thegoodfellas/blogset-br huggingface dataset:
libertar agua misturada com amonia. Apresenta ainda zonas raiadas que parecem ser causadas por particulas levadas pelo vento. As poucas crateras de impacto aparentam enchimento, provavelmente com chuva de hidrocarbonetos. A area ja cartografada parece ser levemente plana com nenhuma variacao de altura maior que 50 metros; contudo, o radar altimetrico apenas cobriu parte da regiao polar norte. Nas imagens tiradas a partir da superficie pela sonda Huygens notam-se evidencias de erosao na base das rochas, indicando possivel actividade fluvial. A superficie e mais escura do que o que se previa, consistindo numa mistura de gelo de agua e hidrocarbonetos. Acredita-se que o "solo" visivel nas imagens e precipitacao do nevoeiro de hidrocarbonetos acima. O "H de Tita". Outras das descobertas da sonda refere-se a regioes com material claro cortadas por alinhamentos escuros dentro do terreno escuro. O "H de Tita" e uma zona composta pelas regioes de Fensal (parte norte) e Aztlan (parte sul). Pensa-se que estas formacoes de terrenos sejam areas altas de gelo de agua, rodeadas por terreno raso que e preenchido com material escuro proveniente da atmosfera. Fensal esta sobrecarregada de pequenas "ilhas" com tamanhos que variam entre os 5 e os 40 quilometros de diametro. A parte oeste de Fensal e dominada por varias ilhas, algumas grandes como Bazaruto Facula, area que contem no centro uma cratera escura bastante grande. As pequenas ilhas de Fensal sao dispersas e circulares, apesar de muitas terem a aparencia de ter uma orientacao este-oeste. Por outro lado, Aztlan aparece quase desprovido de pequenas ilhas, mas com tres grandes ilhas na zona ocidental. A maior das quais e Sotra Facula que mede 240 por 120 quilometros de diametro. [editar] Lagos de metano Ha muito que se acredita na existencia de lagos e mares de metano e etano em Tita. Contudo, mesmo que muitos aspectos da superficie possam ser explicados como sendo produtos de liquidos, nao existem provas conclusivas para determinar a existencia de liquidos na superficie no momento. Quando a sonda Cassini chegou ao sistema saturniano, esperava-se que lagos ou oceanos de hidrocarbonetos pudessem ser detectados por luz do sol reflectida da superficie, o que nao aconteceu ate hoje. Medicoes de radar recentes a partir da Terra sugerem que nao existe nenhum grande oceano de etano em Tita, mas pode ser que ainda existam pequenos lagos. Os achados da Huygens a 14 de Janeiro de 2005 nao mostram nenhuma area com liquidos, apesar de haver uma indicacao muito forte disso no passado recente. As imagens da Huygens mostram pequenos montes atravessados por canais escuros de drenagem. Os canais dirigem-se para uma regiao larga, plana e escura. Pensava-se inicialmente que a regiao escura fosse um lago de fluidos. Todavia, tornou-se claro que a Huygens pousou na regiao escura e solida. Nao foi encontrada nenhuma prova imediata da existencia de liquidos no local de pouso da Huygens. A superficie foi imediatamente estudada quando a sonda pousou e verificou-se que o local era semelhante a areia solta ou argila molhada; isto e, uma crosta dura que cobre um material pegajoso. Contudo, analises subsequentes dos dados
sugeriram que estes dados foram obtidos porque a sonda ao cair deslocou um seixo grande, e que o terreno seria melhor descrito como uma forma de areia feita por graos de gelo. As imagens tiradas depois do pouso mostram um terreno plano coberto por seixos. Estes seixos, que podem ser constituidos por gelo de agua, sao algo redondos, o que indica a accao de fluidos. Uma intrigante marca escura que pode ser o local de um lago presente ou antigo de hidrocarbonetos liquidos. Hipoteticamente, a Huygens pode ter pousado durante uma estacao seca em Tita, e que os periodos de chuva de metano no passado recente podem ter formado lagos que subsequentemente evaporaram. O tempo desses intervalos de periodos de chuva sao desconhecidos, e os cientistas relembram que a Huygens pousou apenas num pequeno local numa lua do tamanho de um planeta, o que e insuficiente para avaliar todo o globo. Recentemente, os cientistas da Cassini anunciaram a descoberta de algo escuro e enigmatico no polo sul de Tita que acreditam ser um pequeno lago criado por precipitacao das nuvens que se conjugam na regiao. Mas a area que se assemelha a uma costa no seu perimetro e a presenca frequente de nuvens de tempestade, fazem deste local o melhor candidato conhecido de um lago em Tita. No entanto, esta identificacao permanece incerta, ja que pode ser uma depressao vasta preenchida por hidrocarbonetos solidos e escuros que cairam da atmosfera. A area semelhante a costa pode ser o resultado de um processo nao ligado a chuva, tais como uma caldeira vulcanica ou um fosso. Vulcoes gelados Criovulcoes em Tita, em cores falsas, observado pela sonda Cassini. Durante a aproximacao a Tita pela Cassini a 26 de Outubro de 2004, observou-se uma superficie global lisa com poucas crateras de impacto. Isto sugere que a lua tem uma superficie que se renova constantemente. As imagens da Cassini revelaram uma area vasta escura chamada Ganesa Macula que e uma estrutura com 180 km que se assemelha as abobadas de panquecas vulcanicas observadas em Venus pela sonda Magellan. Estes vulcoes funcionam a baixas temperaturas, pelo que se denominam criovulcoes. Foi possivel obter imagens que sugerem criovulcoes activos. A deteccao de Argon 40 na atmosfera indica que os vulcoes cospem plumas de agua e amonia. A evidencia de actividade vulcanica da ultima missao da Cassini sugere que as temperaturas sao provavelmente mais altas nos viveiros de criovulcoes. Dado que a existencia de lagos em Tita permanece por confirmar, alguns cientistas acreditam que as caracteristicas escuras na lua sao causados por criovulcanismo que por fluidos a superficie. Atmosfera e clima Animacao de um intervalo de duas horas que mostra nuvens no polo sul de Tita Tita e a unica lua do sistema solar com uma atmosfera completamente desenvolvida que consiste em bem mais que vestigios de gases. A presenca de uma atmosfera foi primeiro vista por Gerard Kuiper em 1944. Desde entao, as observacoes das sondas Voyager mostraram que a atmosfera titanica e mais densa que a da Terra, com uma pressao a superficie de uma vez e
meia a do nosso planeta e suporta uma camada de nuvens opacas que ocultam aspectos da superficie de Tita. A atmosfera e composta por 95% de Azoto, a atmosfera mais densa e rica em azoto do sistema solar, a par da Terra - com vestigios significativos de varios hidrocarbonetos (incluindo metano, etano, diacetileno, metilacetinelo, cianoacetileno, acetileno, propano, alem de dioxido de carbono, monoxido de carbono, cianogeno, hidrocianido e helio.) Tita nao tem um campo magnetico e, por vezes, orbita a volta da magnetosfera de Saturno, expondo-a directamente ao vento solar. Isto pode ionizar e levar algumas moleculas do topo da atmosfera. A alta densidade da atmosfera deve-se essencialmente a baixa temperatura, ja que as colisoes entre as moleculas dos gases nao sao suficientes para as acelerar ate a velocidade de escape. E, o calor gerado dentro do planeta pode vomitar material para a atmosfera atraves dos criovulcoes, tornando assim a atmosfera mais espessa. A neblina Pensa-se que os hidrocarbonetos na alta atmosfera de Tita e em reaccoes resultem da quebra do metano pela luz ultravioleta do Sol, produzindo uma camada opaca de neblina. Esta neblina impediu que as primeiras sondas que observaram Tita pudessem ver a superficie, estimulando cientistas e curiosos. Nuvens variadas dispersas pontuam numa neblina quase completa na atmosfera de Tita. Essas nuvens sao provavelmente compostas de metano, etano e outros compostos organicos simples. Outros compostos quimicos mais complexos em pequena quantidade produzem a cor alaranjada que e visivel do espaco. A atmosfera muito espessa bloqueia a luz do sol, que demora 8 dias terrestres a atravessar o ceu de Tita. A sonda Huygens nao conseguiu detectar a posicao do sol durante a sua descida, e apesar de ser capaz de tirar imagens da superficie, os cientistas dizem que o processo foi como fotografar asfalto em poeira. Logo, e improvavel que Saturno seja visivel a partir da superficie de Tita. A Cassini tambem detectou nuvens altas no polo Sul de Tita, mas que nao aparentam ser de metano, como seria esperado. A descoberta tem surpreendido os cientistas, e estao a decorrer estudos para determinar a composicao das nuvens e decidir se a atmosfera de Tita precisa de ser reavaliada. A Cassini indicou que Tita, tal como Venus, e um "super rodador", ou seja, a atmosfera roda a volta do eixo da lua mais rapido que a superficie. Ao inves da Terra, onde a atmosfera e mais lenta. A velocidade de rotacao no equador e cerca de 1670km/hora. [editar] Ciclo do metano O metano nas temperaturas comuns de Tita encontra-se no estado gasoso, mas a atmosfera de Tita destroi gradualmente o metano que vai para a atmosfera superior num processo conhecido como o ciclo do metano. Contudo, os compostos mais complexos de carbono, formados a partir de metano sao liquidos a essas temperaturas. Estes compostos caem sob a forma de chuva e formam lagos com alguns metros de profundidade, talvez cobertos por blocos de gelo de amoniaco. Os lagos aparentemente evaporam-se, mas nenhum processo quimico ou fisico nas condicoes de Tita permite a retransformacao destes compostos novamente em metano. A maior
parte do metano deve ter origem na superficie ou atraves de criovulcoes que alimentam novamente a atmosfera e que depois condensam-se e volta a cair em forma de chuva de metano, completando o ciclo. A Huygens tambem indicou que, periodicamente, chove metano liquido e outros compostos organicos para a superficie. Este provavel ciclo do metano em Tita, em parte, assemelha-se ao ciclo da agua na Terra. Apesar disso, Tita e um mundo improprio para ser visitado ja que o metano e mortal para o homem e a temperatura e extremamente baixa. As estacoes do ano Na superficie, a temperatura de Tita e de cerca de -179C. Nesta temperatura o gelo de agua nao sublima, criando uma atmosfera com praticamente nenhum vapor de agua. As temperaturas variam pouco do equador para os polos e do dia para a noite, onde a temperatura raramente devera chegar aos -50C ao meio-dia. Tal como a Terra, Tita tem estacoes do ano, e cada estacao do ano equivale a sete anos completos na Terra, ja que Saturno demora quase 30 anos a dar uma volta ao Sol. A observacao de tempestades na regiao sul do polo Sul de Tita em Junho de 2005, onde e Verao no hemisferio Sul, levou a especular que uma area escura poderia ser um reservatorio de chuvas de metano em Tita. Vida em Tita Os espectografos da Voyager 1 deram a conhecer a existencia de moleculas organicas, e em particular de hidrocarbonetos ja complexos de metano, que ja tinham sido detectados a partir da Terra, mas tambem de acetileno e outros compostos num mundo que se revelou interessante para os exobiologos. Foi tambem descoberto acido cianidrico (HCN), uma molecula um tanto simples composta por tres atomos, mas que sao as bases azotadas do ADN, o codigo com que se "escreve" a vida. Como existe metano e monoxido de carbono em quantidade suficiente e Tita esta suficientemente proximo do Sol, o planeta pode ser afectado pela luz ultravioleta. As radiacoes mais fortes do Sol, na alta atmosfera de Tita, leva a que as moleculas do Metano (CH4) formem moleculas mais complexas. Os hidrocarbonetos mais pesados aglomeram-se e produzem as opacas camadas de aerossol alaranjado com 200 km de altura, ate serem demasiado pesados e, assim, descem a superficie. Lentamente e durante a historia desta lua, uma continua camada organica foi cobrindo toda a superficie ate, pelo menos, centenas de quilometros. Devido a isto, Tita tem semelhancas com a Terra primordial. Tita tem sido visto como uma Terra primitiva no congelador, com o embriao da vida congelado. A existencia de criovulcanismo em Tita tem importantes implicacoes na exobiologia, ja que expoe os organicos da superficie a agua liquida. A quimica aquosa permite que os hidrocarbonetos formem especies pre-bioticas mais evoluidas e oxidadas, tais como aminoacidos. Num modelo feito, e como uma abobada de apenas 1 km de altura levaria 5 x 103 anos a se congelar com lava feita inteiramente de agua liquida, e levaria ate 12 x 103 anos caso fosse de amonia desidratada, permitindo a que a quimica pre-biotica evolua bem mais
do que foi experimentado em laboratorios na Terra. Assim, Tita tal como a lua Europa e o planeta Marte, esta no topo da lista dos corpos celestes onde se pode encontrar formas de vida primitiva. Daqui a 5 bilhoes de anos quando o Sol ampliar 50 vezes o seu tamanho, Tita vai receber a mesma quantidade de energia solar que a Terra recebe hoje. Hipoteticamente e por um curto periodo de tempo, o satelite poderia tornar-se num mundo oceanico onde a vida prospera. Japeto Japeto e a terceira maior lua de Saturno com 1436,0 km de diametro e com um periodo orbital de 79,32 dias, distando cerca de 3 564 300 km de Saturno. O periodo de rotacao de Japeto e igual ao de revolucao, como acontece com a Lua da Terra, e uma face de Japeto esta sempre a chefiar o seu movimento orbital em volta de Saturno e a outra parte da lua e, continuamente, rebocada. Desta forma, o dia de Japeto sao mais de 79 dias terrestres. Extraordinariamente, o hemisferio que conduz o movimento de Japeto e extremamente escuro, reflectindo apenas uma pequena percentagem de luz solar incidente. Enquanto que o hemisferio rebocado e tanto como dez vezes melhor reflector. Isto torna Japeto no corpo celeste conhecido com maior variacao de brilho no Sistema Solar. O hemisferio escuro tem natureza e origem desconhecidas. No entanto, pensa-se que, provavelmente, a materia da superficie do hemisferio que comanda o movimento sejam moleculas organicas de caracter complexo, talvez abastecido de Febe, ou produzido in situ pela radiacao ultravioleta solar, no componente de metano de gelo no hemisferio rebocado. Assim, a rapida evaporacao do gelo de metano e o transporte balistico da materia do hemisferio condutor para o rebocado e feito por impactos de micrometeoritos. Explicando-se assim a razao de tal assimetria de brilho entre os hemisferios. Assim, Japeto e unico por ter um hemisferio de elevado albedo e outro de baixo albedo. Brilho que se reflecte na magnitude do astro que varia de 10,2 a 11,9. Isto explica porque, visto da Terra, Japeto aparece mais brilhante quando esta a oeste de Saturno que a Leste deste. Foram descobertas crateras de impacto no inicio da decada de 1980 pela Voyager no hemisferio rebocado, mas nao no que comanda o movimento da lua. A materia no hemisferio rebocado e quase, de certeza, gelo de agua, possivelmente misturado com metano gelado e outros gelos, como o de amonia. Toda a lua e, essencialmente, composta por gelos, dai possuir uma densidade bastante baixa. Curiosamente, nas primeiras fotografias de Japeto tiradas pela Voyager 1 descobriu-se uma enorme e bem definida oval branca, com um minusculo ponto negro no centro. A um circulo ao qual chamara de "Olho de Japeto" e que se situa no limite de ambos os hemisferios e possui 200 km de diametro. Foi Giovanni Domenico Cassini quem descobriu Japeto no ano de 1671. Na mitologia grega, Japeto era o tita pai de Prometeu (a divindade que roubou o fogo dos deuses para dar ao Homem) e de Atlas. Miranda Miranda e a menor e
mais intrigante das grandes luas de Urano. Foi descoberta em 1948 por Gerald Kuiper. Possui menos de 500 km de diametro, o segundo menor satelite de formato esferico do Sistema Solar (Mimas de Saturno e o primeiro, com 300 km), mas e o astro mais atraente na regiao de seu pacato planeta. Miranda tem a superficie mais diversificada, com um relevo bizarramente deformado. Seu ambiente e marcado por depressoes e penhascos profundos, zonas cheias de crateras, altas montanhas e planicies suaves. Os picos mais elevados chegam a medir 15 km de altura e as maiores crateras cerca de 60 km de diametro. A maior parte desses relevos sao estruturas antigas, mas ha algumas recentes. Devido a sua estranha topografia, supoe-se que Miranda teria sido atingido por um objeto com metade do volume do satelite e os estilhacos teriam criaram os aneis do planeta. Ariel Ariel (air'-ee-l, AFI: [ril]) e um dos cinco satelite natural (lua) do planeta Urano descoberto em 24 de outubro de 1851 por William Lassell. Ariel foi descoberto juntamente com uma outra lua de Urano, Umbriel. Nome Ariel e o nome de um silfo (criatura mitologica) no poema "Rape of the Lock" do Alexandre Pope. Tambem e o nome do espirito que sevia Prospero na peca teatral Tempestade de Shakespeare. O nome "Ariel" e o nome de todos os quatro satelites de Urano foram sugeridos por John Herschell em 1852 quando consultado por Lassel.[1] Lassell ja tinha anteriormente endossado o esquema que Herschel usou para batizar em 1847 as sete entao conhecidas luas de Saturno. Em 1848 quando Lassel descobriu a oitava lua de Saturno, ele a batizou com o nome Hiperion usando o mesmo esquema de Herschell. O adjetivo relativo a "Ariel" e "Arieliano". Ariel tambem e chamado de Urano I (Uranus I). Caracteristicas fisicas As primeiras e ainda distantes observacoes de Ariel foram feitas pela sonda Voyager 2 durante seu voo ao redor de Urano em 1986. A Voyager 2 fez sua maior aproximacao de Ariel em 24 de janeiro de 1986 e passou a 127 mil km da lua.[2] Devido ao fato de que somente o polo Sul de Ariel esta virado para o Sol, somente o hemisferio sul pode ser fotografado (imageado). Ariel e um satelite relativamente pequeno, mas, ainda sim tem como merito ser a lua mais brilhante de Urano. Sua superficie e marcada por crateras e sao encontrados tambem grandes vales em fendas que se estendem por toda superficie. A composicao de Ariel e de aproximadamente 70% de gelos (agua congelada, dioxido de carbono em estado solido, e possivelmente tambem gelo de metano) e 30% de rochas compostas por silicatos. Alguns lugares de Ariel parecem estar cobertos por geada fresca, particularmente, em crateras mais recentes. A mais velha e maior unidade geologica observada em Ariel pela Voyager 2 foi uma vasta area de planicies craterizada no polo sul do satelite. A analise das crateras vistas nas planicies craterizadas de Ariel sugere que a maioria delas sao mais recentes do que aquelas vistas em Titania, Oberon, e Umbriel.[3] A maior cratera observada em ariel
e a cratera Yangoor, com somente 78 km de seccao, e mostra sinais de deformacao desde sua formacao. A Voyager 2 tambem observou uma rede de falhas geologicas, canyons, e estruturas em gelo distribuidas ao longo das latitudes no meio do hemisferio sul de Ariel, quebrando a regiao de superficies craterizadas. Os canyons provavelmente representam "grabens" formados por falhas extensionais. Materia lisa e sulcos sao vistos em varias partes da rede de vales de Ariel, sugerindo que o fundo dos canyons esteve coberto por gelo morno ejetado do interior de Ariel.[3] Acredita-se que no passado, as atividades geologicas de Ariel tem sido provocadas por "aquecimento de mare" em um tempo quando sua orbita era mais excentrica do que a atual. Nos primordios de sua historia, Ariel foi aparentemente capturado em uma ressonancia orbital 4:1 com Titania, de onde Ariel teria escapado.[4] A ressonancia teria aumentado a excentricidade orbital; resultando em friccao de mare devido as forcas de mare a partir de Urano teriam causado o aquecimento no interior de Ariel. No sistema de satelites de Urano, devido a ausencia de achatamento do planeta, a o tamanho relativamente grande de seu satelites, escapar a partir de um movimento em ressonancia media e muito mais facil do que para os satelites de Jupiter ou Saturno. Nomes oficiais tem sido dados aos seguintes tipos de falhas geologicas em Ariel: Crateras de impacto Chasmatas Vales Curiosidades Em 26 de julho de 2006, o Hubble Space Telescope conseguiu capturar uma imagem de um raro transito de Ariel, quando o satelite passou por Urano. Durante o transito, o satelite projetou uma sombra que pode ser vistas sobre as nuvens de Urano. Tais eventos sao raros e somente ocorrem por volta dos equinocios, quando o eixo de rotacao do planeta esta inclinado em 98 em relacao ao plano orbital. Umbriel Umbriel e uma das cinco grandes luas de Urano. Foi descoberta em 1851 por William Lassell. Titania Titania (ou Titania, sem acento) e a maior lua de Urano. Foi descoberta em 11 de janeiro de 1787 por William Herschel. Titania e composta de aproximadamente 50% de agua (gelo), de 30% de silicato e os restantes 20% de compostos organicos, parecidos com o metano. Tem um canyon muito maior que o Grande Canyon na Terra, mas de tamanho semelhante ao Valles Marineris em Marte e Ithaca Chasma em Tetis, uma lua de Saturno. Oberon Oberon e a lua mais afastada das cinco grandes luas de Urano. Foi descoberta por William Herschell em 1787. Possui 1600 km de diametro e massa aproximadamente igual a da Lua. Sua superficie e rica em gelo e agua. Tem cor cinzenta bastante uniforme, interrompida por raios brilhantes situados ao redor de algumas crateras. Nao apresenta configuracoes globais de manchas escuras ou claras. A superficie revela fracos indicios de fendas tectonicas e e crivada de crateras. Proteu Proteu e uma das luas de Neptuno. Tomou o nome de Proteu, o deus do mar que mudava de forma na mitologia grega. Tritao Tritao e a maior lua de Neptuno, que se encontra a 4.500 milhoes de quilometros