualmente esta superfície é definida diretamente pela medição da gravidade por satélites.

A dicotomia da topografia marciana é notável: as planícies do norte são achatadas por fluxos de lava, em contraste com as terras altas do sul, marcadas por crateras de antigos impactos de asteroides. Uma pesquisa de 2008 apresentou evidências sobre uma teoria proposta em 1980 postulando que, quatro bilhões de anos atrás, o hemisfério norte de Marte foi atingido por um objeto de um décimo a dois terços do tamanho da Lua. Se confirmado, isso tornaria o hemisfério norte de Marte o local de uma cratera de impacto de 10 600 km de comprimento por 8,5 mil quilômetros de largura, ou mais ou menos a área da Europa, Ásia e Austrália juntas, superando a Bacia do Polo Sul-Aitken, na Lua, como a maior cratera de impacto do Sistema Solar.

Marte é marcado por um conjunto de crateras de impacto: cerca de 43 mil crateras com um diâmetro de 5 quilômetros ou mais foram encontradas em sua superfície. A maior delas é a bacia de impacto Hellas Planitia, uma característica de formação de albedo claramente visível a partir da Terra. Devido à menor massa de Marte, a probabilidade de um objeto colidir com o planeta é cerca de metade da presente na Terra. Marte fica mais perto do cinturão de asteroides, por isso tem uma chance maior de ser atingido por materiais oriundos dessa região. O planeta é também mais suscetível a ser atingido por cometas de período curto, ou seja, aqueles que se encontram dentro da órbita de Júpiter. Apesar disso , há muito menos crateras em Marte em comparação com a Lua, porque a atmosfera de Marte fornece proteção contra meteoros pequenos. Algumas crateras têm uma geomorfologia que sugere que o solo se tornou úmido após o impacto do meteoro.

Características vulcânicas e tectônicas

O vulcão Monte Olimpo é um vulcão extinto na vasta região de Tharsis, que contém vários outros grandes vulcões. O Monte Olimpo é três vezes maior que o Monte Everest, que por comparação tem pouco mais de 8,8 km de altura. É a primeira ou a segunda montanha mais alta do Sistema Solar, dependendo da forma de medição escolhida, com fontes que vão de cerca de 21 a 27 km de altura.

O grande desfiladeiro Valles Marineris ( latim para Vales , também conhecido como Agathadaemon nos velhos mapas dos canais marcianos), tem um comprimento de quatro mil quilômetros e uma profundidade de até sete quilômetros. O comprimento do Valles Marineris é equivalente ao comprimento do continente europeu e estende-se através de um quinto da circunferência de Marte. Em comparação, o Grand Canyon na Terra tem 446 km de comprimento e quase 2 km de profundidade. O Valles Marineris foi formado devido à expansão da área de Tharsis, que causou o colapso da crosta na área do desfiladeiro. Em 2012, foi proposto que o Valles Marineris não é apenas um , mas também um limite de placa, onde ocorreu um movimento transversal de 150 km, fazendo de Marte um planeta com, possivelmente, duas placas tectônicas.

As imagens do a bordo de sonda Mars Odyssey da NASA revelaram sete possíveis entradas de cavernas nos flancos do vulcão . As cavernas, nomeadas em homenagem a entes queridos de seus descobridores, são conhecidas coletivamente como as "sete irmãs". As entradas das cavernas medem de 100 a 252 metros de largura e acredita-se que tenham, pelo menos, de 73 a 96 metros de profundidade. Dado que a luz não atinge o piso da maioria das cavernas, é possível que elas se estendam muito mais profundamente do que as estimativas inferiores e sejam mais largas abaixo da superfície. A caverna "Dena" é a única exceção: o seu chão é visível e tem 130 metros de profundidade. Os interiores destas cavernas podem ser protegidos contra micrometeoritos, radiação UV, erupções solares e partículas de alta energia que bombardeiam a superfície do planeta.

Pegadas de dunas em Hellas, também conhecidas como a insígnia da Frota Estelar Star Trek, são grandes dunas em forma de crescente ( barchan). A insígnia foi criada quando a lava fluiu sobre a planície e ao redor das dunas, mas não sobre elas. A lava solidificou, mas essas dunas ainda se erguiam como ilhas e o vento continuava a soprar. Ao final, as pilhas de areia que eram as dunas migraram, deixando essas "pegadas" na planície de lava. Elas também são chamadas de "moldes de dunas" e registram a presença de dunas cercadas por lava.

Marte perdeu sua magnetosfera há 4 bilhões de anos, então o vento solar interage diretamente com a ionosfera marciana, diminuindo a densidade atmosférica ao remover átomos da camada exterior. Ambas as sondas Mars Global Surveyor e Mars Express detectaram partículas atmosféricas ionizadas arrastadas para o espaço a partir de Marte e esta perda atmosférica está sendo estudada pela sonda . Em comparação com a Terra, a atmosfera de Marte é muito rarefeita. A pressão atmosférica na superfície varia hoje entre um mínimo de 30 Pa (0,030 kPa) no Monte Olimpo para mais de 1 155 Pa (1,155 kPa) em Hellas Planitia, com uma pressão média ao nível da superfície de 600 Pa (0,60 kPa). A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada 35 km acima da superfície da Terra. A pressão de superfície média resultante é de apenas 0,6% a da Terra (101,3 kPa). A altura de escala da atmosfera é cerca de 10,8 km, que é maior do que a da Terra (6 km), porque a gravidade de superfície de Marte é de apenas 38% da gravidade da Terra, o que é compensado tanto pela temperatura mais baixa quanto pelo peso molecular 50% maior da atmosfera de Marte. A atmosfera de Marte é composta por cerca de 96% de dióxido de carbono, 1,93% de argônio e 1,89% de nitrogênio, juntamente com traços de oxigênio e água. A atmosfera é muito empoeirada, contendo partículas de cerca de 1,5 µm de diâmetro que dão ao céu marciano uma cor opaca quando vista da superfície.

Metano foi detectado na atmosfera de Marte, com uma fração molar de cerca de 30 ppb; ele ocorre em plumas extensas, e os perfis implicam que o metano foi liberado a partir de regiões distintas. No meio do verão do norte, a pluma principal continha 19 mil toneladas métricas de metano, com uma força de fonte estimada de 0,6 kg por segundo. Os perfis sugerem que pode haver duas regiões de origem, a primeira centrada perto de 30°N 260°W e a segunda perto de 0°N 310°W. Estima-se que Marte deva produzir 270 toneladas/ano de metano.

O metano pode existir na atmosfera de Marte por um período limitado de tempo até ser destruído - as estimativas do seu tempo de vida variam entre 0,6 a 4 anos terrestres. A sua presença, apesar desta vida curta, indica a existência de uma fonte ativa do gás no planeta. Atividade vulcânica, impactos de cometas e a presença de formas de vida microbianas metanogênicas estão entre as possíveis fontes. O metano também poderia ser produzido por um processo não biológico chamado serpentinização, que envolve água, dióxido de carbono e o mineral olivina, que se sabe ser comum em Marte.

O rover , que pousou em Marte em agosto de 2012, é capaz de fazer medições que distinguem entre diferentes isotopólogos de metano; mas mesmo que a missão determine que a vida microscópica marciana é a fonte do metano, essas formas de vida provavelmente residem muito abaixo da superfície, fora do alcance do rover. As primeiras medições com o Tunable Laser Spectrometer (TLS) indicaram que há menos de 5 ppb de metano no local de pouso no momento da medição. Em 19 de setembro de 2013, cientistas da NASA, com base em outras medições feitas pela Curiosity, não relataram a detecção de metano atmosférico, com um valor medido de 0,18 ± 0,67 ppbv correspondente a um limite máximo de apenas 1,3 ppbv (limite de confiança de 95%) e, como resultado, concluíram que a probabilidade de atividade microbiana metanogênica atual em Marte é reduzida. A sonda Mars Orbiter Mission, da Índia, está pesquisando metano na atmosfera, enquanto a ExoMars Trace Gas Orbiter, planejada para ser lançada em 2016, irá estudar mais o metano, bem como os seus produtos de decomposição, como formaldeído e metanol.

Amônia também foi detectada em Marte pelo satélite Mars Express, mas com a sua vida útil relativamente curta, não ficou claro o que a tenha produzido. A amônia não é estável na atmosfera marciana e desintegra-se depois de algumas horas. Uma fonte possível é a atividade vulcânica.

Em 1994 a sonda Mars Express da Agência Espacial Europeia descobriu um brilho ultravioleta proveniente de "guarda-chuvas magnéticos" no hemisfério sul. Marte não possui um campo magnético global que guie as partículas carregadas que entram na atmosfera, mas tem múltiplos campos magnéticos em forma de guarda-chuva, principalmente no hemisfério sul, que são remanescentes de um campo global que decaiu bilhões de anos atrás.

De todos os planetas do Sistema Solar, Marte é o que possui as estações do ano mais parecidas com as da Terra, devido às inclinações semelhantes de eixos de rotação dos dois planetas. As durações das estações marcianas são cerca de duas vezes as da Terra, já que Marte está a uma maior distância do Sol, o que leva o ano marciano a ter duração equivalente a cerca de dois anos terrestres. As temperaturas de superfície de Marte variam de −143 °C (no inverno nas calotas polares) até máximas de 35 °C (no verão equatorial). A ampla variação de temperaturas é devida à fina atmosfera, que não consegue armazenar muito calor solar, à baixa pressão atmosférica e à baixa inércia térmica do solo marciano. O planeta também é 1,52 vez mais distante do Sol que a Terra, o que resulta em apenas 43% da quantidade de luz solar em comparação com a Terra.

Se Marte tivesse uma órbita semelhante à da Terra, as suas estações também seriam semelhantes, porque a sua inclinação axial é próxima à da Terra. A relativamente grande excentricidade da órbita de Marte tem um efeito significativo. O planeta está mais próximo do periélio quando é verão no hemisfério sul e inverno no norte, e próximo do afélio quando é inverno no hemisfério sul e verão no norte. Como resultado, as estações do ano no hemisfério sul são mais extremas e as estações do ano no norte são mais brandas. As temperaturas de verão no sul podem ser até 30 kelvin maiores do que as temperaturas equivalentes de verão no norte.

A distância média de Marte ao Sol é de cerca de 230 milhões de quilômetros (1,5 UA) e seu período orbital é de 687 dias terrestres. O dia solar em Marte é apenas um pouco maior do que um dia na Terra: 24 horas, 39 minutos e 35,244 segundos. Um ano marciano é igual a 1,8809 ano terrestre, ou seja, 1 ano, 320 dias e 18,2 horas. A inclinação do eixo de Marte é de 25,19 graus, semelhante à da Terra. Como resultado, Marte tem estações como a Terra, embora sejam quase duas vezes mais longas, pois seu período orbital é maior nesta proporção . Atualmente, a orientação do polo norte de Marte está próxima da estrela Deneb. Marte passou pelo seu afélio em março de 2010 e pelo seu periélio em março de 2011.

Marte tem uma excentricidade orbital relativamente acentuada, de cerca de 0,09; entre os outros sete planetas do Sistema Solar, só Mercúrio mostra maior excentricidade. Sabe-se que, no passado, Marte teve uma órbita muito mais circular do que atualmente. Em um ponto há 1,35 milhão de anos terrestres, Marte tinha uma excentricidade de cerca de 0,002, muito menor do que a da Terra hoje. O ciclo de excentricidade de Marte é de 96 mil anos terrestres, comparado ao ciclo de 100 mil anos da Terra. O planeta tem um ciclo de excentricidade muito mais longo com um período de 2,2 milhões de anos terrestres e isso ofusca o ciclo de 96 mil anos nos gráficos de excentricidade. Durante os últimos 35 mil anos, a órbita de Marte foi ficando um pouco mais excêntrica por causa dos efeitos gravitacionais dos outros planetas. A menor distância entre a Terra e Marte continuará a diminuir ligeiramente nos próximos 25 mil anos.

O entendimento atual de habitabilidade planetária - a viabilidade de um mundo desenvolver condições ambientais favoráveis ao surgimento de vida - favorece planetas que possuam água líquida em sua superfície. Isto frequentemente requer que a órbita de um planeta esteja dentro da zona habitável, que para o Sol se localiza entre logo depois de Vênus e aproximadamente o semieixo maior de Marte. Durante o periélio, Marte penetra nesta região, mas a fina (baixa pressão) atmosfera do planeta impede a existência de água líquida em grandes regiões por muito tempo. O fluxo de água líquida no passado demonstra o potencial do planeta para a habitabilidade. Evidência recente sugeriu que qualquer água na superfície marciana deve ter sido muito salgada e ácida para suportar uma vida terrestre regular.

Existem evidências de que o planeta tenha sido significativamente mais habitável no passado que nos dias de hoje, mas o fato de que tenha albergado vida permanece incerto. As sondas da década de 1970 continham dispositivos projetados para detectar microrganismos no solo marciano e tiveram alguns resultados positivos, inclusive um aumento temporário na produção de CO ₂ com a exposição a água e nutrientes. Este sinal de vida foi mais tarde contestado por cientistas, resultando em um debate intenso, com o cientista da NASA Gilbert Levin sustentando que a Viking pode ter encontrado vida. Uma reanálise dos dados da Viking, à luz do moderno conhecimento de formas extremófilas de vida, sugeriu que os testes da Viking não eram suficientemente sofisticados para detectar essas formas de vida e podem até mesmo ter matado uma hipotética forma de vida. Testes conduzidos pela sonda Phoenix Mars mostraram que o solo tem um pH alcalino e contém magnésio, sódio, potássio e cloro. Os nutrientes do solo podem ser capazes de suportar vida, mas a vida ainda assim teria que ser protegida da intensa luz ultravioleta. Análise recente do meteorito marciano EETA79001 encontrou 0,6 ppm de ClO ₄−, 1,4 ppm de ClO ₃− e 16 ppm de NO ₃−, a maior parte provavelmente de origem marciana. O ClO ₃− sugere a presença de outros compostos altamente oxidantes de cloro e oxigênio, como ClO ₂− e ClO, produzidos tanto por oxidação do Cl por ultravioleta quanto por radiólise do ClO ₄− por raios-X. Portanto, somente substâncias orgânicas ou formas de vida altamente refratárias ou bem protegidas (subsuperficiais) teriam chance de sobreviver. Uma análise de 2014 da Phoenix WCL mostrou que o Ca(ClO ₄) ₂ no solo da Phoenix não interagiu com água líquida de qualquer forma talvez nos últimos 600 milhões de anos. Se tivesse, o altamente solúvel Ca(ClO ₄) ₂ em contato com água líquida teria formado somente CaSO ₄. Isto sugere um ambiente extremamente árido, com mínima ou nenhuma interação com água líquida. Foi encontrado, em 2019, um grupo de compostos orgânicos, tiofenos, que normalmente ocorrem na Terra em querogênio, carvão e petróleo bruto, bem como em estromatólitos e microfósseis. Isso sugere um processo biológico, provavelmente envolvendo bactérias.

Cientistas propuseram que os glóbulos de carbonato encontrados no meteorito ALH84001, que se acredita ter se originado em Marte, podem ser micróbios fossilizados que existiam em Marte quando o meteorito foi arrancado da superfície de Marte por um choque de meteoro há cerca de 15 milhões de anos. Esta proposta foi recebida com ceticismo e foi sugerida uma origem exclusivamente inorgânica para as formas. Pequenas quantidades de metano e metanal detectadas pelas sondas em Marte foram indicadas como possíveis evidências para a vida, uma vez que esses compostos químicos se decompõem rapidamente na atmosfera marciana. Entretanto, uma alternativa é que esses compostos sejam repostos por vulcões ou outros meios geológicos, como a serpentinização. Vidro formado pelo impacto de meteoros, que na Terra pode preservar sinais de vida, foi encontrado na superfície de crateras de impacto de Marte. Da mesma forma, este vidro poderia ter preservado sinais de vida se esta existisse no local.

Em junho de 2018, a NASA informou que o rover havia encontrado evidências de compostos orgânicos complexos de rochas com idade de aproximadamente 3,5 bilhões de anos, cujas amostras vieram de dois locais distintos em um lago seco na cratera Gale. As amostras de rochas, quando pirolisadas pelo instrumento da Curiosity, liberaram uma série de moléculas orgânicas; estes incluem tiofenos contendo enxofre, compostos aromáticos tais como benzeno e tolueno, além de compostos alifáticos tais como propano e buteno. Os níveis de compostos orgânicos são 100 vezes maiores que as descobertas anteriores. Os autores especulam que a presença de enxofre pode ter ajudado a preservar os compostos orgânicos. Os produtos de decomposição se assemelham aos gerados pelo querogênio, um precursor do petróleo e do gás natural na Terra. A NASA afirmou que essas descobertas não são evidências de que a vida existiu no planeta, mas que os compostos orgânicos necessários para sustentar a vida microscópica estavam presentes. Devido à forma como a atmosfera marciana pode preservar esses compostos, pode haver fontes mais profundas de compostos orgânicos no planeta.

Em julho de 2018, cientistas relataram a descoberta de um lago subglacial em Marte, o primeiro corpo estável de água conhecido no planeta. Ele fica a 1,5 km abaixo da superfície na base da calota polar sul e tem cerca de 20 quilômetros de largura. O lago foi descoberto usando o radar MARSIS a bordo da sonda Mars Express, e os dados foram coletados entre maio de 2012 e dezembro de 2015. O lago está localizado numa área plana que não exibe características topográficas peculiares. É principalmente cercado por terrenos mais altos, exceto em seu lado oriental, onde há uma depressão.

Marte tem duas luas naturais relativamente pequenas - Fobos, com cerca de 22 quilômetros de diâmetro, e Deimos, com cerca de 12 quilômetros de diâmetro - que têm órbitas próximas ao planeta. Acredita-se que essas luas sejam asteroides capturados pelo campo gravitacional marciano, mas a sua origem verdadeira permanece incerta. Ambos os satélites foram descobertos em 1877 por Asaph Hall e foram nomeados em homenagem aos deuses Fobos (pânico/medo) e Deimos (terror/horror), que na mitologia grega acompanhavam seu pai, Ares, o deus da guerra, durante as batalhas. Marte era a contraparte romana de Ares. No grego moderno, porém, o planeta mantém seu antigo nome, Ares (Aris: Άρης).

Vistos da superfície de Marte, os movimentos de Fobos e Deimos parecem muito diferentes do da Lua. Fobos nasce no oeste, se põe a leste e nasce novamente em apenas 11 horas. Deimos, por estar quase em órbita sincronizada - quando o período orbital iguala o período de rotação do planeta - nasce como esperado no leste, mas lentamente. Apesar da órbita de 30 horas de Deimos, ele leva 2,7 dias entre o nascente e o poente, para um observador no equador.

A origem das duas luas não é bem compreendida. Seu baixo albedo e a composição de condrito carbonáceo foram considerados semelhantes aos de asteroides, apoiando a teoria de captura gravitacional. A órbita instável de Fobos parece apontar para uma captura relativamente recente. Mas ambas têm órbitas circulares, próximas do equador, o que é muito incomum para objetos capturados, já que a dinâmica de captura exigida é complexa. A possibilidade de acreção no início da história de Marte também é plausível, mas não é compatível com uma composição parecida com a de asteroides, em vez de com a do próprio planeta. Uma terceira possibilidade é o envolvimento de um terceiro corpo ou algum tipo de impacto. Linhas mais recentes de evidências sobre Fobos sugerem que o satélite tem um interior altamente poroso e uma composição contendo principalmente filossilicatos e outros minerais conhecidos de Marte, o que aponta a origem de Fobos para o material ejetado por um impacto em Marte e que foi reagrupado na órbita marciana, semelhante à teoria dominante para a origem da Lua da Terra. Embora os espectros VNIR (em inglês: visible and near-infrared) das luas de Marte se assemelhem aos de asteroides do cinturão externo, o espectro infravermelho termal de Fobos é inconsistente com condritos de qualquer tipo.

Astronomia

Com a existência de várias sondas e , agora é possível estudar a astronomia do céu marciano. Fobos, uma das duas luas de Marte, tem cerca de um terço do diâmetro angular da Lua cheia como ela aparece na Terra, enquanto Deimos aparece mais ou menos com uma estrela e apenas um pouco mais brilhante do que Vênus na Terra. Vários fenômenos conhecidos na Terra foram observados em Marte, como meteoros e auroras. Uma passagem da Terra vista de Marte ocorrerá em 10 de novembro de 2084. Há também trânsitos de Mercúrio e de Vênus, e as luas Fobos e Deimos são de diâmetro angular tão pequeno que seus " eclipses solares" parciais são melhor considerados como trânsitos (ver Trânsito de Deimos em Marte).

Em 19 de outubro de 2014, o cometa Siding Spring passou extremamente próximo a Marte (cerca de 140 mil quilômetros), tão perto que sua coma pode ter envolvido o planeta.

Pela órbita de Marte ser excêntrica, a sua magnitude aparente em oposição ao Sol pode variar de -3,0 a -1,4. O brilho mínimo é de magnitude 1,6, quando o planeta está em conjunção com o Sol. Marte geralmente aparece distintamente amarelo, laranja ou vermelho; a cor real do planeta está mais próximo de caramelo, e a vermelhidão observada é apenas poeira na sua atmosfera. O rover Spirit, da NASA, registrou imagens de uma paisagem marrom-esverdeada com pedras azul-acinzentadas e manchas de areia vermelho-claras. Quando mais distante da Terra, fica a mais de sete vezes mais longe de nosso planeta do que quando está próximo. Quando menos favoravelmente posicionado, ele pode ser perdido no brilho do Sol por meses. Em seus momentos mais favoráveis - em intervalos entre 15 e 17 anos, sempre entre o final de julho e o final de setembro - muitos detalhes de sua superfície podem ser vistos com um telescópio. Especialmente notáveis, mesmo com baixa ampliação, são as suas calotas polares.

Conforme Marte se aproxima ao ponto de oposição, começa um período de movimento retrógrado em que o planeta parece se mover para trás, em um movimento de looping em relação às estrelas de fundo. A duração deste movimento retrógrado tem a duração de cerca de 72 dias e Marte atinge o seu pico de luminosidade no meio deste movimento.

O ponto em que a longitude geocêntrica de Marte é 180° em relação ao Sol é conhecido como oposição, que está perto do momento de maior aproximação com a Terra. O momento da oposição pode ocorrer a até 8 ½ dias da maior aproximação. A distância nas maiores aproximações varia entre 54 e 103 milhões de quilômetros, devido às órbitas elípticas dos planetas, o que causa uma variação comparável em tamanho angular. A última oposição de Marte ocorreu em 8 de abril de 2014, a uma distância de cerca de 93 milhões de quilômetros. O tempo médio entre oposições sucessivas de Marte (o seu período sinódico) é de 780 dias, mas o número de dias entre as datas de oposições sucessivas pode variar entre 764 e 812.

Absoluta, em torno do tempo presente

Marte fez a sua maior aproximação com a Terra e o seu brilho aparente máximo dos últimos 60 mil anos, 55 758 006 km (0,372719 UA) e magnitude -2,88, em 27 de agosto de 2003 às 09h51min13 UTC. Isto ocorreu quando Marte estava a um dia da sua oposição e a cerca de três dias do seu periélio, tornando o planeta particularmente fácil de ver a partir da Terra. Estima-se que a última vez em que o planeta chegou tão perto foi em 12 de setembro de 57 617 a.C.; o próximo momento será no ano 2287. Esta aproximação recorde foi apenas ligeiramente mais próxima do que outras aproximações recentes. Por exemplo, a distância mínima em 22 de agosto de 1924 foi de 0,37285 UA e a distância mínima em 24 de agosto de 2208 será de 0,37279 UA.

A existência de Marte como um objeto errante no céu noturno foi registrada por astrônomos do Egito Antigo e, em 1534 a.C., eles já estavam familiarizados com o movimento retrógrado do planeta. No período do Império Neobabilônico, os astrônomos babilônios faziam registros regulares das posições dos planetas e observações sistemáticas do seu comportamento. Sobre Marte, eles sabiam que o planeta fazia 37 períodos sinódicos, ou 42 circuitos do zodíaco, a cada 79 anos. Eles também inventaram métodos aritméticos para fazer pequenas correções para as posições previstas dos planetas.

No século IV a.C., Aristóteles observou que Marte desaparecia por trás da Lua durante uma ocultação, indicando que o planeta estava mais distante. Ptolomeu, um grego que vivia em Alexandria, tentou resolver o problema do movimento orbital de Marte. O modelo de Ptolomeu e sua obra coletiva sobre astronomia foram apresentados no , que se tornou o principal tratado da astronomia ocidental nos quatorze séculos seguintes. A literatura da China antiga confirma que Marte era conhecido pelos astrônomos chineses no século IV. No século V d.C., o texto astronômico indiano Surya Siddhanta estimou o diâmetro de Marte. Nas culturas da Ásia Oriental, Marte era tradicionalmente conhecido como a "estrela de fogo", com base nos Cinco elementos.

Durante o século XVII, Tycho Brahe mediu a paralaxe diurna de Marte, que Johannes Kepler usou para fazer um cálculo preliminar da distância do planeta. Quando o telescópio se tornou disponível, a paralaxe diurna de Marte foi novamente medida em um esforço para determinar a distância Sol-Terra. Isto foi realizado pela primeira vez por Giovanni Domenico Cassini em 1672. As primeiras medições da paralaxe foram prejudicadas pela qualidade dos instrumentos. A única ocultação observada de Marte por Vênus foi a de 13 de outubro de 1590, vista por Michael Maestlin em Heidelberg. Em 1610, Marte foi visto por Galileu Galilei, que foi o primeiro a observá-lo através de um telescópio. A primeira pessoa a desenhar um mapa de Marte que exibia características da superfície foi o astrônomo holandês Christiaan Huygens.

Por volta do século XIX, a resolução dos telescópios atingiu um nível suficiente para que as características da superfície de Marte pudessem ser identificadas. Uma oposição periélica de Marte ocorreu em 5 de setembro de 1877 e, naquele ano, o astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli usou um telescópio de 22 cm em Milão para produzir o primeiro mapa detalhado do planeta vermelho. Estes mapas continham características chamadas por Schiaparelli de canali, que mais tarde mostraram ser uma ilusão de óptica. Estes canali eram supostamente longas linhas retas na superfície de Marte para as quais ele deu nomes de rios famosos na Terra.

Influenciado pelas observações, o orientalista Percival Lowell fundou um observatório que tinha um telescópio de 30 cm e outro de 45 cm. O observatório foi utilizado para a exploração de Marte durante uma última boa oportunidade, em 1894. Ele publicou vários livros sobre Marte e a vida no planeta, que tiveram uma grande influência sobre o público. Os canali também foram encontrados por outros astrônomos, como Henri Joseph Perrotin e Louis Thollon em Nice, usando um dos maiores telescópios do mundo naquela época.

As mudanças sazonais (a diminuição das calotas polares e a formação de áreas escuras durante o verão marciano), em combinação com os canais, levaram a especulações sobre a presença de vida em Marte e fizeram surgir uma crença, mantida por muito tempo, de que Marte continha vastos mares e vegetação. O telescópio nunca chegou a uma resolução suficiente para provar quaisquer destas especulações. À medida que telescópios maiores foram usados, foram observados menos canali retos e longos. Durante uma observação em 1909 por Camille Flammarion com um telescópio de 84 cm, foram observados padrões irregulares, mas os canali não foram vistos.

Mesmo na década de 1960, artigos foram publicados sobre a "biologia marciana", deixando de lado outras explicações para as mudanças sazonais do planeta. Cenários detalhados do metabolismo e dos ciclos químicos de um ecossistema funcional chegaram a ser publicados. Desde que uma nave espacial visitou o planeta durante as missões da NASA nos anos 1960 e 1970, estes conceitos foram radicalmente quebrados. Além disso, os resultados das experiências de detecção de vida pela auxiliaram para que a hipótese de um planeta hostil e morto fosse geralmente aceita. A e a Viking forneceram dados que permitiram a obtenção de mapas melhores do planeta. Outro grande salto foi a missão Mars Global Surveyor, lançada em 1996 e que funcionou até o final de 2006, e permitiu a obtenção de mapas completos e extremamente detalhados da topografia, campo magnético e minerais da superfície de Marte. Estes mapas estão agora disponíveis on-line, por exemplo, no Google Mars. O Mars Reconnaissance Orbiter e a Mars Express continuaram explorando com novos instrumentos e apoiando as sondas na superfície. A NASA fornece duas ferramentas on-line: Mars Trek, que apresenta visualizações do planeta a partir de dados de 50 anos de exploração, e a Experience Curiosity, que simula viagens em Marte em 3-D com a Curiosity.

Dúzias de naves espaciais não tripuladas, como sondas orbitais e , foram enviadas para Marte pela União Soviética, Estados Unidos, Europa e Índia para estudar a superfície, o clima e a geologia do planeta. Atualmente, a informação está sendo obtida por sete sondas ativas na superfície ou em órbita de Marte, sendo cinco orbitais e dois rovers, quais sejam: 2001 Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), MAVEN, Mars Orbiter Mission, Opportunity e Curiosity. O público pode solicitar imagens de Marte da MRO através do programa HiWish.

O Mars Science Laboratory, chamado de Curiosity, foi lançado em 26 de novembro de 2011 e chegou a Marte em 6 de agosto de 2012 ( UTC). É maior e mais avançado do que os Mars Exploration Rovers, com uma velocidade de até 90 metros por hora. Os experimentos incluem um analisador químico a laser que pode deduzir a composição de rochas a uma distância de 7 m. Em 10 de fevereiro de 2013, o Curiosity obteve as primeiras amostras de rochas profundas já retiradas de outro corpo planetário, utilizando a sua broca embarcada.

A Organização Indiana de Pesquisa Espacial lançou a missão Mars Orbiter Mission em 5 de novembro de 2013, com o objetivo de analisar a atmosfera e a topografia marcianas. Equipada com sensores de metano, câmeras multi-espectrais, espectrômetros de imagem em infravermelho termal, fotômetros e outros itens em sua carga útil, a missão procura expandir a compreensão humana do Sistema Solar. Lançado de PSLV-C25, a missão Mars Reconnaissance Orbiter usou uma órbita de transferência de Hohmann para escapar da influência gravitacional da Terra e catapultar para uma viagem de nove meses até Marte. Essa é a primeira missão interplanetária bem-sucedida da Ásia e a sonda Mangalyaan estuda o planeta Marte desde 24 de setembro de 2014.

A Agência Espacial Europeia, em colaboração com a Agência Espacial Federal Russa - Roscosmos, enviou a sonda ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) e a sonda de superfície Schiaparelli em março de 2016. O orbitador TGO conseguiu entrar na órbita marciana em 19 de outubro. Contudo, o contato com o pousador Schiaparelli EDM foi perdido quando este já estava próximo ao solo. Imagens feitas pela MRO da NASA comprovaram que a sonda impactou violentamente contra o solo marciano e foi totalmente destruída. Uma hipótese sugere que os retrofoguetes do pousador, que deveriam reduzir sua velocidade, se apagaram muito antes do esperado.

Está planejado para maio de 2018 o lançamento da sonda de superfície InSight, juntamente com dois satélites CubeSats, que vão sobrevoar Marte e fornecer dados de telemetria da superfície. As sondas estão previstas para chegar a Marte em novembro de 2016.

Em 2018 a ESA enviará o "rover" ExoMars. A NASA planeja lançar o seu "rover" astrobiológico Mars 2020 em 2020. A sonda Mars Hope, dos Emirados Árabes Unidos, está planejada para lançamento em 2020, atingindo a órbita de Marte em 2021. Ela tem o objetivo de fazer um estudo global da atmosfera marciana. Diversos planos para uma missão tripulada a Marte foram propostos ao longo do século XX e já no século XXI, mas nenhum plano em andamento tem data de chegada anterior a 2025.

Impacto cultural

Marte é nomeado em homenagem ao deus romano da guerra. Em diferentes culturas, Marte representa a masculinidade e a juventude. Seu símbolo astronômico, um círculo com uma seta apontando para o lado superior direito, também é usado como símbolo do sexo masculino. As muitas falhas nas sondas de exploração de Marte resultaram em uma contracultura satírica que associa esses acidentes com a existência de um tipo de " Triângulo das Bermudas" entre a Terra e o planeta, alguma "maldição marciana" ou um "grande espírito maléfico das galáxias" que se alimentaria das sondas a Marte.

A ideia popular de que Marte era povoado por marcianos inteligentes se popularizou no final do século XIX. As observações dos por Giovanni Schiaparelli, combinadas com os livros de Percival Lowell sobre o tema, propuseram a noção padrão de um planeta seco, frio e prestes a morrer, com obras de irrigação sendo feitas por civilizações antigas.

Muitas outras observações e declarações de personalidades notáveis se somaram ao que tem sido chamado de "febre marciana". Em 1899, enquanto investigava o ruído de rádio atmosférico usando receptores em seu laboratório em Colorado Springs, o inventor Nikola Tesla observou sinais repetitivos que mais tarde ele imaginou serem comunicações de rádio vindas de outro planeta, possivelmente de Marte. Em uma entrevista de 1901, Tesla disse:

Foi algum tempo depois que o pensamento passou em minha mente de que os distúrbios que eu tinha observado poderiam se dever a um controle inteligente. Embora eu não tenha conseguido decifrar o seu significado, para mim era impossível pensar neles como sendo inteiramente acidentais. Um sentimento está constantemente crescendo em mim de que eu tenha sido o primeiro a ouvir a saudação de um planeta para outro.

As teorias de Tesla ganharam o apoio de Lord Kelvin que, ao visitar os Estados Unidos em 1902, teria dito que achava que Tesla tinha captado sinais marcianos que estavam sendo enviados aos Estados Unidos. No entanto, Kelvin negou "enfaticamente" esta declaração pouco antes de partir do país. "O que eu realmente disse foi que os habitantes de Marte, se houver algum, seriam, sem dúvida, capazes de ver Nova Iorque, especialmente o brilho da eletricidade".

Em um artigo do The New York Times de 1901, Edward Charles Pickering, diretor do Harvard College Observatory, disse que tinha recebido um telegrama do Observatório Lowell, no Arizona, que parecia confirmar que Marte estava tentando se comunicar com a Terra.

No início de dezembro de 1900 recebemos de Lowell, no Arizona, um telegrama afirmando que um raio de luz tinha sido visto projetando-se de Marte (o observatório Lowell tinha Marte como especialidade), com duração de 70 minutos. Eu enviei um telegrama com estes fatos para a Europa e enviei cópias através deste país. O observador é um homem confiável e cuidadoso e não há nenhuma razão para duvidar de que a luz existisse. Foi dada como partindo de um ponto geográfico bem conhecido em Marte. Isso foi tudo. Agora, a história foi para todo o mundo. Na Europa, afirma-se que eu tenho estado em comunicação com Marte e todos os tipos de exageros têm brotado. O que quer que a luz fosse, não há meios de saber. Se tinha inteligência ou não, ninguém pode dizer. É absolutamente inexplicável.

Nas últimas décadas, o mapeamento de alta resolução da superfície marciana, culminando na sonda Mars Global Surveyor, não revelou artefatos de habitação de qualquer tipo de vida "inteligente", mas a especulação pseudocientífica sobre a vida inteligente no planeta continua com comentaristas como Richard C. Hoagland. Remanescente da controvérsia sobre os canali, algumas especulações são baseadas em características de pequena escala percebidas nas imagens espaciais, como "pirâmides" e a chamada " Face de Marte". O astrônomo planetário Carl Sagan escreveu:

"

Marte tornou-se uma espécie de arena mítica na qual nós projetamos nossas esperanças e medos terrestres.

"

A representação de Marte na ficção foi estimulada por sua cor vermelha e pelas especulações científicas do século XIX de que suas condições de superfície não só poderiam suportar a vida, como também a vida inteligente. Isso originou um grande número de cenários de ficção científica, entre os quais está A Guerra dos Mundos, de H. G. Wells, publicado em 1898, em que os marcianos tentam fugir de seu planeta moribundo e tentam invadir a Terra. Uma adaptação radiofônica posterior de A Guerra dos Mundos foi feita no dia 30 de outubro de 1938 por Orson Welles nos Estados Unidos e foi apresentada como um noticiário ao vivo. O episódio tornou-se notório por causar pânico público geral, quando muitos ouvintes confundiram a história com a realidade e saíram desesperados.

Obras influentes retratam o planeta, como Crônicas Marcianas de Ray Bradbury, em que exploradores humanos acidentalmente destroem uma civilização marciana, a série de Edgar Rice Burroughs, Além do Planeta Silencioso (1938) de C. S. Lewis e uma série de histórias de Robert A. Heinlein de meados dos anos 1960. O autor Jonathan Swift faz referência às luas de Marte cerca de 150 anos antes de sua descoberta por Asaph Hall, detalhando descrições razoavelmente precisas de suas órbitas no capítulo 19 de seu romance As Viagens de Gulliver.

O personagem cômico de um marciano inteligente chamado Marvin, o Marciano apareceu na televisão em 1948 como um personagem nos Looney Tunes, da Warner Brothers, e continuou como parte da cultura popular desde então.

Após as naves espaciais e terem enviado imagens nítidas de Marte e revelado um mundo aparentemente sem vida e sem canais, essas ideias sobre o planeta tiveram que ser abandonadas e tem se desenvolvido uma moda de representações precisas e realistas sobre a colonização humana de Marte, como na trilogia Mars de Kim Stanley Robinson. Especulações pseudocientíficas sobre a "Face de Marte" e outros "monumentos" enigmáticos descobertos por sondas espaciais indicam que a ideia de civilizações antigas no planeta continua a ser um tema popular na ficção científica, especialmente no cinema.

Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em inglês cujo título é "Mars".

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Marte (planeta) - Wikipédia, a enciclopédia livre

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Nota: Se procura outros significados de Marte, veja Marte.

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Lua

Satélite da Terra

Características orbitais

Perigeu

363 104 km
0,0024 UA

Apogeu

405 696 km
0,0027 UA

Excentricidade

0,0549

Velocidade orbital média

1,022 km/s

Inclinação

Com a eclíptica: 5,145°
Com o equador da Terra: entre 18,29° e 28,58 °

Características físicas

Diâmetro equatorial

3474,8 km

Área da superfície

0,074 Terras
3,793 x 10 ⁷ km²

Volume

0,020 Terras
2,1958 × 10 ¹⁰ km³

Massa

0,0123 Terras
7,349 x 10 ²² kg

Gravidade equatorial

0,1654 g

Período de rotação

27 d 7 h 43 min (rotação síncrona)

Velocidade de escape

2,38 km/s

Albedo

0,1054

Temperatura

média: -53,1 ºC
mínima: -173,1 ºC
máxima: 116,9 ºC

Composição da atmosfera

Pressão atmosférica

1 µPa

Hélio
Neônio
Hidrogênio
Argônio

25%
25%
23%
20%

A 4,51 Lua é o único satélite natural da Terra e o quinto maior do Sistema Solar. É o maior satélite natural de um planeta no sistema solar em relação ao tamanho do seu corpo primário, tendo 27% do diâmetro e 60% da densidade da Terra, o que representa da sua massa. Entre os satélites cuja densidade é conhecida, a Lua é o segundo mais denso, atrás de Io. Estima-se que a formação da Lua tenha ocorrido há cerca de mil milhões * de anos, relativamente pouco tempo após a formação da Terra. Embora no passado tenham sido propostas várias hipóteses para a sua origem, a explicação mais consensual atualmente é a de que a Lua tenha sido formada a partir dos detritos de um impacto de proporções gigantescas entre a Terra e um outro corpo do tamanho de Marte.

A Lua encontra-se em rotação sincronizada com a Terra, mostrando sempre a mesma face visível, marcada por mares vulcânicos escuros entre montanhas cristalinas e proeminentes crateras de impacto. É o mais brilhante objeto no céu a seguir ao Sol, embora a sua superfície seja na realidade escura, com uma refletância pouco acima da do asfalto. A sua proeminência no céu e o seu ciclo regular de fases tornaram a Lua, desde a antiguidade, uma importante referência cultural na língua, em calendários, na arte e na mitologia. A influência da gravidade da Lua está na origem das marés oceânicas e ao aumento do dia sideral da Terra. A sua atual distância orbital, cerca de trinta vezes o diâmetro da Terra, faz com que no céu o satélite pareça ter o mesmo tamanho do Sol, permitindo-lhe cobri-lo por completo durante um eclipse solar total.

A Lua é o único corpo celeste para além da Terra no qual os seres humanos já pisaram. O Programa Luna, da União Soviética, foi o primeiro a atingir a Lua com sondas não tripuladas em 1959. O Programa Apollo, do governo dos Estados Unidos, permitiu a realização das únicas missões tripuladas até hoje ao satélite, desde a primeira viagem tripulada em 1968 pela Apollo 8, até seis alunagens tripuladas entre 1969 e 1972, a primeira das quais a Apollo 11. Estas missões recolheram mais de 380 quilogramas de rochas lunares que têm sido usadas no estudo sobre a origem, história geológica e estrutura interna da Lua.

Após a missão Apollo 17, em 1972, a Lua foi visitada apenas por naves espaciais não tripuladas, como pela última sonda do programa soviético . Desde 2004, Japão, China, Índia, Estados Unidos e a Agência Espacial Europeia enviaram sondas espaciais ao satélite natural. Estas naves espaciais têm contribuído para confirmar a descoberta de água gelada em crateras lunares permanentemente escuras nos pólos e vinculada ao regolito lunar. Missões tripuladas futuras para a Lua foram planejadas, através de esforços de governos e do financiamento privado. A Lua permanece, conforme acordado no Tratado do Espaço Exterior, livre para todas as nações que queiram explorar o satélite para fins pacíficos.

O termo em português Lua tem origem no latim Luna. Outro termo menos comum é selene, derivado do grego antigo selene ( Σελήνη), de onde o prefixo "seleno-" (como em selenografia) derivou-se.

Milhões de anos antes do presente

Impressão artística do impacto entre a Terra e Theia. Os destroços do impacto teriam posteriormente formado a Lua

Têm sido propostos vários mecanismos para explicar a formação da Lua, a qual ocorreu há 4,527 ± 0,010 4,45 mil milhões de anos e entre 30 e 50 milhões de anos após a origem do Sistema Solar. Uma pesquisa recente propõe uma idade ligeiramente mais jovem, entre 4,4 e mil milhões * de anos. Entre os mecanismos propostos estão a fissão da Lua a partir da crosta terrestre através de força centrífuga (o que exigiria uma imensa força de rotação da Terra), a captura gravitacional de uma lua pré-formada (o que exigiria uma improvável atmosfera alargada da Terra capaz de dissipar a energia da passagem da Lua) e a formação simultânea da Terra e da Lua no disco de acreção primordial (que não explica o esgotamento de ferro metálico na Lua). Estas hipóteses também não conseguem explicar o elevado momento angular do sistema Terra-Lua.

A hipótese que hoje em dia prevalece é a de que o sistema Terra- Lua se formou em resultado de um gigantesco impacto, durante qual um corpo do tamanho de Marte, denominado Theia, colidiu com a recém-formada proto-Terra, projetando material para a sua órbita que se aglutinou até formar a Lua. Modelos de computador do gigantesco cenário de impacto frequentemente afirmam que mais de 60% da lua deveria ser feita de material de Theia, mas a Lua e a Terra são um espelho de uma para o outra em sua composição, lançando dúvidas sobre uma origem principalmente de material lunar extraterrestre e, portanto, a única explicação de impacto. Essa objeção intrigante pode ser resolvida se a lua se formar quando Theia atingir a Terra enquanto ela ainda era jovem e coberta de rocha derretida. Uma teoria de 2017 propõe que a lua é feita de mini-luas. Uma amálgama de mini-luas explica por que a lua tem uma composição química terrestre.

Dezoito meses antes de uma conferência sobre a possível origem da Lua em outubro de 1984, Bill Hartmann, Roger Phillips e Jeff Taylor desafiaram os colegas cientistas ao dizer: "Vocês têm 18 meses. Voltem para os dados da Apollo, voltem para os computadores, façam o que tiverem que fazer, mas decidam-se. Não venham para a conferência a menos que tenham algo a dizer sobre o nascimento da Lua." Na conferência de 1984 em Kona, no Havaí, a hipótese do grande impacto emergiu como a mais popular. "Antes da conferência havia partidários das três teorias "tradicionais", além de algumas pessoas que estavam começando a considerar o impacto gigante como uma possibilidade séria e havia um enorme grupo apático que achava que o debate jamais seria resolvido. Posteriormente, havia essencialmente apenas dois grupos: os defensores do grande impacto e os agnósticos".

Pensa-se que os impactos gigantes tenham sido comuns nos primórdios do Sistema Solar. As simulações em computador do modelo do grande impacto são consistentes com as medições do momento angular do sistema Terra-Lua e com o pequeno tamanho do núcleo lunar. Estas simulações mostram também que a maior parte da Lua tem origem no corpo que embateu, e não na proto-Terra. No entanto, há testes mais recentes que sugerem que a maior parte da Lua se formou a partir da Terra, e não do impacto.

Oceanus Procellarum ("Oceano das Tempestades"). Fossas tectônicas antigas - estrutura retangular (visível - topografia - gradientes gravitacionais da GRAIL)

Os meteoritos mostram que os outros corpos do Sistema Solar interior, como Marte e Vesta, têm composições isotópicas de oxigénio e tungsténio muito diferentes das encontradas na Terra, enquanto a Terra e a Lua têm composições isotópicas praticamente idênticas. A mistura de material vaporizado entre a Terra e a Lua em formação após o impacto poderia ter equilibrado as suas composições isotópicas, embora isto ainda seja debatido.

A grande quantidade de energia libertada no evento de grande impacto e a posterior aglutinação de material na órbita da Terra teriam fundido a camada externa terrestre, formando um oceano de magma. A recém-formada Lua teria tido também o seu próprio oceano de magma lunar; cuja profundidade se estima ter sido entre 500 km e o raio total da Lua. Apesar da hipótese do grande impacto ser precisa na explicação de muitas linhas de evidência, existem ainda algumas questões em aberto, a maioria delas sobre a composição da Lua.

Em 2001, uma equipa do Instituto Carnegie de Washington divulgou a medição mais precisa das assinaturas isotópicas de rochas lunares até à atualidade. Para sua surpresa, descobriram que as rochas do programa Apollo apresentavam uma assinatura isotópica idêntica à de pedras da Terra e diferente de quase todos os outros corpos do Sistema Solar. Tratou-se de uma observação inesperada, uma vez que se acreditava que a maior parte do material que entrou em órbita para formar a Lua fosse proveniente de Theia. Em 2007, um grupo de investigadores do Instituto de Tecnologia da Califórnia anunciou que a probabilidade da Terra e de Theia terem assinaturas isotópicas idênticas era inferior a 1%. Uma análise de isótopos de titânio nas amostras lunares trazidas pela Apollo, publicada em 2012, demostrou que a Lua tem a mesma composição que a Terra.

Estrutura lunar

A Lua é um corpo diferenciado: a sua crosta, manto e núcleo são distintos em termos geoquímicos. A Lua possui um núcleo interno sólido e rico em ferro com 240 km de raio e um núcleo externo fluido composto essencialmente por ferro em fusão e com um raio de aproximadamente 300 km. O núcleo é envolto por uma camada parcialmente em fusão com um raio de cerca de 500 km. Pensa-se que esta estrutura se tenha desenvolvido a partir da cristalização fracionada de um oceano de magma global, pouco tempo depois da formação da lua, há cerca de 4,5 mil milhões de anos. A cristalização deste oceano de magma teria criado um manto máfico através de precipitação e afundamento dos minerais olivina, piroxena e ortopiroxena. Após a cristalização de cerca de três quartos do oceano de magma, tornou-se possível a formação de plagioclases que permaneceram à superfície, formando a crosta. Os últimos líquidos a cristalizar teriam inicialmente permanecido entre a crosta e o manto, com elevada abundância de elementos incompatíveis e produtores de calor. De forma consistente com esta hipótese, o mapeamento geoquímico a partir de órbita revela que a crosta é composta principalmente por anortosito, enquanto que as amostras de rocha lunar dos rios de lava que emergiram à superfície a partir da fusão parcial do manto confirmam a composição máfica do manto, o qual é mais rico em ferro do que o da Terra. As análises geofísicas sugerem que a crosta tenha em média 50 km de espessura.

A lua é o segundo satélite mais denso do Sistema Solar, atrás apenas de Io. No entanto, o seu núcleo interno é pequeno, com um raio de apenas 350 km ou menos, o que corresponde apenas a cerca de 20% da sua dimensão, em contraste com os cerca de 50% da maior parte dos outros corpos terrestres. A sua composição não está ainda confirmada, mas é provavelmente de ferro metálico ligado com uma pequena quantidade de enxofre e níquel. A análise da rotação da Lua indica que o núcleo se encontra num estado de fusão, pelo menos parcialmente.

Topografia da Lua. Note a região da Bacia do Polo Sul-Aitken, à esquerda, onde se encontram as menores altitudes do relevo lunar

A topografia da Lua tem sido medida através de altimetria laser e análise estereoscópica. A característica topográfica mais proeminente é a Bacia do Polo Sul-Aitken, com cerca de 2 240 km de diâmetro, o que faz dela a maior cratera lunar e a maior cratera conhecida do Sistema Solar. Com 13 km de profundidade, a sua base é o ponto de menor altitude na Lua. Os pontos de maior altitude encontram-se imediatamente a nordeste, tendo sido sugerido que esta área possa ter sido formada através do próprio impacto oblíquo na superfície que deu origem à bacia. As outras bacias de impacto de grande dimensão, como os mares Imbrium, Serenatis, Crisium, Smythii e Orientale, possuem igualmente pouca altitude e orlas elevadas. A face oculta da lua tem uma altitude média cerca de 1,9 km superior à face visível.

As planícies lunares escuras e relativamente desertas que podem ser facilmente observadas a olho nu são denominadas mares (ou maria em latim, singular mare), uma vez que os astrónomos da Antiguidade acreditavam que continham água. Sabe-se hoje que são vastos depósitos de antiga lava basáltica. Embora semelhantes aos basaltos terrestres, os basaltos dos mares têm uma abundância muito maior de ferro, ao mesmo tempo que não possuem quaisquer minerais alterados pela água. A maioria destas lavas afluiu ou foi projetada para as depressões formadas por crateras de impacto, uma vez que eram as regiões de menor altitude da topografia lunar. Na orla dos mares, encontram-se várias províncias geológicas com vulcões-escudo e domos lunares.

Os mares encontram-se quase exclusivamente na face visível da Lua, cobrindo 31% da sua superfície, enquanto que na face oculta são raros e apenas cobrem 2% da superfície. Pensa-se que isto seja devido à concentração de elementos produtores de calor na face visível, observada em mapas geoquímicos obtidos através de espectómetros de raios gama, a qual poderia ter provocado o aquecimento, fusão parcial, subida à superfície e erupção do manto inferior. A maior parte dos basaltos presentes nos mares surgiu durante erupções no período ímbrico, há cerca de 3-3,5 mil milhões de anos, embora algumas amostras datadas através de radiometria sejam de há 4,2 mil milhões de anos, enquanto que as erupções mais recentes datam de há apenas 1,2 mil milhões de anos.

As regiões mais claras da superfície lunar são denominadas terrae ou montanhas, uma vez que são mais elevadas do que a maior parte dos mares. Têm sido datadas, através de radiometria, de há 4,4 mil milhões de anos, e podem representar cumulatos de plagioclase do oceano de magma lunar. Em contraste com a Terra, pensa-se que nenhuma das principais cadeias montanhosas da Lua tenha sido formada em consequência de eventos tectónicos.

A concentração de mares na face visível é provavelmente o reflexo de uma crosta substancialmente mais espessa nas montanhas da face oculta, as quais podem ter sido formadas durante o impacto a pouca velocidade de uma segunda lua terrestre poucas dezenas de milhões de anos após a formação das próprias luas.

Crateras de impacto

A cratera lunar Daedalus no lado oculto da Lua

O outro principal processo geológico que afetou a superfície lunar foi a formação de crateras de impacto, em consequência da colisão de asteroides e cometas com a superfície lunar. Estima-se que só na face visível existam trezentas mil crateras com diâmetro superior a 1 km. Algumas são batizadas em homenagem a investigadores, cientistas e exploradores. A escala de tempo geológico lunar baseia-se nos principais eventos de impacto, como o nectárico, ímbrico ou o Mare Orientale, estruturas caracterizadas por vários anéis de material revolto, geralmente com centenas ou dezenas de quilómetros de diâmetro e associadas a uma gama diversa de depósitos de material projetado que formam um horizonte estratigráfico regional. A ausência de atmosfera, meteorologia e processos geológicos recentes significa que muitas destas crateras se encontram perfeitamente preservadas. Embora só algumas das bacias com múltiplos anéis tenham sido datadas em definitivo, são, no entanto, usadas como referência para atribuir datas relativas. Uma vez que as crateras de impacto se acumulam a um ritmo relativamente constante, a contagem do número de crateras em determinada área pode ser usada para estimar a idade da superfície. As idades radiométricas das rochas de impacto recolhidas durante as missões Apollo datam de há 3,8-4,1 mil milhões de anos. Isto tem sido usado para propor a existência de um Intenso bombardeio tardio de impactos.

A crosta lunar é revestida por uma superfície de rocha pulverizada denominada regolito, formada por processos de impacto. O regolito mais fino, o solo lunar de dióxido de silício, tem uma textura semelhante à neve e odor semelhante a pólvora usada. O regolito das superfícies mais antigas é geralmente mais espesso que o das superfície mais jovens, variando entre 10 a 20 metros nas terras altas e 3 a 5 metros nos mares. Por baixo da camada de regolito encontra-se o megaregolito, uma camada de rocha matriz bastante fraturada com vários quilómetros de espessura.

Composição de imagens do polo sul lunar obtida pela sonda Clementine.

Não é possível suster água em estado líquido na superfície lunar. Quando exposta à radiação solar, a água decompõe-se rapidamente através de um processo denominado fotólise, perdendo-se para o espaço. No entanto, desde a década de 1960 que os cientistas têm levantado a hipótese de existirem na Lua depósitos de água sob a forma de gelo. O gelo teria origem em impactos de cometas ou possivelmente produzido através da reação entre rochas lunares ricas em oxigénio e o hidrogénio do vento solar, deixando vestígios de água que poderiam ter sobrevivido nas crateras frias e sem luz dos polos lunares. As simulações em computador sugerem que até 14 000 km² da superfície podem estar em sombra permanente. A presença de quantidades utilizáveis de água na Lua é importante para se considerar a viabilidade económica de uma eventual colonização da Lua, uma vez que o transporte a partir da Terra seria economicamente inviável.

Em décadas posteriores, têm vindo a ser encontrados vestígios de presença de água na superfície lunar. Em 1994, uma experiência com radar biestático pela sonda Clementine indicou a existência de pequenas bolsas de água congelada perto da superfície. No entanto, observações posteriores no radiotelescópio de Arecibo sugerem que estas bolsas se podem tratar, na realidade, de rochas projetadas a partir de crateras de impacto recentes. Em 1998, o espectómetro de neutrões a bordo da sonda Lunar Prospector indicou que há hidrogénio presente em elevada concentração no primeiro metro de profundidade do solo nas imediações das regiões polares. Em 2008, uma amostra de rocha vulcânica trazida para a Terra pela Apollo 15 revelou que existiam pequenas quantidades de água no seu interior.

Ainda em 2008, a sonda Chandrayaan-1 confirmou a existência de água à superfície através do mapeador de mineralogia a bordo. O espectómetro observou linhas de absorção em comum com o hidroxilo na luz solar refletida, fornecendo evidências de grandes quantidades de água na forma de gelo na superfície lunar. A sonda mostrou que estas concentrações podem ser tão elevadas como 1 000 ppm. Em 2009, o LCROSS enviou um módulo de impacto para uma cratera polar em sombra permanente, detetando pelo menos 100 kg de água numa pluma de material projetado. Uma outra análise dos dados do LCROSS mostrou que a quantidade de água detetada estava próxima dos 155 kg (±12 kg).

Em 2018, a moganita, um dióxido de silício semelhante ao quartzo, foi detectado em rochas lunares. Isso é significativo porque a moganita é um mineral que requer água para se formar, reforçando a crença de que a água existe na Lua. Em agosto do mesmo ano, confirmando as previsões anteriores, uma recente pesquisa pela revista Proceedings of National Academy of Sciences (PNAS), confirmou a presença de gelo nos polos lunares. A pesquisa utilizou dados do Mapeador de Mineralogia da Lua (M3) a bordo da espaçonave Indiana Chandrayaan-1 e analisou as propriedades reflexivas da superfície lunar. O equipamento ainda forneceu medições diretas de como as moléculas absorvem a luz infravermelha, proporcionando a capacidade de diferenciar entre água líquida, vapor e gelo sólido.

Em outubro de 2020, a NASA confirmou a existência de água na superfície lunar. Após mais de dois anos de análises, as observações feitas foram publicadas e confirmam, de forma inequívoca, que existe água na Lua. Outro estudo mostra que a água pode se acumular em cerca de 40 000 quilômetros quadrados do satélite, uma superfície similar à de Extremadura (Espanha). A descoberta foi feita após o telescópio SOFIA ser apontado para a cratera Clavius, que possui mais de 200 quilomêtros de diâmetro perto do Polo Sul da Lua, quando captou ondas infravermelhas que apenas a água pode emitir, "Não há nenhum outro material na Lua que possa dar esse mesmo sinal" diz pesquisadores em entrevista à revista Nature Astronomy. Casey Honniball, planetologista da Universidade do Havaí (Estados Unidos) e pesquisadora da NASA, juntamente com sua equipe, afirma que a quantidade de água na cratera é de cerca de 200 microgramas para cada grama de terra lunar. Embora já tenha havido sinais de água na superfície lunar, essas novas descobertas sugerem que ela é mais abundante do que se pensava anteriormente.

O campo gravitacional da Lua tem sido medido através do rastreio do efeito Doppler de sinais de rádio emitidos a partir de veículos em órbita. As principais características da gravidade lunar são concentrações de massa, anomalias gravitacionais positivas de grande dimensão, associadas a algumas das maiores bacias de impacto, causadas em parte pelos densos depósitos basálticos que preenchem estas crateras. Estas anomalias influenciam significativamente a órbita de veículos em torno da Lua. No entanto, há ainda eventos sem explicação; as correntes de magma não explicam por si só todo o mapa gravitacional, e existem algumas concentrações de massa que não têm relação com o vulcanismo dos mares.

No entanto, devido à rotação sincronizada da Lua, não é possível efetuar o rastreio de veículos espaciais muito para além das extremidades do lado visível, pelo que o campo gravitacional do lado oculto se encontra ainda pouco caracterizado. A aceleração provocada pela gravidade na superfície da Lua é de 1,6249 m/s², cerca de 16,6% daquela da superfície terrestre. Quando considerada a totalidade da superfície, a variação na aceleração gravitacional é de cerca de 0,0253 m/s² (1,6% da aceleração provocada pela gravidade). Uma vez que o peso está diretamente relacionado com a aceleração gravitacional, os corpos na Lua pesam apenas 16,6% daquilo que pesariam na Terra.

A Lua tem um campo magnético exterior de cerca de 1-100 nanoteslas, menos de um centésimo do campo magnético terrestre. A Lua não tem um campo magnético global dipolar, como aqueles que são gerados pelo geodínamo característico de um núcleo de metal líquido, apresentando apenas magnetização da crosta, provavelmente adquirida muito cedo na sua História quando o geodínamo estava ainda em funcionamento. De acordo com uma hipótese alternativa, alguma da magnetização restante pode ter origem em campos magnéticos transitórios gerados durante grandes eventos de impacto, através da expansão de uma nuvem de plasma gerada por esse impacto na presença de um campo magnético ambiente. Isto é apoiado pela localização aparente das maiores magnetizações da crosta perto dos antípodas das maiores bacias de impacto.

A lua é seguida por uma cauda de matéria irradiada. A cauda lunar é feita de átomos de sódio lançados do solo lunar para o espaço por quedas de meteoros e, em seguida, empurrados por centenas de milhares de quilômetros pela radiação solar. A cauda lunar é invisível a olho nu. Durante alguns dias de lua nova a cada mês, no entanto, o feixe se torna visível para telescópios de alta potência que podem detectar o fraco brilho laranja do sódio no céu. O feixe então aparece como um ponto brilhante e difuso no céu oposto ao sol, cerca de cinco vezes o diâmetro da lua cheia e 50 vezes mais escuro do que os olhos humanos podem perceber. Pesquisadores detectaram uma "mancha de sódio" pela primeira vez na década de 1990. Mas, embora o ponto sempre apareça ao mesmo tempo no ciclo lunar, seu brilho varia muito. A câmera do céu inteiro (que pode analisar os comprimentos de onda de luz emitidos por elementos específicos, como o sódio) fez cerca de 21 000 imagens da lua, de 2006 a 2019.

Polo norte da Lua durante o verão

A atmosfera da Lua é tão rarefeita que pode praticamente ser considerada vácuo, sendo a sua massa total inferior a 10 toneladas. A pressão à superfície desta pequena massa é de cerca de 3 x 10 −15 atm (0,3 nPa) e varia ao longo do dia lunar. A atmosfera tem origem na desgaseificação e pulverização catódica - a libertação de átomos do solo lunar provocada pelo bombardeio de iões do vento solar. Entre os elementos detetados estão o sódio e o potássio, produzidos pela pulverização catódica (também encontrados nas atmosferas de Mercúrio e de Io); o hélio-4, produzido pelo vento solar; e árgon-40, rádon-222 e polónio-210, desgaseificados após serem criados por decaimento radioativo no interior da crosta e do manto. A ausência de elementos neutros (átomos ou moléculas) como oxigénio, nitrogénio, carbono, hidrogénio e magnésio, que estão presentes no regolito, ainda não é compreendida. A sonda Chandrayaan-1 assinalou a presença de vapor de água em diferentes concentrações de acordo com a latitude, com a concentração maior a ocorrer entre os 60-70º. É provavelmente gerado pela sublimação de gelo no rególito. Estes gases podem regressar ao monolito devido à gravidade ou então perderem-se no espaço, tanto através da radiação solar como, se tiverem sido ionizados, serem levados pelo campo magnético do vento solar.

A inclinação axial da Lua em relação à eclíptica é de apenas 1,5424º, muito inferior aos 23,44º da Terra. Devido a isto, a iluminação solar varia muito pouco em função das estações do ano e os elementos topográficos desempenham o principal papel nos efeitos das estações. A partir de imagens obtidas pela sonda Clementine em 1994, é provável que quatro regiões montanhosas na orla da cratera Peary, no polo norte, estejam permanentemente iluminadas, não existindo regiões semelhantes no polo sul. De igual modo, há locais que se encontram em sombra permanente na base de várias crateras polares, sendo estes locais extremamente frios. A sonda Lunar Reconnaissance Orbiter mediu a temperatura de verão mais baixa nas crateras do polo sul, registando 35 K (-238 °C), e na cratera Hermite, no polo norte, registando 26 K. Trata-se da temperatura mais fria alguma vez registada por uma sonda espacial no Sistema Solar, inferior até à da superfície de Plutão.

Imagem da Lua passando na frente da Terra a partir da perspectiva da sonda Deep Space Climate Observatory

Esquema que indica as inclinações orbitais axiais da Terra e da Lua (fora de escala)

Vista da Lua sobre o deserto de Mojave na Califórnia, Estados Unidos

A Lua é pequena em relação à Terra, com cerca de um quarto do diâmetro do planeta e 1/81 da sua massa. É a maior lua do Sistema Solar proporcionalmente ao tamanho do seu planeta, embora Caronte seja maior em relação ao planeta anão Plutão, com cerca de 1/9 da sua massa. Ainda assim, a Terra e a Lua são consideradas um sistema satélite-planeta, em vez de um sistema de planeta duplo, uma vez que o seu baricentro (o centro de massa comum) se situa 1 700 km no interior da superfície da Terra.

A Lua descreve uma órbita completa em torno da Terra e em relação às estrelas fixas cerca de uma vez a cada 27,3 dias (o seu período sideral). No entanto, uma vez que a Terra descreve ao mesmo tempo a sua órbita em redor do Sol, a Lua demora ligeiramente mais tempo a apresentar a mesma fase lunar, cujo ciclo demora cerca de 29,5 dias (o seu período sinódico). Ao contrário da maior parte dos satélites ou de outros planetas, a Lua orbita mais perto do plano eclíptico do que do plano equatorial. A órbita lunar é ligeiramente perturbada pelo Sol e pela Terra de várias maneiras e com mecanismos de interação complexos. Por exemplo, o plano de movimento orbital da Lua roda gradualmente, o que afeta por sua vez outros aspetos do movimento lunar. Estes efeitos são descritos em termos matemáticos pelas leis de Cassini.

A Lua encontra-se em rotação sincronizada, ou seja, o tempo que demora a descrever uma rotação em torno do seu eixo é o mesmo que leva para completar uma órbita à volta da Terra. Isto faz com que tenha praticamente sempre a mesma superfície voltada para a Terra. A Lua já rodou a uma velocidade maior durante a sua formação, mas ao longo do período inicial da sua história a sua velocidade foi diminuindo e sincronizou-se nesta orientação em resultado de efeitos de fricção associados a deformações da força de maré provocadas pela Terra. O lado da Lua voltado para a Terra é denominado " face visível" ou "lado visível", e o oposto é denominado " face oculta ou "lado oculto". A face oculta é por vezes denominada "lado negro", embora na realidade seja tão iluminada quanto a face visível: uma vez a cada dia lunar.

A Lua possui um albedo excepcionalmente baixo, o que lhe confere uma refletância um pouco mais brilhante do que asfalto gasto. Apesar disso, é o segundo corpo mais brilhante no céu a seguir ao Sol. Isto deve-se em parte ao brilho proporcionado pelo efeito da oposição. Durante as fases de quarto, a Lua aparenta ter um décimo do brilho da lua cheia, em vez de metade, como seria expectável. Para além disso, a constância de cor da visão recalibra as relações entre as cores de um objeto e a sua envolvente; e, uma vez que o céu à volta da Lua é bastante mais escuro, os olhos veem a lua como um objeto brilhante. As orlas da lua cheia aparentam ser tão brilhantes como o centro, sem escurecimento de bordo, uma vez que o solo lunar reflete mais luz em direção ao Sol do que em todas as outras direções. A Lua aparenta ser maior ao estar mais próxima da linha de horizonte, embora na realidade isto se deva apenas a um efeito psicológico conhecido por ilusão lunar, descrito pela primeira vez no séc. VII a.C..

O ponto de maior altitude da Lua no céu varia. Embora tenha quase o mesmo limite do Sol, este valor difere em função da fase lunar e da estação do ano, sendo o mais alto durante a lua cheia de inverno. O ciclo de nodos lunares, com a duração de 18,6 anos, também tem influência: quando o nodo ascendente da órbita lunar se encontra no equinócio de verão, a declinação lunar pode atingir os 28º em cada mês. A orientação do crescente lunar também depende da latitude do observador: em latitudes próximas do equador, a forma do quarto assemelha-se a um sorriso.

Tem havido diversas controvérsias ao longo da história sobre se as características da superfície lunar se alteram com o decorrer do tempo. Hoje, muitas destas alegações são consideradas ilusórias e resultantes da observação sob diferentes condições de luz, fenómenos de ou esquemas incorretos. No entanto, ocasionalmente ocorrem fenómenos de desgaseificação, que podem ser responsáveis por uma pequena percentagem dos fenômenos lunares transitórios. Recentemente, foi sugerido que uma região com cerca de 3 km de diâmetro na superfície lunar foi modificada por uma libertação de gás há cerca de um milhão de anos. A aparência da Lua, tal como a do Sol, pode ser afetada pela atmosfera da Terra. Entre os efeitos mais comuns estão um halo de 22º que se forma quando a luz da Lua é refratada pelos cristais de cirroestratos a elevada altitude, e coroas quando a Lua é observada através de nuvens pouco espessas.

As variações mês a mês do ângulo entre a direção da iluminação do Sol e da visualização a partir da Terra e as fases da Lua que resultam disso (em castelhano).

Libração da Lua ao longo de um mês lunar.

As marés na Terra são essencialmente provocadas pela variação de intensidade da força gravitacional da Lua de um lado para o outro do planeta, a qual é denominada força de maré. Isto forma duas dilatações de maré na Terra, mais facilmente observáveis em alto mar na forma de marés oceânicas. Uma vez que a Terra gira em torno de si própria cerca de 27 vezes mais rapidamente do que a Lua roda à sua volta, as dilatações são arrastadas pela superfície terrestre mais rapidamente do que o movimento da Lua, completando uma rotação em volta da Terra por dia, à medida que roda no seu eixo. As marés oceânicas são ainda amplificadas por outros efeitos: a fricção no manto oceânico, a inércia do movimento da água, o estreitamento das bacias oceânicas perto de terra e oscilações entre diferentes bacias oceânicas. A atração gravitacional do Sol nos oceanos da Terra é de cerca de metade da Lua, sendo a interação entre ambas a responsável pela mudança das marés.

O acoplamento gravitacional entre a Lua e a protuberância de maré mais próxima de si atua como torque na rotação da Terra, roubando momento angular e energia cinética à rotação da Terra. Por conseguinte, é acrescentado momento angular à órbita da Lua, o que a acelera e a leva para uma órbita mais distante e longa. Como resultado, a distância entre a Terra e a Lua está aumentando, enquanto a rotação da Terra se encontra em desaceleração. As medições realizadas a partir de experiências com refletores de laser durante as missões Apollo revelaram que a distância da Lua à Terra aumenta anualmente 38 milímetros (embora isto seja apenas 0,10 ppm/ano do raio da órbita da Lua). Os relógios atómicos revelam que o dia terrestre aumenta cerca de 15 microssegundos em cada ano, aumentando lentamente o ritmo de ajuste dos segundos bissextos do Tempo Universal Coordenado (UTC). Se não houvesse interferências, o movimento de maré continuaria até que a rotação da Terra e o período orbital da Lua se sincronizassem. No entanto, muito antes desse processo se completar, o Sol irá transformar-se numa gigante vermelha que irá engolir a Terra.

A superfície lunar também experiência movimentos de maré, os quais têm uma amplitude de cerca de 10 centímetros ao longo de 27 dias, e dois componentes: um fixo, devido à Terra, porque o satélite está em rotação sincronizada, e um variável, devido ao Sol. O componente induzido pela Terra surge a partir da libração, uma consequência da excentricidade orbital da Lua; se a órbita do satélite fosse perfeitamente circular, só haveria marés solares. A libração também muda o ângulo a partir do qual a Lua é vista, permitindo que cerca de 59% da superfície possa ser observada a partir da Terra (embora apenas metade, em dado momento). Os efeitos cumulativos do estresse provocado pelos movimentos de maré produzem sismos lunares, os quais são muito menos comuns e menos intensos do que os sismos terrestres embora, por outro lado, possam durar até uma hora devido à ausência de água para amortecer as vibrações sísmicas.

Os eclipses ocorrem apenas quando o Sol, a Terra e a Lua se encontram alinhados. Os eclipses solares ocorrem durante a lua nova, quando a Lua se encontra entre o Sol e a Terra. Por outro lado, os eclipses lunares ocorrem durante a lua cheia, quando a Terra se encontra entre o Sol e a Lua. O tamanho aparente da Lua é aproximadamente o mesmo do Sol, quando ambos são observados a aproximadamente meio ângulo de largura. O Sol é muito maior do que a Lua, mas é precisamente esse maior afastamento que por coincidência faz com que tenha o mesmo tamanho aparente da Lua, muito mais próxima e mais pequena. As variações entre o tamanho aparente, devido às órbitas não circulares, são também muito coincidentes, embora ocorram em diferentes ciclos. Isto faz com que seja possível ocorrerem eclipses totais (em que a Lua aparenta ser maior do que o Sol) e eclipses solares anulares (em que a Lua aparenta ser menor do que o Sol). Durante um eclipse total, a Lua cobre por completo o disco solar e a coroa solar torna-se visível a olho nu. Uma vez que a distância entre a Lua e a Terra aumenta muito devagar ao longo do tempo, o diâmetro angular da Lua também está a diminuir. Isto significa que há centenas de milhões de anos a Lua cobriu por completo o Sol em eclipses solares, e que não era possível ocorrerem eclipses anulares. Da mesma forma, daqui a 600 milhões de anos, a Lua deixará de cobrir o Sol por completo, e só ocorrerão eclipses anulares.

Uma vez que a órbita da Lua em volta da Terra tem uma inclinação de cerca de 5º em relação à órbita da Terra em volta do Sol, os eclipses não ocorrem em todas as luas novas e cheias. Para ocorrer um eclipse, a Lua deve estar perto da intersecção dos dois planos orbitais. O intervalo de tempo e recorrência dos eclipses é descrito no ciclo de Saros, que tem uma duração de aproximadamente dezoito anos.

Uma vez que a Lua bloqueia permanentemente a nossa visão de uma área circular do céu com meio grau de diâmetro, o fenómeno relacionado de ocultação ocorre quando uma estrela ou planeta brilhante passam perto da Lua e são ocultados. Desta forma, um eclipse solar é uma ocultação do Sol. Como a Lua se encontra relativamente perto da Terra, a ocultação de estrelas individuais não é visível de todos os pontos do planeta, nem ao mesmo tempo. Devido à precessão da órbita lunar, em cada ano são ocultadas estrelas diferentes.

Cartografia da Lua por Johannes Hevelius, na sua obra Selenographia de 1647, o primeiro mapa a incluir as regiões de libração.

O desenvolvimento da astronomia teve início com a necessidade de se compreender os ciclos lunares. Por volta do século V a.C., os astrónomos babilónicos tinham já registado o ciclo de Saros dos eclipses lunares, que decorria ao longo de dezoito anos, enquanto que astrónomos indianos tinham já descrito o alongamento mensal da Lua. O astrónomo chinês Shi Shen (séc. IV a.C.) forneceu instruções sobre como prever eclipses solares e lunares. Posteriormente veio-se a compreender a forma física da lua e a razão do luar. O filósofo grego Anaxágoras (m. 428 a.C.) argumentou que tanto o Sol como a Lua eram rochedos esféricos gigantes, e que a Lua refletia a luz solar. Embora os chineses durante a Dinastia Han acreditassem que a Lua fosse energia semelhante ao , reconheciam também que a luz da Lua se tratava apenas do reflexo da luz do Sol. O teórico chinês Jing Fang (78-37 a.C.) descreveu a forma esférica da Lua. No século II d.C., Luciano de Samósata escreveu uma novela na qual os protagonistas viajam até à Lua, que encontram desabitada. Em 499 d.C., o astrónomo indiano Aryabhata menciona na sua obra Āryabhaṭīya que a luz do Sol refletida é o que provoca o brilho da Lua. O astrónomo e físico Alhazen (965-1039) concluiu que a luz solar não era refletida pela Lua de forma semelhante a um espelho, mas que a luz era emitida por todas as partes da superfície iluminadas em todas as direções.

Na descrição do universo de Aristóteles (384-322 a.C.), a Lua marca a fronteira entre as esferas dos elementos mutáveis (terra, água, ar e fogo) e as estrelas perecíveis do éter, uma filosofia influente que dominaria o pensamento durante séculos. No entanto, no século II a.C., Seleuco de Seleucia propôs a teoria de que as marés se deviam à atração da Lua, e que a sua altura dependia da posição da Lua relativamente ao Sol. No mesmo século, Aristarco de Samos calculou a distância da Lua à Terra, obtendo um valor de cerca de vinte vezes o raio terrestre. Estes valores seriam mais tarde melhorados por Ptolomeu (90-168 d.C.), o qual concluiu que a distância média seria de 59 vezes o raio da terra e que a Lua teria um diâmetro 0,292 vezes o diâmetro terrestre. Estas valores estão muito próximos da medida correta de 60 e 0,273, respetivamente. Arquimedes (287-212 a.C.) inventou um planetário através do cálculo de deslocações da Lua e dos planetas conhecidos.

Durante a Idade Média, antes da invenção do telescópio, tinha-se vindo progressivamente a aceitar que a Lua era uma esfera, embora muitos acreditassem que era plana. Em 1609, Galileu foi um dos primeiros a cartografar a Lua através de telescópio na sua obra Sidereus Nuncius, fazendo notar que não era plana e que possuía montanhas e crateras. Seguem-se várias cartografias feitas através de telescópio; em finais do século XVII, a obra de Giovanni Battista Riccioli e Francesco Maria Grimaldi proporcionou o sistema de nomenclatura de características lunares ainda hoje em uso. O primeiro estudo trigonometricamente preciso das características lunares surge em 1834-36 na obra Mappa Selenographica de Wilhelm Beer e Johann Heinrich Mädler, na qual se incluíam as altitudes de mais de um milhar de montanhas. Pensava-se que as crateras lunares, observadas pela primeira vez por Galileu, seriam de origem vulcânica até a uma proposta de Richard A. Proctor em 1870, que sustentava que teriam sido formadas a partir de colisões. Este ponto de vista foi apoiado em 1892 através das experiências do geólogo Grove Karl Gilbert e de estudos comparativos realizados entre as décadas de 1920 e 1940, os quais estiveram na origem da estratigrafia lunar, que por volta da década de 1950 era já um ramo da astrogeologia.

Réplica do Lunokhod 1, o primeiro rover bem sucedido

A corrida espacial entre a União Soviética e os Estados Unidos, impulsionada pela Guerra Fria, levou a uma precipitação no interesse pela exploração lunar. A partir do momento em que se construíram lançadores com a capacidade necessária, ambas as nações iniciaram o envio de diversas sondas não tripuladas, tanto para missões de sobrevoo como de impacto ou alunagem. As naves do programa soviético Luna foram as primeiras a cumprir uma série de objetivos: posteriormente a uma série de missões mal sucedidas em 1958, o primeiro objeto construído pelo Homem a escapar à gravidade terrestre e a se aproximar da Lua foi a sonda ; o primeiro objeto a se despenhar contra a superfície lunar foi a ; e as primeiras fotografias do até então desconhecido lado oculto foram obtidas pela , todos os eventos ao longo de 1959.

O primeiro objeto a alunar com sucesso foi a e o primeiro veículo não tripulado a orbitar a Lua foi a , ambos em 1966. Três missões de retorno trouxeram de regresso à Terra amostras de rocha lunar ( em 1970, em 1972 e em 1976), num total de 0,3 kg. O programa Lunokhod foi o responsável pela alunagem de dois pioneiros, em 1970 e 1973.

Estados Unidos

Astronauta Buzz Aldrin fotografado por Neil Armstrong (o primeiro homem a pisar na Lua) durante a missão Apollo 11, em 20 de julho de 1969

Os Estados Unidos lançaram várias sondas não tripuladas de modo a obter dados tendo em vista uma eventual alunagem tripulada. O Programa Surveyor, coordenado pelo Jet Propulsion Laboratory, fez alunar a sua primeira sonda quatro meses após a . Em paralelo, a NASA criou o programa tripulado Apollo, depois de uma série de testes tripulados e não tripulados em órbita terrestre. A posterior alunagem dos primeiros seres humanos na Lua em 1969 é vista por muitos como o culminar da corrida espacial. Neil Armstrong tornou-se a primeira pessoa a caminhar na lua, enquanto comandante da missão Apollo 11, às 02:56 UTC do dia 21 de julho de 1969.

As missões Apollo 11 a 17 (exceto a Apollo 13 que teve que abortar a alunagem), trouxeram 382 kg de rocha e solo lunar, em 2 196 amostras individuais. A alunagem e respetivo regresso foi possibilitado por consideráveis progressos tecnológicos desde o início da década de 1960, em campos como a química de ablação, engenharia de software e tecnologia de reentrada atmosférica.

Ao longo das missões Apollo, foram instalados na superfície lunar vários conjuntos de instrumentos científicos, como sismógrafos, magnetómetros e sondas de calor. A transmissão direta dos dados para a Terra foi interrompida em 1977 embora, como alguns instrumentos são passivos, são ainda hoje usados.

Imagem composta da Lua registrada pela sonda espacial Galileu em 7 de dezembro de 1992

Após os programas Apollo e Luna, muitos outros países têm estado envolvidos na exploração direta da Lua. Em 1990, o Japão tornou-se o terceiro país a colocar uma nave espacial em órbita lunar com o lançamento da sonda , a qual lançou uma sonda menor ( Hagoromo) na órbita lunar, embora o seu transmissor tenha avariado, impedindo o aproveitamento científico da missão. Em 1994, os Estados Unidos lançaram a sonda Clementine, um projeto conjunto entre a NASA e o Departamento de Defesa. Esta missão cartografou o primeiro mapa topográfico de praticamente toda a superfície lunar e as primeiras imagens multiespectrais globais. Em 1998 foi colocada em órbita uma nova sonda americana, a Lunar Prospector, cujos instrumentos indicaram a presença de excesso de hidrogénio nos polos lunares, provavelmente com origem em depósitos de gelo a poucos metros de profundidade do regolito e dentro de crateras permanentemente escuras. A Lunar Prospector detectou o elemento tório na superfície lunar. Segundo Kirk Sorensen, ex-engenheiro da NASA, reatores de tório seriam de vital importância para a colonização da Lua.

A sonda europeia , segunda sonda movida a propulsão de iões, a qual permaneceu em órbita lunar entre 2004 e 2006, realizou o primeiro levantamento detalhado de elementos químicos na superfície da Lua. Entre 4 de outubro de 2007 e 10 de junho de 2009, a sonda da Agência Japonesa de Exploração Aeroespacial (JAXA), equipada com uma câmara de vídeo de alta definição e dois pequenos satélites de radiotransmissão, obtive dados de geofísica lunar e as primeiras imagens em alta definição da Lua feitas para além da órbita da Terra. A primeira missão lunar indiana, a sonda Chandrayaan-1, orbitou o satélite em 8 de novembro de 2008 até a perda de contato em 27 de agosto de 2009, obtendo imagens de alta resolução da composição química, mineralógica e geológica da superfície lunar e confirmando a presença de moléculas de água no solo lunar. A Organização Indiana de Pesquisa Espacial tencionou lançar a Chandrayaan-2 em 2013 prevendo incluir um robô lunar russo. No entanto, a missão foi reavaliada e o lançamento está agora previsto para o primeiro trimestre de 2018, mas sem a participação russa.

Concepção artística do Lunar Reconnaissance Orbiter

Em 2019, a chinesa Chang'e 4 foi a primeira sonda a pousar no lado oculto da Lua[162]

A China, através do seu ambicioso programa de exploração lunar, lançou com sucesso a primeira sonda espacial em 5 de novembro de 2007, a qual se manteve em órbita até ao impacto controlado contra a superfície do satélite em 1 de março de 2008. Após a bem sucedida missão que colocou em órbita a em 2010 para mapear a superfície lunar, em 14 de dezembro de 2013, a sonda chinesa tornou-se o primeiro objeto fabricado pelo ser humano a pousar na Lua em 37 anos. Em 2019, a sonda chinesa foi a primeira a pousar no lado oculto da Lua. Além da China, apenas os governos da União Soviética e dos Estados Unidos enviaram para a superfície lunar.

Os Estados Unidos co-lançaram a Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) e o Satélite de Detecção e Observação de Crateras Lunares (LCROSS) em 18 de junho de 2009; o LCROSS completou a sua missão em 9 de outubro de 2009 com um impacto programado na cratera Cabeus, enquanto a LRO está atualmente em operação para obter imagens precisas e em alta definição da altimetria lunar. O Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) começou a orbitar a Lua em 1 de janeiro de 2012, com o objetivo principal de mapear a litosfera e a estrutura interna lunar através de medições gravimétricas.

Entre as próximas missões lunares previstas estão a russa : uma sonda não tripulada, um conjunto de sismógrafos, e uma sonda com base na sua missão marciana Fobos-Grunt, lançada em 2012. A exploração lunar financiada pela iniciativa privada tem sido promovida pelo Google Lunar X Prize, anunciado em 13 de setembro de 2007 e que oferece 20 milhões de dólares para quem conseguir desenvolver um robô lunar e cumprir outros critérios especificados. A Shackleton Energy Company está construindo um programa para estabelecer operações no polo sul da Lua para colher água e fornecer seus depósitos propulsores.

A NASA tem planos para retomar as missões tripuladas, na sequência do anúncio, em 2004, de uma missão tripulada à Lua até 2019 e da construção de uma base lunar até 2024 por parte do presidente George W. Bush O Programa Constellation chegou a iniciar a construção e testes de uma nave espacial tripulada e de um novo veículo de lançamento, além do projeto de uma base lunar. No entanto, o programa foi cancelado de modo a dar prioridade a um pouso tripulado em um asteroide até 2025 e a uma missão tripulada até a órbita de Marte até 2035. A Índia também manifestou a sua intenção de enviar uma missão tripulada à Lua até 2020.

A maioria das potências espaciais (Estados Unidos, China, Rússia, Índia) intentam explorar o solo lunar em busca de recursos raros na Terra, como o Hélio-3. A viabilidade econômica de tal exploração ainda não foi demonstrada. O uso do Hélio-3 na geração de energia, possibilita a fusão nuclear aneutrônica que não emite radiações nocivas.

Imagem da Terra em luz ultravioleta, obtida a partir da superfície lunar. O lado em que está dia reflete muita luz ultravioleta do Sol, enquanto lado onde está noite mostra bandas de emissão de UV da aurora causada por partículas carregadas[178]

Há vários anos que a Lua é vista como um excelente local para a instalação de telescópios, apresentando vantagens em relação a observações efetuadas a partir da superfície terrestre ou de telescópios colocados em órbita. Além do fato de estar relativamente próximo à Terra, um observatório na superfície lunar não sofreria a influência da atmosfera, já que a camada de gases que envolve a Lua é extremamente rarefeita. A gravidade lunar, substancialmente menor que a terrestre, permitira a colocação de estruturas de maior porte. Outra vantagem seria a ocorrência natural, nas crateras polares, das baixas temperatura necessárias para a operação de telescópios infravermelhos. Além disso, os radiotelescópios no lado oculto estariam protegidos das ondas de rádio provenientes da Terra. O solo lunar, embora constitua um problema para as partes móveis de telescópios, pode ser misturado com nanotubos de carbono e resina epóxi na construção de espelhos de até 50 metros de diâmetro. Um telescópio lunar zenital pode ser feito de forma barata com líquido iónico. Contudo, a maior dificuldade a ser superada refere-se aos custos e às dificuldades técnicas de se transportar e colocar grande quantidade de equipamento na superfície lunar, o que faz com que estes projetos sejam ainda inviáveis. Em abril de 1972, a missão Apollo 16 obteve diversas imagens e espectros ultravioleta através do Far Ultraviolet Camera/Spectrograph, inclusive da Terra.

Embora os veículos do Programa Luna tenham espalhado pela Lua bandeirolas da União Soviética e os astronautas norte-americanos tenham hasteado simbolicamente bandeiras nos locais de pouso das missões Apollo, nenhuma nação reivindica atualmente a posse de qualquer área da superfície lunar. Tanto a Rússia como os Estados Unidos assinaram em 1967 o Tratado do Espaço Exterior, o qual define a Lua e todo o espaço enquanto "província de toda a humanidade". Este tratado também restringe o uso da Lua para fins pacíficos, proibindo explicitamente instalações militares e armas de destruição em massa. O Tratado da Lua de 1979 foi criado no sentido de proibir a exploração dos recursos da Lua por parte de um único país, mas não foi assinado por nenhuma das nações com tecnologia espacial. Apesar de várias pessoas terem feito reivindicações territoriais sobre a Lua, no todo ou em parte, nenhuma é considerada credível.

A lua crescente é um símbolo islâmico e aparece em diversas bandeiras nacionais, como Turquia e Paquistão

As fases regulares da Lua fazem dela um relógio bastante conveniente e o intervalo entre os quartos crescente e minguante constitui a base de muitos dos calendários da antiguidade. Alguns dos ossos entalhados pré-históricos, datados de entre 20 a 30 mil anos atrás, são considerados por alguns historiadores uma forma de marcação das fases da lua. O mês de 30 dias é uma aproximação ao ciclo lunar. Antes da introdução do calendário solar, os povos germânicos usavam o calendário germânico, um tipo de calendário lunar. O substantivo inglês month e os seus cognatos em outras línguas germânicas têm origem no proto-germânico *mǣnṓth-, o qual é relativo a *mǣnōn. A mesma raiz indo-européia de moon está na origem dos termos em latim measure e menstrual, palavras que ecoam a importância da Lua para muitas culturas antigas na medição do tempo (como as palavras mensis, em latim, e μήνας ( mēnas), em grego antigo, que significam "mês").

A Lua tem sido o tema e inspiração para as mais diversas obras de arte e literatura. É um motivo recorrente nas artes visuais e cénicas, poesia, literatura e música. É provável que o relevo no túmulo de Knowth, na Irlanda, represente a Lua, o que constituiria a mais antiga representação conhecida do satélite. O contraste entre as terras altas, mais brilhantes, e os mares lunares, mais escuros, cria padrões que foram interpretados das mais diversas formas pelas diferentes culturas ao longo da História, como a face lunar, o coelho lunar ou o búfalo. Em muitas culturas pré-históricas e da antiguidade, a Lua era considerada a personificação de uma divindade ou de outro fenómeno sobrenatural. Ainda hoje continuam a existir interpretações astrológicas da Lua, geralmente associadas a ciclos de mudança e transformação.

A Lua tem uma longa associação com a loucura e a irracionalidade; as palavras loucura e louco têm origem no termo latino Luna. Os filósofos Aristóteles e Plínio, o Velho argumentavam que a lua cheia induzia a insanidade em indivíduos susceptíveis e acreditavam que o cérebro, que é formado principalmente por água, fosse afetado pela Lua e a sua influência sobre as marés, embora a gravidade da Lua seja muito pequena para exercer qualquer tipo de influência individualmente. Ainda hoje as pessoas insistem em associar a lua cheia com o maior número de internamentos em hospitais psiquiátricos, acidentes de trânsito, homicídios ou suicídios, embora não haja qualquer evidência científica que apoie essas superstições.

Referências

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Lua Satélite da Terra Características orbitais Perigeu 363 104 km 0,0024 UA Apogeu 405 696 km 0,0027 UA Excentricidade 0,0549 Velocidade orbital média 1,022 km/s Inclinação Com a eclíptica: 5,145° Com o equador da Terra: entre 18,29° e 28,58 ° Características físicas Diâmetro equatorial 3474,8 km Área da superfície 0,074