LUAS DO PLANETA URANO

As cinco maiores luas de Urano foram descobertas entre 1787 e 1848 e são conhecidas como as grandes luas de Urano. A missão Voyager detectou mais dez satélites entre 1985 e 1986 e outras foram descobertas recentemente, elevando o número de satélites naturais para 27.

Sabe-se que compõem um sistema regular como o de Júpiter e Saturno, com órbitas quase circular e pouco inclinadas em relação ao plano equatorial.
Os quatro maiores deles, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon, tem diâmetros entre 1.100 e 1.600 km e devido ao baixo índice de reflexão verificado são constituídos de gelo sobre a superfície.
Alguns astrônomos acreditam que esse gelo esteja contaminado com uma substância escura, porém não indentificada.
O quinto satélite conhecido é Miranda e tem 400 km de diâmetro. Miranda e foi o satélite observado mais de perto pela Voyager II e apresenta uma superfície coberta de vales, crateras e montanhas que comprovam atividades geológicas no passado. Foi descoberto em 1948 pelo astrônomo Gerald Kuiper, Os picos mais elevados de Miranda chegam a mais de 15 mil metros de altitude.

Literatura
Os nomes dos satélites de Urano foram tirados de personagens das várias peças de William Shakespeare e também das obras de Alexander Pope.
Veja alguns nomes:

Oberon (Sonho de uma noite de verão de Shakespeare)

Titânia (Sonho de uma noite de verão, de Shakespeare)

Umbriel (The Rape of the lock, de Alexander Pope)

Ariel (A Tempestade, de Shakespeare)

Miranda (A Tempestade, de Shakespeare)

Puck (Sonho de uma noite de verão, de Shakespeare)

Pórcia (O Mercador de Veneza, de Shakespeare)

Julieta (Romeu e Julieta, de Shakespeare)

Créssida (Troilo e Créssida, de Shakespeare)

Rosalinda (Como lhe aprouver - As You Like It, de Shakespeare)

Belinda (Rape of the lock, de Pope)

Desdémona (Otelo, de Shakespeare)

Cordélia (Rei Lear, de Shakespeare)

Ofélia (Hamlet, de Shakespeare)

Bianca (A fera amansada - Taming of the Shrew - de Shakespeare).

Sycorax Foto: Foto: Lua Miranda, de 400 km de diâmetro, registrada pela Voyager 2 em 1986. Crédito: Nasa.



PLANETA URANO

Rotação: 17 horas 52 minutos

Translação: 84 anos

Diâmetro: 51118 km

Temperatura: -193 C

Gravidade: 7.77 m/s^2

Luas: 27 confirmadas

Composição da atmosfera: Helio, metano e Hidrogênio

Urano foi descoberto em 1781 por Willian Herschel (1738-1822), quando recebeu o nome de Georgium Sidus, em homenagem ao rei Jorge III do Reino Unido. Somente em 1850 foi rebatizado de Urano, de acordo com a tradição de dar aos planetas, nome de deuses.
Urano é o sétimo planeta mais distante do Sol e situa-se entre as órbitas de Saturno e Netuno e tem pelo menos 27 satélites conhecidos.
Seu seu diâmetro é de cerca de 51 mil km, isto é, 4 vezes maior que a Terra.
Umas das mais interessantes características de Urano é sua inclinação axial, próxima a 90º, ou seja, Urano praticamente rotaciona "deitado".
Suas regiões equatoriais são tenuamente expostas à luz e energia solar e o que permanece incógnito é o fato da temperatura destas regiões não serem menores do que as temperaturas registradas nos pólos, já que estes estariam mais sujeitos à radiação solar. Acredita-se que haja algum tipo de geração de calor e que a dinâmica da atmosfera promova de alguma forma o aquecimento das regiões equatoriais, mas até o momento não há consenso entre os cientistas.

Atmosfera
Se comparada aos outros planetas gasosos (ou jovianos), a astmosfera superior de Urano é muito calma. A análise de imagens mostrou que as variações de cor não ultrapassam 5%, e especificamente a região verde do espectro visível é provavelmente causada pela absorção seletiva da luz solar por parte do metano presente em sua atmosfera.
Como a inclinação do eixo de rotação chega a 82.5 graus, apenas uma parte do planeta é iluminada enquanto a outra passa por períodos de até 42 anos na escuridão. Esse fenômeno é único no sistema solar, provocando no planeta profundas mudanças de circulação atmosférica.

Superfície
Mesmo sendo um planeta gasoso, sua massa é pequena quando comparada ao gigante Júpiter. No entanto, o estudo dos dados enviados pela sonda Voyager II mostraram que o núcleo de Urano é mais denso e de composição muito diferente quando comparado a Júpiter e Saturno.
Urano apresenta ainda quantidades relativas de gelo, carbono, oxigênio, silício, nitrogênio e ferro, no lugar da predominância do hidrogênio e hélio encontrada em Saturno e Júpiter.
Os modelos sobre a estrutura interna são bem confiáveis e mostram que tanto Urano como Netuno possuem núcleos constituidos de silício, ferro e outros elementos pesados em menor quantidade.

Campo Magnético
Durante a passagem por Urano, a Voyager II detectou um campo magnético inclinado 58 graus com o eixo de rotação, mas que não passava pelo centro do mesmo.
Os astronômos pensaram que se tratava do único caso no Sistema Solar e que talvez por coincidência a sonda tivesse passado pelo planeta no exato momento de inversão desse campo, a exemplo do que já ocorreu na Terra.
Porém quando a sonda Voyager II passou por Netuno em 1989, essa situação deixou de ser um mero acaso, já que Netuno também tinha o campo magnético muito parecido, inclusive inclinado próximo de 50 graus e também deslocado do centro da metade do raio.

Explicando
Uma das teorias usadas para explicar a formação desse campo é a das correntes elétricas no interior do planeta.
Na Terra, os movimentos do fluido de níquel e ferro derretidos no núcleo geram as correntes elétricas, que por sua vêz geram o campo magnético. Já em Júpiter e Saturno, o hidrogênio em sua forma metálica é quem conduz a corrente elétrica, gerando o campo magnético.
Quando se trata de Urano e Netuno, há uma quantidade maior de gelo e também menos hidrogênio do que em Júpiter, por isso é possível que os núcleos desses dois planetas sejam relativamente isolantes.
No entanto, um dínamo elétrico parece operar no interior desses planetas, só que ao redor do núcleo e não no interior. Isso explica o fato de o campo não passar pelo centro do planeta.
Porém a explicação de como isso ocorre é provavelmente a complexa interação entre os fluidos do interior dos dois planetas aliado às suas rotações.
O modelos de estrutura interna indicam a presença, embora pequena, de ferro, silício e outros elementos que formam uma substância rochosa com propriedades físicas diferentes das conhecidas em rochas comuns.

Satélites NaturaisAs cinco maiores luas de Urano foram descobertas entre 1787 e 1848 e são conhecidas como as grandes luas de Urano. A missão Voyager detectou mais dez satélites entre 1985 e 1986 e outras foram descobertas recentemente, elevando o número de satélites naturais para 27.

Anéis de UranoOs anéis de Urano foram descobertos somente em 1977, por ocultação de uma estrela, usando-se numa série de fotos para análise da atmosfera uraniana.

Os anéis localizam-se na parte interna das órbitas dos satélites. Possuem muitas divisões, são opacos e bastante estreitos, com menos de cem quilômetros quilômetros no sentido radial.
Até onde se sabe, são formado de gêlo e partículas escuras que não refletem mais que que 5% da luz incidente.
Sua origem também é incerta, mas acredita-se que sua formação se deu devido a choques de pequenos satélites, mas a escassez de dados ainda não permite formular hipóteses mais concretas.
Fotos: No topo, planeta Urano registrado pela sonda americana Voyager 2 no dia 10 de janeiro de 1986, a uma distância de 18 milhões de quiômetros. Acima, Urano e seus anéis, visto pelo telescópio espacial Hubble em 24 de julho de 2005. Crédito: Nasa/Hubble Space Telescope.







AS LUAS DE SATURNO

Assim como Júpiter, Saturno também é o centro de um mini-sistema solar, só que com 49 satélites confirmados.

Entre os satélites está Titã, o maior de Saturno e o segundo do Sistema Solar (o primeiro é Ganimedes, que orbita Júpiter). Os demais são conhecidos como satélites gelados.

Essa classificação é devido às suas densidades próxima a da água e o alto índice de reflexão que é característico do gelo.

Os satélites podem podem ser classificados em dois grupos: os regulares e os irregulares.
Os regulares tem órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco inclinadas em relação ao plano do esquador. São eles: Mimas, Enceladus, Tébis, Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maior excentricidades e inclinação orbital, que são: Hipérion e Jápeto e Febe, a lua retrógrada.

Depois desses nove satélites, as sondas registraram diversas luas pequenas e não esféricas. Predominantemente constituidas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.

Titã 

Titã tem diâmetro médio de 5400 km se considerarmos sua densa atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema solar, porém o diâmento real é 5140 km. Anteriormente Titã era considerado o maior dos satélites, mas perdeu seu posto devido ao reconhecimento feito pelas sondas.

Sua densidade média é de 1.9 g/cm3, que sugere um núcleo rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15.94 dias, sendo que sua órbita está sobre o plano equatorial.

A densidade de sua atmosfera, de 4.6 vezes a terrestre, impede a sondagem de sua superfície, tão misteriosa quanto a de Vênus.

A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões e acredita-se que seja composta por 80% de nitrogênio (N2), chegando a 99% na alta atmosfera. É provavel que o argônio correesponda a 12% dessa atmosfera, mas como os gases nobres são de difícil detecção, essa porcentagem é respaldada apenas na teoria.

Além do argônio, foi detectado a presença de metano, hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno,cianureto, diacetileno e metacetileno, todos em ordem decrescente de proporção.

Essa grande variedade de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras, por isso acredita-se que esse agrupamento forme partículas sólidas que se preciptam no solo formando um grossa camada sobre a superfície, podendo chegar algumas centenas de metros.

Titã tem uma grande excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno. Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações em seus componentes atmosféricos dando origem a fenômenos, mas deles explicado satisfatoriamente.











OS ANÉIS DE SATURNO

As observações dos anéis de Saturno feitas da Terra dependem da posição de Saturno com relação à Terra, pois devido à inclinação da órbita da Terra e Saturno com o plano da eclíptica, os anéis podem ser vistos como um disco com o planeta no centro ou podem ser vistos como dois braços de Saturno.

Em 1675 Jean Dominique Cassini (1625-1712) descobriu que havia uma vazio no anel como um todo. Esse vazio ficou conhecido como Divisão de Cassini, sendo a maior divisão dos anéis.

Em 1837 Encke também descobriu uma outra divisão que levou seu nome.

Com a melhoria dos instrumentos ópticos outras divisões foram descobertas, até que os levantamentos feitos pelas sondas Voyagers mostraram o quanto era precário o conhecimento sobre esses anéis.

Os anéis de Saturno são constituídos essencialmente por uma mistura de gelo, poeiras e material rochoso e embora possam atingir algumas centenas de milhares de quilômetros de diâmetro, não ultrapassam 1.5 km de espessura.

A origem dos anéis é desconhecida. Inicialmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos planetas há cerca de 4 bilhões de anos, mas estudos recentes indicam que sejam mais novos, tendo apenas algumas centenas de milhões de anos.
Uma das teorias aponta para um cometa que tenha se desintegrado devido a forças de maré quando passava perto de Saturno. Outra possibilidade é o choque de um cometa com uma das lua do plnaeta, desintegrando-se.

Descobertas recentes, feitas pela sonda Cassini-Huygens , indicam a existência de uma atmosfera independente em torno dos anéis, constituída essencialmente de oxigênio molecular.

Conheça os anéisNa região mais próxima de Saturno está o anel D, caracterizado por um brilho muito fraco, com largura que varia de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros.

Apesar de serem anunciados antes da chegada das sondas ao local, sua observação da Terra é duvidosa pois sua reflexão está no limite de resolução dos telescópios.

Em seguida a este anel aparece a borda interna do anel C, onde ocorre um significativo aumento de luminosidade, apesar de ser formado por muitas faixas e ser bem transparente. As medições de luz difusa confirmaram a hipótese de que o anel C é formado por poucas partículas.

Baseando-se no aumento da luminosidade, há um limite bastante claro na divisão dos anéis C e B, onde se observa um grande aumento de brilho e na opacidade do material, o que revela um número muito maior de partículas.

Nos anéis B as partículas parecem orbitar ao redor de Saturno em pequenos grupos em forma de cunha, medindo 10 mil km de comprimento por 2 mil km de largura. Os anéis B terminam no limite interno da divisão de Cassini.

O anel A começa com brilho igual ao do anel B e decresce gradativamente até a divisão de Encke. Na parte externa a divisão de Encke há um aumento no brilho de 25% e na parte mais externa ainda há um aumento de 50% na luminosidade, porém é uma faixa muito estreita. Acredita-se que esse aumento de luminosidade é provocado pelo confinamento de matéria provinda do pequeno satélite 1980 S2.

É importante citar que não são quatro anéis que existem em Saturno e sim quatro grandes grupos de anéis, onde se observa milhares de divisões entre eles.

Não existe nenhuma diferenciação típica para as partículas que compõem os anéis, devido aos frequentes choques entre eles.Assim, as partículas podem assumir muitas ordens de grandeza.



Fotos: No topo, cena panorâmica mostra os aneís de Saturno, como vistos pela Sonda Cassini-Huygens. Crédito: Nasa/ESA/WikiMedia Commons.



PLANETA SATURNO

Rotação: 10h39m26s

Translação: 29 anos, 167 dias e 6.7 horas

Diâmetro: 120536 km

Temperatura: -125 C

Gravidade: 9.05 m/s^2

Luas: 49 confirmadas até 2006

Composição da atmosfera: Helio e Hidrogênio

Localizado entre Júpiter e Urano, Saturno é o último dos planetas visíveis a olho nú e portanto dos planetas conhecidos na antiguidade.

Mesmo sendo o segundo maior planeta do sistema solar, somente a partir do final da década de 70, através das sondas Pionner XI e Voyager I e II é que se se obteve informacões de algum valor a seu respeito.

Tem um grande número de satélites, dos quais 18 têm nomes. Está cercado por um complexo de anéis concêntricos, composto por dezenas de anéis individuais separados por intervalos, estando o mais externo situado entre 180 mil e 400 mil km do centro do planeta.

Atmosfera
A composição de Saturno é parecida com a do Sol e também de Júpiter, mas suas faixas têm contrastes mais atenuados do que este. Isto deve-se principalmente às temperaturas mais baixas em sua atmosfera.

Em Saturno os movimentos atmosféricos são bem rápidos e os ventos atingem a velocidade de 1800 km/h.

Nuvens de Amônia congelada proporcionam o tom esbranquiçado predominante em sua atmosfera. As colorações marrons podem ser nuvens de hidrosulfeto de amônia (NH4 HS) e os pouquíssimos locais azulados são cristais de gelo.

Somente através das aberturas profundas em sua atmosfera, proporcionadas pelos furacões, é que se pode ver as regiões mais internas do planeta.

Com exceção do hélio, a composição atmosférica é semelhante e proporcional a do Sol, predominando o helio. Em quantidades bem menores estão presentes gases nobres como neônio e argônio, mais a presença de metano, amoníaco, ozônio e anidrido sulfuroso. Também existem sinais de fosfina e propano, os mesmos corantes presentes na atmosfera de Júpiter.

Superfície
A estrutura interna de Saturno também é parecida com a de Júpiter, porém supõem-se que seu núcleo seja composto de óxido de magnésio, óxido de silício, sulfeto e óxido de ferro, onde está 25% da massa total (que é de 95 vezes a terrestres), mas ocupando apenas 20% do raio planetário.

A parte compreendida entre 20% e 50% desse raio supõem-se ser ocupada por hidrogênio líquido metálico a uma temperatura entre 20 mil e 40 mil graus Kelvin. Acima disso está o envólucro de hélio e hidrogênio ainda em estado líquido, podendo chegar a supefície do planeta ainda nesse estado, dai por diante ao estado gasoso e formando a atmosfera.

Assim como Júpiter, Saturno envia ao espaço duas ou três vezes mais energia do que recebe do Sol.

Campo magnético
A magnetosfera de Saturno é das mais complicadas de todo o sistema solar, devido ao grande número de partículas dos anéis e a influencia de seus grandes satélites.

O eixo magnético está inclinado 0.7 grau com o eixo de rotação e o campo mede 0.21 Gauss, sendo que nos pontos de maior intensidade não chega a metade do valor do campo terrestre. Apesar disso a magnetosfera (espaço ao redor do planeta, onde o campo é dominante), tem grandes dimensões.

Na direção do Sol a magnetosfera atinge 1.4 milhões de km e no lado oposto atinge 4.82 milhões de km. Na presença desse campo ocorre a captura de partículas carregadas, que formam uma camada de plasma ao redor do planeta. Essa camada tem baixíssima densidade, porém é muito espessa.

Sondagens realizadas pelas sondas Voyagers demonstraram que o campo magnético faz uma rotação completa em 10h39min26s, que é o tempo mais provavel para a rotação do planeta, pois acredita-se que o campo magnético seja solidário com o interior do planeta.

Observando Saturno
Saturno é o último dos planetas que se pode observar sem auxílio de instrumentos.

As observações dos anéis de Saturno feitas da Terra dependem da posição entre os dois planetas, já que devido à inclinação das órbitas da Terra e de Saturno os anéis podem ser vistos como um disco com o planeta no centro ou como dois braços de Saturno.

Em 1675 Giovanni Cassini (1625-1712) descobriu que havia um vazio no conjunto de anéis. Esse vazio ficou conhecido como Divisão de Cassini, sendo a maior das divisões entre os anéis.

Conheça os anéis de Saturno | Conheça as luas de Saturno | Sonda Huygens

Foto: Magnífica foto captada pela sonda norte-americana Voyager 2, obtida em 4 de agosto de 1981 quando a sonda se encontrava a 21 milhões e quilômetros do gigante gasoso. Três luas geladas são evidentes: a parti da esquerda vemos Tethys, de 1050 km de diâmetro, Dione, de 1120 km e Rhea, com 1530 km. A sombra de Tethys é claramente visível no hemisfério Sul do planeta. Crédito: NASA/Jet Propulsion Laboratory.



LUAS DE JÚPITER

Muitas Luas

A gigantesca dimensões do planeta Júpiter e as diversas luas que giram ao seu redor lembram um sistema solar em miniatura.
 

Em 15 de Maio de 2003, Scott Sheppard publicou na revista científica Nature a descoberta de mais 23 novos satélites, o que aumentou o total de satélites conhecidos para 61. Atualmente (2009), Júpiter tem 63 satélites conhecidos. Os principais são as lua de Galileu: Io, Europa, Ganimedes e Calisto.

Io

Io

O mais internos deles, faz uma revolução completa ao redor de Júpiter em 42 horas e tem dimensões próximas a da nossa Lua.

As imagens transmitidas pelas sondas exibem um grande número de centros vulcânicos em atividade (os primeiros encontrados fora da Terra), fazendo de Io um dos objetos mais ativos do sistema solar. Isto deve-se a sua grande proximidade com Júpiter, caso contrário seria tão inativo quanto a Lua.

Não se detectou crateras de impacto em sua superfície, apesar da grande atividade de meteoritos em sua região. Isso revela que Io tem uma superfície recente e bastante dinâmica, capaz de modificar-se com rapidez.

As estruturas dominantes de sua superfície são as vulcânicas que geralmente são rodeadas por manchas escuras com algumas dezenas de quilômetros.
Nas regiões polares os sistemas vulcânicos estão em menor número, mas são numerosas as montanhas com vários quilômetros de altura. Por estar muito próximo do planeta, Io está sujeito a muitas tensões, principalmente as de marés, que é intensificado por Europa. Essas tensões são fontes de energia que fundem grandes quantidades de matéria no núcleo do satélite e provocam fraturas em sua superfície.

Os principais componentes expelidos pelos vulcões são o enxofre e o anidrido sulfuroso, a uma temperatura máxima de 17 oC.

Europa

Europa

Pouco menor que a Lua, tem uma translação de cerca de 3,5 dias. Parece ser recoberto de gelo e outros materiais claros.

Esse satélite foi o menos estudado devido a posição de sua órbita, quando as Voyagers passaram por Júpiter.

Sabe-se que sua densidade é cerca de 3 g/cm3, sua composição é rochosa com pontos onde há uma mistura de silicatos com metais formando áreas com densidade pouco mais elevada, sendo detectada grande quantidade de água e gelo.

As fotos da Voyager apesar da baixa resolução, indicaram que grande parte de sua superfície é de gelo, que reflete mais de 60% da luz incidente. Nessas imagens pode-se observar que o satélite é atravessado por grandes linhas de até 3.000 km, que se entrecruzam. Elas podem ser resultados de movimentos tectônicos em todo o satélite.

A ausência de crateras de impacto pode indicar algumas semelhanças com Io.

Acredita-se que logo após sua formação o núcleo ainda quente provocou uma desgasificação das rochas, que deu origem a uma fina camada de água sob a crosta. Devido aos movimentos tectônicos, essa água subiu para a superfície e em contato com o ambiente frio externo congelou-se, fazendo de Europa o objeto celeste mais liso do sistema solar.

Ganimedes

Ganimedes

Ganimedes é o maior satélite do sistema solar com 78% do diâmetro de Marte. Sua translação é cerca de sete dias.

O estudo do seu espectro indica uma absorção característica do gelo, que deve recobrir grande parte de sua superfície. Supõem-se que sua constituição seja gelo e silicato em quantidades mais ou menos iguais. Isso pode ser evidenciado pela sua baixa densidade.

Dois tipos de solo podem ser distiguidos no satélite: Os solos escuros - que são basicamente planos, apresentando um elevado número de crateras e os solos claros, que apresentam vales paralelos de aspecto ondulado.

A aparência de crateras deformadas nessas regiões é sinal de mudanças ocorridas na crosta gelada. O maior número de crateras mostra que as regiões escuras são bem mais antigas em relação ãs regiões claras.

Calisto

Calisto

o mais externo, é quase do tamanho de Mercúrio. Porém, é o que reflete menos luz devido a presença de mateiras escuros misturados ao gelo na sua superfície.

Seu período de translação é de pouco mais de duas semanas.
Com densidade de 1,8 g/cm3 , acredita-se que tenha a mesma constituição de Ganimedes, porém seu processo de evolução permitiu maior estabilidade na crosta. Isso é evidenciado pelo grande número de crateras, em relação aos demais satélites.
As grandes depressões do satélite podem ter tido a mesma origem das depressões lunares (impactos de grandes meteoritos).
Para sua estrutura interna é previsto um núcleo de silicatos com raio de 1.200 km e sobre esse núcleo um manto de 1.000 km de espessura, constituido de gelo e água. E por último a crosta com espessura de 100 a 200 km formada de gelo e compostos escuros de sílicio.

Fotos: Todas as fotos foram feitas pela sonda Galileo. Io e Europa, em setembro de 1996, Calisto em maio de 2001 e Ganimedes em março de 2005. Créditos: NASA.











PLANETA JÚPITER

Rotação: 9 horas 54 minutos 

Translação: 12 anos 

Diâmetro: 142984 km 

Temperatura: -121 C 

Gravidade: 22.88 m/seg^2 

Luas: 63 confirmadas 

Composição da atmosfera: Hidrogênio, Hélio e amônia

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar e tem 1.300 vezes o tamanho da Terra, mas sua massa é de somente 318 vezes maior.

Além da Grande Mancha Vermelha e seus 4 grandes satélites, o plnaeta também apresenta anéis.

Júpiter tem composição química muito parecida com a do Sol, composto de 86% hidrogênio e 14% de hélio e só não é uma estrela porque sua massa não é suficientemente grande para elevar a pressão e a temperatura dos gases e causar a fusão necessária à reação nuclear, similar ao que ocorre no Sol.

O núcleo de Júpiter é muito quente e libera 3 vezes mais calor do que recebe do Sol.

Atmosfera Jupiteriana

A atmosfera apresenta traços de metano, vapor de água, amônia e substâncias sólidas. Quantidades ínfimas de gás carbônico, etano, gás sulfídrico, neon, oxigênio e enxofre também já foram detectadas.

Outro gigante gasoso, Saturno, tem composiçao semelhante à de Júpiter, mas Urano e Netuno têm muito menos hidrogênio e hélio.

Júpiter faz parte do conjunto de planetas gasosos ou jovianos e possui uma enorme quantidade de furacões, vistos como manchas. Entre esse furacões se destaca a Grande Mancha vermelha, uma tempestade maior que a Terra e observada há mais de 300 anos.

Foi através das manchas jupiterianas que os astrônomos conseguiram determinar seu período de rotação, de 09h54m.

Sua atmosfera tem padrão conflitante, com nuvens que se deslocam em diferentes direções em diferentes latitudes. Ess interação conflitante de circulação causa tempestades que podem atingir até 600 km/h.

É interessante notar que a rotação da atmosfera de Júpiter é 5 minutos mais rápida na região equatorial que na polar. Esse fenômeno foi notado pelo primeira vez em 1690 pelo astrônomo italiano Giovanni Cassini.

A presença de amoníaco e de metano indicam a ausência de oxigênio livre, já que o oxigênio normalmente destrói esses elementos. 

Superfície de Júpiter

Não se sabe se existe de fato superfície sólida em Júpiter. O que se observa é somente sua atmosfera.

Nas décadas de 40 e 50 verificou-se que a baixa densidade do planeta e a predominância de hidrogênio e hélio revelam uma composição semelhante à do Sol.

Tomando-se por base as propriedades desses dois elementos, há a hipótese de que o interior do planeta seja líquido nas camadas mais externas e sólido no núcleo, devido à crescente pressão com a diminuição da altitude, e que chega a dez milhões de atmosferas e uma temperatura de 68 mil Kelvin.

Nestas condições o hidrogênio adquire propriedades metálicas, deixando elétrons livres no meio plasmático, o que produz grandes correntes elétricas que geram o poderoso campo magnético do planeta. As perturbações nesse campo produzem ondas de rádio, fazendo de Júpiter o segundo maior emissor dessas radiações depois do Sol.

As informações sobre o interior do planeta são bastante precárias, mas as poucas existentes deram aos cientistas a base para a elaboração de uma teoria sobre a composição do seu interior.

Essa teoria alega que o núcleo do planeta é formado por rochas e gelo e que correspondem a 4% ou 5% de sua massa total.

O núcleo seria circundado por uma camada de hidrogênio líquido metálico com espessura de mais de 40 mil km, além de uma terceira camada circundando a anterior composta de hidrogênio e hélio líquidos.

A alta temperatura do centro não permite que o hidrogênio se solidifique, por isso a camada de hidrogênio metálico está no estado líquido e esta passa para o estado líquido-molecular quando a pressão cai abaixo de três milhões de atmosferas. 

Campo Magnético

Devido a rápida rotação, a camada de hidrogênio metálico movimenta-se, provocando a circulação de correntes elétricas geradas pelos elétrons livres.

Essas correntes formam um intenso campo magnético, que se propaga por todo o espaço ao redor de Júpiter, atingindo até 100 raios planetários na direção do Sol. No lado oposto, a calda magnética chega a atingir 700 milhões de quilômetros de comprimento.

Esse intenso campo é 14 vezes maior que o da Terra e está inclinado 11 graus com o eixo de rotação.

Os anéis de Júpiter

Os anéis de Júpiter foram descobertos somente em março de 1979, através da sonda norte-americana Voyager I, que constatou-se ser um sistema de anéis de partículas sólidas que circundam o planeta na região equatorial.

A faixa principal do anel tem aproximadamente 6.800 km de largura e está a 50 mil km acima das camadas de nuvens superiores do planeta.

Os anéis são praticamente impossíveis de se observar da terra devido à baixa densidade das partículas que o compõe, aliado ao forte brilho do planeta. Mesmo assim, quatro dias após sua descoberta pela Voyager e conhecendo-se as condições atmosféricas ao seu redor, os anéis puderam ser detectados a partir de observações terrestres.

Muitas Luas

A gigantesca dimensões do planeta e as diversas luas que giram ao seu redor lembram um sistema solar em miniatura.

Em 15 de Maio de 2003, Scott Sheppard publicou na revista científica Nature a descoberta de mais 23 novos satélites, o que aumentou o total de satélites conhecidos para 61. Atualmente (2009), Júpiter tem 63 satélites conhecidos.

As principais luas, em ordem de distância, são: Io, Europa, Ganimedes e Calisto.

Exploração

Em 1610 Galileo Galilei descobriu as quatro maiores luas de Júpiter usando simplesmente um telescópio. Essa foi a primeira vez que se observou uma lua que não fosse a terrestre.

Todas as sondas que visitaram o planeta são de origem norte-americana.

A Pioneer X chegou a Júpiter em Dezembro de 1973, seguido pela Pioneer XI exatamente um ano depois. A Voyager I visitou o planeta em março de 1979 e a Voyager II fez o mesmo em julho do mesmo ano.

Outra sonda, Galileo, orbitou Júpiter em 1995 e enviou uma pequena subsonda dentro da atmosfera do planeta, além de efetuar multiplas missões por todas as luas. Em 1974 a Galileo presenciou o impacto do Cometar Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, enquanto ele se aproximava do planeta.

A sonda também foi responsável pela descoberta de um oceano líquido na lua Europa. Em 2003 a Galileo deixou a órbita do planeta.

A NASA planeja uma missão especialmente dedicada às luas. Batizado de JIMO - Jupiter Icy Moons Orbiter - é esperado a ser lançado após 2012.

Observação de Júpiter

Júpiter tem a rotação mais rápida de todos os planetas do Sistema Solar, o que resulta num achatamento facilmente visível através de um telescópio, no entanto sua característica mais conhecida é provavelmente a Grande Mancha Vermelha .

Quando visto da Terra, diversas faixas mais escuras paralelas ao equador podem ser observadas.

Com um bom telescópio nota-se que essas faixas possuem cores variadas, que vão desde o violeta até o rosa. Essa coloração pode ser causada pela presença de Fosfina e Germano, já detectados em sua atmosfera. Quando submetidas à baixíssimas temperaturas, essas substâncias podem produzir o colorido da atmosfera.

Júpiter costuma ser o quarto corpo mais brilhante no céu depois do Sol, da Lua e de Vênus. Algumas vezes Marte parece mais brilhante do que Jupiter, enquanto outras vezes Jupiter brilha mais do que Venus.

Fotos: No topo, imagem do disco jupiteriano registrado pela sonda Voyager II em 1979. O destaque fica por conta da Grande Mancha Vermelha, uma tempestade maior que a Terra e observada há mais de 300 anos. Na sequência vemos as manchas deixadas no planeta após o impacto de mais de 20 fragmentos do cometa Shoemaker-Levy 9, entre 16 e 22 de julho de 1994. Créditos: Wikimedia Commons/NASA.