◙ 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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