Conteúdo - Vénus

Vénus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrónomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrónomos pensavam que Vénus era composta por dois corpos distintos. Vénus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

Os astrónomos referem-se a Vénus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vénus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vénus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vénus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vénus gira de leste para oeste. Para um observador em Vénus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vénus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vénus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vénus se revelou.

A superfície de Vénus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vénus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vénus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vénus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.

Foram encontradas, em Vénus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

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

Imagem de Vénus pela Mariner 10

Esta bonita imagem de Vénus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vénus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vénus pela Galileo

Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vénus. Apenas se observa a sua camada de nuvens. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vénus pelo Hubble

Esta é uma imagem de Vénus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, quando Vénus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilómetros da Terra. Em comprimentos de onda ultravioleta as formações de nuvens tornam-se distintas. Em especial, uma formação em "Y" horizontal vista próximo do equador. As regiões polares são mais brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas sobrepondo-se às nuvens. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado junto ao tecto de nuvens. De missões anteriores, os astrónomos sabem que tais formações viajam de Este para Oeste com os ventos predominantes de Vénus, dando uma volta completa ao planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)

Vénus 

Esta é uma vista global da superfície de Vénus, centrada a 180 graus longitude Este. A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)

Cinco Vistas globais 

A superfície de Vénus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vénus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vénus a (B) 0 graus longitude, (C) a 90 graus Este, (D) a 180 graus e (E) a 270 graus. A região brilhante perto do centro da vista polar é Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas de Vénus. Ovda Regio aparece centrada na vista (C) 90 graus Este. Atla Regio é proeminentemente observada na vista (D) 180 graus. (Cortesia NASA/JPL)

Vista Hemisférica de Vénus 

A vista hemisférica de Vénus, revelada por mais de uma década de investigações radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-1994, está centrada a 0 graus Este de longitude. A resolução real desta imagem é de 3 quilómetros. Foi processada para melhorar o contraste e dar ênfase a pequenas formações, e codificada por cor para representar as elevações. (Cortesia NASA/USGS)

Vistas Hemisféricas Adicionais de Vénus

• Vista a 90°E longitude.
• Vista a 180°E longitude.
• Vista a 90°O longitude.
• Vista centrada sobre o pólo norte.
• Vista centrada sobre o pólo sul.

Mapa Venusiano 

Esta imagem é uma projecção Mercator da topografia Venusiana. Foram atribuídos nomes a muitas das diferentes regiões. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Mapa Topográfico Venusiano 

Este é outra projecção de Mercator da topografia Venusiana. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. A versão a Preto & Brancodesta imagem também está disponível. (Cortesia A.Tayfun Oner)

Topografia Venusiana 

Esta imagem é uma projecção de Mercator da topografia Venusiana das regiões montanhosas, tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio, mostradas em amarelo e laranja. As regiões baixas estão representadas em azul. (Courtesy NASA/JPL)

Mapa Cilíndrico de Vénus 

Vénus é mostrado neste simples mapa cilíndrico da superfície. Os limites esquerdo e direito da imagem estão a 240 graus Este longitude. O topo e fundo da imagem estão a 90 graus Norte latitude e 90 graus Sul latitude, respectivamente. A região brilhante no topo esquerdo ao centro é Maxwell Montes, a mais alta cadeia montanhosa de Vénus. Aphrodite Terra, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro direita. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes. A globalidade destes dados revelam um número de crateras consistente com a idade média da superfície de Vénus de 300 milhões a 500 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL)

Gula Mons e Cratera Cunitz 

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está situado a 1.310 quilómetros a sudoeste de Gula Mons numa elevação de 0,78 quilómetros. O ponto de vista aponta para Noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura, está localizado aproximadamente a 22 graus Norte de latitude, 359 graus Este de longitude. A cratera de impacto Cunitz, nome da astrónoma e matemática Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilómetros de diâmetro e está a 215 quilómetros do ponto de vista do observador. (Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio - Vale em Fenda 

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 725 quilómetros a Sudeste de Gula Mons. Um Vale em Fenda, em primeiro plano, estende-se até à base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura. Esta vista está de frente para Noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilómetros de diâmetro, e com 2 quilómetros de altura, aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo.(Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio 

Uma parte de Eistla Regio é mostrada nesta imagem tridimencional, em prespectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilómetros a Noroeste de Gula Mons, numa elevação de 7,5 quilómetros. Correntes de lava estendem-se por centenas de quilómetros pelas planícies fracturadas, em primeiro plano, até à base de Gula Mons. Esta imagem mostra o Sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo da linha de horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de, aproximadamente, 730 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Planalto Lakshmi 

As escarpas sul e enseadas Ocidentais de Ishtar Terra são mostradas nesta imagem tridimensional, em prespectiva. Ishtar Terra Ocidental é, aproximadamente, do tamanho da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. A região montanhosa está situada entre 2,5 e 4 quilómetros de altitude, no centro de um planalto chamadoPlanalto Lakshmi que pode ser visto à distância, à direita. Aqui, a superfície do planalto cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declives cuja inclinação excede os 5% em 50 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Imagem Tridimensional, em Prespectiva, de Alpha Regio 

Uma parte de Alpha Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. Alpha Regio, elevação topográfica com aproximadamente 1.300 quilómetros de extensão, está centrada a 25 graus de latitude Sul, 4 graus de longitude Este. Em 1963, Alpha Regio foi a primeira região a ser identificada por radar da Terra. As zonas brilhantes da imagem de Alpha Regio são caracterizadas por múltiplos conjuntos de intersecções compostas de sulcos, gargantas, que originam formas poligonais. Mesmo a Sul deste complexo terreno está uma grande formação ovoide chamada Eve. O ponto brilhante da imagem de radar, centralizada em Eve, marca a localização do primeiro meridiano de Vénus. (Cortesia NASA/JPL)

Arachnoids 

Arachnoids são uma das mais espantosas formações encontradas em Vénus. Elas são vistas, no radar, como planos escuros na imagem da Magalhães, num mosaico da região de Fortuna. Tal como o nome sugere, Arachnoids são formações ovais, com anéis concentricos e uma complexa rede de fracturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilómetros de diâmetro. Arachnoids são similares em forma, mas geralmente menores, que as Coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por cordilheiras e sulcos, bem como linhas radiais). Uma teoria, no que diz respeito à sua origem, diz que elas são precursoras da formação Coronae. As linhas brilhantes, que o radar mostra, estendendo-se por muitos quilómetros, podem ter resultado da magma elevado do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima formando "fendas". Correntes de lava brilhantes, no radar, estão presentes na 1. e 3. imagens, e também indicam actividade vulcânica nesta área. Algumas das fracturas atravessam estas correntes, indicando que as correntes ocorreram antes das fracturas surgirem. Tal relação entre diferentes estruturas fornecem boas evidências para uma relativa datação dos eventos. (Cortesia NASA/JPL)

Linhas Paralelas 

São visíveis dois grupos de formações paralelas que se intersectam quase em ângulos rectos. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o alcunhassem de terreno papel gráfico. Os fracos delineados são espaçados em intervalos de 1 quilómetro e estendem-se além dos limites da imagem. Os mais brilhantes e mais dominantes delineados, são menos regulares e frequentemente parecem iniciar e terminar onde interceptam os delineados mais fracos. Ainda não é claro onde os dois conjuntos de delineados representam falhas ou fracturas porém, em áreas fora da imagem, os delineados brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

Fotografias da Superfície pelas Venera 9 e 10 

As sondas Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas a 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar na superfície de Vénus e obter fotografias. A Venera 9 tocou a superfície de Vénus a 22 de Outubro de 1975 às 17.13 horas, a cerca de 32 graus Sul, 291 graus Este, com o Sol perto do zénite. Funcionou durante 53 minutos, permitindo a obtenção de uma única fotografia. A Venera 9 pousou num declive com uma inclinação de cerca de 30 graus em relação ao horizonte. A parte branca na base da imagem é parte da sonda. A distorção é provocada pelo sistema de imagem da Venera. Pedras angulares, de tamanhos com 30 a 40 centímetros, dominam a paisagem, muitas semi-enterradas no solo. O horizonte é visível nos cantos superiores, tanto à esquerda como à direita.

A Venera 10 (em baixo) tocou a superfície de Vénus a 25 de Outubro de 1975 às 17.17 horas, a cerca de 16 graus Norte, 291 graus Este. A sonda ficou com uma inclinação de 8 graus. Devolveu à Terra esta imagem durante os 65 minutos que operou na superfície. O Sol estava perto do zénite durante esse tempo, e a luz era semelhante a um dia de Verão na Terra. Os objectos na parte inferior da imagem são peças da sonda. A imagem mostra lajes de rocha, parcialmente cobertas por uma fina camada de material, não muito diferente a uma área vulcânica na Terra. A grande laje em fundo estende-se por mais de 2 metros.

Fotografias Coloridas da Superfície pela Venera 13 

A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vénus a 7,5 graus Sul, 303 graus Este, a Este de Phoebe Regio. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara de televisão a cores. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens. Esta imagem foi conseguida usando filtros de cor azul, verde e vermelho, com uma resolução de 4 a 5 minutos. Parte da sonda é visível na base da imagem. Estão visíveis lajes e solo. A verdadeira cor é difícil de avaliar, dado que a atmosfera de Vénus filtra a luz azul. A composição da superfície é semelhante ao basalto da Terra. No terreno ao fundo está a tampa da lente. Esta imagem é a metade esquerda da fotografia da Venera 13.

Conteúdo - Mercúrio

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

Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilómetros de altura e centenas de quilómetros do comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera que seja suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, a Terra.

Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse directamente por cima de nós.

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

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

No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 10⁹ anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.

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

A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que é 1% mais forte que o da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz umamagnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.

Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm³ que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm³. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm³ enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm³. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

Superfície de Mercúrio

As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem mais pequena que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por Hartmann e Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua deJúpiter.) As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava.

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

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

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

Pode existir água em Mercúrio?

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

Estatísticas de Mercúrio
Massa (kg)	3.303e+23
Massa (Terra = 1)	5.5271e-02
Raio equatorial (km)	2,439.7
Raio equatorial (Terra = 1)	3.8252e-01
Densidade média (gm/cm^3)	5.42
Distância média ao Sol (km)	57,910,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	0.3871
Período de rotação (dias)	58.6462
Período orbital (dias)	87.969
Velocidade orbital média (km/seg)	47.88
Excentricidade orbital	0.2056
Inclinação do eixo (graus)	0.00
Inclinação orbital (graus)	7.004
Gravidade à superfície no equador(m/seg^2)	2.78
Velocidade de escape no equador (km/seg)	4.25
Albedo geométrico visual	0.10
Magnitude (Vo)	-1.9
Temperatura média à superfície	179°C
Temperatura máxima à superfície	427°C
Temperatura mínima à superfície	-173°C
Composição atmosférica Hélio Sódio Oxigénio Outros	42% 42% 15% 1%

A Vista na Chegada a Mercúrio

Este mosaico de imagens de Mercúrio foi construído a partir de fotografias obtidas pela Mariner 10 seis horas antes da sonda passar pelo planeta em 29 de Março de 1974. Estas imagens foram obtidas de uma distância de 5,380,000 quilómetros (3,340,000 milhas). (Cortesia Calvin J. Hamilton, USGS, e NASA)

Mercúrio 

Este mosaico de duas imagens (FDS 26850, 26856) de Mercúrio foi construído de fotografias obtidas pela Mariner 10 poucas horas antes do primeiro e mais próximo encontro entre a sonda e o planeta em 29 de Março de 1974. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Vista na Partida de Mercúrio 

Este mosaico de Mercúrio foi criado a partir de mais de 140 imagens obtidas pela sonda Mariner 10 enquanto passava pelo planeta mais interior em 29 de Março de 1974. A trajectória da Mariner 10 levou a sonda até ao hemisfério escuro de Mercúrio. As imagens foram obtidas depois da sonda sair da sombra de Mercúrio. (Cortesia Mark Robinson, Northwestern University)

Os Montes de Mercúrio 

"Terreno estranho" é o que descreve melhor esta região de elevações de Mercúrio. Esta área está no ponto antípoda da grande bacia Caloris. A onda de choque produzida pelo impacto de Caloris foi reflectida e concentrou-se no ponto antípoda, modificando a crusta e partindo-a numa série de blocos complexos. A área mostrada tem cerca de 100 quilómetros (62 milhas) de lado. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 27370)

Sudoeste de Mercúrio 

Esta imagem mostra uma parte do quadrante sudoeste de Mercúrio obtida em 29 de Março de 1974, pela sonda espacial Mariner 10. A fotografia foi obtida quatro horas antes da maior aproximação quando a Mariner 10 estava a 198,000 quilómetros (123,000 milhas) do planeta. As maiores crateras vistas nesta figura têm cerca de 100 quilómetros (62 milhas) de diâmetro. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)

A Bacia Caloris Planitia 

Este mosaico mostra a bacia Caloris Planitia. Caloris é o termo latino que significa calor e a bacia teve este nome por estar próxima do ponto subsolar (o ponto mais próximo do sol) quando Mercúrio está no afélio. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros (800 milhas) de diâmetro e é o maior elemento conhecido de Mercúrio. Foi formada pelo impacto de um projéctil da dimensão de um asteróide. A superfície interior da bacia contém planos suaves mas é muito sulcada e fracturada. O cimo desta imagem é aproximadamente a norte.(Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 188-199)

A Superfície Interior de Caloris 

Esta imagem é uma fotografia em alta resolução da bacia Caloris mostrada na imagem anterior. Mostra os sulcos e fracturas que aumentam em tamanho conforme estão mais próximas do centro da bacia (acima à esquerda). (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 126)

Crateras Brilhantes Raiadas 

Esta imagem mostra duas crateras proeminentes de Mercúrio (acima à direita) com auréolas brilhantes. As crateras têm cerca de 40 quilómetros (25 milhas) de diâmetro. As auréolas e raios cobrem outras estruturas da superfície, indicando que são das estruturas mais recentes em Mercúrio. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 275)

Bacia de Anel Duplo 

Esta imagem mostra uma bacia de anel duplo que tem 200 quilómetros (120 milhas) de diâmetro. A superfície interior é plana e suave. O anel interior tem uma elevação inferior à do anel exterior. (Copyright Calvin J. Hamilton; FDS 27301)

Grandes Falhas em Mercúrio 

Esta imagem obtida pela Mariner 10 mostra Rupes Santa Maria, uma estrutura escura sinuosa que atravessa a cratera ao centro da imagem. Muitas destas estruturas foram descobertas nas imagens de Mercúrio da Mariner 10 e foram interpretadas como sendo enormes falhas tectónicas em que parte da crusta de Mercúrio foi empurrada por cima das partes adjacentes por forças de compressão. A abundância e comprimento destas falhas indicam que o raio de Mercúrio diminuiu 1-2 quilómetros (.6 - 1.2 milhas) após a solidificação e a formação das crateras de impacto. Esta alteração do volume provavelmente foi devida ao arrefecimento do planeta, após a formação de um núcleo metálico com três-quartos da dimensão do planeta. A imagem representa uma zona com 200 quilómetros (120 milhas) de lado e a zona superior é para norte. (© Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton; FDS 27448)

Os Sulcos Antoniadi 

Esta imagem representa um sulco com 450 quilómetros (280 milhas) chamado Antoniadi. Está ao longo do lado direito da imagem, e atravessa quase a meio uma grande cratera com 80 quilómetros (50 milhas). Atravessa planícies suaves a norte e planícies intercrateras a sul [Strom et al., 1975]. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Conteúdo - Estrelas

- Gigantescas bolas de gases quentes e incandescentes emitindo luz própria
Ex: Sol

- Agrupam-se em Constelações Ex: Ursa Menor, Ursa Maior, Cassiopeia …

Conteúdo - Cometas

- São constituídos por poeiras, gases solidificados e gelo
- São constituídos por três partes; Núcleo, Cabeleira e Cauda
- Ex. Cometa Halley

Conteúdo - Meteoritos

- São fragmentos de corpos sólidos naturais (asteróides, planetas, cometas ...), que vindos do espaço penetram a atmosfera terrestre, se incandescem pelo atrito com o ar e atingem a superfície terrestre

Conteúdo - Caracteristicas dos diferentes planetas

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

	Distância (UA)	Raio (Terra)	Massa (Terra)	Rotação (Terra)	# Luas	Inclinação Orbital	Excentricidade Orbital	Obliquidade	Densidade (g/cm3)
Sol	0	109	332,800	25-36*	9	---	---	---	1.410
Mercúrio	0.39	0.38	0.05	58.8	0	7	0.2056	0.1°	5.43
Vénus	0.72	0.95	0.89	244	0	3.394	0.0068	177.4°	5.25
Terra	1.0	1.00	1.00	1.00	1	0.000	0.0167	23.45°	5.52
Marte	1.5	0.53	0.11	1.029	2	1.850	0.0934	25.19°	3.95
Júpiter	5.2	11	318	0.411	16	1.308	0.0483	3.12°	1.33
Saturno	9.5	9	95	0.428	18	2.488	0.0560	26.73°	0.69
Úrano	19.2	4	17	0.748	15	0.774	0.0461	97.86°	1.29
Neptuno	30.1	4	17	0.802	8	1.774	0.0097	29.56°	1.64
Plutão	39.5	0.18	0.002	0.267	1	17.15	0.2482	119.6°	2.03

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

Conteúdo - Os planetas telúricos

Os planetas telúricos possuem um núcleo formado por elementos metálicos e têm um diâmetro menor ou próximo do da Terra. São constituídos por materiais sólidos e apresentam-se estruturados em camadas com densidade elevada. As atmosferas, se existem, são pouco extensas quando comparadas com as dimensões dos respectivos planetas. Situam-se mais próximo do sol e têm maior densidade que os planetas gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno). Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte são planetas telúricos.

Manifestação da actividade geológica

Os planetas do Sistema Solar foram criados sensivelmente ao mesmo tempo, partindo de uma nebulosa primitiva original, há cerca de 4600 milhões de anos. Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte apresentam características semelhantes no que diz respeito ao tamanho, massa, densidade, número de satélites naturais e estrutura interna. No entanto, embora existam várias semelhanças entre eles, cada um possui as suas próprias características morfológicas, geológicas e ambientais:

Métodos utilizados na geologia planetária

Como qualquer ciência, a geologia planetária recorre a metodologias específicas e tem como ciências auxiliares a Física, a Química, a Óptica e a Topografia, entre outras. Os vários parâmetros utilizados pela geologia planetários são os seguintes: Estrutura interna dos planetas, mediante estudos de densidade, campos gravitacionais e magnético, sismologia, temperatura e meteoritos. Cartografia com recurso a fotografias, imagens por radar e comparação com estruturas da terra. Composição, fazendo uso de análises directas e análises espectrais remotas. Cronologia relativa e, se possível, absoluta, com utilização de métodos isotópicos. O estudo da morfologia e formas presentes nos planetas é feita através do processo da comparação com estruturas existentes no planeta Terra. Conhecendo as estruturas, é possível saber o que lhes deu origem, partindo do princípio que forças idênticas às da Terra se podem aplicar a outros planetas. Assim sendo, foram definidos três tipos de estruturas: endógenas, exóticas e exógenas.

As estruturas endógenas resultam de processos e forças que actuam no interior dos planetas. As exógenas são originadas por processos que ocorrem na superfície do planeta. As estruturas exóticas têm origem exterior ao planeta. Os planetas telúricos podem ser classificados como geologicamente activos e geologicamente inactivos. A Terra é um planeta bastante activo e Vénus apresenta alguma actividade vulcânica e sísmica. Mercúrio e Marte são considerados planetas geologicamente inactivos.

A energia necessária para a actividade geológica interna provém: 

-da radioactividade, que se deve ao decaimento de certos elementos existentes no núcleo terrestre, que libertam grandes quantidades de energia;

-da contracção gravitacional, que tem origem na posição combinada da Terra, do sol e da lua e que interfere nos campos gravíticos destes astros;

-do bombardeamento primitivo onde se acumulou grandes quantidades de energia no interior da Terra e que gradualmente se tem vindo a libertar.

A actividade geológica externa provém:

-do sol - esta estrela introduz a energia necessária para activar os agentes que modelam a superfície da terra.

dos impactos - ainda hoje a Terra é bombardeada por corpos vindos do espaço.

Sistema Terra-Lua, um exemplo paradigmático

No espaço, a Lua é o mais próximo vizinho natural da Terra. Pensa-se que ambas se tenham formado separadamente. A Lua, provavelmente, condensou-se a partir de uma nuvem de matéria quente, pouco depois da formação da Terra, há mais de quatro mil milhões de anos. Como existe uma forte ligação gravitacional, entre estes dois corpos, muitos investigadores referem-se a estes planeta como um «planeta duplo».

A Terra, ou planeta azul, é o único planeta solar onde se conhece vida. Os valores médios de distância ao sol, a temperatura superficial, a existência de água no estado líquido, a densidade da atmosfera e a existência da camada do ozono são factores propícios para a existência de uma enorme biodiversidade.

A Lua é conhecida pelo seu corpo rochoso, marcado por inúmeras crateras, que se pensa terem sido formadas pelos impactos de meteoritos. Em alguns locais, as erupções vulcânicas produziram as planícies escuras de lava. Os primeiros astrónomos deram nomes latinos às diversas regiões. Às regiões mais escuras, desprovidas de relevo, deram o nome de maria que significa «mares». Sabemos agora que a Lua não tem mares nem água, estas vastas superfícies são planícies poeirentas. A Lua é um mundo morto, pois é desprovida de ar, de água e a vida, tal como a conhecemos, não existe sem água.

A Lua gira em torno do seu eixo durante o mesmo período de tempo que demora a descrever uma órbita em redor da Terra, pelo que conserva permanentemente a mesma face voltada para nós. Um grande mistério da Lua é o facto de o seu lado oculto ser completamente diferente daquele que vemos: quase toda a superfície é montanhosa, coberta de crateras e sem os grandes «mares». Não existe qualquer explicação para esta diferença.

A Lua tem 3476 quilómetros de diâmetro, ou seja, menos de um terço do da Terra, e a sua distância ao planeta que habitamos é de 384 400 quilómetros. As suas temperaturas são algo difíceis, com 100ºC à luz do Sol e 150ºC negativos durante a noite. A Lua é muito mais pequena que a Terra, pelo que a sua força gravitacional é relativamente fraca, incapaz de conservar uma atmosfera.

Conteúdo - Constituição do Universo

De um modo simplista, o Universo é tudo o que existe e existirá na Terra e fora dela. Uma das características mais citadas é o facto de ser infinito, isto é, sem barreiras que o delimitem. Mas como está organizado o Universo? Qual a posição da Terra em relação a ele?

Estrelas

É possível ver cerca de seis mil estrelas a olho nu e, com a ajuda de um pequeno telescópio, tornam-se visíveis mais de um milhão de estrelas. Existem também milhares de galáxias que contêm pelo menos cem mil milhões de estrelas. Contudo, apesar da sua imensidão, as galáxias assemelham-se a minúsculas manchas de luz, rodeadas por grandes amplidões de espaço vazio. Há três tipos de estrelas: supernovas, pulsares e novas.

Enxames estrelares

Um breve olhar pelo céu nocturno revela que a distribuição das estrelas não é uniforme. Existem algumas áreas pouco povoadas, enquanto outras contêm uma grande densidade de estrelas que tendem a agrupar-se em enxames. Estes encontram-se divididos em dois tipos: aberto e globular.

Galáxias

São enormes concentrações de estrelas, formadas pouco depois do nascimento do universo a partir de enormes nuvens de hidrogénio e hélio. Estas «cidades das estrelas» têm dimensões extraordinárias: seriam precisos cem mil anos-luz para viajar de um extremo ao outro de uma galáxia comum. As estrelas, poeiras e nuvens de gás que constituem as galáxias organizam-se de várias formas: em espiral, em galáxias irregulares, misteriosas e elípticas.

Nebulosas

Regiões do tipo de nuvem formadas por gás e poeiras, podendo dividir-se em dois grupos: nebulosas de emissão e nebulosas de reflexão – brilhante e obscura.

Cometas

Cometas são conjuntos de gases, poeiras e gelo que se deslocam em volta do sol, geralmente em órbitas muito excêntricas. Durante séculos, os cometas foram temidos como anunciadores de catástrofes ou de acontecimentos estranhos. Hoje, os segredos destes fenómenos celestes estão em grande parte desvendados. Segundo os cientistas, o grande reservatório dos cometas está situado a meio caminho entre o sol e a estrela mais próxima (Sirius). Nesta região, encontrar-se-ão aproximadamente duzentos mil milhões de cometas.

Asteróides

Os asteróides, também chamados planetas menores, são pequenos pedaços de rocha que se movem em conjunto à volta do Sol. Pensa-se que são, ao todo, um milhão. Alguns têm poucos metros de diâmetro e outros têm centenas de quilómetros. A maioria dos asteróides encontra-se em Marte e Júpiter, formando a cintura dos asteróides.

Meteoróides

São fragmentos de rocha com dimensões muito variáveis: alguns são pequeninos como grãos de areia e outros são rochas com centenas de metros de diâmetro. Podem resultar da colisão de asteróides, ou ser fragmentos que se desprendem dos cometas ao longo das suas órbitas. Ao penetrar na atmosfera terrestre, os que são muito pequenos – meteoros – ardem completamente e aparecem no céu muito brilhantes. Chamamos-lhes por isso «estrelas cadentes». Os de maior tamanho – meteoritos – não ardem ao penetrar a atmosfera. Quando caem nos continentes formam crateras, por vezes muito grandes.

Buracos negros

São regiões do espaço onde há uma concentração de muita matéria num volume pequeno. Essas regiões atraem tudo o que está próximo e nem mesmo a luz escapa. Os buracos negros podem resultar da morte de estrelas de grandes dimensões. Quanto maior é o tamanho da estrela que morre, maior é o buraco negro que origina e maior é o poder de atracção que exerce. Existem razões para acreditar que em todas as galáxias existem buracos negros.

Planetas extra-solares

Há alguns anos atrás, os planetas extra-solares eram parte da ficção científica. A sua existência era prevista por teorias de formação estelar mas nenhum tinha sido encontrado. Na década de 90 tudo mudou e agora o estudo e a procura de planetas extra-solares tornou-se uma área bastante «apetecida» da Astronomia.

Nós no Universo

Apesar da insignificância do nosso planeta, os cientistas decidiram investigar acerca da nossa localização em relação ao Universo, que é a seguinte:

Universo - Grupo Local - Via Láctea - Braço Espiral de Órion - Sistema Solar - 3º Planeta a contar da nossa estrela (Sol).

Conteúdo - Lixo Espacial cai na Terra

Este lixo não tem utilidade para o homem e pode ser muito perigoso. As naves, os foguetões e os satélites podem colidir com ele causando danos no espaço. Até fragmentos de pequeníssimas dimensões podem causar danos em naves e satélites e mesmo matar astronautas, devido às enormes velocidades que atingem! Mas o lixo também pode cair na superfície terrestre. A figura mostra lixo espacial que caiu na Arábia Saudita, a 240 km da capital Riade, em Janeiro de 2001. Se a queda deste material ocorrer numa zona habitada, poderá provocar um número considerável de mortos.

A queda deste material na superfície não é o principal problema. Há a destacar que o lixo espacial pode colidir entre si a altas velocidades e gerar muito mais fragmentos fazendo, por si só, aumentar o próprio lixo espacial!

Conteúdo - A Lua

A Lua sempre fascinou a espécie humana ao longo dos tempos. Mas simplesmente observando-a a olho nu, só se conseguem discernir dois principais tipos de terreno: terras relativamente brilhantes e planos escuros. A meados do século XVII, Galileo e outros astrónomos fizeram observações telescópicas, notando uma sobreposição de crateras quase infinito. Sabe-se há mais de um século que a Lua é menos densa do que a Terra. Apesar de se terem feito muitas descobertas sobre a Lua antes da era espacial, esta nova era revelou muitos segredos dificilmente imagináveis anteriormente. Os conhecimentos actuais da Lua são maiores do que de qualquer outro objecto do sistema solar, à excepção da Terra. Isto conduz-nos a um maior conhecimento de processo geológicos e maior apreciação da complexidade dos planetas terrestres.

Em 20 de Julho de 1969, Neil Armstrong tornou-se no primeiro homem a pisar a superfície lunar. Ele foi seguido por Edwin Aldrin, ambos da missão Apollo 11. Eles e outros caminhantes lunares experimentaram os efeitos da ausência da atmosfera. Eram usadas comunicações por rádio porque as ondas sonoras só podem ser ouvidas através do ar. O céu lunar é sempre preto porque a difracção da luz necessita de uma atmosfera. Os astronautas também experimentaram diferenças gravitacionais. A gravidade na Lua é um sexto da gravidade na Terra; um homem com o peso de 82 kgf (quilogramas-força = 180 libras-força) na Terra pesa apenas 14 kgf (30 libras-força) na Lua. (O peso métrico equivalente (ou força) é o Newton, em que 4.45 Newtons equivale a uma libra-força.)

A Lua está a 384,403 quilómetros (238,857 milhas) da Terra. O seu diâmetro é de 3,476 quilómetros (2,160 milhas). Tanto a rotação da Lua como a translação à volta da Terra demora 27 dias, 7 horas e 43 minutos. Esta rotação síncrona é causada pela distribuição assimétrica da massa na Lua, o que permitiu à gravidade terrestre manter sempre um hemisfério lunar virado para a Terra. Desde meados do séc. XVII foram observadas telescopicamente pequenas variações. Estas variações muito pequenas mas reais (no máximo cerca de 0°.04) são causadas pelo efeito da gravidade do Sol e pela excentricidade da órbita terrestre, perturbando a órbita lunar e permitindo a preponderância cíclica do movimento torsor nas direcções este-oeste e norte-sul.

Foram instaladas quatro estações sísmicas alimentadas por energia nuclear durante o projecto Apollo para obter dados sísmicos sobre o interior da Lua. Existe apenas actividade tectónica residual devida às forças do arrefecimento e das marés, mas outros lunamotos têm sido causados por impactos de meteoros e meios artificiais, tais como embates provocados de módulos lunares contra a Lua. Os resultados mostrara que a Lua tem uma crusta com 60 quilómetros (37 milhas) de espessura no centro do lado mais próximo. Se esta crusta é uniforme em toda a Lua, constitui cerca de 10% do volume da Lua comparado com menos de 1% na Terra. As medidas sísmicas de uma crusta e manto na Lua indicam um planeta estratificado com diferenciação por processos ígneos. Não há evidência de um núcleo rico em ferro a não ser que seja pequeno. As informações sísmicas influenciaram a criação de teorias acerca da formação e evolução da Lua.

A Lua foi fortemente bombardeada no início da sua história, o que causou muitas das rochas originais da crusta antiga serem misturadas, fundidas, enterradas ou desaparecidas. Impactos meteóricos trouxeram uma variedade de rochas "exóticas" para a Lua de tal modo que amostras recolhidas em 9 locais deram muitos tipos diferentes de rochas para estudo. Os impactos também expuseram rochas lunares de grande profundidade e distribuíram os seus fragmentos para longe dos seus lugares de origem, tornando-os mais acessíveis. A crusta subjacente foi tornada mais fina e partida, permitindo que o basalto fundido do interior atingisse a superfície. Por a Lua não ter atmosfera nem água, os componentes do solo não se modificam quimicamente ao contrário do que acontece na Terra. Ainda lá existem rochas com mais de 4 biliões de anos, dando-nos informações sobre a história da origem do sistema solar que não é possível na Terra. A actividade geológica na Lua consiste em grandes impactos ocasionais e na contínua formação de regolitos. É por isso considerada geologicamente morta. Com uma história original tão activa de bombardeamentos e um fim relativamente abrupto em impactos fortes, a Lua é considerada fossilizada no tempo.

As missões Apollo e Luna trouxeram 382 quilogramas (840 libras) de rochas e solo dos quais três principais materiais da superfície foram estudados: os regolitos, os mares e as terras. Bombardeamentos de micrometeoritos pulverizaram as superfícies rochosas produzindo detritos de grão fino chamados regolito. O regolito, ou solo lunar, é composto por grãos minerais não consolidados, fragmentos de rochas e uma combinação destes que foram soldados em forma de vidro pelos impactos. São encontrados por toda a superfície da Lua, com excepção de paredes inclinadas de crateras e vales. Têm uma espessura de 2 a 8 metros (7 a 26 pés) nos mares e podem exceder 15 metros (49 pés) nas terras, dependendo de quanto tempo a camada de rochas por baixo esteve exposta aos bombardeamentos de meteoros.

Os mares, escuros e com relativamente poucas crateras, cobrem 16% da superfície lunar e estão concentrados no lado mais próximo da Lua, principalmente em bacias de impacto. Esta concentração pode ser explicada pelo facto de o centro da massa da Lua estar deslocado do seu centro geométrico em cerca de e quilómetros (1.2 milhas na direcção da Terra, provavelmente porque a crusta é mais espessa no lado mais longe. É possível, portanto, que os magmas de basalto procedentes do interior tenham atingido a superfície facilmente no lado mais próximo, mas tenham encontrado dificuldades no lado mais longe. Rochas dos mares são basaltos e muitos são de há 3.8 a 3.1 biliões de anos. Alguns fragmentos nas montanhas datam de há 4.3 biliões de anos e fotos de alta resolução sugerem que alguns fluxos de mares envolvem crateras jovens e podem portanto ter apenas 1 bilião de anos. Os mares têm em média apenas poucas centenas de metros de espessura mas são tão massivos que frequentemente deformam a crusta subjacente o que cria depressões do tipo das falhas e cordilheiras erguidas.

As montanhas relativamente brilhantes e com muitas crateras são chamadas terras. As crateras e bacias nas montanhas são formadas por impactos de meteoritos e são portanto mais velhos do que os mares, tendo acumulado mais crateras. O tipo de rochas dominante nesta região contém grandes quantidades de feldspato plagioclásico (um mineral rico em cálcio e alumínio) e é uma mistura de fragmentos da crusta quebrados pelos impactos dos meteoritos. Muitas brechas das terras são compostas por fragmentos de brechas ainda mais antigas. Outras amostras de terras são rochas cristalinas de grão fino formadas pela fusão devida ao choque devida às altas pressões de um impacto. Quase todas as brechas das montanhas e fusões por impacto se formaram há cerca de 4.0 a 3.8 biliões de anos. O intenso bombardeamento começou há 4.6 biliões de anos, que é a época estimada para a origem da Lua.

Estatísticas da Lua
Massa (kg)	7.349e+22
Massa (Terra = 1)	1.2298e-02
Raio equatorial (km)	1,737.4
Raio equatorial (Terra = 1)	2.7241e-01
Densidade média (gm/cm^3)	3.34
Distância média da Terra (km)	384,400
Período rotacional (dias)	27.32166
Período orbital (dias)	27.32166
Duração média do dia lunar (dias)	29.53059
Velocidade orbital média (km/seg)	1.03
Excentricidade orbital	0.0549
Inclinação do eixo (graus)	1.5424
Inclinação orbital (graus)	5.1454
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	1.62
Velocidade de escape no equador (km/seg)	2.38
Albedo visual geométrico	0.12
Magnitude (Vo)	-12.74
Temperatura média à superfície (dia)	107°C
Temperatura média à superfície (noite)	-153°C
Temperatura máxima à superfície	123°C
Temperatura mínima à superfície	-233°C

Animações da Lua

• Animação da Rotação da Lua.
• Animação da Topografia da Lua.
• Animação das Fases da Lua.
• Encontro da Galileu com a Lua.
• Uma vista dramática da Lua com Vénus a distância.
• Imagens da Clementine mostrando o ponto de alunagem da Apollo 16.
• Astronautas caminhando perto do módulo lunar e a bandeira dos EUA.
• Uma grande colecção de animações das missões Apollo AVIs.

Vistas da Lua

O Interior Lunar 

Esta imagem mostra as três maiores divisões do interior lunar, a crusta, o manto e o núcleo. A espessura da crusta lunar varia de dezenas de quilómetros de profundidade (por baixo das bacias dos mares) até mais de 100 quilómetros em algumas regiões altas, com uma espessura média de cerca de 70 quilómetros. O raio do núcleo mede entre 300 e 425 quilómetros. (Copyright 1999 por Calvin J. Hamilton) 

Apollo 17 - Vista Completa da Lua 

Este disco completo da Lua foi fotografado pela tripulação da Apollo 17 durante a sua passagem a caminho da Terra, após uma missão de alunagem com sucesso em Dezembro de 1972. Os mares vistos nesta foto incluem Serentatis, Tranquillitatis, Nectaris, Foecunditatis e Crisium. (Cortesia NASA) 

Lua - Mosaico em Cor Falsa 

Esta fotografia da Lua em cor falsa foi obtida pela sonda Galileu em 8 de Dezembro de 1992. O processamento em cor falsa utilizado para criar esta imagem lunar auxilia na interpretação da composição do solo. As áreas que aparecem em vermelho geralmente correspondem a terras altas, enquanto as áreas sombreadas de azul para laranja indicam uma antiga corrente vulcânica de um mar ou oceano lunar. As áreas dos mares mais azuis contêm mais titânio do que as áreas laranja. O mar Tranquillitatis, visto como uma mancha azul escuro à direita, é mais rico em titânio do que o mar Serenitatis, uma área circular um pouco mais pequena imediatamente acima e à esquerda do mar Tranquillitatis. áreas azul e laranja que cobrem uma grande parte no lado esquerdo da Lua nesta vista representam muitas correntes de lava no oceano Procellarum. As pequenas áreas púrpura perto do centro são depósitos piroclásticos formados por erupções vulcânicas explosivas. A cratera recente Tycho, com um diâmetro de 85 quilómetros (53 milhas), está destacada na base da fotografia. 

O Lado Mais Longe da Lua 

Esta imagem foi obtida pelos astronautas da Apollo 11 em 1969. Mostra o lado da Lua, cheio de crateras, mais afastado da Terra. A maior cratera tem aproximadamente 80 km (50 milhas) de diâmetro. O terreno enrugado visto nesta imagem é típico neste lado da Lua. (Cortesia NASA) 

Polo Sul Lunar 

Este mosaico é composto de 1,500 imagens da Clementine da região do polo sul da Lua. A metade superior do mosaico está virado para a Terra. A Clementine mostrou o que parece ser uma grande depressão perto do polo sul lunar (ao centro), evidente pela presença de extensas sombras à volta do polo. Esta depressão provavelmente é uma antiga bacia formada pelo impacto de um asteróide ou cometa. Uma parte significante da área escura perto do polo pode estar em sombra permanente, e suficientemente fria para captar água em forma de gelo de origem cometária.

A bacia de impacto Schrodinger (perto da posição das 4 horas) é uma bacia de dois anéis, com cerca de 320 quilómetros (200 milhas) de diâmetro que é conhecida como a segunda bacia de impacto mais recente na Lua. O centro de Schrodinger está preenchido por lavas. A abertura vulcânica no solo de Schrodinger é um dos maiores vulcões explosivos da Lua. (Cortesia Naval Research Laboratory.) 

Apollo 11 

A etapa de ascensão do módulo lunar (ML) da Apollo 11, com os astronautas Neil A. Armstrong e Edwin E. Aldrin Jr. a bordo, foi fotografado pelo Módulo de Comando e Serviço (MCS) durante o encontro na órbita lunar. O ML estava a fazer a manobra de aproximação para atracar ao CSM. O astronauta Michael Collins permaneceu no CSM em órbita lunar, enquanto os restantes dois membros da tripulação exploravam a superfície lunar. A área grande de cor escura ao fundo é o mar de Smyth, centrado em 85 graus leste de longitude e 2 graus sul de latitude na superfície lunar (no lado mais próximo). Esta vista está virada para oeste. A Terra eleva-se no horizonte lunar. (Cortesia NASA) 

Apollo 11 - Bandeira 

O astronauta Edwin E. Aldrin Jr., piloto do módulo lunar, posa para uma fotografia ao lado da bandeira içada dos Estados Unidos durante a actividade extraveicular na superfície lunar. O Módulo Lunar Eagle está à esquerda. As pegadas dos astronautas são claramente visíveis no solo da Lua. Esta foto foi obtida pelo astronauta Neil A. Armstrong, comandante, com uma câmara de 70mm. (Cortesia NASA) 

Apollo 11 - A Terra Vista da Lua 

Esta vista da Terra elevando-se acima do horizonte da Lua foi obtida da nave espacial Apollo 11. O terreno lunar mostrado é da área do mar de Smyth, no lado mais próximo.(Cortesia NASA) 

Apollo 11 - Pegada na Lua 

Um close-up da pegada do astronauta no solo lunar, fotografado com uma câmara de 70mm durante a actividade extraveicular(AEV) na Lua. 

Apollo 15 - O Veículo Lunar 

Esta é uma vista do Veículo Lunar fotografado sozinho contra o fundo lunar desolador durante a actividade extraveícular da Apollo 15 no ponto de alunagem Hadley-Apennine. Esta vista está virada a norte. O lado oeste do Monte Hadley está no extremo acima à direita da foto. O Monte Hadley eleva-se aproximadamente 4,500 metros (14,800 pés) acima do chão. A formação lunar mais visível está aproximadamente a 25 quilómetros (16 milhas) de distância. (Cortesia NASA) 

Apollo 17 - O Ponto de Alunagem Taurus-Littrow 

Este é o ponto de alunagem da última missão Apollo (Apollo 17). Foi no vale entre os montes Taurus-Littrow na borda sudeste do Mar Serenitatis. Os astronautas Eugene Cernan e Harrison H. Schmitt exploraram o vale com a ajuda de um carro movido a electricidade. Esta imagem mostra Schmitt inspeccionando uma grande rocha que rolou pela montanha adjacente abaixo. (Cortesia NASA) 

Apollo 17 - Grande Rocha Lunar 

A Terra ao longe é vista acima de uma grande rocha da Lua. Esta foto foi obtida com uma câmara Hasselblad manual pelos dois últimos viajantes lunares do programa Apollo.(Cortesia NASA) 

Apollo 17 - Paisagem Lunar 

Esta imagem é uma excelente vista do desolado espaço lunar na Estação 4 mostrando o cientista-astronauta Harrison H. Schmitt, piloto do módulo lunar, que está a trabalhar no Veículo Lunar durante a segunda actividade extraveícular da Apollo 17 no ponto de alunagem Taurus-Littrow. Este é o ponto em que Schmitt viu pela primeira vez o solo laranja que é visível nos dois lados do Veículo Lunar, nesta figura. A cratera Shorty está à direita, e o pico ao centro no fundo é a Montanha Família. Vê-se porção de Massif Sul no horizonte no limite esquerdo. (Cortesia NASA) 

Apollo 17 - Solo Laranja 

Estas esferas de vidro e fragmentos laranja são as partículas mais finas que já foram trazidas da Lua. As partículas variam em dimensão de 20 a 45 microns. O solo laranja foi trazido do ponto de alunagem Taurus-Littrow pela tripulação da Apollo 17. O cientista-astronauta Harrison J. Schmitt descobriu o solo laranja na Cratera Shorty. As partículas laranja, que estão misturadas com grãos pretos e mosqueados, têm aproximadamente a mesma dimensão das partículas que compõem os sedimentos na Terra. A análise química do material do solo laranja mostrou que estas amostras são semelhantes a algumas das amostras trazidas do local da Apollo 11 (Mar da Tranquilidade) algumas centenas de milhas a sudoeste. Tal como essas amostras, é rico em titânio (8%) e óxido de ferro (22%). Mas ao contrário das amostras da Apollo 11, o solo laranja é inexplicavelmente rico em zinco. O solo laranja é provavelmente de origem vulcânica e não o resultado do impacto de um meteorito. (Cortesia NASA) 

Borda da Cratera de Impacto Copernicus 

Esta imagem de Copernicus foi obtida na Missão Lunar Orbiter 5. Copernicus tem 93 quilómetros de largura e está localizada dentro da bacia Mar Imbrium, a norte do lado próximo da Lua (10° N, 20° graus W.). A imagem mostra o chão, elevações e raios. Os raios de matéria ejectada sobrepõem-se a todos os terrenos adjacentes o que localiza a cratera no seu grupo etário: o sistema Copernicus, o conjunto mais novo de rochas na Lua (Shoemaker e Hackman, 1962, The Moon: Londres, Academic Press, p.289-300).(Cortesia USGS/NASA) 

Apollo 17 - Vista Oblíqua de Copernicus 

Esta é uma vista oblíqua da grande cratera Copernicus no lado próximo da Lua, fotografado da nave Apollo 17 em órbita lunar. (Cortesia NASA)