Nossos Vizinhos do Sistema Solar
Pércio de Moraes Branco
A Terra é um de oito planetas do sistema solar. Cada um desses planetas tem características próprias, algumas delas diretamente influenciadas pela distância que os separa do Sol, a estrela em torno da qual eles orbitam.
O Sol
O Sol (Fig. 1) é uma estrela de tamanho médio, localizada em um dos braços da Via Láctea, a galáxia em que se encontra o nosso sistema solar. Pela intensidade do seu brilho, é classificada como estrela de 5a grandeza. Em torno dele, giram oito planetas, dezenas de satélites, milhares de asteróides e outros corpos celestes, como cometas.
Ele é formado principalmente de hidrogênio (90%) e hélio (9%). O hidrogênio está continuamente se transformando em hélio, através da fusão dos núcleos de seus átomos (quatro núcleos de hidrogênio formam um núcleo de hélio). Esse processo terá fim um dia, quando o Sol deixará de produzir calor, mas isso só acontecerá daqui a 6,5 bilhões de anos, um período de tempo bem maior que a idade da Terra.
O Sol tem um diâmetro, na porção equatorial, de 1,39 bilhão de quilômetros, desloca-se a 12.600 km por segundo e tem uma massa 332.900 vezes maior que a da Terra. A força de gravidade nele é 28 vezes maior que na Terra, o que significa que lá qualquer ser vivo pesaria, se sobrevivesse, 28 vezes mais. Sua temperatura média é de 5.500 oC e sua atmosfera é densa. O Sol tem uma densidade média de 0,255 tonelada por metro cúbico (255 kg/m3).
O núcleo dessa estrela concentra cerca de metade de sua massa total, mas apenas 2% de seu volume. A temperatura nele é de incríveis 15.000.000ºC.
A fotosfera é a superfície visível do Sol, uma espessa camada de gases formada principalmente de hidrogênio e hélio, que provêm do núcleo, e cuja temperatura é de 5.600ºC.
Acima da fotosfera está a cromosfera, uma camada menos densa, de 5.000 km de espessura, com temperatura variando entre 4.500 e 500.000ºC. Quanto mais afastada do centro do Sol, maior é esta temperatura.
Acima da fotosfera, está a coroa solar, onde as temperaturas chegam a 2.000.000ºC e que se estende por milhões de quilômetros pelo espaço.
A fotosfera e a coroa solar constituem o que se chama de atmosfera solar. Ela emite contentemente um fluxo de íons, o chamado
vento solar, que leva o Sol a perder 800 kg de matéria por segundo.
O cinturão de asteroides
A grande distância que existe entre Marte e Júpiter permite supor que ali deveria existir um planeta, e não esta zona de asteroides. Acredita-se que isso aconteça porque a enorme força gravitacional de Júpiter não permitiu que os fragmentos rochosos se reunissem, formando um planeta, como aconteceu com a Terra, por exemplo.
Em outubro de 2011, astrônomos norte-americanos ligados à Nasa concluíram o levantamento de 90% desses asteroides, situados a 195 milhões d quilômetros da Terra. O estudo mostrou haver 19.500 asteroides de tamanho médio (100 a 1.000 metros de comprimento) e 981 grandes (mais de 1.000 metros). Conhece-se agora a trajetória de cada um deles nos próximos cem anos e pode-se prever se algum deles entrará em rota de colisão com a Terra com trinta anos de antecedência.
Há outros grupos de asteroides, como os asteroides Gregos e os Troianos (pontos Fig. 2 – Cinturões de asteroides verdes na figura), mas estes estão na mesma órbita de Júpiter.
Os planetas
Os planetas que estão entre o Sol e o cinturão de asteroides – Mercúrio, Vênus, Terra e Marte - são chamados de planetas interiores; os demais – Júpiter, Saturno, Urano e Netuno - são os planetas exteriores.
Planetas situados fora do nosso sistema solar são chamados de planetas exógenos. Um deles, o GL581c, descoberto em 2007. desperta grande interesse porque tem temperaturas entre 0 e 40ºC, gravidade compatível com o corpo humano e muito provavelmente deve conter água líquida.
Mercúrio
Mercúrio (Fig. 3), o planeta mais próximo do Sol, distando apenas 57,9 milhões de quilômetros dele. Por isso, sua revolução solar (ano mercuriano) é de apenas 88 dias terrestres. Tem diâmetro equatorial de 4.878 km, velocidade orbital (velocidade com que se desloca em torno do Sol) de 47,8 km por segundo, densidade de 5,43 toneladas por metro cúbico e praticamente nenhuma atmosfera. A temperatura média é de 167ºC, variando de 473ºC durante o dia até apenas 183ºC negativos à noite. Essa variação (amplitude térmica) é a maior verificada no sistema solar.
Seu eixo de rotação é praticamente vertical, com apenas 0,1o de inclinação e sua velocidade de rotação em torno dele é lenta, levando 59 dias terrestres para dar uma volta completa.
Essa combinação de rotação lenta com revolução rápida gera um fenômeno muito estranho. Se uma pessoa estivesse na superfície da Mercúrio, ela veria o Sol nascer e subir no firmamento até o ponto mais alto (zênite). Aí ele pararia, a seguir voltaria, descendo rumo ao nascente, pararia novamente e então retomaria uma trajetória descendente até se pôr. Isso daria um intervalo de 176 dias terrestres entre uma alvorada e a seguinte, embora o tempo de rotação seja de apenas 59 dias terrestres.
Sua superfície é seca e, como em outros planetas e na Lua, repleta de crateras provocadas pelo impacto de meteoritos. A maior delas, chamada Caloris, tem 1.300 km de diâmetro e é a maior cratera de impacto conhecida no nosso sistema solar. A atividade geológica deve ter terminado logo após a formação do planeta.
O núcleo de Mercúrio tem 3.600 a 3.800 km de diâmetro e acredita-se ser de ferro maciço. Ele é circundado por uma camada rochosa de 500 km de espessura, o manto. A crosta é formada por rochas silicáticas e tem uma espessura entre 500 e 600 km.
Como sua densidade é apenas um pouco inferior à da Terra, mas sua massa é apenas 6% da massa do nosso planeta, o núcleo metálico de Mercúrio deve ser proporcionalmente muito maior.
A nave Mariner 10 passou pelo planeta três vezes, em 1974/1975. Em 2008, a nave Messenger passou duas vezes e, em 2009, passou novamente.
Em março de 2011 essa nave entrou em órbita ao redor de Mercúrio e em abril mandou as fotos mais nítidas até então obtidas do planeta. Mandou também informações inesperadas sobre a atividade vulcânica e a atmosfera de Mercúrio. Mas, o mais surpreendente foi a descoberta de que o planeta está diminuindo de tamanho (o que já se sabia) a uma velocidade duas vezes maior do que os astrônomos supunham.
Outras descobertas: suas rochas têm muito mais potássio que as da Lua e em sua superfície há crateras diferentes das que são vistas nos demais planetas.
Já se sabia que o Mercúrio tem um campo magnético, mas agora se sabe que ele é mais forte no hemisfério norte do que no sul.
Vênus
Vênus (Fig. 4) é o planeta mais conhecido para quem costuma olhar o céu à noite, e o mais fácil de identificar. Ele é a popular estrela-d’alva, astro brilhante que se destaca no céu ao amanhecer ou ao anoitecer.
É o planeta que mais se assemelha à Terra, com densidade, massa e tamanho comparáveis aos que temos aqui, Mas, é o mais quente de todos os planetas, com temperatura média de 462ºC. Esta temperatura varia pouco, ao contrário do que ocorre em Mercúrio e na Lua por exemplo.
O efeito estufa, que tanto nos preocupa aqui na Terra, lá é uma realidade permanente, devido a sua espessa (80 km) atmosfera, contendo nada menos de 97% de dióxido de carbono. Se um ser humano aguentasse ficar em sua superfície, onde a pressão atmosférica é 90 vezes maior que na Terra, não conseguiria ver as estrelas do céu.
Vênus fica a 108 milhões de quilômetros do Sol, tem uma revolução solar (ano venusiano) de 224 dias e 17 horas terrestres e uma velocidade orbital de 35 km por segundo. A rotação em torno do seu eixo demora 243 dias terrestres.
Seu diâmetro equatorial é de 12.103 km, sua gravidade pouco inferior à da Terra (90% desta) e sua massa também comparável à do nosso planeta (80% da massa da Terra). A densidade média do planeta é 5,25 toneladas por metro cúbico.
Acredita-se que o núcleo de Vênus seja semelhante ao da Terra, formado por ferro, com algo de silicatos. Mas, ao contrário do que acontece no nosso planeta, ele não gera um campo magnético, talvez porque a velocidade de rotação seja lenta. Esse núcleo tem 6.000 km de diâmetro e uma temperatura de 8.000ºC.
O manto tem 6.000 km de espessura e é formado de rocha fundida.
A crosta do planeta é mais espessa que a da Terra, mas também composta de silicatos. A superfície é pedregosa, resultado de atividade vulcânica, com 85% coberta por rochas dessa natureza. O relevo é menos acidentado que o da Terra.
A grande quantidade de vulcões sugere haver regiões de alta temperatura no manto (hot spots), já que não há indícios de existência de placas tectônicas.
Quando observado da Terra, Vênus mostra fases, como a Lua, mas com diferenças: não conseguimos ver as fases Nova e Cheia. Vemos apenas as fases que os astrônomos chamam de Minguante, Quarto Minguante, Gibosa Minguante, Gibosa Crescente, Quarto Crescente e Crescente.
A sonda Pioneer Vênus, lançada em 1974, mostrou que Vênus não deve ter água, mas que teve esse líquido há centenas de milhões de anos. As sondas soviéticas Venera 9 e Venera 10, bem como a norte-americana Magellan, lançadas nas décadas de 1970 e 1980. conseguiram imagens de radar da superfície e algumas pousaram em solo venusiano, constatando que as rochas têm composição basáltica, semelhantes aos basaltos terrestres.
Marte
Marte (Fig. 5) é chamado de Planeta Vermelho, porque seu solo, rico em óxido de ferro, tem cor avermelhada. É o mais estudado dos planetas e deverá ser o primeiro a receber a visita de um ser humano. Está provado que ele teve água no passado e acredita-se que ela ainda exista, no subsolo. Em Marte, está o Monte Olimpo, o maior vulcão do sistema solar, com nada menos de 24 km de altura (quase três vezes mais alto que o Everest).
O planeta está a 227,9 milhões de quilômetros do Sol (distância média), tem um diâmetro equatorial de 6.786 km (metade do tamanho da Terra), densidade 3,93 t/m3, gravidade equivalente a 38% da gravidade terrestre e 10,7% da massa da Terra. O ano marciano dura 1,88 ano terrestre. A velocidade orbital é de 24,1 km por segundo.
As temperaturas na superfície do planeta variam entre –140ºC e 20ºC, com média de –63ºC. A atmosfera é composta principalmente de dióxido de carbono, como a de Vênus, mas é muito rarefeita, ao contrário daquela.
Seu núcleo tem 3.294 km de diâmetro e é composto de ferro. O manto é constituído de rocha fundida, como na Terra e em Vênus, mas com densidade maior que a do manto terrestre. Tem 1.700 km de espessura.
A crosta marciana tem 50 km de espessura e é formada de rochas bem sólidas. Na sua superfície, predomina a ação do vento como agente geológico. Há enormes campos de dunas, constantemente modificados por tempestades de areia. Nos polos, há calotas de gelo.
O hemisfério Sul é bem mais acidentado, sendo o hemisfério Norte uma vasta planície, pontilhada por enormes vulcões. Esses grandes vulcões sugerem que a litosfera deve ser muito espessa, em torno de 150 a 200 km, para poder suportar o seu grande peso. Assim como em Vênus, as rochas da superfície devem ser principalmente basaltos.
Ao contrário de Mercúrio e Vênus, que não têm satélites, Marte tem dois, chamados Fobos e Deimos, ambos com forma de batata. Fobos mede 27 km e Deimos, 15 km.
Pelo menos onze missões não tripuladas já foram enviadas a Marte, desde 1965. As sondas Viking 1 e Viking 2 foram as primeiras a tocar o solo do planeta, em 1976.
Em 2004, os EUA colocaram na superfície marciana os robôs Spirit e Opportunity, que enviaram valiosas informações, principalmente sobre sua constituição geológica, operando durante muito mais tempo do que os técnicos da Nasa previam. O Opportunity, que os técnicos da NASA esperavam que enviasse dados durante três meses, fez isso durante nada menos que 15 anos, só deixando de transmiti-los em 23 de fevereiro de 2019.
Os planetas vistos até aqui, os chamados planetas interiores, são todos relativamente pequenos e densos. Os descritos a seguir, planetas exteriores, são, ao contrário, grandes e de baixa densidade.
Júpiter
Com seu enorme tamanho, Júpiter (Fig. 6), o maior dos planetas do nosso sistema solar, é onze vezes maior que a Terra e tem uma massa 318 vezes superior. Ele pode ser considerado uma estrela que não deu certo e no início de sua formação pode ter brilhado como se fosse estrela, ainda que fraca. Se sua massa fosse bem maior, nosso sistema solar seria uma estrela dupla, como outras que existem no universo. Sua velocidade de rotação é muito alta (40.000 km por hora), exigindo apenas 9h 55min para dar uma volta completa sobre seu eixo. Com isso, há um achatamento nos polos e o diâmetro equatorial – 142.984 km - é maior que o polar, como ocorre na Terra. O eixo é praticamente vertical, com apenas 3,1o de inclinação.
Júpiter fica a 778 milhões de quilômetros do Sol e leva 11 anos e 312 dias terrestres para dar uma volta em torno dele, a 13 km por segundo. A gravidade é 2,36 vezes a da Terra e sua densidade média, 1,33 t/m3. A atmosfera é muito densa e a temperatura média é de –120ºC.
Enquanto Vênus e Mercúrio não têm satélites e Marte tem apenas dois, Júpiter possui nada menos de de 79 (aí incluídos doze cuja descoberta foi divulgada em julho de 2018), fenômeno fácil de entender dada sua enorme força gravitacional. Os quatro maiores satélites chamam-se Calisto, Ganimedes, Io e Europa, e podem ser vistos com lunetas caseiras. Eles são chamados de satélites galileanos por terem sido descobertos por Galileu. Júpiter tem pelo menos treze satélites ainda sem nome.
Acredita-se que existam vulcões ativos em Io e que Europa tenha um oceano congelado sob sua superfície. Ganimedes é o maior de todos (maior que Mercúrio), com 5.268 km de diâmetro.
Mas, se os anéis de Saturno são famosos, é preciso lembrar que Júpiter também tem três dessas estruturas, chamadas de halo (o mais interno), anel principal e gossamer (alguns autores falam em quatro anéis, com um gossamer interno e um gossamer externo). São formados de poeira que escapou dos quatro satélites interiores e foram descobertos em 1979, pela sonda Voyager 1.
Júpiter tem um campo magnético 20.000 vezes mais intenso que o da Terra. O planeta é rodeado por uma bolha magnética (magnetosfera) cuja influência se estende por mais de 600 milhões de quilômetros, ultrapassando a órbita de Saturno.
Não se sabe muito sobre seu núcleo, mas ele deve ser metálico e maior que a Terra, com 14.000 km de diâmetro. Em torno dele, há um manto interior de hidrogênio metálico com 27.000 km de espessura, circundado por um manto exterior, mais espesso (37.000 km), constituído de hidrogênio e hélio em estado líquido. Este manto externo funde-se com a atmosfera, que tem 1.000 km de espessura e é composta de hidrogênio (89,8%) e hélio (10,2%).
A superfície do planeta e marcada por ventos muito intensos, com mais de 600 km/h de velocidade. Eles formam faixas e sopram em direções opostas. No hemisfério Sul, há uma grande mancha vermelha, bem visível aos telescópios, que é uma tempestade permanente. Ela afeta uma área de 26.000 km de comprimento e supõe-se que seja formada principalmente por amoníaco e cristais de gelo.
Saturno
Saturno (Fig. 7) é o segundo maior planeta do nosso sistema solar e tem duas características singulares: seu impressionante sistema de anéis e sua densidade, 0,69 t/m3, o que significa que flutuaria se fosse colocado numa massa de água. Como Júpiter, tem um núcleo sólido envolto em uma enorme massa gasosa.
Fica a 1,42 bilhão de quilômetros do Sol e leva 29 anos e 154 dias terrestres para dar uma volta completa em tono dele, deslocando a 9,66 quilômetros por segundo. Tem 120.536 km de diâmetro equatorial, massa 95 vezes maior que a da Terra, mas uma força de gravidade um pouco menor (92% da gravidade terrestre). Sua atmosfera é muito densa e a temperatura média é de –125°C.
O dia de Saturno dura apenas 10 horas e 39 minutos terrestres e a inclinação do eixo de rotação é grande, 26,7º.
Possui 59 satélites conhecidos, o maior dos quais, Titã, tem 5.150 km de diâmetro e o menor, Calypso, apenas 16 km.
O núcleo do planeta tem 15.000 km de diâmetro e é formado de ferro e silicatos, com uma temperatura de 12.000ºC. Envolvendo o núcleo, há o núcleo externo, com 15.000 km de espessura, formado de água, metano e amoníaco. A seguir, vem o manto, com 25.000 km de espessura, composto de hidrogênio metálico, e, por fim, a atmosfera, que tem 97% de hidrogênio, 2% de hélio e 1% de amônia e metano.
Na superfície, acontecem tempestades violentas, com ventos de até 360 km/h. Há quatro camadas de nuvens, as azuis (mais baixas), as alaranjadas, as brancas e as nuvens externas.
Essa estrutura assemelha-se, portanto, à de Júpiter, mas uma grande diferença reside nos anéis. Saturno possui sete anéis, denominados por letras, formados por poeira cósmica, rochas e gelo. O anel D é o mais interno, e quase toca a atmosfera do planeta. O anel B é o mais brilhante e mais largo. O maior de todos eles, com um diâmetro que mede nada menos de 36 milhões de quilômetros, teve sua descoberta anunciada em outubro de 2009. Ele foi detectado pelo telescópio espacial Spitzer, da Nasa, e demorou-se para descobri-lo porque ele reflete muito pouco a luz visível; o Spitzer conseguiu avistá-lo porque usa luz infravermelha.
Esse anel é tão grande que cabem em seu interior um bilhão de planetas do tamanho da Terra. Phoebe, um dos satélites de Saturno, tem sua órbita dentro desse anel, acreditando-se, por isso, que esse satélite seja a fonte do material que forma o anel.
É digno de menção que esse anéis, embora tenham milhares de quilômetros de largura, em alguns pontos chegam a ter menos de 10 m de espessura.Mas esse é outro dado que vem sendo revisto. Fotografias divulgadas também em outubro de 2009 mostram que, observados no ângulo adequado, os aneis exibem blocos rochosos muito maiores do que se supunha ali existir.
O mistério que era a existência de água na alta atmosfera de Saturno, descoberta em 1997, foi elucidado em 2011. Em julho deste ano, cientistas da Agência Espacial Europeia informaram haver descoberto que a água provém de gêiseres existentes em Encelado, um dos satélites do planeta. Encelado expulsa 250 kg de vapor d’água por segundo através de gêiseres situados perto de seu polo sul. Essa água forma uma gigantesca nuvem de 50.000 km de espessura e embora se estime que apenas 3% a 5% dela caiam em Saturno, é quantidade suficiente para que a água seja detectada.
Este é o único caso conhecido de um satélite do nosso sistema solar que influencia a composição química de seu planeta.
Urano
Urano (Fig. 8) tem uma enorme inclinação do eixo de rotação. Ela forma um ângulo de 98o com o plano da órbita, de modo que um do seus polos está praticamente voltado para o Sol e as estações do ano são muito longas.
É menor que Júpiter e Saturno, mas com um diâmetro equatorial de 51.118 km, é quatro vezes maior que a Terra.Está a 2,87 bilhões de quilômetros de distância do Sol e leva 84 anos e 36 dias terrestres para dar uma volta completa em torno dele, viajando a 6,82 km/s. Sua massa é 14,5 vezes maior que a da Terra, mas e a força da gravidade é menor (89% da gravidade terrestre). Tem uma densidade média de 1,32 t/m3 e a temperatura é em média de –210o C.
O núcleo de Urano é composto de silicatos e gelo, a uma temperatura de 10.000ºC, e mede 17.000 km de diâmetro. Em torno ele, há o manto 1, com 10.000 km de espessura, composto de água, gelo, metano, amoníaco e íons. Em volta deste, supõe-se existir o chamado manto 2, de mesma espessura, com hidrogênio e hélio, ambos no estado líquido, com pequena quantidade de metano. Por fim, há a atmosfera, composta de hidrogênio, hélio e metano principalmente, de cor verde-azulada. Suas nuvens são as mais brilhantes do sistema solar.
O campo magnético de Urano é 50 vezes mais forte que o da Terra e tem duas diferenças importantes: o magnetismo é gerado no manto, não no núcleo, e o campo não se distribui em torno do centro do planeta, estando deslocado 60o em relação ao eixo de rotação. Se o campo magnético terrestre fosse assim, o polo norte estaria no Marrocos, e não no círculo Ártico.
Urano possui onze aneis, descobertos em 1977, pela sonda Voyager. São mais escuros que os de Saturno e, por isso, pouco visíveis. Além disso, eles oscilam, como uma roda mal balanceada.
Os satélites são em número de 27, dez deles descobertos pela sonda Voyager 2. Receberam nomes de personagens de Shakespeare e de Alexander Pope.
Netuno
O planeta Netuno (Fig. 9) foi o único a ter sua existência prevista antes de ser avistado. Na década de 1840, Urbain Le Verrier e John Couch, a partir de desvios verificados na órbita de Urano concluíram que deveria existir outro planeta. Em 1846, Johann Gottfried Galle o descobriu.
Netuno aparece como um pálido ponto azul no firmamento, distante 4,5 bilhões de quilômetros do Sol. A sonda Voyager 2 mostrou que essa cor é provocada pelo metano existente na parte mais externa de sua densa atmosfera. Ele demora 164 anos e 264 dias terrestres para dar uma volta em torno do Sol, a 5,48 km por segundo, velocidade menor que a dos demais planetas. Mede 49.528 km de diâmetro equatorial tem uma massa 17,2 vezes maior que a da Terra, com gravidade 1,12 vez a gravidade terrestre. A densidade média é baixa, 1,64t/m3, e a temperatura da superfície, como era de se esperar, muito baixa, -200ºC. Seu eixo de rotação tem uma inclinação de 28,3o e o tempo de rotação dura 16 horas e 36 minutos terrestres.
O núcleo de Netuno tem apenas 6.000 km de diâmetro e é formado de silicatos, como o de Saturno. Ao seu redor, está o manto 1, com 14.000 km de espessura, composto de gelo, amoníaco, hidrogênio e metano, passando do estado sólido para o gasoso. O manto 2 tem 7.200 km de espessura e é mais gasoso que o manto 1. Por fim, há a atmosfera, com um sistema de nuvens quentes, semelhante à de Júpiter, composta de hidrogênio (89,8%) e hélio (10,2%).
Na superfície, outra característica única de Urano: os ventos atingem velocidades sem igual, 2.000 km/h, soprando em sentido oposto ao da rotação do planeta. Em 1889, descobriu-se uma enorme zona de tempestade, semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter, mas ainda maior, com o tamanho da Terra. Foi chamada de Grande Mancha Escura. Em 1994, porém, ela desintegrou-se.
Netuno possui cinco anéis escuros que, vistos da Terra parecem arcos e cuja composição ainda é desconhecida.
O planeta possui oito satélites, seis deles descobertos pela sonda Voyager2. Tritão que, como Nereida, era conhecido antes da viagem desta sonda, curiosamente gira em torno do planeta em sentido oposto ao dos demais satélites.
O Tamanho dos Planetas
A Fig. 10, abaixo, ilustra o diâmetro relativo dos planetas do nosso sistema solar.
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Distância | 57,9 | 108 | 149,6 | 227,9 | 778 | 1.420.000 | 2.870.000 |
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Duração | 88 dias | 224 dias |
| 1,88 ano | 11 anos | 29 anos | 84 anos | 164 anos |
Diâmetro no | 4.878 | 12.103 | 12.756 | 6.786 |
| 120.536 | 51.118 | 49.528 |
Veloc.Orbital (km/s) |
| 35 | 27,79 | 24,1 | 13 | 9,66 | 6,82 | 5,48 |
Massa (3) | 6% | 80% | 100% | 10,7% |
| 9.500 % | 1.450% | 1.720% |
Gravidade (3) | 38% | 90% | 100% | 38% |
| 92% | 89% | 112% |
Densidade (t/m3) | 5,43 | 5,25 |
| 3,93 | 1,33 | 0,69 | 1,32 | 1,64 |
Temperatura | 167ºC |
| 15ºC | -63ºC | -120ºC | -125ºC | -210ºC | -200ºC |
Atmosfera | Quase | Muito espessa |
| Muito | Muito densa | Muito densa | Densa | Densa |
Satélites | Não tem | Não tem | 1 | 2 |
| 59 | 27 | 8 |
Anéis | Não tem | Não tem | Não tem | Não tem | 3 | 7 |
| 5 |
Per. Rotação2 | 59 | 243 | 1 |
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| 0,44 |
| 0,69 |
Fontes
VILICIC, Filipe. Perto demais para dormirmos sossegados. Veja, São Paulo, Ed. 2238, ano 44, n.41, 12 out. 2011. p.142-143.
VILICIC, Filipe. A fornalha vista de perto. Veja, São Paulo,Ed. 2211, ano 44, n.14, 6 abr. 2011. p.83.
CORDANI, Umberto G. O planeta Terra e suas origens. In: TEIXEIRA, Wilson et al. org. Decifrando a Terra. São Paulo: Oficina de Textos, 2000. 568p. il. p. 17-24.
UNIVERSO. Barcelona/Buenos Aires, Editorial Sol 90, 2007. 5 p. il. (Atlas Visual da Ciência)
Fotos
Wikipédia em português.
