Júpiter

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa e é o quinto mais próximo do Sol. Possuir menos de um milésimo da massa solar, contudo tem 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto.

Júpiter é obsevável a olho nu, sendo no geral o quarto objeto mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e Vénus. Por vezes, Marte aparenta ser mais brilhante do que Júpiter. O planeta era conhecido por astrónomos de tempos antigos e era associado com as crenças mitológicas e religiosas de várias culturas. Os romanos batizaram o planeta de Júpiter, um deus da sua mitologia.


Ao longo dos últimos anos, várias sondas espaciais visitaram Júpiter, todas elas de origem americana. 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 galileu entrou em órbita de Júpiter em 1995, enviando uma sonda através da atmosfera de Júpiter no mesmo ano e conduzindo múltiplas aproximaçôes com os satélites em Júpiter em 1994, possibilitando a observação direta desde evento. Outras missões incluem Ulysses, Cassini-Huygens e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar a sua velocidade e ajustar a a sua direção aos sesu respectivos objetivos. um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que potencialmente possui um oceano líquido.

A sua velocidade média orbital é de 13,07 m/s e a inclinação do plano da sua órbita em relação à eclíptica é de 1º 18´ e 28´´. A massa de Júpiter, conhecida com bastante precisão a partir das órbitas dos seus satélites naturais, é de 1,899 x10²⁷ kg, isto é, cerca de 317,82 vezes a da Terra e cerca de 2,5 vezes a soma das massas de todos os outros planetas do Sistema Solar. Pelo facto de a sua superfície se encontrar coberta de camadas de nuvens, só muito recentemente, graças às sondas espaciais, foi possível determinar com precisão o valor das suas dimensões. O diâmetro equatorial médio de Júpiter é de 142 984 km, ou seja, 11,2 vezes o da Terra. A densidade média deste planeta é de 1,33 g/cm³, o que implica que o seu volume seja 1316 vezes maior do que o da Terra.
A rotação de Júpiter varia com a latitude - encontramo-nos, na verdade, em presença de uma massa fluida -, mas, em vez de aumentar progressivamente do equador para os polos, como no caso do Sol, apresenta saltos bruscos. A zona equatorial, que se estende entre as latitudes -10º e 10º, forma o que se chama o Sistema I e o resto do planeta constitui o Sistema II. Nenhum dos dois roda de maneira uniforme, tendo-lhes, por isso, sido atribuídos períodos de rotação padrão: 9 h 50 min 30 s para o Sistema I e 9 h 55 min 49,1 s para o Sistema II. O estudo das emissões radioelétricas de Júpiter conduziu à definição do Sistema III, cujo período de rotação é de 9 h 55 min 29,8 s.
Na atmosfera de Júpiter encontram-se moléculas de metano (CH₄) e amoníaco (NH₃), embora os principais constituintes sejam o hidrogénio molecular (H₂) e o hélio (He). Com a ajuda da sonda Pioneer 10, em 1973 foi possível determinar com precisão a composição da atmosfera deste planeta: 82% de hidrogénio, 17% de hélio e 1% de outros elementos, composição muito próxima da que se atribui à nebulosa primitiva que teria dado origem ao Sistema Solar. A sonda Voyager I detetou a presença de pequenas quantidades de vapor de água em Júpiter. A temperatura à superfície é de -148 ºC. De uma maneira geral, toda a atmosfera do planeta está submetida a intensos ventos ciclónicos que, na zona equatorial, atingem velocidades superiores a 100 km/h.
 
A baixa densidade de Júpiter (1,33 g/cm³) leva-nos a concluir que este planeta terá uma composição muito diferente da dos planetas telúricos.
Sabe-se que Júpiter é, essencialmente, constituído por hidrogénio e hélio, pois estes dois elementos são os únicos que permitem justificar a densidade registada nas condições de pressão e temperatura existentes no interior do planeta. 

LUA DE JÚPITER 
 

LO
 
Io pode ser classificado como uma das mais incomuns luas em nosso sistema solar. O vulcanismo ativo em Io foi a maior e inexperada descoberta em Júpiter. Foi a primeira vez que vulcões ativos foram vistos em outro corpo no sistema solar. As Voyagers observaram a erupção em conjunto de nove vulcões em Io. Há evidência de que outras erupções ocorreram entre os encontros Voyager. A fumaça dos vulcões estendem-se a mais de 300 quilômetros (190 milhas) acima da superfície, com material sendo ejetado a velocidades de um quilômetro (0,6 milhas) por segundo.
Os vulcões de Io devem-se aparentemente ao aquecimento do satélite por oscilação das marés. Io é perturbado em sua órbita por Europa e Ganimedes, dois outros grandes satélites vizinhos, e puxado de volta para sua órbita regular por Júpiter. Este cabo-de-guerra resulta em protuberâncias de marés tão grandes quanto 100 metros (330 pés) na superfície de Io.
A temperatura na superfície de Io é cerca de -143° C (-230° F); entretanto, em um grande ponto quente, associado com uma formação vulcânica, mediu-se cerca de 17° C (60° F). Cientistas acreditam que o ponto quente pode ser um lago de lava, apesar de a temperatura indicar que a superfície não está derretida. Esta formação relembra os lagos de lava na Terra.
Io é composto principalmente de material rochoso com muito pouco ferro. Io está localizado dentro de um intenso cinto de radiação de elétrons e íons capturados pelo campo magnético de Júpiter. Conforme a magnetosfera gira com Júpiter, ela varre Io e extrai cerca de 1.000 quilos (1 tonelada) de matéria, por segundo. A matéria forma uma nuvem toróidal de íons, que brilham no ultravioleta. Os íons pesados deste toróide migram para fora, e sua pressão infla a magnetosfera Jupiteriana para mais que o dobro do tamanho esperado. Alguns dos mais energéticos íons de enxofre e oxigênio caem pelo campo magnético na atmosfera do planeta, provocando auroras.
Io age como um gerador elétrico conforme move-se através do campo magnético de Júpiter, desenvolvendo 400.000 volts entre seus extremos em diâmetro, gerando uma corrente elétrica de 3 milhões de amperes, que flui pelo campo magnético até a ionosfera do planeta.

LUA EUROPA


A Europa tem aproximadamente as mesmas dimensões da "nossa" lua, apresentando no entanto uma superfície mais suave, com menos crateras e montes. Supõe-se que há oceanos sob a superfície gelada. Para testar a hipótese da existência de vida nestes mares, as agências espaciais dos EUA e da Europa iniciaram o desenvolvimento preliminar de uma missão àquele satélite.

Cientistas detectaram produtos químicos na superfície congelada da lua Europa que só pode ser proveniente do oceano de água líquida submerso.

“Nós agora temos evidências que o oceano submerso de Europa não está isolado, e sim mantém “contato” direto com a superfície da lua”, disse o autor estudo o autor Mike Brown, do Instituto de Tecnologia da Califórnia.

Brown e o co-autor do estudo, Kevin Hand, estudaram a superfície da lua Europa com o poderoso telescópio Keck II, no Havaí, que ostenta uma óptica adaptativa que permite compensar o desfoque causado pela atmosfera da Terra.

Europa mantém sempre uma mesma face voltada para o planeta Júpiter, e o Keck detectou um estranho sinal do lado de trás da lua, que nenhum outro instrumento havia visto anteriormente.

Após muitas análises e cálculos, os pesquisadores determinaram que o sinal espectroscópico havia sido emitido por sal de sulfato de magnésio, denominado epsomite. Esse sulfato é proveniente do oceano líquido submerso, localizado abaixo de uma camada de gelo.

ATMOSFERA E CLIMA

Observações recentes feitas pelo Telescópio Espacial Hubble revelam que Europa tem uma atmosfera ténue (1 micropascal de pressão atmosférica à superfície) composta de oxigénio.

De entre todas as luas do sistema solar, só seis têm atmosfera: Io, Calisto, Encélado, Ganímedes, Titã e Tritão. Ao contrário do oxigénio da atmosfera terrestre, o oxigénio em Europa não deve ter origem biológica. É provavelmente gerado pela luz do sol e partículas carregadas que atingem a superfície gelada produzindo vapor de água que subsequentemente se divide em hidrogénio e oxigénio. O hidrogénio escapa à gravidade de Europa por causa da sua massa atómica muito pequena, deixando para trás o oxigénio.

Em algumas áreas conseguiu-se observar uma espécie de nuvem, talvez névoa de gotas de amónia. A temperatura à superfície de Europa é de -163°C graus no equador e de apenas -223°C graus nos pólos.

LUA GANIMEDES

 

Ganimedes é a maior lua de Júpiter e é a maior em nosso sistema solar, com um diâmetro de 5.262 km (3.280 miles). Se Ganimedes orbitasse o Sol no lugar de Júpiter, poderia ser classificado como um planeta. Como Calisto, Ganimedes é provavelmente composto de um núcleo rochoso com um manto de água/gelo e uma crosta de rocha e gelo. Sua baixa densidade, de 1,94 g/cm³, indica que o núcleo ocupa cerca de 50% do diâmetro do satélite. O manto de Ganimedes é provavelmente composto de gelo e silicatos, e sua crosta é provavelmente uma grossa camada de água congelada.
Ganimedes não possui atmosfera conhecida, mas recentemente o Telescópio Espacial Hubble detectou ozônio em sua superfície. O total de ozônio é pequeno se comparado com a Terra. Ele é produzido quando partículas carregadas capturadas no campo magnético de Júpiter chovem na superfície de Ganimedes. Conforme as partículas carregadas penetram na superfície gelada, partículas de água são rompidas, levando à produção de ozônio. Este processo químico indica que Ganimedes provavelmente tem uma tênue e fina atmosfera de oxigênio tal qual detectada em Europa.
Ganimedes tem tido uma complexa história geológica. Tem montanhas, vales, crateras e fluxos de lava. Ganimedes é manchada tanto por regiões escuras quanto claras. Ele é extremamente cheio de crateras, especialmente nas regiões escuras, implicando uma origem antiga. As regiões brilhantes mostram um diferente tipo de terreno - um que é entalhado com gargandas e cordilheiras. Estas formações constituem complexos padrões e tem um relevo vertical de poucas centenas de metros e estendem-se por milhares de quilômetros. As formações entalhadas foram aparentemente formadas mais recentemente que a da área escura, cheia de crateras, por causa da tensão dos processos tectônicos globais. A verdadeira razão é desconhecida; entretanto, a expansão local da crosta parece ter realmente ocorrido, fazendo com que a crosta cisalhasse e separasse.

• O Ganimedes é o sétimo e o maior dos satélites conhecidos de Júpiter:
  • Distância em relação à Júpiter: 1.070.000 Km.
  • Diâmetro: 5262 Km.
  • Massa: 1.48 x 10e23 Kg.
  Ganimedes é a terceira das luas de Galilean.
• Ganimedes foi um garoto Troiano de grande beleza, a quem Zeus levou para servir vinhos aos deuses.
• Foi descoberto por Galileu e Marius em 1610.
• Ganimedes é o maior satélite do sistema solar. Seu diâmetro é maior que o diâmetro de Mercúrio, mas tem somente a metade de sua massa. O Ganimedes é muito maior que Plutão.
• O Ganimedes e o Calisto parecem ser compostos de núcleos rochosos cercados por um enorme manto de água ou água gelada com uma superfície de gelo. O Titan e Triton são similares.
• A superfície de Ganimedes é uma mistura de dois tipos de terrenos: muito velho, regiões escuras com muitas crateras, e de algumas regiões jovens mais claras, marcadas (mas ainda antigo) com uma forma extensa de sulcos e cadeias de montanhas. Suas origens são claramente de natureza teutônica, mas os detalhes são desconhecidos. Por causa disto, o Ganimedes pode parecer mais com a Terra do que com Vênus ou Marte.
• Sulcos e cadeias de montanhas similares são vistos em Enceladus, Miranda e Ariel. As regiões escuras são similares à superfície de Calisto.
• Extensas crateras são vistas em ambos os tipos de terreno. A densidade das crateras indica uma idade de 3 a 3,5 bilhões de anos, similar à Lua. As crateras são revestidas e cortadas pelos sistemas de cadeias de montanhas indicando que essas cadeias de montanhas são antigas também.
• Diferente da Lua, entretanto, as crateras são rasas, faltando as montanhas de anéis e as depressões centrais comum às crateras da Lua e Mercúrio. Isto provavelmente se deve à natureza relativamente fraca da crosta gelada de Ganimedes, a qual pode transbordar o tempo geológico e assim suavizar o relevo. 

LUA CALISTO 

Calisto era uma ninfa, amante de Zeus e odiada por Hera. Hera transformou-a em ursa e Zeus colocou-a no céu como a constelação da Ursa Maior.
Descoberto por Galileu e Marius em 1610. Calisto é um pouco mais pequeno que Mercúrio mas tem apenas um terço da sua massa.

 
As maiores crateras estão rodeadas por uma série de anéis concêntricos que se parecem com grandes fendas mas que têm sido suavizadas com o passar do tempo devido ao lento movimento do gelo. A maior das crateras chama-se Valhalla. Com quase 3000 km de diâmetro, Valhalla é um exemplo dramático de uma bacia com anéis múltiplos, o resultado de um impacto massivo. Outros exemplos são o Mar Oriental na Lua e a Bacia Caloris em Mercúrio.

Tal como Ganimedes, as antigas crateras de Calisto colapsaram. Falta-lhes as altas montanhas anulares, os raios radiais e as depressões centrais comuns às crateras da Lua e de Mercúrio. Imagens de alta-resolução da Galileu mostram que, pelo menos nalgumas áreas, algumas pequenas crateras foram completamente "apagadas". Isto sugere que alguns processos têm actuado mais recentemente, mesmo que lentamente. Outra característica interessante é Gipul Catena, uma longa série de crateras de impacto alinhadas num linha recta. Foi provavelmente causada por um objecto que foi desfeito através das forças das marés à medida que passava perto de Júpiter (tal como o cometa Shoemaker-Levy 9) e que colidiu com Calisto. Calisto tem uma ténue atmosfera composta de dióxido de carbono. A sonda Galileu encontrou provas de um fraco campo magnético que indicam alguma forma de fluído salgado por baixo da superfície.