◙ SATURNO / SATURN (Parte 2 de 3)

The first successful photographs of Saturn, showing more than just a dot, were taken by the French astronomers Paul and Prosper Henry in 1885-1886. They used a 33 cm photographic refractor at the Paris Observatory. Earlier attempts, like those by Warren de La Rue in 1857, produced images that were barely visible, with a size of only 0.5 mm. 

These images, while not as detailed as modern photographs, were a significant breakthrough in planetary imaging, allowing astronomers to discern more than just a point of light. 

Here's a timeline of key moments in Saturn photography:

• 1857: Warren de La Rue takes some images, but they are barely visible. 
• 1885-1886: The Henry brothers achieve the first successful images showing more detail than a dot. 
• 1979: Pioneer 11 flies by Saturn, taking the first up-close pictures. 
• 1980: Voyager 1 flies by Saturn and captures detailed images of the rings and moons. 
• 2004-2017: Cassini spacecraft orbits Saturn, providing extensive data and imagery. 
• 2013: Cassini captures "The Day the Earth Smiled," a composite image including Earth and the Moon.

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Nektar - Cast Your Fate

NEKTAR

Album: ...Sounds like this.

Genre: Progressive rock.

During time: 74 min. 17 seg.

Production: Nektar and Peter Hauke.

Cast Your Fate · Nektar - ...Sounds Like This - 1973.

Nektar - Cast Your Fate - Live in Geneva, 1973 Swiss TV.

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BUSCAS NA INTERNET - FILMES

Sites para pesquisar e encontrar filmes raros, fora de catálogo ou de domínio público.

Some websites to search and find rare, out-of-print, or public domain movies.

Algunos sitios para buscar y encontrar películas raras, descatalogadas o de dominio público.

https://easterneuropeanmovies.com/

https://rarefilmm.com/

https://archive.org/

https://worldscinema.org/

https://www.effedupmovies.com/

https://filmow.com/listas/filmes-raros-ou-esquecidos-l52828/

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◙ SATURNO / SATURN (Parte 1 de 3)

◙ SATURNO

Rings of Saturn.

Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior do Sistema Solar atrás de Júpiter. Pertencente ao grupo dos gigantes gasosos, possui cerca de 95 massas terrestres e orbita a uma distância média de 9,5 unidades astronômicas.

Possui um pequeno núcleo rochoso, circundado por uma espessa camada de hidrogênio metálico e hélio. A sua atmosfera, também composta principalmente de hidrogênio, apresenta faixas com fortes ventos, cuja energia provém tanto do calor recebido do Sol quanto da energia irradiada de seu centro. Entretanto, estas bandas possuem aspecto pouco proeminente, com coloração que varia do marrom ao amarelado, devido à espessa névoa que envolve o planeta, além das camadas de nuvens. Sazonalmente surgem grandes sistemas de tempestades, além de vórtices permanentes existentes nos polos.

Sua magnetosfera gera, dentre outros fenômenos, auroras em seus polos. Uma das origens de seu campo magnético é a rápida rotação do planeta (menos de onze horas), que faz ainda que Saturno seja o planeta mais achatado do Sistema Solar. Modelos sugerem que o planeta teria se formado mais perto do Sol mas, devido à interação gravitacional com outros corpos, migrou para longe. Uma das características mais notáveis de Saturno é seu complexo e proeminente sistema de anéis, formados por gelo de água. Além dos anéis, mais de 146 satélites naturais ao seu redor, dos quais destaca-se Titã, envolto em uma espessa atmosfera de metano.

Visto da Terra, Saturno aparenta ser uma estrela brilhante no céu, facilmente visível. Somente após a invenção do telescópio, entretanto, descobriu-se seus anéis e satélites. Embora a qualidade dos instrumentos de observação tenha evoluído, o envio de sondas espaciais revelou detalhes sem precedentes. As sondas Pioneer 11, Voyager 1 e Voyager 2 passaram próximas a Saturno, mas sua complexidade motivou o envio de um orbitador, a Cassini, que levou consigo uma sonda, Huygens, que acabou por pousar na superfície de Titã.

Ficha de Saturno.

Características físicas

Saturno, com coloração bege pálida e anéis de cor clara em formato elíptico está no centro-esquerda da imagem. A Terra é uma pequena esfera azul e branca no canto direito.

Comparação de tamanho entre a Terra e Saturno.

Saturno é o segundo maior planeta do Sistema Solar, atrás apenas de Júpiter. Ambos pertencem ao grupo dos gigantes gasosos, de forma que possuem características similares. O planeta é formado predominantemente por hidrogênio e hélio, além de um provável núcleo rochoso. Saturno possui um raio de aproximadamente 58,2 mil quilômetros, equivalente a pouco mais de 9 vezes o raio da Terra. Sua massa, por outro lado, equivale a 95 massas terrestres. O planeta possui a menor densidade dentre todos do Sistema Solar, sendo de somente 0,7 g/cm³, menor que a massa específica da água. Consequentemente, a aceleração da gravidade no equador de Saturno (no nível de referência de 1 bar) é de 8,96 m/s², menor que a aceleração gravitacional terrestre. Embora não seja exclusivo de Saturno, seu sistema de anéis planetários é o mais proeminente do Sistema Solar. Embora seja o planeta com a segunda maior massa do Sistema Solar, corresponde a somente um terço da massa de Júpiter. Ainda assim, possuem dimensões relativamente próximas, o que é atribuído principalmente ao comportamento do gás hidrogênio.

Estrutura interna

As características relativas ao interior de Saturno são obtidas através do estudo do seu campo gravitacional e magnético Além das observações das propriedades físicas do planeta, outra ferramenta importante para a inferência da estrutura interna são as equações de estado, obtidas com base em estudos de laboratório e teóricos relacionando o comportamento dos materiais quando submetidos a determinada pressão e temperatura.

A baixa densidade do planeta indica que o hidrogênio é o seu principal constituinte. Em sua camada atmosférica é encontrado como gás, mas conforme a pressão aumenta em direção em seu interior, o gás passa para o estado líquido quando a pressão atinge 1 quilobar, a uma profundidade de 1.000 km em relação às nuvens, onde a temperatura chega a 730 °C. Ainda mais abaixo, a pressão faz com que o hidrogênio molecular líquido se torne ainda mais denso até a uma profundidade de 20.000 km, correspondente a um terço do raio do planeta. Na metade do raio, estima-se que a pressão seja grande o suficiente para que o as moléculas de hidrogênio líquido passem para um estado eletrônico degenerado de prótons e elétrons ionizados, tornando-se hidrogênio metálico, a uma temperatura de mais de 5.700 °C.

O campo gravitacional do planeta e seu baixo momento de inércia revelam que a maior parte de sua massa está concentrada próximo ao seu centro. De fato, estima-se que o núcleo rochoso, com uma quantidade considerável de ferro, contenha uma massa de dez a vinte vezes a massa da Terra, sendo, portanto, maior que o núcleo de Júpiter. A temperatura em seu núcleo atinge cerca de 9.000 K. Ao seu redor, circundam hidrogênio com uma quantidade considerável de hélio. Nota-se também que, ao redor do núcleo há uma concentração proporcionalmente maior de elementos químicos pesados (com massa atômica maior que do hélio), especialmente sob a forma de gelos como água, metano e amônia.

Diagrama da estrutura interna de Saturno.

Saturno irradia cerca de duas vezes mais energia do que recebe do Sol, principalmente no comprimento de onda infravermelho. Isto indica que, assim como Júpiter, o planeta possui uma fonte de energia interna. Embora a quantidade de energia irradiada seja similar à de Júpiter, a massa de Saturno é menor, o que sugere a ocorrência de algum processo particular em seu interior. Modelos sugerem que, em sua formação, Saturno teria originado a partir de um núcleo rochoso, cuja gravidade atraiu os gases existentes ao seu redor durante a formação do Sistema Solar, primariamente hidrogênio e hélio. Ao serem atraídos gravitacionalmente, estes gases se aqueciam a grandes temperaturas. Em Júpiter, a grande quantidade de gases acumulada permite que esta energia seja irradiada até hoje. Em Saturno, no entanto, este processo ocorre em proporção menor, devido a sua massa menor. Como alternativa, supõe-se que haja um processo de diferenciação de uma camada de hélio, em que este elemento químico, originalmente misturado ao hidrogênio líquido, precipita-se e, por ser mais pesado, afunda, o que transforma a energia potencial gravitacional em energia cinética, que é convertida em calor através da dissipação por atrito, o que seria responsável por explicar a energia extra liberada do interior do planeta e a proporção menor de hélio observada nas camadas superiores da atmosfera em relação aos demais gigantes gasosos.

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◙ SISTEMA SOLAR

◙ Sistema Solar

O Sistema Solar compreende o conjunto constituído pelo Sol e todos os corpos celestes que estão sob seu domínio gravitacional. A estrela central, maior componente do sistema, respondendo por mais de 99,85% da massa total,[5] gera sua energia através da fusão de hidrogênio em hélio, dois de seus principais constituintes. Os quatro planetas mais próximos do Sol (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) possuem em comum uma crosta sólida e rochosa, razão pela qual se classificam no grupo dos planetas telúricos ou rochosos. Mais afastados, os quatro gigantes gasosos, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, são os componentes de maior massa do sistema logo após o próprio Sol. Dos cinco planetas anões, Ceres é o que se localiza mais próximo do centro do Sistema Solar, enquanto todos os outros, Plutão, Haumea, Makemake e Éris, encontram-se além da órbita de Netuno.

Solar System - log scale.

Permeando praticamente toda a extensão do Sistema Solar, existem incontáveis objetos que constituem a classe dos corpos menores. Os asteroides, essencialmente rochosos, concentram-se numa faixa entre as órbitas de Marte e Júpiter que se assemelha a um cinturão. Além da órbita do último planeta, a temperatura é suficientemente baixa para permitir a existência de fragmentos de gelo, que se aglomeram sobretudo nas regiões do Cinturão de Kuiper, disco disperso e na nuvem de Oort; esporadicamente são desviados para o interior do sistema onde, pela ação do calor do Sol, transformam-se em cometas. Muitos corpos, por sua vez, possuem força gravitacional suficiente para manter orbitando em torno de si objetos menores, os satélites naturais, com as mais variadas formas e dimensões. Os planetas gigantes apresentam, ainda, sistemas de anéis planetários, uma faixa composta por minúsculas partículas de gelo e poeira.

O Sistema Solar, de acordo com a teoria mais aceita hoje em dia, teve origem a partir de uma nuvem molecular que, por alguma perturbação gravitacional, entrou em colapso e formou a estrela central, enquanto seus remanescentes geraram os demais corpos. Em sua configuração atual, todos os componentes descrevem órbitas praticamente elípticas ao redor do Sol, constituindo um sistema dinâmico no qual os corpos estão em mútua interação mediada sobretudo pela força gravitacional. A sua estrutura tem sido objeto de estudos desde a antiguidade, mas somente há cinco séculos a humanidade reconheceu o fato de que o Sol, e não a Terra, constitui o centro do movimento planetário. Desde então, a evolução dos equipamentos de pesquisa, como telescópios, possibilitou uma maior compreensão do sistema. Entretanto, detalhes sem precedentes foram obtidos somente após o envio de sondas espaciais a todos os planetas, que retornam imagens e dados com uma precisão nunca antes alcançada.

POSTAGEM EM ANDAMENTO

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VISOR ESTEREOSCÓPICO

Visor estereoscópico Brewster

El visor estereoscópico Brewster o estereoscopio lenticular es un aparato precinematográfico inventado en el 1849 por el físico escocés David Brewster, cuyo apellido inspira el nombre del artefacto, y producido por la compañía parisina Duboscq & Soleil. Dicho aparato es un juguete óptico, por lo que se trata de un objeto mecánico nacido con el objetivo científico de comprobar las teorías retinianas, pero, no obstante, después de cumplir con su función de investigación, fue transformado en un juguete de entretenimiento de niños y jóvenes basado en un engaño visual.

Este aparato surgió con el fin de mostrar fotografías en tres dimensiones, la cual cosa es lograda a través de la creación de un efecto de profundidad y perspectiva. Básicamente, se trata de un visor de madera que, gracias a la distancia entre sus dos lentes y a la placa transversal que separa el campo visual, muestra una imagen tridimensional, al introducir una imagen estereoscópica dentro del mismo. Al ser un artefacto que, de igual manera que los prismáticos, se funda únicamente en dos orificios donde colocar ambos ojos de una misma persona, es de uso individualizado.

Ejemplar portátil de 1870, conservado en el Museo Leonardo da Vinci, de Milán.

Etimología y ortografía

“Estereopsis” proviene del griego: στερεά (“sólida”) y ὄψις (“visión”).  Se refiere al fenómeno de la percepción visual que provoca que dos imágenes contempladas desde un punto de vista ligeramente distinto (una vista por el ojo derecho y la otra por el izquierdo) sean interpretadas por el cerebro como una única imagen de naturaleza tridimensional. Dicha diferencia de perspectiva de cada ojo con relación al mundo físico recibe el nombre de “disparidad binocular”, “disparidad retiniana”. De este modo, el aparato se llama “Visor estereoscópico Brewster” debido a la “estereopsis”, pues es el efecto visual que el aparato reproduce, y debido a David Brewster, ya que es su creador.

Tecnologia e funcionamento

El estereoscopio lenticular consiste en una caja de madera con dos lentes que, al mirar a través, permiten ver una imagen estereoscópica.​ Dentro de la caja, se halla una placa transversal que separa las dos fotografías independientes, las cuales el cerebro humano interpreta como una sola imagen. Para colocar dichas placas (el aparato fue diseñado para visualizar placas estereoscópicas de 6 x 13 mm), la caja dispone de una ranura lateral. En la parte alta del artilugio, descansa una trampilla contenedora de un espejo que proporciona la luz necesaria para poder apreciar detalladamente las imágenes.

Historia

El visor estereoscópico Brewster fue fabricado en Francia e inventado en el año 1849 de la mano de David Brewster, un escocés científico de profesión, aunque, también, destacado naturalista, inventor y escritor, cuya vida fue destinada a la investigación en torno al campo de la óptica. De hecho, al invento lo nombró con su apellido. El aparato, asimismo, fue producido en Francia por Duboscq & Soleil, una famosa compañía parisina.

Para entender el origen del estereoscopio lenticular de Brewster, debe uno remontarse al 1838, cuando el científico e inventor británico Sir Charles Wheatstone descubrió un aparato capaz de crear ilusión de imágenes tridimensionales a partir de una doble imagen que el cerebro humano interpreta como una sola. Dicho aparato fue bautizado con el nombre de “estereoscopio”. En 1849, Brewster mejoró el invento de Wheatstone al incorporar al aparato prismas para unir las diferentes imágenes. El estereoscópico Brewster se lanzó públicamente en 1851, en la Exposición Universal de Londres. Allí, el artilugio fue incluso mostrado a la Reina Victoria, a quien el invento agradó, y esto le otorgó al visor mucha popularidad.

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OBSERVAÇÃO BINOCULAR DE JÚPITER

A observação binocular de Júpiter pode revelar detalhes interessantes de suas luas galileanas e faixas atmosféricas, especialmente se você tiver binóculos de alta qualidade com boa ampliação e estabilidade. Para melhorar a experiência, é recomendável apoiar os binóculos em uma superfície estável ou usar um tripé, e observar em um local com céu escuro e claro. 

Observação binocular.

Os binóculos consistem em três partes ópticas para funcionar: Ocular ou ocular: para focar e ampliar a imagem virtual projetada. Prismas: para corrigir a orientação da imagem – vire a imagem verticalmente e horizontalmente. Lentes objetivas: coleta a luz incidente e a concentra no ponto focal, geralmente um sistema de lentes de 2 ou mais lentes para compensar a aberração.

Dicas para a observação binocular de Júpiter:

Horário:

Júpiter é visível durante toda a noite, mas o melhor momento para observação é quando ele está mais alto no céu e a atmosfera está mais estável. 

Local:

Escolha um local com pouca poluição luminosa e sem obstáculos como árvores ou prédios. 

Binóculos:

Use binóculos com boa ampliação (pelo menos 7x ou 10x) e lentes objetivas grandes para coletar mais luz. Binóculos com estabilização de imagem podem ser úteis para reduzir o tremor. 

Apoio:

Apoie os braços em uma superfície estável ou use um tripé para evitar o movimento dos binóculos, o que pode dificultar a observação. 

Foco:

Ajuste o foco cuidadosamente para obter uma imagem nítida de Júpiter e suas luas. 

O que você pode ver com binóculos:

Luas Galileanas:

As quatro maiores luas de Júpiter, Io, Europa, Ganimedes e Calisto, podem ser vistas como pequenos pontos de luz próximos ao planeta. Elas mudam de posição em relação a Júpiter ao longo do tempo. 

Faixas atmosféricas:

Binóculos de alta qualidade podem revelar algumas faixas escuras e claras na atmosfera de Júpiter, causadas por diferenças de temperatura e composição. 

Observações adicionais:

Telescópios:

Se você tiver um telescópio, poderá ver detalhes ainda mais finos da atmosfera de Júpiter, como a Grande Mancha Vermelha (uma enorme tempestade) e outras características.

Aplicativos de astronomia:

Use aplicativos de astronomia para identificar a localização de Júpiter e suas luas no céu em tempo real, e para obter informações sobre os melhores horários para observação. 

Observar Júpiter com binóculos pode ser uma experiência gratificante, permitindo que você testemunhe a beleza e a complexidade deste gigante gasoso e suas luas. 

Sobre a primeira fotografia obtida de Júpiter em 1879

A astrônoma Jasmine Singh compartilhou no Twitter um comparativo entre a primeira imagem capturada de Júpiter, em 1879, e uma das mais recentes, divulgada no dia 22 de agosto de 2022 pela NASA. A primeira foto do maior planeta do Sistema Solar foi registrada pela astrônoma irlandesa Agnes Mary Clerke e publicada em 1885. Já uma das mais recente é de responsabilidade do Telescópio Espacial James Webb.

Primeira foto de Júpiter de 1879 e foto de 2022.

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◙ ASTEROIDES TROIANOS DE JUPITER

Os asteroides troianos de Júpiter, habitualmente chamados de troianos ou asteroides troianos, são um grande grupo de objetos que dividem a órbita do planeta Júpiter em torno do Sol. Tais asteroides agrupam-se em dois pontos, os pontos de Lagrange de estabilidade L4 e L5, que localizam-se 60° à frente e atrás do planeta, respectivamente, com um semieixo maior de aproximadamente 5,2 UA.

O primeiro asteroide troiano conhecido, 588 Achilles, foi descoberto em 1906 pelo astrônomo alemão Max Wolf. 6 178 asteroides troianos de Júpiter foram encontrados até janeiro de 2015. Acredita-se que o número total de troianos de Júpiter seja em torno de um milhão, aproximadamente igual ao número de asteroides maiores que 1 km no cinturão de asteroides. Assim como asteroides do cinturão principal, troianos de Júpiter formam famílias.

Troianos de Júpiter são corpos escuros e com espectro avermelhado. Não há evidência de água, matéria orgânica ou outros compostos químicos em suas superfícies. A densidade dos asteroides troianos (medida de maneira semelhante à que é feita para estrelas binárias) varia entre 0,8 e 2,5 g·cm−3. Acredita-se que troianos de Júpiter foram capturados em suas órbitas atuais nos estágios iniciais da formação do Sistema Solar, ou um pouco depois, durante o processo de migração dos gigantes gasosos.

Diagrama do Sistema Solar interior mostrando os asteroides troianos de Júpiter (em verde), em frente e atrás de Júpiter, em sua órbita. Em branco, o cinturão principal de asteroides, e em marrom (ou castanho), a família Hilda de asteroides.

Histórico observacional

Imagem mostrando os pontos de Lagrange da Terra. L4 e L5 estão acima e abaixo do planeta, respectivamente. Os pontos de Lagrange de Júpiter estão localizados de maneira similar em sua órbita muito maior.

Em 1772, o matemático Joseph-Louis Lagrange, nos seus estudos do problema de Euler dos três corpos, previu que um pequeno corpo celeste, dividindo a mesma órbita com um planeta e situado 60° à frente ou atrás da última, seria estável e permaneceria capturado nesta região. O corpo capturado libra gradualmente em direção ao ponto exato de equilíbrio, em uma órbita ferradura. Esses pontos são chamados de pontos L4 e L5 de Lagrange, respectivamente. Porém, por mais de um século nenhum asteroide foi observado nos pontos L4 e L5 de algum planeta. Os primeiros asteroides do tipo foram encontrados na órbita de Júpiter.

Em 1904 Edward Emerson Barnard fez a primeira observação registrada de um asteroide troiano, (12126) 1999 RM11, mas esta descoberta não foi notada na época. Barnard acreditava que havia observado o recém-descoberto satélite de Saturno Febe, que na época estava situado a apenas dois minutos de arcos no céu, ou possivelmente uma estrela. A identidade do objeto foi descoberta somente em 1999 quando sua órbita foi determinada.

A primeira descoberta verdadeira de um troiano ocorreu em fevereiro de 1906, quando Max Wolf do Observatório Heidelberg-Königstuhl descobriu um asteroide no ponto L4 da órbita de Júpiter, que foi nomeado posteriormente como 588 Achilles. Em 1906 e 1907 August Kopff encontrou outros dois troianos de Júpiter, 624 Hektor e 617 Patroclus. Assim como Achilles, Hektor foi descoberto no ponto L4, enquanto Patroclus foi o primeiro asteroide a ser encontrado no ponto L5 de Lagrange. Até 1938, eram conhecidos 11 troianos de Júpiter, aumentando para somente 14 em 1961. Desde então, o número de asteroides troianos descobertos aumentou drasticamente. Em janeiro de 2000, 257 troianos de Júpiter haviam sido descobertos, número que aumentou para 1 600 em maio de 2003. Até agosto de 2012, 3 397 troianos de Júpiter foram encontrados no ponto L4 de Lagrange, e 1 767 no ponto L5.

Nomenclatura

Os troianos de Júpiter são nomeados em homenagem a heróis famosos da Guerra de Troia. Esta nomenclatura foi sugerida por Johann Palisa, que foi o primeiro astrônomo a calcular com precisão suas órbitas. Asteroides no ponto L4 (o "nódulo" ou "campo grego", ou "grupo de Aquiles") recebem nomes de heróis gregos, enquanto os asteroides no ponto L5 (o "nódulo" ou "campo troiano") recebem nomes de heróis troianos. 617 Patroclus e 624 Hektor são exceções à regra; o primeiro sendo um nome grego no campo troiano, e o último sendo um nome troiano no campo grego. Isto ocorreu porque tais asteroides foram nomeados antes da adoção dos critérios atuais de nomenclatura.

O termo troiano também é utilizado para referir-se a corpos menores com relações orbitais similares com corpos maiores. Marte e Netuno possuem troianos conhecidos, e alguns satélites de Saturno possuem satélites troianos. Em julho de 2011 foi descoberto o primeiro troiano da Terra, 2010 TK7.

População e massa

Estimativas do número total de troianos são baseadas em pesquisas em áreas limitadas do céu. Acredita-se que o sistema L4 contenha de 160 a 240 mil asteroides com diâmetro maior que 2 km e cerca de 600 mil com diâmetro maior que 1 km. Se o sistema L5 possuir um número comparável de objetos, mais de um milhão de asteroides troianos com pelo menos 1 km de diâmetro existem. Esse número é similar ao número de asteroides comparáveis no cinturão principal. Estima-se que a massa total dos troianos de Júpiter seja de 0,0001 a da Terra, ou um quinto da massa do cinturão principal. Acredita-se que todos os objetos mais brilhantes que magnitude absoluta 9,0 já tenham sido descobertos.

Contudo, dois estudos recentes indicam que os números acima podem superestimar o número de troianos. De acordo com eles, as estimativas exageradas são causados pela suposição de que os troianos têm um baixo albedo de cerca de 0,04, enquanto corpos menores podem ter um albedo de até 0,12, e pela suposição incorreta acerca da distribuição dos troianos no céu. Segundo as novas estimativas, o número total de asteroides troianos com um diâmetro maior que 2 km é de 6,3 ± 1,0×104 e 3,4 ± 0,5×104 nos campos L4 e L5, respectivamente. Esses números seriam reduzidos por um fator de 2 se troianos pequenos forem mais reflexivos que os maiores.

O número de troianos conhecidos no ponto L4 é um pouco maior que no ponto L5. Visto que os troianos mais brilhantes estão igualmente distribuídos nos dois grupos, a diferença é provavelmente devido a viés sistemático de observação. Entretanto, alguns modelos indicam que o grupo L4 pode ser um pouco mais estável do que o ponto L5.

O maior asteroide troiano é 624 Hektor, que possui um raio médio de 101,5 ± 1,8 km. Existem poucos asteroides troianos com tamanho comparável. À medida que o tamanho diminui, o número de troianos cresce rapidamente até 84 km, muito mais do que no cinturão principal de asteroides. Um diâmetro de 84 km corresponde a uma magnitude absoluta de 9,5, assumindo um albedo de 0,04. Entre 40 e 4,4 km, a distribuição de troianos é similar à de asteroides do cinturão principal. Nada se sabe sobre as massas de troianos menores. Esta distribuição sugere que os troianos de menor tamanho são produzidos através da colisão de troianos maiores.

Órbitas

Os troianos de Júpiter possuem órbitas com raios entre 5,05 e 5,35 UA (com um semieixo maior médio de 5,2 ± 0,15 UA), e são distribuídos ao longo de regiões curvadas e enlogadas em torno dos dois pontos de Lagrange. Cada grupo ocupa cerca de 26° da órbita de Júpiter, correspondendo a uma distância de 2,5 UA. A espessura dos grupos troianos é de cerca de 2 raios de Hill de Júpiter, ou 0,6 UA. Muitos troianos de Júpiter possuem grandes inclinações orbitais em relação ao plano orbital do planeta, de até 40°.

Os troianos não mantêm uma separação fixa de Júpiter. Eles lentamente libram em torno de seus respectivos pontos de equilíbrio, aproximando-se ou afastando-se periodicamente do planeta. Eles geralmente possuem um trajeto orbital chamado de órbita girino em torno dos pontos de Lagrange; o período médio de libração é de 150 anos. A amplitude da libração (ao longo da órbita) varia de 0,6° a 88°, com uma média de 33°. Simulações mostram que troianos podem possuir trajetos orbitais ainda mais complicados se movendo de um ponto de Lagrange para outro, em órbitas ferraduras, embora nenhum troiano com uma órbita assim tenha sido descoberto ainda.

Propriedades físicas

Os troianos de Júpiter são corpos escuros de forma irregular. O albedo geométrico destes asteroides varia, no geral, entre 3% e 10%, com a média sendo de 0,056 ± 0,003 para objetos maiores que 57 km. O asteroide 4709 Ennomos possui o maior albedo de todos os troianos conhecidos (0,18). Pouco se sabe sobre a massa, composição química, rotação ou outras propriedades físicas dos troianos.

O troiano 624 Hektor possui um brilho aparente similar ao do planeta anão Plutão.

Rotação

A rotação dos asteroides troianos não é bem conhecida. Análises da curva de luz de rotação de 72 troianos de Júpiter indicam um período de rotação médio de 11,2 horas, enquanto que o período médio de rotação dos asteroides do cinturão principal é de 10,6 horas. A distribuição do período de rotação dos troianos é similar a uma distribuição de Maxwell-Boltzmann, enquanto que a distribuição dos asteroides do cinturão principal não é uma distribuição de Maxwell-Boltzmann, com uma carência de asteroides com períodos entre 8 e 10 horas. A distribuição de Maxwell-Boltzmann dos períodos de rotação dos troianos pode indicar que os eles tenham passado por uma evolução com mais colisões que os asteroides do cinturão principal.

Porém, em 2008, um grupo da Faculdade Calvin analisou a curva de luz de uma amostra de dez troianos e calculou um período de rotação médio de 18,9 horas, um valor significativamente maior que o para asteroides do cinturão principal de tamanho similar (11,5 horas). A diferença pode indicar que os asteroides troianos possuem uma densidade menor que os do cinturão principal, possivelmente indicando formação no cinturão de Kuiper.

Composição

Espectroscopicamente, os troianos de Júpiter são em sua maioria asteroides do tipo D, que também predominam nas regiões externas do cinturão principal. Um pequeno número de troianos são classificados como tipo P ou tipo C. Os espectros dos troianos são vermelhos (indicando que eles refletem mais luz em comprimento de ondas maiores) ou neutros e sem características. Não há uma evidência firme de água, matéria orgânica ou outros composto químicos, embora 4709 Ennomos possua um albedo um pouco maior que a média troiana, possivelmente indicando a presença de água no estado sólido. Além disso, outros troianos, como 911 Agamemnon e 617 Patroclus, mostram absorções muito fracas, a 1,7 e 2,3 μm, o que pode indicar matéria orgânica. Os espectros dos troianos são similares aos dos satélites irregulares de Júpiter, e de certa maneira, a núcleos de cometas, mas são muito diferentes que objetos do cinturão de Kuiper, que são mais avermelhados. Eles podem corresponder a uma mistura de água no estado sólido, um material rico em carbono, e silicatos ricos em magnésio. A composição dos troianos aparenta ser bem uniforme, com pouca variação entre os dois grupos.

Uma equipe do Observatório Keck no Havaí anunciou em 2006 que havia calculado a densidade do asteroide binário 617 Patroclus, sendo 0,8 g/cm3, menor que a do gelo, sugerindo que o par, e possivelmente vários outros asteroides troianos, são mais similares em tamanho e composição (gelo e poeira) a cometas e objetos do cinturão de Kuiper que a asteroides do cinturão principal. Por outro lado, a densidade de 624 Hektor, determinada através de sua curva de luz de rotação, é de 2,48 g/cm3, significativamente maior que a de 617 Patroclus. Essa grande diferença de densidade é um mistério, e indica que densidade talvez não seja um bom indicador da origem dos asteroides troianos.

Uma análise comparativa da inclinação espectral e distribuições de cores de asteroides Troianos de Júpiter, com especial atenção às famílias de asteroides. Usamos uma amostra de dados do Catálogo de objetos moveis do Sloan Digital Sky Survey, junto com espectros obtidos de várias pesquisas. Descobrimos que a distribuição de inclinações espectrais entre os asteroides de Troianos mostra uma bimodalidade. Cerca de 2/3 dos objetos têm espectros avermelhados compatíveis com asteroides do tipo-D, enquanto os corpos remanescentes mostram menos cores avermelhadas compatíveis com as classificações tipo-P e tipo-C.  Os membros das famílias de asteroides também apresentam uma distribuição bimodal com uma predominância muito pequena dos asteroides do tipo D, mas o cenário é claramente dominado pelos tipos-D. Os grupos L4 e L5 (nuvens verdes na animação) mostram diferentes distribuições de inclinações espectrais, e a bimodalidade é observada apenas em L4. Essas diferenças podem ser atribuídas às famílias de asteroides, uma vez que os asteroides de fundo apresentam as mesmas distribuições de declive em ambos os grupos. A análise de famílias individuais indica que as famílias em L5 são taxonomicamente homogêneas, mas em L4 elas mostram uma mistura de tipos taxonômicos.

Origem e evolução

Duas principais teorias foram propostas para explicar a formação e evolução dos troianos. A primeira sugere que os troianos formaram na mesma região no Sistema Solar que Júpiter, e entraram em suas órbitas atuais à medida que o planeta se formava. O último estágio da formação de Júpiter envolveu o crescimento acelerado de sua massa através da acreção de grandes quantidades de hidrogênio e hélio do disco protoplanetário. Durante este período de crescimento, que durou apenas 10 000 anos, a massa de Júpiter aumentou em um fator de 10. Os planetesimais que tinham órbitas aproximadamente iguais à de Júpiter foram capturadas pela gravidade cada vez maior do planeta. O mecanismo de captura foi bastante eficiente, cerca de 50% dos planetésimos restantes foram capturados. Essa hipótese possui dois problemas primários: o número de corpos capturados excede a população de troianos descobertos por quatro ordens de magnitude, e os asteroides troianos atuais possuem inclinações orbitais maiores que o predito pelo modelo de captura. No entanto, um forte ponto a favor desta teoria é a falta de troiano de Saturno; simulações mostram que esse modelo de formação também inibiria a formação de troianos similares na órbita de Saturno, sendo que até o presente nenhum asteroide troiano foi descoberto em torno de Saturno.

A segunda teoria, parte do modelo de Nice, propõe que os troianos foram capturados durante o processo de migração planetária de Júpiter, que ocorreu cerca de 500 a 600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar. A migração foi desencadeada pela formação da ressonância orbital de 1:2 entre Júpiter e Saturno. Durante esse período, Urano, Netuno, e de certa maneira, Saturno, afastaram-se do Sol, enquanto Júpiter se aproximou do Sol. Os planetas gigantes em migração desestabilizaram o cinturão de Kuiper primordial, lançando milhões de objetos ao Sistema Solar interno. Além disso, a influência gravitacional dos quatro gigantes gasosos também teria afetado quaisquer troianos preexistentes. Segundo esta teoria, a população atual de troianos de Júpiter foi o resultado da captura dos corpos provenientes do Cinturão de Kuiper, à medida que Júpiter e Saturno se distanciaram da ressonância.

O futuro a longo prazo dos troianos é incerto, visto que várias ressonâncias fracas com Júpiter e Saturno fazem-nos comportar-se de forma caótica com o tempo. Além disso, colisões gradualmente diminuem o número de troianos restantes, à medida que os fragmentos são ejetados. Troianos ejetados poderiam temporariamente tornar-se satélites irregulares de Júpiter ou cometas da família de Júpiter. Simulações mostram que até 17% dos troianos de Júpiter são instáveis ao longo da idade do Sistema Solar, e portanto, devem ter sido ejetados de suas órbitas no passado. Acredita-se que cerca de 200 troianos ejetados com mais de 1 km de diâmetro podem estar movendo-se pelo Sistema Solar, alguns possivelmente possuindo uma órbita que cruza a Terra. Alguns dos troianos ejetados podem tornar-se parte da família de cometas de Júpiter, à medida que se aproximam do Sol e o gelo na superfície evaporar.

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◙ JÚPITER / JUPITER (Parte 3 de 3)

Pesquisa e exploração

Pesquisa pré-telescópio

A observação de Júpiter se faz desde pelo menos o século VII ou VIII a.C., pelos astrônomos babilônios. Os chineses antigos também observavam a órbita de Suìxīng e estabeleceram o seu ciclo de “Doze Ramos Terrestres” baseado no seu número aproximado de anos. Até o século IV a.C., essas observações tinham levado ao desenvolvimento do horóscopo chinês, com cada ano associado com uma estrela Tai Sui (a estrela diretamente oposta a Júpiter naquele ano) e o deus que controlava a região do céu oposta à posição de Júpiter no céu noturno; essas crenças sobrevivem em algumas práticas religiosas taoistas e nos doze animais do zodíaco da Ásia oriental, que atualmente são popularmente assumidas como associados à chegada dos animais ante Buda. O historiador chinês Xi Zezong afirmou que Gan De, um antigo astrônomo chinês, descobriu um dos satélites de Júpiter em 362 a.C. a olho nu. Se isto for correto, antecederia a descoberta de Galileu em quase dois milênios. Em seu trabalho do século II Almagesto, o astrônomo Ptolomeu construiu um modelo planetário geocêntrico baseado em deferentes e epiciclos para explicar o movimento de Júpiter em relação à Terra, fixando o seu período orbital em torno da Terra em 4.332,38 dias, ou 11,86 anos. Em 499, Ariabata, um matemático-astrônomo da era clássica da matemática e astronomia indianas, também usou um modelo geocêntrico para estimar o período de Júpiter em 4.332,2722 dias, ou 11,86 anos.

Pesquisa baseada em telescópios na Terra

Júpiter visto com a utilização de binóculos, com seus 4 principais satélites.

Imagem em falsa cor (falsa cor é uma técnica fotográfica que mostra um objeto ou sujeito com cores que a visão humana não é capaz de ver a olho nu. Imagens em falsa cor são primariamente feitas para facilitar e revelar dados dos quais não poderiam ser obtidas imagens em verdadeira cor. Uma técnica derivada da falsa cor é a pseudo-cor, que retrata a intensidade de uma informação, seja a intensidade de uma luz ou não) da atmosfera jupiteriana tomada pela Voyager 1 mostrando a Grande Mancha Vermelha e uma oval menor por perto.

Em 1610, Galileu Galilei, por meio de um telescópio, descobriu os quatro grandes satélites de Júpiter, que atualmente são chamados satélites galileanos. Um dia depois de Galileu, Simon Marius, atuando de forma independente, descobriu satélites ao redor de Júpiter, embora ele somente tenha publicado em livro a sua descoberta em 1614. Entretanto, os nomes que permaneceram para os satélites foram os atribuídos por Marius – Io, Europa, Ganimedes e Calisto. Esta descoberta foi a primeira de corpos no espaço que aparentemente não gravitavam a Terra. Este foi um ponto importante em favor da teoria heliocentrista do movimento dos planetas, de Nicolau Copérnico; os discursos de Galileu em favor da teoria de Copérnico fizeram com que fosse julgado pela Inquisição.

Durante a década de 1660, Giovanni Domenico Cassini usou um novo telescópio e descobriu manchas e faixas coloridas em Júpiter, notando também que o planeta possuía um formato achatado. Cassini ainda estimou o período de rotação do planeta. Em 1690, Cassini notou que a atmosfera jupiteriana possui rotação diferencial.

A Grande Mancha Vermelha, uma característica relevante no hemisfério sul do planeta, pode ter sido observada pela primeira vez por Robert Hooke em 1664 e por Cassini em 1665, embora este fato não esteja totalmente comprovado. O farmacêutico Samuel Heinrich Schwabe produziu em 1831 os primeiros desenhos mostrando os detalhes da Mancha. A Mancha foi perdida de vista em várias ocasiões entre 1665 e 1708 e tornou-se bem visível em 1878. Foi registrada como tendo se atenuado em 1883 e no começo do século XX.

Tanto Giovanni Alfonso Borelli quanto Cassini construíram tabelas cuidadosas do movimento dos satélites jupiterianos, permitindo a predição de quando os satélites iriam passar atrás ou na frente do planeta. Porém, na década de 1670, astrônomos notaram que, quando Júpiter estava no lado oposto do Sol em relação à Terra, estes eventos ocorriam cerca de 17 minutos mais tarde do que o esperado. Ole Rømer deduziu que a visão não é instantânea (um fato que Cassini havia anteriormente rejeitado) e esta diferença foi utilizada para estimar a velocidade da luz.

Em 1892, Edward Emerson Barnard descobriu um quinto satélite, utilizando o telescópio de 91 cm do Observatório Lick, na Califórnia. A descoberta deste objeto relativamente pequeno, um atestado de sua ótima visão, tornou-o rapidamente famoso. O satélite foi posteriormente chamado Amalteia. Esta foi a última descoberta de um satélite planetário feita via observação visual.

Em 1932, Rupert Wildt identificou bandas de absorção de amônia e metano no espectro de Júpiter.

Três ovais anticiclônicas de longa duração foram observadas em 1938. Por décadas elas continuaram como características distintas da atmosfera jupiteriana, por vezes aproximando-se uma da outra, mas nunca se juntando. Em 1998, porém, duas das ovais se fundiram, absorvendo a terceira em 2000, criando a Oval BA.

Imagem de Júpiter obtida pela Voyager 1 em 24 de janeiro de 1979, a uma distância de 40 milhões de quilômetros.

Imagem em infravermelho tomado pelo Very Large Telescope da ESO.

Em 1955, Bernard Burke e Kenneth Franklin detectaram pulsos de rádio vindos de Júpiter a 22,2 MHz. O período dos pulsos igualava o da rotação jupiteriana, como o que ambos utilizaram esta informação para aumentar a precisão do período de rotação do planeta. Descobriu-se que pulsos de rádio vinham em duas formas: pulsos longos, durando vários segundos, e pulsos curtos, de menos de um centésimo de segundo.

Cientistas descobriram que existiam três formas de sinais de rádio transmitidas de Júpiter: pulsos de rádio decamétricos (com comprimento de onda de dezenas de metros) variam com a rotação de Júpiter e são influenciados pela interação de Io com o campo magnético jupiteriano; emissões de rádio decimétricas (com comprimentos de onda medidos em centímetros) foram observadas pela primeira vez por Frank Drake e Hein Hvatum em 1959. Estes sinais originam-se de um cinturão em torno do equador jupiteriano e são causados por radiação ciclotrônica de elétrons acelerados pelo campo magnético jupiteriano; radiação termal produzida por calor na atmosfera de Júpiter.

POSTAGEM EM ANDAMENTO

Veja também:

JÚPITER / JUPITER (Parte 1 de 3);

JÚPITER / JUPITER (Parte 2 de 3).

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◙ JÚPITER / JUPITER (Parte 2 de 3)

Ficha de Júpiter.

Júpiter - imagem ultravioleta.

Massa

Júpiter possui uma massa 2,5 vezes maior do que a de todos os outros planetas tomados em conjunto, massivo o suficiente para fazer com que seu baricentro com o Sol localize-se acima da superfície solar (a 1,068 raio solar do centro do Sol). Júpiter é muito maior do que a Terra e consideravelmente menos denso: seu volume corresponde a 1 321 vezes o da Terra, mas sua massa é apenas 318 vezes maior. O raio de Júpiter é aproximadamente 1/10 do raio solar, e sua massa é 0,001 a massa solar, portanto as densidades dos dois corpos são similares.

Uma massa jupiteriana (MJ) é frequentemente utilizada como unidade para descrever a massa de outros objetos, em particular de planetas extrassolares e anãs marrons. Assim, por exemplo, o planeta extrassolar HD 209458 b possui massa de 0,69 MJ, enquanto Kappa Andromedae b tem massa de 12,8 MJ.

Modelos teóricos indicam que se Júpiter tivesse muito mais massa do que atualmente possui, ele diminuiria em tamanho. Para adições menores de massa, o raio não mudaria de forma apreciável, e acima de 500 massas terrestres (1,6 massa de Júpiter) o seu interior ficaria tão mais comprimido com a maior pressão que o seu volume diminuiria, apesar do aumento da quantidade de matéria. Como resultado, acredita-se que Júpiter tenha o maior diâmetro possível a um planeta com a sua composição e história evolucionária. O processo de diminuição continuaria à medida que massa fosse adicionada, até que uma ignição estelar ocorresse com o planeta como em uma anã marrom PB ou anã castanha, PE em torno de 50 MJ.

Embora Júpiter tivesse que ter cerca de 75 vezes mais massa do que tem para fundir hidrogênio e se tornar uma estrela, a menor anã vermelha possui o diâmetro apenas 30% maior que o de Júpiter. Apesar disso, Júpiter ainda irradia mais calor do que recebe do Sol; a quantidade de calor produzido internamente é similar à radiação solar total que recebe. Este calor adicional é gerado através do mecanismo de Kelvin-Helmholtz, por contração. Este processo resulta na redução do diâmetro do planeta de dois centímetros por ano. Quando foi formado, Júpiter era muito mais quente e tinha aproximadamente o dobro do seu diâmetro atual.

Anéis planetários

Júpiter possui um sistema de anéis bem menos evidente do que os de Saturno. Este sistema é composto por um toro interno de partículas, conhecido como halo, um anel principal relativamente brilhante e um sistema de anéis externo, chamado gossamer.

Esses anéis parecem ser feitos de poeira, e não de gelo como os de Saturno. Acredita-se que o anel principal seja feito de material ejetado dos satélites Adrasteia e Métis. Este material, que normalmente cairia de volta nos satélites, é puxado em direção ao planeta por causa de sua enorme força gravitacional, alimentando o anel. A órbita do material se altera em direção a Júpiter e material novo é acrescentado por impactos adicionais. De maneira similar, os satélites Tebe e Amalteia provavelmente produzem os dois componentes distintos do anel gossamer. Existe também evidência de um anel rochoso ao longo da órbita de Amalteia, que pode constituir-se de material ejetado de colisões do satélite em questão.

Mosaico fotográfico tomado pela sonda Galileu quando esta esteve na sombra do planeta, mostrando o tênue sistema de anéis de Júpiter.

Modelo visual dos anéis de Júpiter.

Magnetosfera

Júpiter possui um campo magnético 14 vezes mais forte do que a da Terra, variando entre 4,2 gauss (0,42 mT) no equador a 10 a 14 vezes nos polos, o mais forte do Sistema Solar (não incluindo aqueles formados por manchas solares). Acredita-se que este campo seja gerado por correntes de Foucault — o movimento giratório de materiais condutores — dentro da camada de hidrogênio metálico líquido. Os vulcões do satélite Io emitem grande quantidade de dióxido de enxofre, formando um toro de gás em órbita do satélite. O gás é ionizado na magnetosfera, produzindo íons de enxofre e oxigênio, que, juntamente com íons de hidrogênio originários da atmosfera de Júpiter, formam uma folha de plasma no plano equatorial de Júpiter. O plasma na folha gira com o planeta, causando deformação no campo magnético dipolar dentro do disco magnético. Elétrons dentro da folha de plasma geram fortes ondas de rádio, na frequência de 0,6 a 30 MHz. Pesquisadores relataram em 2017 que os dados da nave espacial de Juno sugerem que os elétrons que geram o brilho polar podem ser acelerados por ondas turbulentas no campo magnético do planeta - um processo semelhante aos surfistas sendo conduzidos antes do quebrar das ondas.

A magnetosfera de Júpiter é responsável por episódios de intensa emissão de rádio dos polos do planeta. A atividade vulcânica em Io injeta gás na magnetosfera jupiteriana, produzindo um toro de partículas em torno do planeta. A interação de Io e o toro, à medida que o primeiro se movimenta no segundo, produz ondas de Alfvén que carregam matéria ionizada nas regiões polares de Júpiter. Como resultado, ondas de rádio são geradas através de maser astrofísico ciclotrônico, e a energia é transmitida ao longo de uma superfície cônica. Quando a Terra atravessa este cone, as emissões de rádio de Júpiter podem superar a do Sol.

Emissões de raios-X das auroras de Júpiter foram detectadas pelo Telescópio Espacial Chandra da NASA em 2007. Auroras foram detectadas em sete planetas do nosso sistema solar. Alguns desses shows de luz são visíveis ao olho humano; outros geram comprimentos de onda de luz que só podemos ver com telescópios especializados. Comprimentos de onda mais curtos requerem mais energia para serem produzidos. Júpiter tem as auroras mais poderosas do sistema solar.

Na Terra, as auroras são geralmente visíveis apenas em um cinturão ao redor dos polos magnéticos, entre 65 e 80 graus de latitude. As auroras de raios-X de Júpiter são diferentes. Elas existem na direção do cinturão auroral principal e pulsam, e aquelas no polo norte frequentemente diferem daquelas no polo sul. Um estudo descobriu que as flutuações do campo magnético de Júpiter causaram as auroras de raios-X pulsantes. O limite externo do campo magnético é atingido diretamente pelas partículas do vento solar e comprimido. Essas compressões aquecem os íons que estão presos no extenso campo magnético de Júpiter, que estão a milhões de quilômetros de distância da atmosfera do planeta.

Aurora boreal em Júpiter. Três pontos brilhantes são criados através do fluxo de tubos magnéticos que conectam Io, Ganímede e Europa (localizados na esquerda e na parte inferior da imagem) entre si. Outras auroras de menos brilho também podem ser vistas.

Representação esquemática da magnetosfera jupiteriana, com as linhas de campo e a mancha vermelha em torno do planeta, o toro alimentado por Io.

Órbita e rotação

Júpiter é o único planeta cujo centro de massa com o Sol fica fora do último, 1,068 raio solar ou 7% acima da superfície solar. Por este motivo, o planeta e o Sol orbitam um ponto no espaço em um sistema binário, de forma semelhante ao que ocorre com estrelas binárias.

A distância média entre Júpiter e o Sol é de 778 milhões de quilômetros, aproximadamente 5,2 UA. Júpiter completa uma órbita em torno do Sol a cada 11,86 anos, dois quintos da de Saturno, formando a ressonância orbital de 5:2 entre os dois maiores planetas do Sistema Solar.

A órbita elíptica de Júpiter possui uma inclinação de 1,31° comparada com a da Terra. Por causa de uma excentricidade de 0,048, a distância entre Júpiter e o Sol varia 75 milhões de quilômetros entre o periélio e o afélio, ou o ponto mais perto e o mais distante (neste caso em relação ao Sol) da órbita do planeta, respectivamente. A inclinação axial de Júpiter é relativamente pequena: apenas 3,13°. Como consequência, o planeta não possui mudanças significativas de estações, ao contrário da Terra e de Marte, por exemplo.

A rotação de Júpiter é a mais rápida entre todos os planetas do Sistema Solar – o planeta completa uma volta em torno de si mesmo em menos de 10 horas, criando um achatamento polar facilmente visível em um telescópio amador na Terra. Júpiter possui o formato de uma esfera oblata, ou seja, o diâmetro no equador é maior que o diâmetro entre os seus polos geográficos. O equador de Júpiter é 9 275 km maior que o diâmetro medido entre os polos.

Pelo fato de Júpiter não ser um objeto sólido, a parte superior da sua atmosfera possui rotação diferencial. A rotação da atmosfera do planeta na sua região polar é cerca de cinco minutos mais longa do que a da atmosfera equatorial. Por causa disso, três sistemas são usados como referência, particularmente a respeito de características atmosféricas. O Sistema I localiza-se entre 10° N e 10° S de latitude, e possui o menor período do planeta, com 9h 50 min. O Sistema II corresponde a todas as latitudes ao norte ou ao sul das primeiras, e possui período de 9h 55min 40,6s. O Sistema III foi criado originalmente por astrônomos de rádio e corresponde à rotação da magnetosfera do planeta. O período deste sistema é oficialmente a rotação de Júpiter.

POSTAGEM EM ANDAMENTO

Veja também:

JÚPITER / JUPITER (Parte 1 de 3);

JÚPITER / JUPITER (Parte 3 de 3).

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◙ JÚPITER / JUPITER (Parte 1 de 3)

JÚPITER / JUPITER

Júpiter / Jupiter.

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa, e é o quinto mais próximo do Sol. Possui menos de um milésimo da massa solar, contudo tem 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. É um planeta gasoso, junto com Saturno, Urano e Netuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados planetas jupiterianos ou planetas jovianos, e são os quatro gigantes gasosos, isto é, que não são compostos primariamente de matéria sólida.

Júpiter é composto principalmente de hidrogênio, sendo um quarto de sua massa composta de hélio, embora o hélio corresponda a apenas um décimo do número total de moléculas. O planeta também pode possuir um núcleo rochoso composto por elementos mais pesados, embora, como os outros planetas gigantes, não possua uma superfície sólida bem definida. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, ele possui o formato de uma esfera oblata (ele possui uma suave, mas perceptível, saliência em torno do equador). Sua atmosfera externa é visivelmente dividida em diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades nas regiões onde as faixas se encontram. Uma dessas tempestades é a Grande Mancha Vermelha, uma das características visíveis de Júpiter mais conhecidas e proeminentes, cuja existência data pelo menos do século XVII, quando foi pela primeira vez avistada com telescópio, com ventos de até 650  km/h e um diâmetro transversal duas vezes maior do que a Terra.

Júpiter é observável da Terra a olho nu, com uma magnitude aparente máxima de -2,94, sendo no geral o quarto objeto mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e de Vênus, embora, por vezes, Marte também fique mais brilhante do que Júpiter. O planeta era conhecido por astrônomos de tempos antigos e era associado com as crenças mitológicas e religiosas de várias culturas. Os romanos nomearam o planeta de Júpiter, um deus de sua mitologia. Júpiter possui um tênue sistema de anéis e uma poderosa magnetosfera. Possui pelo menos 95 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganimedes, o maior do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa; os três primeiros são mais massivos que a Lua, sendo que Ganimedes possui um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.

Várias sondas espaciais visitaram Júpiter, todas elas de origem estadunidense. A Pioneer 10 passou por Júpiter em dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois. A Voyager 1 passou em março de 1979, seguida pela Voyager 2 em julho do mesmo ano. A sonda espacial Galileu entrou na órbita de Júpiter em 1995, enviando uma sonda através da atmosfera no mesmo ano e conduzindo múltiplas aproximações com os satélites galileanos até 2003. A sonda Galileu também presenciou o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter em 1994, possibilitando a observação direta deste evento. Outras missões incluem as sondas Ulysses, Cassini-Huygens e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar sua velocidade e ajustar a sua direção aos seus respectivos objetivos. A última sonda a visitar o planeta foi Juno, que entrou em órbita em 4 de julho de 2016. Um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que provavelmente possui um oceano líquido coberto de gelo.

Composição

Imagem da Grande Mancha Vermelha (Great Red Spot), obtida pela Voyager 1 em 25 de fevereiro de 1979, quando a sonda estava a 9,2 milhões de km de Júpiter. Detalhes de até 160 km de extensão podem ser vistos aqui. O padrão colorido e ondulado à esquerda da Mancha Vermelha é uma região com movimentos extremamente complexos e variáveis. A tempestade oval branca diretamente abaixo da Mancha Vermelha possui o mesmo diâmetro da Terra.

A atmosfera de Júpiter é composta de 88 a 92% de hidrogênio e 8 a 12% de hélio, considerando a percentagem em volume de moléculas. Esta composição muda quando descrita em termos de massa, uma vez que uma molécula de hélio é cerca de quatro vezes mais massiva que uma de hidrogênio; com isso, a atmosfera de Júpiter é composta por aproximadamente 75% de hidrogênio e 24% de hélio em massa, sendo o 1% remanescente composto por outros elementos. O interior do planeta contém materiais mais densos, mudando a distribuição por massa para 71% de hidrogênio, 24% de hélio e 5% de outros elementos. A atmosfera contém traços de metano, vapor de água, amônia, compostos de silício, carbono, etano, sulfeto de hidrogênio, neônio, oxigênio, fosfina e enxofre. A parte externa da atmosfera contém cristais de amônia congelada. Através de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.

As proporções de hidrogênio e hélio na atmosfera de Júpiter são próximas à composição teórica da nebulosa solar primordial. Porém, as regiões exteriores da atmosfera do planeta contêm apenas 20 partes por milhão em massa de neônio, 10% da do Sol. A atmosfera jupiteriana também possui apenas 80% de abundância de hélio em relação ao Sol, devido à precipitação deste elemento em direção ao interior do planeta.

Estudos de espectroscopia mostraram que possivelmente Saturno possua uma composição similar à de Júpiter. Os outros gigantes gasosos, Urano e Netuno, por outro lado, possuem relativamente menos hidrogênio e hélio.

Estrutura interna

Modelo do interior de Júpiter, com um núcleo sólido, envolto por uma camada de hidrogênio metálico, hidrogênio líquido (verde) e pela própria atmosfera (em inglês).

Acredita-se que Júpiter seja composto de um núcleo denso com uma mistura de elementos, circundado por hidrogênio metálico líquido com algum hélio e uma camada exterior, composta principalmente de hidrogênio molecular, mas para além deste esboço básico ainda existem dúvidas consideráveis sobre a estrutura interna do planeta. O núcleo é muitas vezes descrito como rochoso, mas sua composição em detalhes é desconhecida, bem como as propriedades destes materiais na temperatura e pressão a estas profundidades. Em 1997, a existência de um núcleo sólido foi sugerida por medições gravitacionais, indicando uma massa de 12 a 45 vezes a da Terra, ou 4% a 14% da massa jupiteriana.

A presença de um núcleo durante ao menos parte da história de Júpiter foi sugerida por modelos de formação planetária, envolvendo a formação inicial de um núcleo rochoso ou gelado, suficientemente massivo para atrair gravitacionalmente o hidrogênio e o hélio presentes na nebulosa protossolar. Assumindo que tenha existido, o núcleo pode ter diminuído em tamanho à medida que correntes de convecção de hidrogênio metálico líquido quente se misturaram com o núcleo fundido e levaram o seu conteúdo para níveis mais altos no interior planetário. Um núcleo sólido pode não existir, já que as medições gravitacionais não são precisas o suficiente para negar esta possibilidade. Os resultados dos dados de Juno indicam que não há núcleo sólido. A incerteza dos modelos está ligada à margem de erro dos parâmetros medidos até agora: um dos coeficientes de rotação (J6) usados para descrever a quantidade de movimento linear do planeta, o raio equatorial e sua temperatura à pressão de 1 bar. Espera-se que a sonda Juno, que chegou em julho de 2016, aumente a precisão destes parâmetros, possibilitando melhores modelos do núcleo.

A região do núcleo é circundada por hidrogênio metálico denso, que se estende a até 78% do raio do planeta. Gotículas de hélio e neônio precipitam-se através desta camada em direção ao núcleo, reduzindo a abundância destes elementos na atmosfera superior do planeta.

Acima da camada de hidrogênio metálico localiza-se uma atmosfera interior transparente de hidrogênio. A esta profundidade, a pressão e temperatura são superiores à pressão crítica de 1,2858 MPa e à temperatura crítica de apenas 32,938 K do hidrogênio. Neste estado, não há fases líquida e gasosa distintas – diz-se que o hidrogênio está em estado fluido supercrítico. É conveniente tratar o hidrogênio como um gás na camada superior que se estende desde a camada de nuvens até uma profundidade de 1 000 km, e como um líquido nas camadas mais profundas. Fisicamente, não há um limite claro – o gás se torna lentamente mais quente e mais denso com a profundidade.

A temperatura e a pressão no interior de Júpiter aumentam constantemente com a profundidade, devido ao mecanismo de Kelvin-Helmholtz. No nível da pressão “superficial” de 10 bar, a temperatura está em torno de 340 K (67 °C). Na região de transição de fase, no qual o hidrogênio líquido — aquecido além do seu ponto crítico — torna-se metálico, calcula-se que a temperatura seja de 10 000 K, e a pressão, de 200 GPa. A temperatura na fronteira do núcleo é estimada em 36 000 K, e a pressão, de 3 mil a 4,5 mil GPa.

Atmosfera

Júpiter possui a maior atmosfera planetária do Sistema Solar, com mais de 5 000 km de altitude. Ela é cerca de três vezes maior que o nosso planeta, ou 1 por cento da inteira massa de Júpiter. Como o planeta não tem superfície, a base de sua atmosfera é considerada o ponto em que sua pressão atmosférica é igual a 100 kPa (1,0 bar). Abaixo da atmosfera, Júpiter é fluido. Mas ao contrário da maioria dos fluidos, o planeta gira como se fosse uma massa sólida. Os átomos de hidrogênio e hélio relacionam-se de forma figurativa como crianças brincando de roda de braços dados e giram ao redor do planeta em uníssono.

Nuvens

Animação mostrando o movimento de faixas atmosféricas, girando na direção oposta à da rotação do planeta. O exterior do planeta é mapeado usando uma projeção cilíndrica.

Júpiter é permanentemente coberto por nuvens compostas por cristais de amônia e possivelmente hidrossulfeto de amônio. As nuvens estão localizadas na tropopausa e estão organizadas em bandas de diferentes latitudes, conhecidas como regiões tropicais. Estas estão subdivididas em "zonas" de cor clara e "cinturões" mais escuros. As interações destas diferentes bandas e seus respectivos padrões de circulação atmosférica criam tempestades e turbulências. Ventos de até 100 m/s (360 km/h) são comuns em tais regiões. Observou-se que as zonas variam em largura, cor e intensidade de ano para ano, mas têm permanecido estáveis o suficiente para receberem designações identificadoras da comunidade astronômica.

A camada de nuvens possui apenas 50 km de profundidade e consiste em duas partes: uma camada grossa inferior e uma camada superior mais fina e mais clara. É possível que existam nuvens finas de água sob a camada de amônia, que seriam a causa dos raios detectados na atmosfera (a água é uma molécula polar, que pode criar a separação de cargas necessária para produzir raios). Estas descargas elétricas podem ter mil vezes o poder dos raios terrestres. As nuvens de água podem formar tempestades, alimentadas pelo calor proveniente do interior do planeta. Algumas bandas fotogênicas de nuvens que envolvem Júpiter penetram aproximadamente 3 mil quilômetros abaixo das nuvens. Isso é 30 vezes mais espesso que a maior parte da atmosfera terrestre.

As nuvens de Júpiter possuem cores de tom laranja e marrom, devido a compostos que mudam de cor quando expostos aos raios ultravioleta do Sol. Não se sabe com exatidão a sua composição, mas acredita-se que sejam fósforo, enxofre ou hidrocarbonetos. Estes compostos coloridos, chamados cromóforos, misturam-se com as nuvens mais quentes da camada inferior. As zonas formam-se quando células de convecção ascendentes geram amônia cristalizada, que diminui a visibilidade da camada inferior de nuvens.

Devido à baixa inclinação axial de Júpiter, as regiões polares do planeta recebem constantemente menos radiação solar do que a região equatorial. A convecção de material do interior do planeta, porém, transporta energia para os polos, equalizando as temperaturas na camada de nuvens.

Grande Mancha Vermelha

A característica mais marcante de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, uma tempestade anticiclônica persistente, localizada 22° ao sul do equador, que, com dimensões de 24-40 mil km x 12-14 mil km, pode abrigar dois ou três planetas com o diâmetro da Terra. Sabe-se de sua existência desde ao menos 1831, e, possivelmente, 1665. Imagens do telescópio espacial Hubble mostraram duas “manchas vermelhas” adjacentes à Grande Mancha Vermelha. Modelos matemáticos, em 2007, sugeriram que a tempestade era estável e poderia ser uma característica permanente do planeta; entretanto a tempestade diminuiu até 17 graus desde os anos 1800, quando ela poderia ter alcançado 5 600 ou quatro vezes o diâmetro da Terra. Atualmente, ela é cerca de 1,3 vezes o tamanho da Terra. Ela pode desaparecer completamente nos próximos 20 anos.

Imagens da Grande Mancha Vermelha.

A tempestade é grande o suficiente para ser vista através de um telescópio com uma abertura de ao menos 12 cm. A Mancha Vermelha possui um formato oval e gira em torno de si mesma, em sentido anti-horário, com um período de seis dias. A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.

Tempestades deste tipo são comuns dentro da atmosfera turbulenta de gigantes gasosos. Júpiter também possui ovais brancas e ovais marrons, tempestades menores sem nome. Ovais brancas comumente consistem de nuvens relativamente frias dentro da atmosfera superior. Ovais marrons são mais quentes e localizadas dentro da “camada normal de nuvens" do planeta. Tais tempestades duram desde algumas horas até séculos.

Mesmo antes de a Voyager ter provado que a Grande Mancha Vermelha era uma tempestade, havia forte evidência de que ela não poderia estar associada com nenhuma característica presente em camadas mais profundas em Júpiter, visto que tal mancha gira em torno do planeta de maneira diferente do resto da atmosfera, por vezes mais rápido e, por vezes, mais devagar.

Em 2000, uma nova característica atmosférica proeminente formou-se no hemisfério sul, similar em aparência à Grande Mancha Vermelha, mas menor em tamanho. Esta tempestade foi criada através da fusão de três ovais brancas menores — que haviam sido vistas pela primeira vez em 1938. Esta tempestade foi chamada Oval BA e apelidada de "Mancha Vermelha Júnior". Desde então, seu tamanho aumentou e sua cor mudou de branco para vermelho.

Ciclones polares

Estacionado em cada polo há um ciclone de vários milhares de quilômetros de largura. Mas cada um desses ciclones é cercado por um arranjo poligonal de tempestades de tamanho semelhante - oito no norte e cinco no sul.

Veja também:

JÚPITER / JUPITER (Parte 2 de 3);

JÚPITER / JUPITER (Parte 3 de 3).

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