Ganímedes é outra lua galileana e a maior do Sistema Solar. É maior até que Mercúrio e possui um campo magnético próprio.

Do ponto de vista da sua estrutura, Ganímedes apresenta uma cobertura de gelo, possivelmente um oceano de água salgada, um manto rochoso e um núcleo metálico, com um núcleo externo no estado líquido.

A sua superfície apresenta regiões mais escuras e antigas, com um elevado número de crateras, e zonas mais claras e recentes com cristas que parecem indicar extensão.

As regiões mais escuras fazem lembrar grandes placas, sugerindo que poderá ter tido uma tectónica de gelo. No entanto, não há evidências de criovulcanismo ativo.

O seu oceano interno faz de Ganímedes um outro alvo de interesse nos estudos de astrobiologia.

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Fonte da imagem: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill

Encélado é uma lua de Saturno e também é um mundo de gelo. Esta lua também tem uma capa de gelo com uma espessura que pode atingir os 20 quilómetros e um oceano na ordem dos 30 quilómetros de profundidade.

Entre 2004 e 2017, a sonda Cassini detetou a emissão de grandes jatos de vapor de água, gelo e outras partículas a jorrar através de fraturas no gelo. A sua composição inclui, para além de vapor de água e gelo, moléculas orgânicas, sílica, hidrogénio molecular e outros compostos.

A sílica e o hidrogénio molecular são especialmente importantes pois sugerem a atividade de processos geológicos no fundo do oceano, com a presença de fontes hidrotermais. Isto é particularmente relevante, pois pensa-se que a vida na Terra poderá ter surgido em fontes hidrotermais.

Os oceanos de Europa e de Encélado são dois locais no Sistema Solar que podem ter as condições necessárias para albergar vida.

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Imagem do planeta: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute. Imagem de Encélado junto aos anéis de Saturno: NASA/JPL-Caltech/SSI/Kevin M. Gill. Imagem das plumas de Encélado tiradas pela sonda Cassini: Kevin Gill.

Um outro mundo fascinante do nosso Sistema Solar é Europa, uma outra lua galileana de Júpiter.

Esta lua tem na sua superfície uma camada de gelo que pode atingir 30 quilómetros de espessura, que cobre um oceano de água salgada com uma profundidade na ordem dos 100 quilómetros.

No fundo do oceano, encontra-se um manto rochoso e um núcleo metálico. A camada superficial de gelo encontra-se fragmentada em diversas placas móveis, com zonas que parecem recém-formadas e outras que parecem mergulhar de volta no interior do planeta, como uma espécie de tectónica de placas de gelo.
O aquecimento interno de Europa é menor que o de Io, mas é suficiente para manter água no estado líquido e, eventualmente, fontes hidrotermais no fundo do seu oceano.

A imagem da direita mostra uma região da superfície da Europa, constituída por blocos/placas de gelo e faixas de deformação que mostram diferentes tipos de movimentos (crédito: NASA/JPL-Caltech/SETI Institute).

Créditos da imagem da esquerda: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill

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Quando pensamos em luas, é inevitável não pensar na nossa. Quantas vezes não olhamos para ela? Porém, a nossa Lua é um corpo com muito pouca atividade geológica. Talvez por isso, durante anos, pensou-se que as luas eram corpos rochosos relativamente inertes. Tal começou a mudar quando, em 1979, as sondas Voyager sobrevoaram Júpiter e as suas luas. Estes voos e as missões que se seguiram revelaram mundos pejados de vulcões ativos, oceanos profundos e cadeias de montanhas que podem atingir vários quilómetros de altura. Júpiter, Saturno e as suas luas são, na verdade, uma espécie de pequenos sistemas solares, em que dezenas de luas orbitam planetas gigantes gasosos. A maior parte destas luas é composta por rocha e gelo em diferentes proporções, e algumas têm dimensões equivalentes ou maiores do que as de alguns planetas. Por exemplo, Ganímedes (uma lua de Júpiter) e Titã (uma lua de Saturno) são maiores em diâmetro do que Mercúrio. Mas o que é que mantém estes corpos ativos?

A chave chama-se marés. Quando uma lua orbita um planeta gigante gasoso, este exerce uma força gravitacional sobre a lua que a estica na direção do planeta. Porém, as órbitas das luas não são totalmente circulares, em parte devido às luas também se atraírem entre si. Ora, isso faz com que a forma da lua vá variando, esticando mais ou menos à medida que orbita o planeta. Este processo causa fricção interna nas rochas que constituem as luas, gerando energia térmica que pode provocar a sua fusão parcial. É esta energia térmica que permite que as luas se mantenham geologicamente ativas, com vulcanismo e tectónica, e até mesmo com oceanos de água líquida, alguns dos quais poderão albergar fontes hidrotermais e, quem sabe, vida.

A imagem mostra as luas de Galileu, as quatro maiores luas de Júpiter — Io, Europa, Ganímedes e Calisto — observadas pela primeira vez em 1609-1610. Foram os primeiros corpos identificados a orbitar outro planeta.

Fonte de imagem: https://www.reddit.com/r/Astronomy/comments/15nno6r/jupiter_the_galilean_moons/

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Vénus é o segundo planeta do Sistema Solar e é conhecido como o gémeo da Terra. Este encontra-se a cerca de 108 milhões de quilómetros do Sol e possui um tamanho e uma composição idênticos aos do nosso planeta. Vénus tem um diâmetro de 12 105 quilómetros; é um planeta de silicatos com um núcleo e um manto bem desenvolvidos e demora 225 dias terrestres a completar uma órbita ao Sol. Mas é aqui que as semelhanças acabam. Um dia em Vénus dura 243 dias terrestres, o que faz com que o dia seja mais longo do que o ano.

A atmosfera de Vénus é constituída por 96% de dióxido de carbono, a temperatura à superfície é da ordem dos 460 °C e a pressão atmosférica é 92 vezes superior à da Terra, o que equivale a estar 900 metros debaixo de água no oceano. Tal deve-se ao facto de Vénus ter entrado num estado de efeito de estufa descontrolado, possivelmente devido à erupção de grandes províncias vulcânicas.

Quase toda a superfície de Vénus encontra-se coberta por planícies basálticas relativamente recentes, em termos geológicos — da ordem de 300-500 milhões de anos — que se estendem por milhares de quilómetros. Vénus é também o planeta com mais vulcões do Sistema Solar, com dezenas de milhares de edifícios vulcânicos identificados por radar, podendo estes chegar a um milhão se tivermos em conta os centros vulcânicos de menor dimensão.

Vénus apresenta um grande número de estruturas tectónicas particulares, incluindo grandes riftes, denominados Chasmata, e zonas antigas deformadas denominadas Tesserae. Observam-se também grandes estruturas circulares, as Coronae, que parecem estar associadas à chegada de plumas do manto à superfície e ao posterior colapso da litosfera. À superfície, ocorre alguma erosão eólica devido à circulação atmosférica e aos ventos resultantes.

Há algumas evidências de que Vénus poderá ter sido habitável no passado, com um oceano, e ainda poderá haver alguns vestígios indiretos na sua atmosfera. Em 2020, foi anunciada a possível deteção de fosfina (PH3), uma molécula associada a processos biológicos na Terra. Este ainda é um assunto em aberto e alvo de intenso debate científico. Porém, as missões que se encontram em preparação irão certamente ajudar a responder a algumas destas questões.

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Imagem das nuvens de Vénus, tirada pela sonda Akatsuki, e imagem de radar da superfície.

Mercúrio é o planeta mais interno do Sistema Solar. Orbita o Sol a uma distância média de 58 milhões de quilómetros e demora cerca de 88 dias terrestres a completar uma órbita, o que o torna o planeta mais rápido do Sistema Solar. A sua rotação é relativamente lenta, fazendo com que um dia tenha a duração de 59 dias terrestres, um pouco mais curto do que o seu ano. O seu diâmetro é de cerca de 4879 quilómetros, dos quais 85% correspondem a um núcleo massivo, o que o torna um planeta extremamente denso. Com uma temperatura média à superfície de 167 °C, as temperaturas oscilam entre 430 °C durante o dia e -180 °C durante a noite.

A superfície de Mercúrio está cravada de crateras e não possui uma atmosfera significativa. Mercúrio também possui algum gelo nas crateras junto aos polos. Pensa-se que a ausência de um manto rochoso espesso está relacionada com uma colisão catastrófica no início da sua história que terá arrancado uma parte significativa do material silicatado. Mercúrio também tem um campo magnético muito fraco, que se pensa estar relacionado com a presença de um núcleo líquido.

Mercúrio não apresenta uma atividade tectónica muito significativa para além da deformação causada por impactos, possuindo uma das maiores bacias de impacto do Sistema Solar, com cerca de 1550 quilómetros de diâmetro, e falhas com várias centenas de quilómetros e escarpas com alguns quilómetros de altura. Mercúrio também apresenta planícies vulcânicas antigas formadas por escoadas de lava.

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A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol. Perto de nós, temos outros três planetas — Mercúrio, Vénus e Marte — e a nossa Lua. Estes são os mundos sobre os quais sabemos mais. Do ponto de vista geológico, estes são corpos rochosos, ou telúricos, que partilham algumas características com a Terra. Todos eles possuem uma estrutura em camadas, com um núcleo metálico, um manto silicatado e uma crusta composta por rochas menos densas, resultante de processos de diferenciação. Todos eles têm uma superfície sólida, com crateras e sinais de atividade vulcânica e tectónica, atuais ou antigos.

A Lua é um satélite natural que orbita a Terra a cerca de 384 400 quilómetros de distância. A Lua está em rotação síncrona, o que significa que leva o mesmo tempo a rodar sobre si própria que a orbitar a Terra. É por essa razão que a Lua tem sempre a mesma face virada para nós. Apesar de orbitar outro planeta, a Lua é um corpo rochoso com um diâmetro de 3474 quilómetros, inferior ao de Mercúrio e superior ao do planeta anão Plutão. A superfície da Lua é bimodal, com duas grandes unidades geológicas: as terras altas, mais claras e antigas, compostas essencialmente por anortositos formados pela cristalização de um oceano de magma primordial, e os mares lunares, planícies mais escuras de origem vulcânica basáltica.

Devido às suas dimensões, a Lua arrefeceu rapidamente, o que fez com que a sua atividade geológica diminuísse drasticamente nos últimos milhares de milhões de anos. Por exemplo, os mares lunares ter-se-ão formado há mais de três mil milhões de anos. No entanto, algumas evidências sugerem que alguma atividade vulcânica pontual pode ter perdurado até há poucos milhões de anos. Atualmente, a Lua apresenta alguma atividade tectónica relacionada com o seu arrefecimento, o que faz com que a sua superfície contraia e forme cristas e escarpas, algumas delas com sismicidade associada (moonquakes, ou «sismos lunares»). De qualquer forma, a sua baixa atividade geológica é evidenciada pelo elevado número de crateras de impacto visíveis à superfície. Algumas destas crateras, junto aos polos, contêm gelo de água.
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A ausência de atividade vulcânica significativa, de placas tectónicas móveis e de processos de erosão fluvial e eólica, devido à inexistência de atmosfera, faz com que esta preserve uma superfície antiga e fóssil. Pensa-se que a Lua ter-se-á formado devido à colisão de um protoplaneta, do tamanho de Marte, com a Terra, há cerca de 4,5 mil milhões de anos (chamado Theia). Este corpo terá sido, em parte, absorvido pela Terra, mas os detritos lançados para o espaço como consequência da colisão permaneceram em órbita e acabaram por formar a Lua.

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