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por vapor de agua, e sua maior concentracao no polo sul se deve a atividade geologica na regiao, que e a mais quente do satelite, com -163 C. As listas de tigre tambem estao associadas a conducao dos gases atmosfericos por toda a superficie do satelite. Considerando a baixa gravidade desse pequeno satelite, a atmosfera se deve exclusivamente aos vapores que saem de suas entranhas, uma vez que Encelado a perde constantemente para o espaco, portanto, ha producao e perda constante de gases atmosfericos. Nessa atividade, as particulas que Encelado emite abastece o mais externo dos aneis de Saturno. Vida em Encelado A sonda Cassini parece ter encontrado provas da existencia de reservatorios de agua liquida que entra em erupcao ao estilo de geisers (que podem atingir mais de cem metros de altitude devida a reduzida forca gravitica). A existencia deste tipo de actividade geologica num mundo tao pequeno e frio acrescenta significativamente o numero de habitats com capacidade de sustentar organismos vivos no sistema solar. Outras luas do sistema solar, tais como Europa ou Ganimedes, tem oceanos de agua liquida por baixo de quilometros de uma crosta gelada. No entanto, no caso de Encelado, existem bolsas de agua a poucos metros da superficie. No dia 24 de junho de 2009, cientistas britanicos e alemaes das universidades de Potsdam e Leicester, anunciaram a confirmacao da descoberta de um oceano salgado oculto sob a superficie do polo sul do satelite. A descoberta foi baseada em estudos fornecidos atraves das pesquisas e fotografias realizadas pela sonda Cassini, que, em 2005, durante sobrevoo de Encelado, descobriu geiseres de vapor e gas e pequenas particulas de gelo, contendo quantidade consideravel de sais de sodio, lancadas a centenas de quilometros no espaco [1]. Orbita Tetis Tetis e um satelite de Saturno; tambem conhecido como Saturno III. Foi descoberto por Giovanni Cassini em 1684. E um corpo gelado semelhante na natureza das luas Dione e Rea. A densidade de Tetis e 1.21gm/cm3, indicando que e composto quase totalmente por agua gelada. A superficie gelada de Tetis esta intensamente crivada de crateras e contem rachaduras causadas por falhas no gelo. O terreno e composto por regioes com muitas crateras, com uma cintura escura com poucas crateras que se estende ao longo do satelite. As poucas crateras da cintura indicam que Tetis ja foi internamente ativa, provocando a reformacao da superficie em partes do terreno antigo. A causa exata da cintura escura e desconhecida, mas conseguiu-se uma interpretacao possivel a partir das imagens recentes, da sonda Galileo, das luas de Jupiter, Ganimedes e Calisto. Ambos os satelites mostram calotas polares feitas de depositos de gelo brilhante nas encostas das crateras voltadas para os polos. A distancia, as calotas parecem mais brilhantes devido a nevoa provocada por milhares de pedacos de gelo nas crateras menores. Ha uma enorme trincheira em Tetis, chamada Ithaca Chasma com cerca de 65 quilometros (40 milhas) de largura e varios quilometros de profundidade. Cobre tres quartos da circunferencia de Tetis. A fissura tem aproximadamente a dimensao que os cientistas tinham previsto, para o caso de Tetis
ter sido fluida e a crosta endurecida antes do interior. Outra formacao proeminente e uma enorme bacia de impacto com 400 quilometros chamada Odysseus. A cicatriz do impacto estende-se por mais de dois quintos do satelite, com um diametro ligeiramente maior do que a lua de Saturno, Mimas. Quando Odysseus foi criada, a cratera deve ter sido profunda com uma cordilheira montanhosa elevada e um pico central alto. Ao longo do tempo, o fundo da cratera adaptou-se a forma esferica da superficie de Tetis, e o anel da cratera e o pico central colapsaram. A temperatura a superficie de Tetis e de -187C (-305F). Dione Dione e uma das maiores luas do planeta Saturno, orbita a 377,4 mil quilometros de distancia desse planeta, sendo o seu periodo orbital de cerca de 66 horas, precisamente o dobro do que leva Encelado a percorrer a sua orbita. Este fenomeno pode ser responsavel pelo aquecimento de Encelado a partir do efeito de mares. Como resultado da friccao das mares, a rotacao de Dione e proporcional ao seu movimento orbital, assim Dione mantem sempre o mesmo lado virado para Saturno. Esta lua orbita dentro do grande e tenue anel E de Saturno, desconhecendo-se ate ao momento a relacao entre Dione e o anel E. Uma das caracteristicas mais surpreendentes de Dione e a rede de penhascos cintilantes numa superficie escura que devera ter sido originada a partir de movimentos tectonicos, o que se revelou uma surpresa para os cientistas. Mitologia O nome de Dione (do grego ) foi proposto por John Herschel (filho de William Herschel) em 1847 quase duzentos anos depois de ser descoberta. John Herschell propos que todas as luas de Saturno tivessem o nome de titas, irmas e irmaos de Cronos (Saturno na mitologia grega). Na mitologia, Dione era identificada como uma ninfa filha de Oceano e Tetis, mas aparece, por vezes, como filha de Urano e Gaia, logo uma tita e irma de Cronos. Historia de observacao e exploracao Giovanni Cassini foi quem descobriu Dione, Tetis, Reia e Japeto e chamou as suas quatro luas de Sidera Lodoicea (As estrelas de Luis) honrando o rei Luis XIV de Franca. Em particular, Cassini descobriu Dione no dia 21 de Marco de 1684. A magnitude de Dione atinge 10,2 devido a ter uma reflectividade elevada, revelando que tinha uma superficie essencialmente de gelo de agua. Pouco se sabia sobre o aspecto de Dione, ate aos primeiros anos da decada de 1980, altura em que as sondas Voyager visitaram Saturno, as fotografias mostraram uma superficie antiga. No entanto, existiam claras assimetrias no terreno desta lua, o hemisferio rebocado (aquele que fica sempre atras no movimento orbital de Dione em volta de Saturno) mostrava-se quebrado por uma rede de multiplas fracturas brilhantes em linha. Dione, Saturno e os aneis em linha com a sonda Cassini. Imagem tirada em 11 de Outubro de 2005. Em 1980 foi tambem descoberto um novo satelite que orbitava Saturno na mesma orbita que Dione, a que se chamou de Dione B (que mais tarde tomou o nome de Helena), a frente
do hemisferio lider no ponto de Lagrange L4. Em 2004, e descoberto um outro pequeno satelite, atras do hemisferio rebocado, no ponto de Lagrande L5. Ate ao sobrevoo da sonda Cassini a 13 de Dezembro de 2004, a origem deste material brilhante era obscura, em parte porque as fotografias foram tiradas a uma distancia elevada. A Cassini revelou que estas areas eram falesias de gelo brilhante criadas por fracturas tectonicas. Descobre-se assim que Dione e um mundo dominado por enormes fracturas no hemisferio rebocado. A sonda Cassini fez a maior aproximacao jamais feita a Dione por uma sonda espacial, fe-lo em em 11 de Outubro de 2005 a uma distancia de 500 km. Esta aproximacao permitiu ver esta lua um detalhe nunca visto. Durante o encontro, a Cassini tentou buscar mais informacao e tirar melhores fotografias das estranhas marcas na superficie de hemisferio rebocado. O encontro revelou uma superficie variada e familiar, mas ao mesmo tempo diferente do resto do sistema solar. Os instrumentos de campos e particulas da Cassini nao detectaram a presenca de uma atmosfera. Geologia planetaria Regiao polar sul no hemisferio rebocado e mais brilhante que o terreno perto do equador, no topo da imagem. No centro, uma rede radial brilhante e conhecida como Cassandra, que podera ser uma cratera raiada ou uma caracteristica devido a movimentos tectonicos. Composicao a partir de imagens da Cassini, mostrando o terreno escuro e partido do hemisferio rebocado. Dione tem trinta por cento menos diametro que Ganimedes e Calisto (duas das quatro luas de Galileu em Jupiter), sendo este diametro de 1118 quiometros. Apesar de ligeiramente mais pequena, Dione e bastante semelhante a Reia. Ambas tem composicoes, albedo e terreno semelhantes, e ate os hemisferios destes diferentes mundos sao parecidos. No entanto, Dione e mais densa que Reia, e e a segunda lua de Saturno mais densa depois de Tita. O que leva a se pensar que tem uma grande quantidade de material rochoso no seu interior; e devido a isso, Dione tem mais calor radioactivo interno que as outras luas geladas vizinhas. Enquanto Encelado mostra ser uma lua activa, Dione mostra sinais dessa actividade no passado, mostrando-se assim com uma superficie mais antiga do que a que foi vista em Encelado. As Voyager confirmaram que existia uma crusta gelada, ou seja, a solidez do astro e composta aproximadamente por 60 % de gelo e 40 % rocha. Parece tambem mostrar que uma parte substancial do gelo derrete. A superficie e brilhante devido a sua composicao, mas mostra grandes contrastes de brilho, com o hemisferio que lidera a translacao mais brilhante que o rebocado. Este ultimo e, geralmente, mais escuro e com uma superficie dominada por penhascos de gelo brilhantes que lhe da um caracter bastante exotico e que evidencia movimento de placas tectonicas. Uma possibilidade e que as fracturas parecem ser devidas a libertacao de agua e, possivelmente, metano. Dione apresenta diferentes tipos de terreno: planicies com baixa densidades de crateras a vales sinuosos que pode ser devido ao calor gerado a partir do seu interior. Existe um grande numero de crateras,
mas nenhuma tao grande que sugira que Dione alguma vez esteve perto da destruicao total. Geralmente, Dione mostra uma pequena populacao de crateras quando comparada com outras luas de Saturno. As zonas altas suaves e respectivos vales sao harmoniosos com o resto da superficie e deverao ter a mesma idade que as a maioria das crateras das regioes onde estas se encontram, ja os penhascos de gelo brilhantes deverao ter sido formados num periodo mais recente. Os cientistas continuam intrigados com o terreno nas latitudes a sul. Esta rede de linhas parece cruzar tudo e sao a caracteristica mais jovem nessa regiao de Dione. As maiores crateras tem 200 km de diametro e as crateras com 100 km sao comuns nas zonas mais densamente saturadas de crateras. Uma das maiores dessas tem um pico central. A maioria das crateras encontra-se no hemisferio que lidera o movimento a volta de Saturno, dado que Dione mantem sempre a mesma face virada para o planeta dos aneis. As principais caracteristicas visiveis na superficie dioniana sao as Chasmata (depressoes ingremes, estreitas e longas), Lineae (marcas lineares formadas pelos penhascos) e crateras. As caracteristicas da superficie de Dione toman nomes da Eneida de Virgilio, dai que, por vezes, Dione e referida como Lua de Virgilio. Os penhascos de gelo Vista do interior de uma cratera com 60 km de diametro em Padua Linea. O pico central da cratera pode ser observado na parte inferior direita. Sao visiveis varias fracturas na superficie. Sulcos lineares e quase paralelos percorrem o terreno de Cartago Linea, visiveis no canto superior esquerdo da imagem. Ate a chegada da sonda Cassini em 2004, a origem da rede de linhas de material brilhante era obscura. Hoje sabe-se que estas formacoes nao sao depositos de gelo, tal como se pensava antes da chegada da sonda, mas sao penhascos de gelo brilhantes criados por movimentos tectonicos na superficie. Os penhascos localizam-se em terreno escuro, que da ao terreno um aspecto contrastante e alienigena. Um dos propositos da sonda Cassini era desvendar mais informacao sobre esta parte da superficie, dados que puderam ser obtidos com a aproximacao de 11 de Outubro de 2005. Durante a aproximacao, a Cassini sobrevoou Padua Linea e as imagens revelaram um terreno com sulcos finos, levemente paralelos e lineares que percorrem todo o terreno. Por sua vez, estes sulcos sao interrompidos por fracturas irregulares e brilhantes. Em varios locais, as fracturas sao mais recentes que alguns depositos no fundo das crateras. As crateras da regiao de Cartago Linea tambem tem paredes brilhantes e fundos cobertos por depositos escuros, o que sugere que o material caia das paredes para o interior, revelando gelo limpo, enquanto que o materail escuro vai se acumulando no interior das crateras e na base dos penhascos. Crateras Em Dione, a superficie varia da densamente crivada por crateras, ate as planicies praticamente sem crateras, passando por planicies com um numero moderado de crateras. As zonas com mais crateras tem bastantes crateras com mais de 100 km de diametro e as planicies tendem a ter crateras com menos de 30
km de diametro. A cratera proeminente e Dido. Por cima localiza-se Antenor (82 km de diametro), logo acima Turnus (97 km) que se localiza em Cartago Linea, uma regiao de terreno brilhante e fracturado. A maioria do terreno com bastantes crateras localiza-se no hemisferio rebocado, com as planicies menos crivadas no hemisferio lider. Isto vai contra o que era esperado por alguns cientistas, o que sugere que durante o periodo de forte bombardeamento, tinha outra face virada para Saturno. Dado que Dione e relativamente pequena, um impacto que cause uma cratera de 35 km pode ter virado a lua. Dado que existem bastantes crateras maiores que 35 km, Dione pode ter sido repetidamente virada durante o bombardeamento no sistema solar primitivo. O padrao das crateras e o albedo brilhante do hemisferio lider sugerem que Dione permaneceu com a mesma face voltada para Saturno durante varios milhares de milhoes de anos. A maioria das crateras vistas pela sonda Cassini durante a aproximacao mostra muros brilhantes e material escuro no chao dessas crateras. Isto devera ser causado pelo deslizamento e acumulacao de depositos rochosos no interior das crateras, deixando os muros com gelo mais limpo, muito semelhante ao que devera acontecer com outras luas geladas de Saturno. Tal como Calisto, as crateras de Dione nao tem muito relevo, ao contrario das que sao encontradas na Lua da Terra e em Mercurio; isto provavelmente e devido a crusta fragil formada por gelos. Dido e uma cratera proeminente na superficie, tem com 118 km de diametro e possui um pico central e tomou o nome da fundadora mitica de Cartago. Atlas de Dione Reia Reia (portugues europeu) ou Reia (portugues brasileiro) e a segunda maior lua de Saturno com 1528,0 km de diametro e com um periodo orbital de 4,52 dias. Em 6 de marco de 2008, Geraint Jones, um cientista especializado na sonda Cassini, anunciou que Reia talvez possua um sistema de aneis tenue. Se a informacao se confirmar, seria a primeira descoberta de aneis em torno de uma lua planetaria. Tita Tita e a maior lua de Saturno e a segunda maior de todo o sistema solar, depois de Ganimedes, tendo quase 1 vez e meia o tamanho da nossa Lua. E maior que um planeta do Sistema Solar: Mercurio; caso orbitasse o Sol seria um planeta por direito proprio. Esta e a unica lua no sistema solar a ter uma atmosfera densa, sendo ate mais densa que a da Terra. Pensa-se que possui lagos de hidrocarbonetos, vulcoes gelados, e que o metano comporta-se quase como a agua na Terra, evaporando e chovendo num ciclo interminavel. Tita e um mundo que se manteve oculto ate muito recentemente, coberto por uma neblina densa e alaranjada. Em Janeiro de 2005, foi lancada a sonda Huygens por entre a neblina, que tirou as primeiras fotografias da superficie de Tita, mas devido ao nevoeiro, e mesmo com fotografias muito ficou por saber. Esta sonda levou consigo um milhao de mensagens de pessoas a volta do mundo. As mensagens foram enviadas pela Internet, gravadas num CD-ROM e lancadas com
a sonda em 1997, e poderao permanecer no solo titanico durante milhoes de anos e serem descobertas por turistas espaciais do futuro. Mitologia Tita (do grego ) quando foi descoberto pelo astronomo Christiaan Huygens foi simplesmente chamado de Saturni Luna (Latim para "Lua de Saturno"). So em 1847 e que John Herschel (filho de Willian Herschel, o descobridor de duas outras luas em Saturno) sugere um nome proprio para a lua sob a denominacao "Tita", fazendo o mesmo para as outras luas que tinham sido descobertas em Saturno. Todas tomaram nomes de titas relacionados com Saturno. Na mitologia grega, os Titas sao seres anteriores aos deuses do Olimpo e que tinham estatura gigantesca, forca descomunal e eram aliados de Saturno (Cronos) na guerra contra Jupiter (Zeus) e os deuses do Olimpo, entre eles Plutao (Hades), Neptuno (Poseidon), gigantes, ciclopes e hecatonquiros pelo dominio do universo. Os titas liderados por Saturno acabaram por ser derrotados depois de dez anos de guerra e foram confinados ao Tartaro. Historia de observacao e exploracao Uma das primeiras imagens tiradas de perto do colossal planeta Saturno, pela Pioneer 11. Tita e o ponto alaranjado por cima de Saturno, a Terra teria um pouco mais do dobro do tamanho que apresenta Tita na imagem. A 25 de Marco de 1655, o astronomo holandes Christiaan Huygens decide apontar um dos seus novos telescopios para Saturno, com intencao de estudar os aneis. Estes telescopios eram de qualidade superior ao usado por Galileu na descoberta das grandes luas de Jupiter, as chamadas Luas de Galileu. Huygens ficou surpreso em ver que para alem dos aneis, Saturno tinha uma grande lua. Tita mostra-se nos ceus da Terra uma magnitude entre +7,9 e +8,7, com um disco de 0,8'' de diametro e pode ser observado com pequenos telescopios (de diametros maiores que 5 cm) ou binoculos potentes. No ano de 1944, Gerard Kuiper detectou metano no espectro de Tita, evidenciando que tinha atmosfera. Consequentemente, esta lua despertou especial interesse entre os astronomos, e observacoes por radares, telescopios e modelos de laboratorio mostraram diferentes hipoteses do que seria Tita. De passagem por Saturno, a Pioneer 11 inaugurou assim os estudos feitos por sondas espaciais em 1979 e confirma a existencia de uma atmosfera bastante densa. A 12 de Novembro do ano seguinte chega a sonda Voyager 1 que passa propositadamente a 7000 km de Tita, de forma a olhar mais de perto. A combinacao dos dados obtidos pela Voyager 1 revelaram que Tita teria uma atmosfera semelhante a da Terra primitiva, rica em azoto, argon, metano e hidrogenio, numa pressao de 1,5 bar, o que implicava que havia dez vezes mais gas na superficie de Tita do que na Terra, mesmo com uma gravidade muito mais fraca (14% a da Terra). Em 1981, a Voyager 2 atinge Tita, mas faz apenas uma visita ao longe, ja as imagens da Voyager 1 nao mostraram caracteristicas da superficie, optou-se que a sonda prosseguisse viagem para Urano e Neptuno. Todas as imagens obtidas mostraram um mundo envolto em neblina o que tornava a superficie invisivel. Carl Sagan
demonstrou que Tita poderia ter moleculas organicas, incluindo constituintes de proteinas (como os aminoacidos). Devido a estes dois motivos, e criada a missao da sonda Cassini-Huygens (da NASA e ESA), um esforco conjunto entre norte-americanos e europeus para estudar Tita e o resto do sistema saturniano. Depois de quase sete anos de viagem, a sonda chega a Saturno no dia 1 de Julho de 2004, e comeca por cartografar a superficie por radar. A Cassini sobrevoou Tita a 26 de Outubro do mesmo ano e tirou imagens de alta-resolucao a apenas 1200 km do planeta, discernindo bocados de claridade e escuridao que seriam visiveis ao olho humano. O modulo de Exploracao Huygens (da ESA), que se destinava inteiramente ao estudo da atmosfera e superficie de Tita, desceu por entre a neblina e pousou na superficie a 14 de Janeiro de 2005; as imagens mostraram uma superficie alienigena e adversa, moldada por fluidos liquidos, mas a presenca de liquidos nas imagens nao foram confirmados. Nao existem planos ou estudos para missoes tripuladas por seres humanos a Tita, ou a colonizacao deste mundo, pelo menos fora da ficcao cientifica. O que nao surpreende, dado o nosso conhecimento muito limitado de Tita. Aparentemente a superficie de Tita e muito jovem e activa, e contem bastante gelo de agua e talvez oceanos e canais de compostos organicos liquidos. Geologia planetaria Tita e maior que um dos planetas principais: Mercurio, apesar de ser menos massivo que Mercurio. Pensava-se que era a maior lua do sistema solar ate recentemente, mas descobriu-se em observacoes mais recentes que a atmosfera densa reflete uma grande quantidade de luz, o que levou a que se pensasse que seria maior. Tita tem varias semelhancas com as grandes luas de Jupiter (Ganimedes e Calisto) e Neptuno (Tritao) e e metade gelo (de agua) e metade materia rochosa. Presumivelmente, possui varias camadas com um nucleo rochoso de 3400 km rodeado por varias camadas de diferentes formas de cristais de gelo. Mas o interior da lua pode ainda ser quente. Apesar de semelhante em composicao com Reia e com o resto das luas de Saturno, e mais denso devido a compressao gravitacional. Topografia geral A superficie de Tita mostra grandes regioes claras e terreno escuro, incluindo uma grande area com um grau de reflexao razoavel do tamanho da Australia. Denominou-se esta area como Xanadu, e foi identificada a partir de imagens de infravermelhos do Telescopio Espacial Hubble e da sonda Cassini. Existem em Tita outras areas semelhantes a Xanadu e especulava-se que seriam mares de metano ou etano, mas as observacoes da Cassini indicam que nao. A Cassini tem tirado fotografias de alta-resolucao de todas estas areas, e encontrou marcas lineares enigmaticas, que alguns cientistas sugerem que indicam actividade tectonica. De forma a entender melhor as caracteristicas da superficie de Tita, a sonda Cassini tem usado radares altimetricos e abertura sintetica para cartografar parte da superficie durante os encontros com esta lua. As primeiras imagens revelaram uma geologia diversa e complexa com areas escarpadas e outras planas. Existem caracteristicas que parecem ter origem vulcanica, que devem