júpiter (planeta) - Wikilingue - Encydia
Júpiter  | |||||||||||||||||
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| Elementos orbitais | |||||||||||||||||
| Inclinação | 1,30530° | ||||||||||||||||
| Excentricidade | 0,04839266 | ||||||||||||||||
| Período orbital sideral | 11a 315 d 1,1h | ||||||||||||||||
| Período orbital sinódico | 398,9 dias | ||||||||||||||||
| Velocidade orbital média | 13,0697 km/s | ||||||||||||||||
| Rádio orbital médio | 778.412.026 km 5,20336301 UA | ||||||||||||||||
| Satélites | 63 conhecidos | ||||||||||||||||
| Características físicas | |||||||||||||||||
| Massa | 1,899×1027 kg | ||||||||||||||||
| Densidade | 1,33 g/cm3 | ||||||||||||||||
| Área de superfície | 6,41×1010 km2 | ||||||||||||||||
| Diâmetro | 142.984 km | ||||||||||||||||
| Gravidade | 23,12 m/s2 | ||||||||||||||||
| Velocidade de escape | 59,54 km/s | ||||||||||||||||
| Período de rotação | 9h 55,5m | ||||||||||||||||
| Inclinação axial | 3,12° | ||||||||||||||||
| Albedo | 0,52 | ||||||||||||||||
| Características atmosféricas | |||||||||||||||||
| Pressão | 70 kPa | ||||||||||||||||
| Temperatura |
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| Composição |
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 Comparação com a Terra | |||||||||||||||||
Júpiter é o quinto planeta do Sistema Solar. Faz parte dos denominados planetas exteriores ou gasosos. Recebe seu nome do deus romano Júpiter (Zeus na mitología grega).
Trata-se do planeta que oferece um maior brilho ao longo do ano dependendo de sua fase. É, ademais, após o Sol, o maior corpo celeste do Sistema Solar, com uma massa quase duas vezes e meia a dos demais planetas juntos (com uma massa 318 vezes maior que a da Terra e 3 vezes maior que a de Saturno ).
Júpiter é um corpo em massa gasoso, formado principalmente por hidrógeno e helio, carente de uma superfície interior definida. Entre os detalhes atmosféricos destacam-se a Grande mancha vermelha, um enorme anticiclón situado nas latitudes tropicais do hemisfério sul, a estrutura de nuvens em bandas e zonas, e a forte dinâmica de ventos zonales com velocidades de até 140 m/s (504 km/h). Pensa-se que pode ser uma "Estrela frustrada" devido a suas grandes quantidades de hidrógeno e helio.
Conteúdo |
Características gerais
Júpiter é o planeta com maior massa do Sistema Solar: equivale a umas 2,47 vezes a soma das massas de todos os demais planetas juntos. Apesar disso, não é o planeta mais em massa que se conhece: mais de uma centena de planetas extrasolares têm sido descobertos com massas similares ou superiores à de Júpiter. Júpiter também possui a velocidade de rotação mais rápida dos planetas do Sistema Solar: sobre seu eixo gira em pouco menos de 10 horas. Esta velocidade de rotação deduze-se a partir das medidas do campo magnético do planeta. A atmosfera encontra-se dividida em regiões com fortes ventos zonales com períodos de rotação que vão desde as 9h 50m 30s, na zona equatorial, às 9h 55m 40s no resto do planeta.
O planeta é conhecido por uma enorme formação meteorológica, a Grande Mancha Vermelha, facilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado seu grande tamanho, superior ao da Terra. Sua atmosfera está permanentemente coberta de nuvens que permitem traçar a dinâmica atmosférica e mostram um alto grau de turbulência.
Tomando como refere a distância ao Sol, Júpiter é o quinto planeta do Sistema Solar. Sua órbita situa-se aproximadamente a 5 UA, uns 750 milhões de km do Sol.
Massa
A massa de Júpiter é tal, que sua baricentro com o Sol se situa em realidade acima de sua superfície (1,068 de rádio solar, desde o centro do Sol). Apesar de ser bem mais grande que a Terra (com um diâmetro onze vezes maior) é consideravelmente menos denso. O volume de Júpiter é equivalente ao de 1.317 Terras, mas sua massa é só 318 vezes maior. A unidade de massa de Júpiter (Mj) utiliza-se para medir massas de outros planetas gasosos, sobretudo planetas extrasolares.
Se Júpiter tivesse mais massa que a actual, o planeta poderia se encolher. A rádio mal mudaria no caso de pequenas variações em sua massa, e se fosse quatro vezes maior, o interior poderia chegar a se comprimir bem mais por causa de forças gravitacionales maiores, o que poderia dar lugar a uma diminuição de seu volume, independentemente de que sua massa aumentasse. Como resultado, se especula que Júpiter poderia atingir um dos diâmetros mais amplos que um planeta destas características e evolução pode conseguir. O processo de redução do volume com aumento de massa poderia continuar até que se atingisse uma combustão estelar, como nas anãs marrones com uma massa 50 vezes a de Júpiter. Isto tem levado a alguns astrónomos ao qualificar como “estrela fracassada”, ainda que não fica claro se os processos envolvidos na formação de planetas como Júpiter se assemelham aos processos de criação de sistemas estelares múltiplos.
Conquanto Júpiter precisaria ter 75 vezes sua massa para provocar as reacções de fusão de hidrógeno necessárias e converter em uma estrela, a anã vermelha mais pequena que se conhece tem só um 30 por mais cento de rádio que Júpiter. Apesar disto, Júpiter irradia mais calor do que recebe do Sol. A quantidade de calor que se produz dentro do planeta é quase igual a toda a radiación solar que recebe. A diferença de calor desencadeada é gerada pela instabilidade Kelvin-Helmholtz mediante contracção adiabática. A consequência deste processo é a contracção do planeta uns dois centímetros ao ano. Após sua formação, Júpiter era bem mais quente e tinha um diâmetro quase o duplo do actual.
Atmosfera
A atmosfera de Júpiter não apresenta uma fronteira clara com o interior líquido do planeta; a transição vai-se produzindo de uma maneira gradual.[1] Compõe-se em sua maioria de Hidrógeno (87%) e Helio (13%), além de conter Metano, Vapor de água, Amoníaco, e Sulfuro de hidrógeno, todas estas com < 0,1% da composição da atmosfera total.[2]
Bandas e Zonas
O aficionado inglês A. S. Williams fez o primeiro estudo sistémico sobre a atmosfera de Júpiter em 1896 . A atmosfera de Júpiter está dividida em cintos escuros chamados Bandas e regiões claras chamadas Zonas, todos eles na direcção dos paralelos. As bandas e zonas delimitam um sistema de correntes de vento alternantes em direcção com a latitud e em general de grande intensidade; por exemplo, os ventos no ecuador sopram a velocidades em torno de 100 m/s (360 km/h). Na Banda Equatorial Norte, os ventos podem chegar a soprar a 140 m/s (500 km/h). Também Júpiter é o planeta com maior força de rotação, já que tende a rotacionar com uma força de 2.000.000 de toneladas.
A Grande Mancha Vermelha
O cientista inglês Robert Hooke observou em 1664 uma grande formação meteorológica que poderia ser a Grande Mancha Vermelha (conhecida em inglês pelas siglas GRS). No entanto não parecem existir relatórios posteriores da observação de tal fenómeno até o século XX. Em todo o caso, varia muito tanto de cor como de intensidade. As imagens obtidas pelo Observatório Yerkes no final do século XIX mostram uma mancha vermelha alongada, ocupando a mesma faixa de latitudes mas com o duplo de extensão longitudinal. Às vezes, é de uma cor vermelha forte, e realmente muito notável, e em outras ocasiões palidece até fazer-se insignificante. Historicamente, em um princípio pensou-se que a grande mancha vermelha era a cume de uma montanha gigantesca ou uma meseta que saía acima das nuvens. Esta ideia foi no entanto eliminada no século XIX ao constatar-se espectroscópicamente a composição de hidrógeno e helio da atmosfera e determinar-se que se tratava de um planeta fluído. O tamanho actual da mancha vermelha é aproximadamente umas duas vezes e meia o da Terra. Meteorologicamente a Grande Mancha Vermelha é um enorme anticiclón muito estável no tempo. Os ventos na periferia do vórtice têm uma intensidade próxima aos 400 km/h.
Em março de 2006 anunciou-se que se tinha formado uma segunda mancha vermelha, aproximadamente da metade do tamanho da Grande Mancha Vermelha. A segunda mancha vermelha formou-se a partir da fusão de três grandes óvalos brancos presentes em Júpiter desde os anos 1940, denominados BC, DE e FA, e fundidos em um só entre os anos 1998 e 2000, dando lugar a um único óvalo branco denominado Óvalo branco BA, [3] cuja cor evoluiu para os mesmos tons que a mancha vermelha a começos do 2006. [4] A coloración rojiza de ambas manchas pode se produzir quando os gases da atmosfera interior do planeta se elevam na atmosfera e sofrem a interacção da radiación solar. As medidas no infravermelho sugerem que ambas manchas se elevam acima das nuvens principais. O passo, por tanto, de Óvalo Blanco a mancha vermelha poderia ser um sintoma de que a tormenta está a ganhar força. O 8 de abril de 2006, a Câmara de Rastreamento Avançada do Hubble tomou novas imagens da jovem tormenta.
A porção superior da atmosfera está constituída por capas nubosas que são o palco de violentas tempestades. A espectacular Grande mancha vermelha é um imenso furacão que castiga ao planeta desde faz três séculos. Seu diâmetro é duas vezes o da terra.
Estrutura de nuvens
As nuvens superiores de Júpiter estão formadas provavelmente de cristais congelados de amoníaco. A cor rojizo vem dado por algum tipo de agente colorante desconhecido ainda que sugerem-se compostos de azufre ou fósforo. Por embaixo das nuvens visíveis Júpiter possui muito possivelmente nuvens mais densas de um composto químico chamado hidrosulfuro de amonio, NH4HS. A uma pressão em torno de 5-6 Pa existe possivelmente uma capa ainda mais densa de nuvens de água. Uma das provas da existência de tais nuvens constitui-a a observação de descargas eléctricas compatíveis com tormentas profundas a estes níveis de pressão. Tais tormentas convectivas podem em ocasiões estender-se desde os 5 Pa até os 300-500 hPa, uns 150 km em vertical.
Galería de imagens das nuvens de Júpiter
 Imagem do telescópio espacial Hubble mostrando as duas Manchas Vermelhas de Júpiter |
 Imagem de alta resolução da Grande Mancha Vermelha de Júpiter tomada pela sonda Voyager 1 em 1979. |
 Fotografia de Júpiter obtida pela missão Cassini em dezembro de 2000 |
 Projecção do planeta desde o pólo sul feita pela sonda Cassini. |
Estrutura interna
No interior do planeta o hidrógeno, o helio e o argón (gás nobre que se acumula na superfície de Júpiter), se comprimem progressivamente. O hidrógeno molecular comprime-se de tal maneira que se transforma em um líquido de carácter metálico a profundidades de uns 15.000km com respeito à superfície. Mais abaixo espera-se a existência de um núcleo rocoso formado principalmente por materiais gelados e mais densos de umas sete massas terrestres (ainda que um modelo recente aumenta a massa do núcleo central deste planeta entre 14 e 18 massas terrestres,[5] e outros autores pensam que pode não existir tal núcleo,[6] além de existir a possibilidade de que o núcleo fosse maior em um princípio, mas que as correntes convectivas de hidrógeno metálico quente lhe tivessem feito perder massa). A existência das diferentes capas vem determinada pelo estudo do potencial gravitatorio do planeta medido pelas diferentes sondas espaciais. De existir o núcleo interno, provaria a teoria de formação planetaria a partir de um disco de planetesimales . Júpiter é tão em massa que ainda não se libertou o calor acumulado em sua formação e possui portanto uma importante fonte interna de energia calórica que tem sido medida de maneira precisa e equivale a 5,4 W/m². Isto significa que o interior do planeta está misturado de maneira eficaz pelo menos até níveis próximos às nuvens de água a 5 bar.
O mesmo modelo mencionado dantes que dá uma massa maior ao núcleo do planeta, considera que este tem uma estrutura interna formada por cilindros concêntricos que giram a diferente velocidade -os equatoriais (que são os externos) mais rápido que os internos-, de modo similar ao Sol; espera-se que a missão JUNO -que será lançada em 2011- possa determinar com suas medidas da gravidade joviana a estrutura interna do planeta.
Magnetosfera
Júpiter tem uma magnetosfera extensa formada por um campo magnético de grande intensidade. O campo magnético de Júpiter poderia ver desde a Terra ocupando um espaço equivalente ao da Lua cheia apesar de estar bem mais longe. O campo magnético de Júpiter é de facto a estrutura de maior tamanho no Sistema Solar. As partículas carregadas são recolhidas pelo campo magnético joviano e conduzidas para as regiões polares onde produzem impressionantes auroras. Por outro lado as partículas expulsadas pelos vulcões do satélite Ío formam um toroide de rotação no que o campo magnético atrapa material adicional que é conduzido através das linhas de campo sobre a atmosfera superior do planeta.
Pensa-se que a origem da magnetosfera se deve a que no interior profundo de Júpiter, o hidrógeno se comporta como um metal devido à altísima pressão. Os metais são, por suposto, excelentes condutores de elétrons, e a rotação do planeta produz correntes, as quais a sua vez produzem um extenso campo magnético.
As sondas Pioneer confirmaram a existência do campo magnético joviano e sua intensidade, mais de 10 vezes superior ao terrestre contendo mais de 20.000 vezes a energia associada ao campo terrestre. Os Pioneer descobriram que a onda de choque da magnetosfera joviana se estende a 26 milhões de quilómetros do planeta, com a bicha magnética se estendendo para além da órbita de Saturno .
As variações do vento solar originam rápidas variações em tamanho da magnetosfera. Este aspecto foi estudado pelas sondas Voyager. Também se descobriu que átomos carregados eram expulsos da magnetosfera joviana com grande intensidade e eram capazes de atingir a órbita da Terra. Também se encontraram correntes eléctricas fluindo de Júpiter a alguns de seus satélites, particularmente Ío e também em menor medida a Europa.
Satélites
Satélites galileanos
Os principais satélites de Júpiter foram descobertos por Galileo Galilei o 7 de janeiro de 1610 , razão pela que lhos chama em ocasiões satélites galileanos. Recebem seus nomes da mitología grega conquanto em tempos de Galileo denominava-lhos por números romanos dependendo de sua ordem de cercania ao planeta. Originalmente, Galileo baptizou aos satélites como "Mediceos", em honra a Cosme de Médicis, duque de Florencia . A descoberta destes satélites constituiu um ponto de inflexão na já longa disputa entre os que sustentavam a ideia de um sistema geocéntrico, isto é, com a Terra no centro do universo, e a copernicana (ou sistema heliocéntrico, isto é, com o Sol no centro do Universo), na qual era bem mais fácil explicar o movimento e a própria existência dos satélites naturais de Júpiter.
Os quatro satélites principais são muito diferentes entre si. Ío, o mais interior, é um mundo vulcânico com uma superfície em constante renovação e aquecido por efeitos de maré provocados por Júpiter e Europa. Europa, o seguinte satélite, é um mundo gelado baixo o qual se especula a presença de oceanos líquidos de água e inclusive a presença de vida. Ganímedes, com um diâmetro de 5268 km, é o satélite maior de todo o sistema solar. Está composto por um núcleo de ferro coberto por um manto rocoso e de gelo. Calisto caracteriza-se por ser o corpo que apresenta maior quantidade de cráteres produzidos por impactos em todo o sistema solar.
| Nome | Diâmetro (km) | Massa (kg) | Rádio orbital médio rádio (km) | Período orbital |
|---|---|---|---|---|
| Ío | 3.643,2 | 8,94×1022 | 421.600 | 1,769138 dias |
| Europa | 3.122 | 4,8×1022 | 671.100 | 3,551181 dias |
| Ganímedes | 5.262 | 1,48×1023 | 1.070.400 | 7,154553 dias |
| Calisto | 4.821 | 1,08×1023 | 1.882.700 | 16,68902 dias |
Satélites menores
Além dos mencionados satélites galileanos, as diferentes sondas espaciais enviadas a Júpiter e observações desde a Terra têm ampliado o número total de satélites de Júpiter até 63. Estes satélites menores podem-se dividir em dois grupos:
- Grupo de Amaltea: são quatro satélites pequenos que giram em torno de Júpiter em órbitas internas às dos satélites galileanos. Este grupo está composto por (em ordem de distância) Metis, Adrastea, Amaltea e Tebe.
- Satélites irregulares: é um grupo numeroso de satélites em órbitas muito longínquas de Júpiter; de facto, estão tão longe deste que a gravidade do Sol distorsiona perceptivelmente suas órbitas. Com a excepção de Himalia , são satélites geralmente pequenos. A sua vez, este grupo pode-se dividir em dois, os progrados e retrógrados. A maioria destes objectos têm uma origem muito diferente ao dos satélites maiores sendo possivelmente corpos capturados e não formados em suas órbitas actuais. Outros podem ser os restos de impactos e fragmentações de corpos maiores anteriores. Membros deste grupo incluem a Aedea , Aitné, Ananké, Arce, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hegemone, Heliké, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Telxínoe, Temisto, Tione, Yocasta e outros 23 que não têm ainda nome definitivo.
Asteróides troyanos
Além de seus satélites, o campo gravitacional de Júpiter controla as órbitas de numerosos asteróides que se encontram situados nos pontos de Lagrange precedendo e seguindo a Júpiter em sua órbita ao redor do Sol. Estes asteróides denominam-se asteróides troyanos e dividem-se em corpos gregos e troyanos para comemorar a Ilíada. O primeiro destes asteróides em ser descoberto foi 588 Aquiles, por Max Wolf em 1906 . Na actualidade conhecem-se centos de asteróides troyanos. O maior de todos eles é o asteróide 624 Héctor.
Sistema de anéis
Júpiter possui um ténue sistema de anéis que foi descoberto pela sonda Voyager 1 em março de 1979 . O anel principal tem uns 6.400 km de largura, orbita o planeta a 122.800 km de distância do centro e tem uma espessura vertical inferior à dezena de quilómetros. Sua espessura óptica é tão reduzido que somente tem podido ser observado pelas sondas espaciais Voyager 1 e 2 e Galileo.
Os anéis têm três segmentos: o mais interno denominado halo (com forma de touro em vez de anel), o intermediário que se considera o principal por ser o mais brilhante e o exterior, mais ténue mas de maior tamanho. Os anéis parecem formados por pó em vez de gelo como os anéis de Saturno. O anel principal está composto provavelmente por material dos satélites Adrastea e Metis, este material vê-se arrastado pouco a pouco para Júpiter graças a sua forte gravidade. A sua vez vai-se repondo pelos impactos sobre estes satélites que se encontram na mesma órbita que o anel principal. Os satélites Amaltea e Tebas realizam uma tarefa similar, proveyendo de material ao anel exterior.
Formação de Júpiter
As teorias de formação do planeta são de dois tipos:
- formação a partir de um núcleo de gelos de uma massa em torno de 10 vezes a massa terrestre capaz de atrair e acumular o gás da nebulosa protosolar
- formação temporã por colapso gravitatorio directo como ocorreria no caso de uma estrela.
Ambos modelos têm envolvimentos muito diferentes para os modelos gerais de formação do Sistema Solar e dos sistemas de planetas extrasolares. Em ambos casos os modelos têm dificuldades para explicar o tamanho e massa total do planeta, sua distância orbital de 5 ua, que parece indicar que Júpiter não se deslocou substancialmente da região de formação, e a composição química de sua atmosfera, em particular de gases nobres, enriquecidos com respeito ao Sol. O estudo da estrutura interna de Júpiter, e em particular, a presença ou ausência de um núcleo interior permitiria distinguir ambas possibilidades.
As propriedades do interior do planeta podem explorar-se de maneira remota a partir das perturbaciones gravitatorias detectadas por uma sonda espacial próxima.
Actualmente existem propostas de missões espaciais para a próxima década que poderiam responder a estes interrogantes.
Impacto do cometa SL9
Em julho de 1994 o cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra a atmosfera de Júpiter. O cometa tinha sido disgregado pela acção da gravidade de Júpiter em 20/22 fragmentos em um passo anterior e próximo pelo planeta.
Numerosos observatórios realizaram campanhas intensivas de observação do planeta com motivo deste acontecimento único incluindo o telescópio espacial Hubble e a sonda Galileo que naquele momento se encontrava se acercando ainda ao planeta. Os impactos mostraram a formação de impressionantes bolas de fogo nos minutos posteriores à cada impacto de cuja análise se pôde deduzir a massa da cada um dos fragmentos do cometa. Os restos deixados na atmosfera observaram-se como nuvens negras em expansão durante semanas se propagando como ondas de choque. Suas propriedades permitiram analisar tanto propriedades do cometa como da atmosfera joviana e seu interior profundo por métodos análogos aos da sismología terrestre. Os restos do cometa puderam ser detectados durante vários anos na alta atmosfera do hemisfério Sur de Júpiter, presentes como partículas finas escuras e mediante uma maior concentração atmosférica de determinados compostos químicos contribuídos pelo cometa.
Estimou-se que Júpiter, devido a sua grande massa, perturba as regiões cometarias como a nuvem de Oort atraindo a maioria dos cometas que caem sobre o Sistema Solar interior. Não obstante, também os acerca sobre si mesmo pelo que é difícil estimar a importância que tem Júpiter na chegada de cometas à Terra.
Impactos recentes
No dia 19 de julho de 2009 Anthony Wesley, um astrónomo aficionado australiano anunciou a descoberta de uma mancha negra de um tamanho similar ao diâmetro da Lua que tinha aparecido na atmosfera de Júpiter na região subpolar sul. Esta mancha estava causada possivelmente por um impacto asteroidal ou cometario com o planeta. Cientistas do Laboratório de Propulsão (JPL) de Pasadena , confirmaram o impacto utilizando o telescópio IRTF (Infrared Telescope Facility) de NASA localizado na ilha hawaiana de Mauna Kea.[8]
O objecto causante do impacto, com um diâmetro estimado de uns 500 metros, provocou um aumento da temperatura nas capas altas da atmosfera joviana no lugar do impacto e uma grande nuvem de partículas de pó escuras que formam a mancha de impacto de grande extensão e que contínuo sendo observable durante vários meses de forma progressivamente mais ténue ao ser dispersados os restos do impacto pelos ventos da atmosfera de Júpiter. Pelo momento desconhece-se se o objecto que impactó com Júpiter era um asteróide ou um cometa. O impacto, descoberto por acaso, ocorreu 15 anos após o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9.
O 3 de junho de 2010, quase em um ano mais tarde, Anthony Wesley e Christopher Go (astrónomo aficionado de Filipinas) observaram simultaneamente o aparecimento de um intenso flash de luz em Júpiter em uma região muito localizada que se corresponde com o impacto de um corpo asteroidal ou cometario de menor tamanho que em 2009.[9] O flash, de uns poucos segundos de duração, produziu-se em latitudes equatoriais e pelo momento não parece ter deixado nenhum remanente de material observable na atmosfera joviana.
Exploração espacial de Júpiter
Júpiter tem sido visitado por várias missões espaciais de NASA desde 1973.
As missões Pioneer 10 e Pioneer 11 realizaram uma exploração preliminar com sobrevuelos do planeta. A sonda Pioneer 10 sobrevoou Júpiter pela primeira vez na história em dezembro de 1973. A sonda Pioneer 11 seguiu-lhe justo em um ano depois. Tomaram-se as primeiras fotos próximas de Júpiter e dos satélites galileanos, estudou-se sua atmosfera, detectou-se seu campo magnético e estudaram-se seus cintos de radiación.
As missões Voyager 1 e Voyager 2 visitaram Júpiter em 1979 revolucionando o conhecimento que se tinha do planeta e seus satélites e descobrindo também seu sistema de anéis. Descobriu-se que Ío tinha uma actividade vulcânica extraordinária e que Júpiter também possuía anéis.
Em 1995 a missão Galileo, que constava de uma sonda e um orbitador, iniciou uma missão de exploração do planeta de 7 anos. Ainda que a missão teve importantes problemas com a antena principal que retransmitia os dados à Terra, conseguiu enviar informações com uma qualidade sem precedentes sobre os satélites de Júpiter, descobrindo os oceanos subsuperficiales da Europa e vários exemplos de vulcanismo activo em Ío. A missão concluiu lançando ao orbitador contra o próprio planeta para evitar uma colisão futura com Europa que pudesse contaminar seus gelos.
Em dezembro de 2000 a missão espacial Cassini/Huygens realizou um sobrevoo longínquo em sua viagem com destino a Saturno obtendo um conjunto de dados comparável em quantidade aos sobrevuelos realizados pelas Voyager mas com uma qualidade das observações melhor. No final de fevereiro de 2007 o planeta Júpiter foi visitado pela sonda New Horizons em sua viagem a Plutão .
Estão em estudo missões dedicadas à observação de Júpiter e seu satélite Europa por parte das agências espaciais NASA e ESSA.
Desaparecimento do cinto subecuatorial
No final de Abril de 2010, diferentes astrónomos aficionados advertiram que Júpiter tinha alterado a cor do cinto subecuatorial, tradicionalmente escuro, aparecendo a parte sul completamente branca e muito homogénea.[10] O fenómeno tinha ocorrido quando Júpiter estava em oposição com o Sol e portanto inobservable desde a Terra. Baralham-se várias hipóteses para explicar esta mudança, a considerada mais provável é uma mudança na coloración das nuvens sem mudanças substanciais na altura ou quantidade de partículas que as formam. Este fenómeno de desaparecimento aparente de uma banda ocorre de maneira semi cíclica em Júpiter tendo-se observado anteriormente em várias ocasiões, em particular no ano 1993 quando foi estudado em detalhe.
Veja-se também
Referências
- ↑ Guillot, T. (1999). «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn». Planetary and Space Science 47 (10-11). 1183-1200. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1183G.
- ↑ Atreya, S., Wong, A. (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes». Space Science Reviews 116. 121–136. http://www-pessoal.umich.edu/atreya/Chapters/2005_JovianCloud_Multiprobes.pdf.
- ↑ Youssef, A. e Marcus, P. S. (2003). «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger». Icarus 162. 74-93. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..162...74E.
- ↑ Simon-Miller, A. A.; Chanover, N. J.; Orton, G. S.; Sussman, M.; Tsavaris, I. G. e Karkoschka, E. (2006). «Jupiter's White Oval turns rede». Icarus 185. 558-562. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..558S.
- ↑ As últimas simulações de computador duplicam o tamanho do núcleo de Júpiter
- ↑ NOTE: New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models
- ↑ Dennis Overbye (2009-07-24) (em Inglês). Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’. New York Times. http://www.nytimes.com/2009/07/25/science/space/25hubble.html?ref=science. Consultado o 2009-07-25.
- ↑ Novo "bombardeio" em Júpiter
- ↑ "Another impact on Jupiter". Astronomy Magazine on-line.
- ↑ Desaparecimento da Banda Equatorial Sur
- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen e A. Chaikin, Cambridge University Press e Sky Publishing Corporation, ISBN 0-933346-86-7 (1999).
- The Giant Planet Jupiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0-521-41008-8 (1995).
- Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Ed. F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Cambridge University Press (2004).
- Worlds in the Sky, W. Sheehan, University of Arizona Press, (1992).
- O Novo Sistema Solar. Investigação e Ciência (Imprensa Científica SA) ISBN 84-7593-005-0
- Clarke, Arthur C. (1989). 2061: Odyssey Three, Do Rei. ISBN 0-345-35879-1.
Enlaces externos
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- Solar Views Vistas do Sistema Solar
- Júpiter: dados do site da Associação Larense de Astronomia (ALDA)
- Fantástico Sobrevoo Sobre Júpiter
- Júpiter Actividade educativa: o Sistema Solar
- Resumem dos resultados da missão Galileo a Júpiter
- British Astronomical Association
- Arquivos com os genuinos sons de Júpiter (março de 2004)
Modelo:ORDENAR:Jupiter (planeta)
mwl:Júpiter (planeta)
