Júpiter (planeta)

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa
Júpiter Símbolo.
Planeta principal
Jupiter.jpg
Características orbitais[1] [2] [3] [4]
Semieixo maior 778 547 200 km
5,204267 UA
Perélio 740 573 600 km
4,950429 UA
Afélio 816 520 800 km
5,458104 UA
Excentricidade 0,048775
Período orbital 4 331,572 dias
11,85920 anos
Período sinódico 398,88 dias
Velocidade orbital média 13,07 km/s
Inclinação Com a eclíptica: 1,305°
Com o equador solar: 6,09°
Com o plano invariável: 0,32 °
Número de Satélites 67
Características físicas[5] [6] [7] [8]
Diâmetro equatorial 142 984 ± 8 km
Área da superfície 121,9 Terras
6,21796×1010 km²
Volume 1 321,3 Terras
1,43128×1014 km³
Massa 317,8 Terras
1,8986×1027 kg
Densidade média 1,326 g/cm³
Gravidade equatorial 24,79 m/s²
2,528 g
Dia sideral 9,925 horas
Velocidade de escape 59,5 km/s
Albedo 0,343 (Bond)
0,52 (Geométrico)
Temperatura média: 165 K / -108 ºC
Composição da atmosfera[8] [9]
Pressão atmosférica 20-200 KPa
Hidrogênio
Hélio
Metano
Amônia
Fósforo
Vapor de água
89,8±2,0%
10,2±2,0%
0,3%
0,026%
0,0006%
0,0004%

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa e é o quinto mais próximo do Sol.[10] Possui menos de um milésimo da massa solar, contudo tem 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. É um planeta gasoso junto com Saturno, Urano e Neptuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados de planetas jupiterianos ou planetas jovianos. Júpiter é um dos quatro gigantes gasosos, isto é, não é composto primariamente de matéria sólida.[11]

Júpiter é composto principalmente de hidrogênio e hélio. O planeta também pode possuir um núcleo composto por elementos mais pesados. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, ele possui o formato de uma esfera oblata. Sua atmosfera é dividida em diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades onde as faixas se encontram. Uma dessas tempestades é a Grande Mancha Vermelha, uma das características visíveis de Júpiter mais conhecidas e proeminentes, cuja existência data do século XVII,[12] com ventos de até 500 km/h e possuindo um diâmetro transversal duas vezes maior do que a Terra.[13]

Júpiter é observável a olho nu, com uma magnitude aparente máxima de -2,8, sendo no geral o quarto objeto mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e de Vênus.[14] Por vezes, Marte aparenta ser mais brilhante do que Júpiter. O planeta era conhecido por astrônomos de tempos antigos e era associado com as crenças mitológicas e religiosas de várias culturas. Os romanos nomearam o planeta de Júpiter, um deus de sua mitologia.[15]

Júpiter possui um tênue sistema de anéis, e uma poderosa magnetosfera. Possui pelo menos 67 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganímedes, o maior do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa,[16] os três primeiros são mais massivos que a Lua, sendo que Ganímedes possui um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.[17]

Em tempos modernos, várias sondas espaciais visitaram Júpiter,[18] todas elas de origem estadunidense. A Pioneer 10 passou por Júpiter em Dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois.[19] A Voyager 1 passou em Março de 1979, seguida pela Voyager 2 em Julho do mesmo ano.[20] A sonda espacial Galileu entrou na órbita de Júpiter em 1995, enviando uma sonda através da atmosfera de Júpiter no mesmo ano e conduzindo múltiplas aproximações com os satélites galileanos até 2003. A sonda Galileu também presenciou o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter em 1994, possibilitando a observação direta deste evento.[21] Outras missões incluem a sonda espacial Ulysses, Cassini-Huygens, e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar sua velocidade e ajustar a sua direção aos seus respectivos objetivos. Um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que potencialmente possui um oceano líquido.[22]

Composição[editar | editar código-fonte]

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

A atmosfera de Júpiter é composta de 88 a 92% de hidrogênio e 8 a 12% de hélio, referentes a percentagem de volume ou fração de moléculas. Esta composição muda quando descrita em termos de massa, considerando que uma molécula de hélio é cerca de quatro vezes mais massiva que uma de hidrogénio, 75% hidrogénio, 24% hélio e 1% composta por outros elementos. O interior do planeta contém materiais mais densos, mudando a distribuição por massa para 71% hidrogénio, 24% hélio e 5% de outros elementos. A atmosfera contém traços de metano, vapor de água, amônia, sílicas, carbono, etano, sulfeto de hidrogênio, néon, oxigênio, fosfina e enxofre. A parte externa da atmosfera contém cristais de amônia congelada.[23] [24] Através de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.[25]

As proporções de hidrogênio e hélio em Júpiter são bastante similares à composição teorizada da nebulosa solar primordial. Porém, as regiões exteriores da atmosfera do planeta contém apenas 20 partes por milhão em massa de néon, 10% a do Sol.[26] A atmosfera jupiteriana também possui apenas 80% a abundância de hélio, em relação ao Sol. Um possível motivo é precipitação destes elementos em direção ao interior do planeta.[27] Em contrapartida, a abundância de gases inertes mais pesados na atmosfera de Júpiter é duas a três vezes a do Sol.

Estudos de espectroscopia mostraram que possivelmente Saturno possui uma composição similar à de Júpiter. Os outros gigantes gasosos, Urano e Neptuno, por outro lado, possuem relativamente menos hidrogênio e hélio,[28] porém, por causa da falta de sondas de entrada atmosférica, ainda não se sabe a precisa composição química de elementos mais pesados dos outros gigantes gasosos.

A rotação da atmosfera superior de Júpiter não é constante em todos os seus pontos, um efeito notado primeiramente por Giovanni Domenico Cassini em 1690. A rotação da região polar da atmosfera do planeta é aproximadamente cinco minutos mais demorada do que na região equatorial. Além disso, grupos de nuvens em diferentes latitudes deslocam-se em diferentes direções, seguindo as correntes de vento. A interação desses padrões conflitantes de circulação causa tempestades e turbulência. A velocidade dos ventos pode atingir até 600 km/h.

Estrutura interna[editar | editar código-fonte]

Modelo do interior de Júpiter, com um núcleo sólido (em marrom), envolto por uma camada de hidrogênio metálico (cinza), hidrogênio líquido (verde), e a atmosfera (bege).

Acredita-se que Júpiter seja composto de um núcleo denso, circundado por hidrogênio metálico com algum hélio e uma camada exterior, composta principalmente de hidrogênio molecular,[29] mas ainda existem dúvidas consideráveis sobre a estrutura interna do planeta. O núcleo é muitas vezes descrito como rochoso, mas sua composição em detalhes é desconhecida, bem como as propriedades destes materiais na temperatura e pressão destas profundidades. Em 1997, a existência de um núcleo sólido foi sugerida por medidas gravitacionais,[29] indicando uma massa de 12 a 45 vezes a da Terra, ou 3% a 15% da massa jupiteriana.[30] [31] Modelos mais recentes indicam a presença de um núcleo, com 14 a 18 massas terrestres.[32]

A presença de um núcleo durante ao menos parte da história de Júpiter é sugerida por modelos de formação planetária, envolvendo a formação inicial de um núcleo rochoso ou de gelo, massivo ou suficiente para atrair gravitacionalmente o hidrogênio e o hélio presentes na nebulosa protossolar. Assumindo que tenha existido, o núcleo pode ter diminuído em tamanho à medida que correntes de convecção de hidrogênio metálico líquido levassem material do núcleo derretido para níveis mais altos do interior planetário. Um núcleo sólido pode não existir, já que as medidas gravitacionais não são precisas o suficiente para negar esta possibilidade.[29] [33]

A incerteza dos modelos depende da margem de erro dos parâmetros analisados: um dos coeficientes de rotação (J6) usados para descrever a quantidade de movimento linear do planeta, do raio equatorial, e de sua temperatura em 1 bar de pressão. Espera-se que a sonda Juno, lançada em agosto de 2011, aumente a precisão destes parâmetros, possibilitando progresso na solução deste problema.[34]

A região do núcleo é circundada pelo manto, formado primariamente por hidrogênio metálico denso, que estende-se até 78% do raio do planeta.[30] Hélio e néon precipitam-se através desta camada, em direção ao núcleo, reduzindo a abundância destes materiais na atmosfera exterior do planeta.[27] [35]

Acima do manto localiza-se o interior transparente da atmosfera de hidrogênio líquido e hidrogênio gasoso, com a porção gasosa estendendo-se da camada de nuvens visíveis ate uma profundidade de cerca de 1 000 km.[30] Acredita-se que não há uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de hidrogênio; as condições variam lentamente do gás até a camada sólida à medida que se aprofunda.[36] [37] Esta transição acontece sempre quando a temperatura é maior que a temperatura crítica, que para o hidrogênio, é de apenas 33 K.[38]

A temperatura e a pressão dentro de Júpiter aumentam com a profundidade. Na região de fase de transição, no qual hidrogênio líquido — aquecido além do seu ponto crítico — torna-se metálico, acredita-se que a temperatura seja de 10 000 K, e a pressão, de 200 GPa. A temperatura na fronteira do núcleo é estimada em 36 000 K, e a pressão, de 3 mil a 4,5 mil GPa.[30]

Atmosfera[editar | editar código-fonte]

Nuvens[editar | editar código-fonte]

Esta animação mostra o movimento de faixas atmosféricas, girando em torno da direção oposta ao da rotação do planeta. Nesta imagem, o exterior do planeta é mapeado usando uma projeção cilíndrica.

Júpiter é coberto por nuvens compostas por cristais de amônia e possivelmente hidrosulfeto de amônia. As nuvens estão localizadas na tropopausa, e estão organizadas em bandas de diferentes latitudes, conhecidas como regiões tropicais. Estas estão sub-divididas em "faixas" de cor clara, e "cinturões" de cor escura. As interações destas diferentes bandas e seus respectivos padrões de circulação atmosférica criam zonas nas quais tempestades e turbulências atmosféricas ocorrem. Ventos de até 100 m/s (360 km/h) são comuns em tais regiões.[39] As zonas possuem comprimento, cor e intensidade variáveis com o passar do tempo, mas têm permanecido estáveis o suficiente para receberem termos de identidade da comunidade astronômica.[40]

A camada de nuvens possui apenas 50 km de profundidade, e consiste em duas partes: uma camada grossa inferior e uma camada mais fina, menos visível, superior. Há a possibilidade que existam nuvens de água sob a camada de amônia, que seriam a causa de raios detectados na atmosfera (a água é uma molécula polar que pode carregar uma carga, então, é capaz de criar a separação de carga necessária para produzir raios).[30] Estas descargas elétricas podem ter mil vezes o poder dos raios terrestres.[41] As nuvens de água poderiam formar tempestades, alimentadas pelo calor proveniente do interior do planeta.[42]

As nuvens de Júpiter possuem cores de tom laranja e marrom. Isto é devido a elementos que mudam de cor quando expostos aos raios ultravioleta do Sol. Não se sabe com exatidão os elementos envolvidos e sua composição, mas acredita-se que sejam fósforo, enxofre ou hidrocarbonetos.[30] [43] Estes compostos coloridos, chamados de cromóforos, misturam-se com as nuvens da camada inferior. As zonas formam-se quando células de convecção formam amônia cristalizada que diminui a visibilidade da camada inferior de nuvens.[14]

Devido à baixa inclinação axial de Júpiter, as regiões polares do planeta recebem significantemente menos radiação solar do que a região equatorial. A convecção de material do interior do planeta, porém, transporta energia para os pólos, equalizando as temperaturas na camada de nuvens.[40]

Grande Mancha Vermelha[editar | editar código-fonte]

Sequência mostrando o movimento das bandas atmosféricas de Júpiter, bem como a circulação da Grande Mancha Vermelha, tomado pela Voyager 1.

A característica mais marcante de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, uma tempestade anticiclônica localizada 22° ao sul do equador, que, com 24 mil a 40 mil km de extensão, pode abrigar dois ou três planetas com o diâmetro da Terra.[44] Sua existência data desde ao menos 1831,[45] e possivelmente, 1665.[46] Modelos matemáticos sugerem que a tempestade é estável, e pode ser uma característica permanente do planeta.[47] A tempestade é grande o suficiente para ser vista através de um telescópio, com uma abertura de ao menos 12 cm.[48]

A Mancha Vermelha possui um formato oval e gira em torno de si mesma, sentido anti-horário, com um período de seis dias.[49] A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.[50]

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

Mesmo antes de a Voyager ter provado que a Grande Mancha Vermelha era uma tempestade, havia forte evidência que ela não poderia estar associada com nenhuma característica presente em camadas mais profundas em Júpiter, visto que tal mancha gira em torno do planeta de maneira diferente do resto da atmosfera, por vezes mais rápido, e por vezes, mais devagar. Durante sua história conhecida, a tempestade tem girado diversas vezes em torno do planeta, relativo a qualquer possível marcador rotacional presente no interior.

Em 2000, uma nova característica atmosférica proeminente formou-se no hemisfério sul, que é similar em aparência à Grande Mancha Vermelha, mas menor em tamanho. Esta tempestade foi criada através da fusão de três ovais brancas menores — que foram vistas pela primeira vez em 1938. Esta tempestade foi chamada de Oval BA, e apelidada de "Mancha Vermelha Junior". Desde então, seu tamanho tem aumentado e sua cor mudado de branco para vermelho.[51] [52] [53]

Massa[editar | editar código-fonte]

Aproximação da Terra e de Júpiter em tamanho, incluindo a Grande Mancha Vermelha.

Júpiter possui uma massa 2,5 vezes maior do que todos os outros planetas tomados em conjunto, massivo o suficiente para fazer com que seu baricentro com o Sol localize-se acima da superfície solar (a 1,068 raios solares do centro do Sol). O planeta possui uma massa 318 vezes maior do que a da Terra, um diâmetro 11 vezes superior ao terrestre e um volume 1 317 vezes maior, sendo, porém, significantemente menos denso que nosso planeta.[14] [40]

Uma massa jupiteriana (MJ) é utilizada para descrever a massa de outros gigantes gasosos, em particular, a de planetas extra-solares. Por mais impressionante que Júpiter seja, já se descobriu vários com massas muito maiores fora do Sistema Solar. Por outro lado, através de modelos teóricos, acredita-se que Júpiter tenha um diâmetro tão grande como é possível a um planeta com a sua composição e história evolucionária, visto que adicionar-lhe mais massa teria apenas como resultado aumentar a compressão gravitacional.[nota 1] Modelos teóricos indicam que se uma adição significativa de massa ocorresse, o planeta iria diminuir em tamanho. Adições menores de massa resultariam em nenhuma mudança aparente. Após quatro MJ, o planeta iria diminuir em tamanho. O processo de diminuição continuaria à medida que massa fosse adicionada, até que uma ignição estelar ocorresse com o planeta, transformando-o em uma anã marromPB ou anã castanhaPE , em torno de 50 MJ.[55]

Não existe uma definição inequívoca do que distingue um planeta grande e massivo, como Júpiter, de uma anã marromPB ou anã castanhaPE , mas para que ele fosse uma estrela, teria de ter cerca de 75 vezes mais massa do que tem. Porém, a menor anã vermelha possui o diâmetro apenas 30% maior que o de Júpiter,[56] [57] levando alguns astrônomos a apelidarem o planeta de "estrela falhada". Porém, não se sabe se os processos envolvidos na formação de planetas como Júpiter são similares aos processos envolvidos na formação de sistemas estelares múltiplos.

Júpiter irradia mais calor do que recebe do Sol. A quantidade de calor produzido dentro do planeta é quase igual à quantidade total de radiação solar que o planeta recebe.[30] Este calor adicional é gerado através do mecanismo de Kelvin-Helmholtz, através de contração adiabática, resultando na contínua redução do diâmetro do planeta, de dois centímetros ao ano.[29] Quando o planeta foi formado, Júpiter era muito mais quente, e possuía o dobro do diâmetro atual.[58]

Anéis planetários[editar | editar código-fonte]

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

Júpiter possui um sistema de anéis bem menos evidente do que os de Saturno. Este sistema é composto por um toro interno de partículas, conhecido como o halo, um anel principal relativamente brilhante e um sistema de anéis externo, chamado de gossamer.[59] Estes anéis parecem ser feitos primariamente de poeira, ao invés de gelo, como no caso dos anéis de Saturno.[30]

Modelo visual dos anéis de Júpiter.

Acredita-se que o anel principal é feito de material ejetado dos satélites Adrasteia e Métis. Este material, que na ausência do planeta cairia de volta nos satélites, é puxado em direção ao planeta por causa de sua enorme força gravitacional, alimentando o anel. Material no anel é gradualmente removido, com os satélites continuamente fornecendo material através de impactos adicionais.[60] De maneira similar, os satélites Tebe e Amalteia provavelmente produzem os componentes distintos do anel gossamer.[60] Existe também evidência de um anel rochoso ao longo da órbita de Amaltéia que pode constituir-se de material ejetado de colisões do satélite em questão.[61]

Magnetosfera[editar | editar código-fonte]

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

Júpiter possui um campo magnético 14 vezes mais forte do que a da Terra, variando entre 4,2 gauss (0,42 mT) no equador a 10 a 14 vezes nos pólos, o mais forte do Sistema Solar (não incluindo aqueles formados por manchas solares).[14] Acredita-se que este campo seja gerado por correntes de Foucault — o movimento giratório de materiais condutores — dentro da camada de hidrogênio metálico. O campo captura partículas ionizadas do vento solar, gerando um campo magnético altamente energizado fora do planeta — a magnetosfera. Elétrons presentes no plasma ionizam as nuvens de enxofre geradas por atividade vulcânica em Io. Partículas de hidrogênio provenientes da atmosfera de Júpiter são também capturadas na magnetosfera. Electrons dentro da magnetosfera geram fortes ondas de rádio, na frequência de 0,6 a 30 MHz.[62]

Aurora boreal em Júpiter. Três pontos brilhantes são criados através do fluxo de tubos magnéticos que conectam Io, Ganimede e Europa (localizados na esquerda, e no inferior da imagem) entre si. Outras auroras de menos brilho também podem ser vistas.

Cerca de 75 raios jupiterianos do planeta, a interação da magnetosfera com o vento solar gera um bow shock. A magnetosfera é circundada pela magnetopausa, esta, por sua vez, dentro da magnetobainha, no qual as ondas magnéticas tornam-se fracas e desorganizadas. O vento solar interage com estas regiões, alongando o sotavento da magnetosfera além da órbita de Saturno. Se a magnetosfera jupiteriana pudesse ser enxergado na Terra, esta estrutura seria cinco vezes maior do que o disco da Lua cheia no céu terrestre, apesar da grande distância. Os quatro grandes satélites de Júpiter localizam-se todos dentro da magnetosfera, bem protegidos do vento solar.[30]

A magnetosfera de Júpiter é responsável por episódios de intensa emissão de rádio dos pólos do planeta. Atividade vulcânica em Io injeta gás na magnetosfera jupiteriana, produzindo um toro de partículas em torno do planeta. A interação de Io e o toro, à medida que a primeira se movimenta na segunda, produz ondas de Alfvén que carregam matéria ionizada nas regiões polares de Júpiter. Como resultado, ondas de rádio são geradas através de maser astrofísico ciclotrônico, emitidas ao longo de uma superfície cônica. Quando a Terra atravessa este cone, as emissões de rádio de Júpiter podem superar a do Sol.[63]

Órbita e rotação[editar | editar código-fonte]

Júpiter é o único planeta cujo centro de massa com o Sol fica fora do último, 1,068 raio solar ou 7% acima da superfície solar.[64] A distância média entre Júpiter e o Sol é de 778 milhões de quilômetros, cerca de 5,2 UA. Júpiter completa uma órbita em torno do Sol a cada 11,86 anos, dois quintos da de Saturno, formando a ressonância orbital de 5:2 entre os dois maiores planetas do Sistema Solar.[65]

A órbita elíptica de Júpiter possui uma inclinação de 1,31° comparada com a da Terra. Por causa de uma excentricidade de 0,048, a distância entre Júpiter e o Sol varia 75 milhões de quilômetros entre o perélio e o afélio, ou o ponto mais perto e mais distante (neste caso em relação ao Sol) da órbita do planeta, respectivamente. A inclinação axial de Júpiter é relativamente pequena: apenas 3,13°. Como consequência, o planeta não possui mudanças significativas de estações, ao contrário da Terra e de Marte, por exemplo.[66]

A rotação de Júpiter é a mais rápida entre todos os planetas do Sistema Solar, o planeta completa uma volta em torno de si mesmo em menos de 10 horas, criando um achatamento polar facilmente visível em um telescópio amador na Terra. Esta rotação gera uma aceleração centrípeta no equador de cerca de 1,67 m/s²; visto que a aceleração gravitacional do planeta é de 24,79 m/s², o resultado é uma aceleração gravitacional no equador de 23,12 m/s². Júpiter possui o formato de uma esfera oblata, ou seja, o diâmetro no equador é maior que o diâmetro entre os seus pólos geográficos. O equador de Júpiter é 9 275 km maior que o diâmetro medido entre os pólos.[37]

Pelo fato de Júpiter não ser um objeto sólido, a parte superior da sua atmosfera possui rotação diferencial. A rotação da atmosfera do planeta na sua região polar é cerca de cinco minutos mais longa do que a da atmosfera equatorial. Por causa disso, três sistemas são usados como referência, particularmente a respeito de características atmosféricas. O Sistema I localiza-se entre 10° N to 10° S de latitude, e possui o menor período do planeta, com nove h 50 min. O Sistema II corresponde a todas as latitudes ao norte ou ao sul das primeiras, no qual o período é de 9h 55min. O Sistema III foi criado originalmente por astrônomos de rádio, e corresponde à rotação da magnetosfera do planeta. O período deste sistema é oficialmente a rotação de Júpiter.[67]

Satélites[editar | editar código-fonte]

Júpiter possui 67 satélites naturais confirmados (embora, em teoria, os componentes individuais que compõem seus anéis também sejam satélites do planeta, complicando a definição). Destes 67, 51 possuem menos de 10 km de diâmetro e foram descobertos a partir de 1975. Os quatro maiores satélites, conhecidos como satélites galileanos, são Io, Europa, Ganimedes e Calisto.[16]

Classificação dos satélites[editar | editar código-fonte]

Antes das descobertas feitas pelas sondas Voyager, os satélites de Júpiter eram divididos em quatro grupos, cada um com quatro satélites, baseados nos elementos orbitais em comum. Desde então, vários pequenos satélites foram descobertos, complicando a classificação. Atualmente, acredita-se os satélites estão divididos em seis grupos, embora alguns sejam mais distintos que os outros.

Uma subdivisão básica é o agrupamento dos oito satélites mais próximos, que possuem órbitas praticamente circulares, próximas ao plano do equador e, provavelmente, foram formados com Júpiter. O restante consiste de um número irregular de satélites, estes, provavelmente sejam antigos asteroides ou cometas que foram capturados pela gravidade jupiteriana, com órbitas elípticas e inclinadas. Satélites irregulares que pertencem a um grupo possuem elementos orbitais similares, e como consequência, podem possuir uma origem comum, talvez sendo restos de um satélite ou corpo capturado que foi partido.[68] [69]

Satélites regulares
Grupo Amalteia O grupo interior consiste de quatro pequenos satélites, todos com diâmetro de menos de 200 km, possuem um raio orbital de menos de 200 000 km, e possuem inclinações orbitais de menos de um grau.
Satélites galileanos[70] Estes quatro satélites, descobertos por Galileu Galilei, orbitam a 400 000 km a 2 000 000 km, todos estão entre os maiores satélites do Sistema Solar.
Satélites irregulares
Temisto Satélite único que é o único membro deste grupo, orbitando entre os satélites galileanos e o grupo Himalia.
Grupo Himalia Um grupo de satélites que orbitam entre 11 000 000 e 12 000 000 km de Júpiter.
Carpo Outro caso isolado, próximo ao grupo Anake.
Grupo Ananke Possui fronteiras não bem definidas, a uma distância média de 21 276 000 km de Júpiter, inclinação média de 149°.
Grupo Carme Grupo razoavelmente distinto, com distância média de 23 404 000 km de Júpiter, inclinação média de 165°.
Grupo Pasife Um grupo disperso que cobre todos os satélites exteriores.

Satélites de Galileu[editar | editar código-fonte]

Satélites de Galileu.
Satélites galileanos, em uma imagem composta comparando-os em tamanho, em conjunto com Júpiter. De cima para baixo: Calisto, Ganimedes, Europa e Io.

Os satélites galileanos estão entre os maiores do Sistema Solar - Ganimedes se destaca por ser o maior, tendo um diâmetro maior a que o planeta Mercúrio. Io destaca-se por ser um dos poucos corpos solares a possuir atividade vulcânica, e cogita-se a possibilidade de oceanos líquidos nos outros três satélites galileanos, em especial, Europa.[22] [71]

As órbitas de Io, Europa e Ganimedes formam uma ressonância conhecida como a ressonância de Laplace. Para cada quatro órbitas que Io dá em torno de Júpiter, Europa dá exatamente duas, e Ganimedes dá exatamente uma. Esta ressonância faz com que a órbita dos satélites em questão se distorte em elipses, visto que cada satélite recebe energia de seus vizinhos no mesmo ponto em todas as órbitas tais satélites realizam. Forças de maré de Júpiter, de outro lado, causam a circularização das órbitas dos satélites em questão.[72]

A excentricidade orbital destas três órbitas estressa a estrutura dos três satélites, com a gravidade jupiteriana "esticando" os satélites quando estes se aproximam do planeta. Próximo ao apogeu, os satélites voltam a assumir um formato mais esférico, devido à menor força de gravidade. O estresse aquece o interior dos satélites, via fricção. O efeito mais notável deste processo é a formação de atividade vulcânica em Io, satélite sujeito às maiores forças de maré.[73] Outra consequência foi a formação de uma crosta relativamente recente em Europa, sugerindo atividade vulcânica recente no satélite.[74] [75]

Satélites de Galileu, comparados com a Lua terrestre
Nome Diâmetro Massa Raio orbital Período orbital
km  % kg  % km  % dias  %
Io 3 643 105 8,9×1022 120 421 700 110 1,77 7
Europa 3 122 90 4,8×1022 65 671 034 175 3,55 13
Ganimedes 5 262 150 14,8×1022 200 1 070 412 280 7,15 26
Calisto 4 821 140 10,8×1022 150 1 882 709 490 16,69 61

Observação[editar | editar código-fonte]

O movimento retrógrado de um planeta cuja órbita é além o da Terra (em relação ao Sol) é causado por sua localização relativa com respeito à Terra.

Júpiter é, em geral, o quarto objeto mais brilhante do céu, atrás apenas do Sol, da Lua e de Vênus,[14] embora por vezes Marte seja mais brilhante. Dependendo da posição de Júpiter em relação à Terra, a magnitude visual do planeta varia entre -2,8 em oposição, a -1,6, durante conjunção, com o Sol. O diâmetro angular de Júpiter, da mesma maneira, varia entre 50,1 a 29,8 segundos de arcos.[76] Oposições favoráveis ocorrem quando Júpiter está no seu perélio, evento que ocorre uma vez por órbita. Júpiter passará pelo seu perélio em março de 2011, com oposição favorável em setembro de 2010.[77]

A Terra supera Júpiter a cada 398,9 dias na medida em que ambos orbitam o Sol, no que é chamado o período sinódico. Quando isto ocorre, Júpiter move-se em sentido retrógrado com respeito às estrelas de fundo, ou seja, por um período de tempo, Júpiter parece a dar ré no ceu, para voltar com seu movimento normal.

O período orbital jupiteriano de 12 anos coincide com os doze signos astrológicos do zodíaco, e pode ter sido a origem histórica dos signos em questão.[40] Cada vez que alcança a oposição, o planeta avançou em direção a leste por cerca de 30°, o comprimento de um signo do zodíaco.

Como a órbita jupiteriana é mais externa do que a da Terra, o ângulo de fase de Júpiter como visto da Terra nunca supera os 11.5° e é quase sempre próximo a zero. Ou seja, o planeta quase sempre aparece totalmente iluminado em telescópios na Terra. Foi apenas em missões espaciais para Júpiter que imagens do planeta em fase crescente foram obtidas.[78]

Formação[editar | editar código-fonte]

Depois da formação do Sol, que ocorreu há cerca de 4,6 bilhões * de anos atrás,[nota 2] [79] [80] o material residual, de alta metalicidade, orbitando em torno da recém-formada estrela, espalhou-se em torno do Sol, formando um disco protoplanetário. Este material gradualmente formou planetésimos. Estes, por sua vez, agregando-se, formaram os protoplanetas.[81]

Acredita-se que a formação de Júpiter tenha começado através da coalescência de planetésimos compostos por materiais voláteis (gelo, em termos astronômicos)[82] na frost line do Sistema Solar, além de um limite no qual os planetésimos começaram a crescer rapidamente através da acreção de material abundante de baixo ponto de fusão.[83] As condições para uma massiva acreção (abundância de material e tempo disponível de acreção) estavam mais pronunciados entre 5 e 6 UA, provocando um acúmulo rápido de material nesta região,[83] [84] formando um embrião planetário com cerca de 10 massas terrestres, massivo o suficiente para começar a agregar gás do disco solar (mais especificamente, hidrogênio e hélio).[82] [83]

O embrião continuou a crescer, agregando mais planetésimos do que gás. Com a acreção de planetésimos, o número destes na vizinhança orbital do embrião jupiteriano gradualmente caiu, enquanto o gás continuava na vizinhança orbital. Assim sendo, gases passaram a compor cada vez mais a percentagem da massa total agregada pelo embrião planetário, chegando a um ponto no qual a acreção de gás e planetésimos era igual.[82] Quando isto ocorreu, um período de baixa acreção de ambos os materiais teve início, após o qual um processo rápido de acreção de gás iniciou-se. No início deste período, metade da massa do embrião jupiteriano era composto por gás. Nas próximas centenas de milhares de anos, o embrião jupiteriano rapidamente absorveu a maior parte do gás disponível em sua vizinhança orbital, com material sólido compondo uma percentagem mínima da massa agregada pelo planeta. Acredita-se que Júpiter tenha alcançado sua massa atual entre um a dez milhões de anos. A acreção rápida e massiva de gás aqueceu o planeta, possivelmente ao ponto deste ter superado o Sol, em brilho, por um tempo.[83]

Júpiter pode ter sido formado inicialmente a 5,6 UA do sol ou 70 milhões de quilômetros além de sua órbita atual. Por causa de fricção com material do disco nebular, em cem mil anos ele migrou em direção à sua órbita atual,[85] [86] por causa da perda de momento angular. No processo, a órbita jupiteriana formou uma ressonância orbital de 1:2 com a de Saturno.[87] Durante esta fase, Júpiter provavelmente capturou os asteroides troianos.

Os satélites regulares de Júpiter (grupo Amalteia e satélites galileanos) provavelmente foram criados de material orbitando em torno do planeta. Antes da formação dos satélites galileanos, vários outros satélites podem ter existido, todos engolidos por Júpiter por causa de fricção com o material em órbita.[84] [88] [89] O restante dos satélites eram corpos que foram atraídos pela enorme força gravitacional jupiteriana quando passavam em sua vizinhança.[88]

A hipótese de que o planeta foi formado através da coalescência de planetésimos e posteriormente do acréscimo de gás, é suportada por uma publicação feita em novembro de 2008, que argumenta que Júpiter possui um núcleo de 14 a 18 massas terrestres,[32] indicando que Júpiter possui um núcleo sólido com o dobro da massa que estimativas anteriores indicavam, e possibilitando a adição de grandes quantidades de gás da nebulosa solar.[32] [90]

Pesquisa e exploração[editar | editar código-fonte]

Em Terra[editar | editar código-fonte]

Júpiter visto através de telescópio doméstico de 180 mm e fotografado por câmera comum de 8 megapixels.

Em 1610, Galileu Galilei, através de um telescópio, descobriu quatro corpos girando ao redor de Júpiter, Io, Europa, Ganímedes e Calisto. Presentemente, os quatro satélites são chamados satélites galileanos.

A descoberta de Galileu foi a primeira de corpos no espaço gravitando em torno de um astro que não a Terra. Este foi o maior ponto a favor da teoria heliocentrista do movimento dos planetas, de Nicolau Copérnico, os discursos de Galileu em favor da teoria de Copérnico fizeram com que fosse julgado pela Inquisição.[91] Deve-se notar, porém, que o historiador de astronomia chinês Xi Zezong afirma que um antigo astrônomo chinês, Gan De, descobriu um dos satélites de Júpiter em 362 a.C., a olho nu. Se isto é certo, esta descoberta teria sido feita dois milênios antes da descoberta de Galileo.[92] [93]

Durante a década de 1660, Giovanni Domenico Cassini descobriu manchas e faixas coloridas em Júpiter, e notou que o planeta possuía um formato achatado. Cassini também estimou o período de rotação do planeta.[24] Em 1690, Cassini notou que a atmosfera jupiteriana possui rotação diferencial.[30]

Imagem em falsa cor da atmosfera jupiteriana, tomada pela Voyager 1, mostrando a Grande Mancha Vermelha e uma oval menor por perto.

A Grande Mancha Vermelha, uma característica proeminente no hemisfério sul do planeta, pode ter sido observada pela primeira vez por Robert Hooke em 1664 e em 1665, por Cassini, embora este fato não esteja totalmente comprovado. O farmacista Samuel Heinrich Schwabe produziu em 1831 os primeiros desenhos mostrando seus detalhes.[94] A Mancha foi perdida de vista em várias ocasiões entre 1665 e 1708 e tornou-se bem visível em 1878. Foi registrada como tendo se atenuado em 1883 e no começo do século XX.[95]

Tanto Giovanni Alfonso Borelli quanto Cassini construíram tabelas do movimento dos satélites jupiterianos, permitindo a predição de quando os satélites iriam passar atrás ou na frente do planeta. Porém, na década de 1670, astrônomos notaram que estes eventos ocorriam cerca de 17 minutos mais tarde do que o esperado. Ole Rømer deduziu que visão não é instantânea (um fato que Cassini havia anteriormente rejeitado) e esta diferença foi utilizada para estimar a velocidade da luz.[96]

Em 1892, Edward Emerson Barnard descobriu um quinto satélite, utilizando o telescópio de 91 cm do Observatório Lick, Califórnia. A descoberta deste objeto relativamente pequeno, um atestado de sua ótima visão, tornou-o rapidamente famoso. O satélite foi posteriormente chamado de Amalteia.[97] Esta foi a última descoberta de um satélite planetário feita via observação visual.[98] Mais oito satélites seriam descobertos da Terra, antes da Voyager 1.

Imagem em infravermelho tomado pelo Very Large Telescope da ESO.

Em 1932, Rupert Wildt identificou bandas de absorção de amônia e metano no espectro de Júpiter.[99]

Três ovais anticiclônicas foram observados em 1938. Por décadas elas continuaram como distintas características da atmosfera jupiteriana, por vezes aproximando uma com a outra, mas nunca entrando em fusão. Em 1998, porém, duas das ovais de fundiram, absorvendo a terceira em 2000, criando a Oval BA.[100]

Em 1955, Bernard Burke e Kenneth Franklin detectaram pulsos de rádio vindos de Júpiter a 22,2 MHz.[30] O período dos pulsos igualava ao da rotação jupiteriana, como resultado, ambos utilizaram esta informação para aumentar a precisão do período de rotação do planeta. Descobriu-se que pulsos de rádio vinham em duas formas: pulsos longos, durando vários segundos, e pulsos curtos, de menos de um centésimo de segundo.[101]

Cientistas descobriram que existiam três formas de sinais de rádio transmitidas de Júpiter:

  • Pulsos de rádio decamétricos (com comprimento de onda de várias dezenas de metros) variam com a rotação de Júpiter, e são influenciados pela interação de Io com o campo magnético jupiteriano.[102]
  • Emissões de rádio decimétricas (com comprimento de onda em centímetros) foi observado pela primeira vez por Frank Drake e Hein Hvatum em 1959.[30] Estes sinais originam-se de um cinturão em torno do equador jupiteriano, e é causado por radiação ciclotrônica de elétrons acelerados pelo campo magnético jupiteriano.[103]
  • Radiação termal produzido por calor na atmosfera de Júpiter.[30]

Exploração[editar | editar código-fonte]

Desde 1973 várias sondas espaciais visitaram Júpiter. Missões para outros planetas dentro do Sistema Solar são realizadas ao custo de energia, que é descrita através da mudança de velocidade da espaçonave, ou delta-v. Missões para Júpiter, da Terra requerem um delta-v de 9,0 km/s,[104] o que é comparável aos 9,5 km/s delta-v necessários para alcançar órbita baixa em torno da Terra.[105] Gravidade assistida utilizando outros planetas podem ser utilizados para diminuir a energia requerida para alcançar Júpiter, ao custo de uma missão muito mais longa em tempo.[104]

Missões de sobrevoo[editar | editar código-fonte]

Imagem de Júpiter obtida pela Voyager 1 em 24 de janeiro de 1979, a uma distância de 40 milhões de quilômetros.
Missões de sobrevoo para Júpiter
Sonda Aproximação Distância
Pioneer 10 3 de dezembro de 1973 130 000 km
Pioneer 11 4 de dezembro de 1974 34 000 km
Voyager 1 5 de março de 1979 349 000 km
Voyager 2 9 de julho de 1979 570 000 km
Ulysses 8 de fevereiro de 1992 409 000 km
4 de fevereiro de 2004 120 000 000 km
Cassini 30 de dezembro de 2000 10 000 000 km
New Horizons 28 de fevereiro de 2007 2 304 535 km

Começando em 1973, várias sondas espaciais visitaram o planeta via manobras de fly by (isto é, passando próximo ao planeta mas não entrando em órbita nem entrando no planeta propriamente dito) em Júpiter. As missões Pioneer obtiveram as primeiras imagens de close-up da atmosfera jupiteriana e de vários de seus satélites. As sondas descobriram que os campos radioativos em torno do planeta eram muito mais fortes do que o esperado, mas ambas as espaçonaves sobreviveram no ambiente hostil. A trajetória de tais sondas foi utilizada para refinar as estimativas da massa do sistema jupiteriano. Ocultações de sinais de rádio pelo planeta resultaram em um aumento da precisão do diâmetro do planeta e da quantidade de achatamento polar.[19] [40]

Seis anos depois, as sondas Voyager aumentaram drasticamente o conhecimento dos satélites galileanos e descobriram os anéis de Júpiter. Essas sondas também confirmaram que a Grande Mancha Vermelha era anticiclônica. Comparações das fotos tomada pela Voyager e pela Pionner da Mancha Vermelha mostraram que a tempestade mudou de cor desde as missões Pionner, de laranja para marrom escuro. Um toro de átomos ionizados foi descoberto ao longo da órbita de Io e vulcões foram descobertos no último, alguns em erupção. As sondas observaram raios na atmosfera no planeta à noite.[20] [40]

A sonda Ulysses utilizou Júpiter como uma catapulta, para se impulsionar de modo a alcançar uma órbita polar em torno do sol. Durante este encontro, realizou estudos sobre a magnetosfera jupiteriana. Nenhuma imagem foi tomada já que a sonda não possui câmeras. Seis anos depois, ela fez outra aproximação, mas a distância foi bem maior.[106]

Em 2000, a sonda Cassini-Huygens, que seguia para Saturno, passou por Júpiter, fornecendo as imagens de melhor resolução já tomadas do planeta. Em 19 de dezembro de 2000, a sonda tomou uma imagem do satélite Himalia, mas como sua resolução foi muito baixa, não foi possível mostrar detalhes da superfície.[107]

A sonda New Horizons, rumo a Plutão, passou por Júpiter para obter gravidade assistida. Sua maior aproximação foi realizada em 28 de fevereiro de 2007.[108] As câmeras da sonda mediram a quantidade de plasma proveniente dos vulcões de Io, e analisaram os quatro satélites galileanos em detalhe, além de fazer observações de longa distância dos satélites Himalia e Elara.[109] Imagens começaram a ser tomadas desde 4 de setembro de 2006.[110] [111]

Galileu[editar | editar código-fonte]

Júpiter visto do espaço pela Cassini-Huygens.

A única espaçonave a orbitar Júpiter foi a Galileu, que entrou em órbita em 7 de dezembro de 1995. A missão durou sete anos, fazendo várias aproximações com os satélites galileanos e com Amalteia. Ela também testemunhou a colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter. Embora as informações enviadas pela sonda tenham sido extensivas, a quantidade de informação transmitida à Terra foi drasticamente reduzida devido à falha da antena primária da espaçonave, forçando-a a operar com sua antena secundária.[112]

Uma sonda atmosférica foi lançada da Galileu em julho de 1995, entrando na atmosfera em 7 de dezembro.[21] Utilizando um pára-quedas para reduzir sua velocidade, a sonda enviou informação sobre a atmosfera jupiteriana por 57,6 minutos, antes de ser destruída pela alta pressão atmosférica (22 vezes a pressão atmosférica terrestre ao nível do mar) e temperatura (153 °C).[113] A sonda principal Galileu sofreu uma versão mais rápida do mesmo destino, quando ela foi colocada intencionalmente em rota de colisão com Júpiter, em 21 de setembro de 2003, a uma velocidade de 50 km/s, para evitar qualquer possibilidade de colisão com Europa, satélite que os cientistas acreditam que possa abrigar algum tipo de vida.[112]

Sondas futuras[editar | editar código-fonte]

Em agosto de 2011, a NASA lançou a sonda Juno, que vai chegar em Júpiter em 2016. Ela vai entrar em uma órbita polar para estudar a composição, o campo magnético, campo gravitacional e magnetosfera polar do planeta, assim como revelar sua origem e evolução.[114] [115]

A Europa Jupiter System Mission (EJSM) é uma missão conjunta da NASA e da ESA para a exploração de Júpiter e seus satélites. A NASA e a ESA anunciaram em fevereiro de 2009 que esta missão possui prioridade em relação à outra missão conjunta proposta por ambas, a Titan Saturn System Mission.[116] [117] Na ESA, este projeto ainda enfrenta a competição financeira de outros projetos.[118] O lançamento do EJSM está previsto para 2020 e é composto pelo Jupiter Europa Orbiter, projeto liderado pela NASA, e pelo Jupiter Ganymede Orbiter, liderado pela ESA.[119]

Missões canceladas[editar | editar código-fonte]

Depois da descoberta de um possível oceano líquido no satélite Europa, no final da missão da sonda Galileu, a NASA está planejando uma missão dedicada para as luas congeladas. Esperava-se que a Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO), fosse lançada em torno de 2012. Porém, esta sonda foi cancelada em 2005.[120] Os europeus também cogitaram a Jovian Europa Orbiter.[121] Estas missões foram substituídas pela Europa Jupiter System Mission (EJSM) descrita acima.

Interação com o Sistema Solar[editar | editar código-fonte]

Animação mostrando as órbitas irregulares dos satélites externos de Júpiter.

A influência gravitacional de Júpiter afetou o Sistema Solar desde sua formação. A inclinação das órbitas da maioria dos planetas do Sistema Solar é mais similar à inclinação orbital jupiteriana do que à inclinação do equador solar (a única exceção é Mercúrio), as lacunas de Kirkwood no cinturão de asteroides devem-se primariamente a Júpiter e este pode ter sido responsável pelo intenso bombardeio tardio do interior do Sistema Solar.[122]

A maioria dos cometas de curto período - com período menor que 200 anos - pertence à família jupiteriana. Acredita-se que cometas pertencentes à família jupiteriana provêm do cinturão de Kuiper, além da órbita de Neptuno. Durante encontros próximos, a gravidade jupiteriana perturba as órbitas destes cometas, diminuindo seu período orbital. A gravidade jupiteriana, em conjunto com a do Sol, acaba por circularizar a órbita destes cometas.[123]

Asteroides troianos[editar | editar código-fonte]

Diagrama mostrando os troianos de Júpiter na órbita do planeta, bem como o cinturão principal de asteroides.

Além de seus satélites, a gravidade de Júpiter controla numerosos asteroides que orbitam nos pontos de Lagrange, precedendo e seguindo o planeta a uma distância de 60° em sua órbita em torno do Sol. Estes asteroides são os asteroides troianos de Júpiter, que localizam-se nos pontos L4 (asteróides "gregos") e L5 (asteroides "troianos"), em referência à Ilíada.[124]

O primeiro asteroide troiano, 588 Achilles, foi descoberto por Max Wolf em 1906. Desde então, cerca de três mil destes corpos foram descobertos, sendo o maior deles 624 Hektor.[125]

Estima-se que o número de asteroides troianos seja cerca de um milhão.[126]

Captura temporária de satélites[editar | editar código-fonte]

A grande esfera de Hill de Júpiter permite ao planeta capturar temporariamente diversos corpos menores, com tais corpos permanecendo em órbita variando entre alguns anos até milhões de anos.[127] O termo utilizado para descrever estes eventos é captura temporária de satélites (TSC). Exemplos destes satélites são 82P/Gehrels, 111P/Helin-Roman-Crockett, 147P/Kushida-Muramatsu, P/1996 R2 Lagerkvist e provavelmente o Shoemaker-Levy 9.[128] Acredita-se que vários dos satélites irregulares das regiões exteriores do sistema jupiteriano sejam asteroides que foram capturados pelo planeta.[129] [130]

Impactos[editar | editar código-fonte]

Imagem do Telescópio Hubble de 23 de julho de 2009 mostrando uma mancha de cerca de oito mil quilômetros de extensão causada por um impacto.[131]

Júpiter tem sido chamado de "aspirador" do Sistema Solar,[132] devido ao seu enorme poço gravitacional e sua localização próxima ao interior do Sistema Solar. É o planeta que mais recebe impactos de cometas.[133] Acreditava-se que Júpiter protegia o interior do Sistema Solar de cometas que poderiam colidir nos planetas terrestres caso passassem antes da órbita de Júpiter, porém, simulações computadorizadas recentes sugerem que o planeta não causa uma redução do número de cometas que orbitam antes da órbita jupiteriana, visto que sua gravidade perturba a órbita dos cometas em direção ao interior do Sistema Solar, em números similares aos cometas que são absorvidos ou ejetados por Júpiter.[134] Este tópico ainda é controverso entre os astrônomos, visto que alguns astrônomos acreditam que Júpiter atrai cometas do cinturão de Kuiper em direção à Terra, enquanto outros acreditam que Júpiter protege a Terra através da estabilização da Nuvem de Oort.[135]

Uma análise de desenhos astronômicos históricos sugerem que o astrônomo Cassini pode ter reportado uma característica proveniente de um impacto, em 1690. Outras oito observações candidatas possuem pouca ou nenhuma possibilidade de ser um impacto.[136]

Em 19 de julho de 2009, uma mancha causada por um impacto foi descoberta, a cerca de 216° longitude no Sistema II. A mancha, de cor negra, tinha o tamanho similar a OvalBA. Observações detalhadas em infravermelho do Observatório Keck, mostraram que o impacto aqueceu o interior do planeta.[137] [138] [139] O corpo causador não foi detectado antes da colisão, embora acredite-se que tenha sido um asteróide ou um cometa inativo, não com mais de um quilômetro de diâmetro.[140]

Impacto do Shoemaker-Levy 9[editar | editar código-fonte]

Imagem em ultravioleta de Júpiter, cerca de 2,5 horas após impacto do fragmento R do cometa Shoemaker-Levy 9. O ponto preto no topo é um dos satélites galileanos transitando Júpiter.

Entre 16 de julho e 22 de julho de 1994, mais de 20 fragmentos do cometa Shoemaker-Levy 9 atingiram o hemisfério sul de Júpiter,[141] [142] [143] [144] sendo o primeiro impacto entre dois corpos significativos do Sistema Solar observado diretamente. Descoberto em 25 de março de 1993 pelos astrônomos Eugene e Carolyn Shoemaker e David Levy,[145] durante observações fotográficas de Júpiter, o cometa imediatamente despertou interesse da comunidade científica devido à sua órbita, próxima a Júpiter e por sua fragmentação, interesse que aumentou ainda mais quando a possibilidade de impacto com o planeta foi confirmada.[146]

Acredita-se que o cometa tenha sido capturado por Júpiter entre as décadas de 1960 e 1970. Durante este evento, o cometa teria passado dentro da esfera de Hill de Júpiter, com as forças de maré subsequentemente fragmentando-o.[147]

O impacto do cometa gerou manchas mais proeminentes do que a Grande Mancha Vermelha que persistiram por vários meses. Também permitiu aos cientistas analisar a estrutura e composição do planeta através de estudos de espectroscopia, das ondas sísmicas e das emissões electromagnéticas geradas por ele.[148] [149] [150]

Possibilidade de vida[editar | editar código-fonte]

Em 1953, a experiência de Miller-Urey demonstrou que uma combinação de raios e compostos químicos que existiam na atmosfera da Terra primordial poderia formar compostos orgânicos (incluindo aminoácidos) que serviriam de blocos de construção da vida. A atmosfera simulada incluía água, metano, amônia e hidrogênio molecular, todos sendo moléculas presentes em Júpiter. Porém, a atmosfera jupiteriana possui uma circulação de ar vertical muito forte, o que carregaria tais compostos para regiões mais profundas, cuja temperatura os degradaria e, subsequentemente, impediria a formação de vida semelhante à da terra.[151]

É altamente improvável que exista qualquer tipo de vida, em Júpiter, semelhante à da Terra, visto que água está presente em quantidade mínima na atmosfera jupiteriana e qualquer superfície sólida dentro do planeta estaria sob pressão e temperatura extraordinariamente altas. Porém, em 1976, antes das missões Voyager, foi hipotetisado que vida baseada em amônia ou mesmo água poderia desenvolver-se na atmosfera superior jupiteriana. Esta hipótese foi baseada na ecologia de mares terrestres, que possuem plâncton que utilizam fotossíntese para obter energia em níveis superiores, peixes em níveis inferiores alimentando-se dos primeiros e predadores marinhos que caçam os peixes.[152] [153]

Júpiter na cultura humana[editar | editar código-fonte]

Júpiter era conhecido desde tempos antigos. É visível a olho nu à noite, e pode ser ocasionalmente visto de dia quando o Sol está baixo no horizonte.[154] Para os babilônicos, o objeto representava o deus Marduque, possivelmente utilizando a órbita jupiteriana (que é de aproximadamente 12 anos) ao longo da eclíptica para definir as constelações do zodíaco.[40] [155] Os antigos romanos nomearam o planeta em homenagem ao principal deus da mitologia romana, Júpiter (Iupiter), cujo nome provém do caso vocativo protoindo-europeu dyeu ph2ter, que significa "padrinho".[15] O símbolo astronômico de Júpiter, ♃, é uma representação estilizada do raio do deus romano. "Jupiteriano" e "joviano" são os adjetivos do planeta.[156] [157] [158]

Os chineses, japoneses, coreanos e vietnamitas nomearam o planeta de "estrela de madeira", 木星,[159] baseado nos cinco elementos chineses. Os gregos nomearam o planeta de Φαέθων, "faetonte", que significa "iluminado". Na astrologia védica, astrólogos hindus nomearam o planeta em homenagem a Brihaspati, o professor religioso dos deuses, chamando comumente o planeta de "guru", literalmente, "o pesado".[160] Júpiter é a origem do dia de semana "quinta-feira" (por exemplo, jueves em castelhano) em todos os idiomas românicos com a exceção do português. No inglês, a origem da palavra Thursday (quinta-feira em português) é "dia de Thor", com Thor sendo associado ao planeta Júpiter na mitologia germânica.[161] Na astrologia ocidental, Júpiter está associado com crescimento, prosperidade e sorte, e os sentidos de justiça e moralidade. Governa longas viagens, educação superior, religião e lei.[162]

Apesar de seu brilho, Júpiter é raramente mencionado em obras literárias antigas e medievais, sendo mencionado primariamente como uma referência astrológica. Em tempos modernos, porém, o sistema jupiteriano foi mencionado em várias obras de ficção científica.[163]

Notas

  1. Em 2008, o maior planeta - em diâmetro - conhecido fora do sistema solar era TrES-4.[54]
  2. A idade do Sol foi determinada através de modelos computadorizados de evolução estelar e nucleocosmocronologia.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. Yeomans, Donald K. (12/07/2006). HORIZONS System NASA JPL. Página visitada em 08/08/2007. — No website, vá para "web interface", e selecione "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Jupiter Barycenter" e "Center: Sun".
  2. Elementos orbitais referem ao baricentro do sistema jupiteriano, e são os valores instantâneos valores osculadores na época J2000. Quantidades de baricentro são dados porque, ao contrário do centro planetário, eles não experenciam mudanças notáveis no dia-a-dia devido à orbita dos satélites.
  3. The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter (03/04/2009). Página visitada em 10/04/2009.
  4. Seligman, Courtney. Rotation Period and Day Length. Página visitada em 13/08/2009.
  5. Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’Hearn, M. F.; et al.. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90: 155–180. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y.
  6. NASA: Solar System Exploration: Planets: Jupiter: Facts & Figures.
  7. Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; de Burgh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2001). Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000 HNSKY Planetarium Program. Página visitada em 02/02/2007.
  8. a b Anonymous. (March 1983). "Probe Nephelometer". Galileo Messenger (6). NASA/JPL.
  9. Williams, Dr. David R. (November 16, 2004). Jupiter Fact Sheet NASA. Página visitada em 2007-08-08.
  10. Jupiter. Página visitada em 21/12/2009.
  11. Gas giant. Página visitada em 21/12/2009.
  12. Staff (2007). Jupiter Data Sheet – SPACE.com Imaginova. Página visitada em 03/06/2008.
  13. Jupiter's Great Red Spot. Página visitada em 21/12/2009.
  14. a b c d e Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). Jupiter World Book @ NASA. Página visitada em 10/08/2006.
  15. a b Harper, Douglas (November 2001). Jupiter Online Etymology Dictionary. Página visitada em 23/02/2007.
  16. a b Galilean satellites. Página visitada em 21/12/2009.
  17. Ganymede nineplanets.org (31 de outubro de 1997). Página visitada em 27-02-2008.
  18. Missions to Jupiter.
  19. a b Pioneer NASA (1 de agosto de 2006). Página visitada em 21/12/2009.
  20. a b Jupiter NASA Jet Propulsion Laboratory (14 de janeiro de 2003). Página visitada em 28/11/2006.
  21. a b Galileo Project Information. Página visitada em 21/12/2009.
  22. a b Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.. (2005). "Internal structure of Europa and Callisto". Icarus 177: 550–369. DOI:10.1016/j.icarus.2005.04.014.
  23. Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N.. (1981). "The helium abundance of Jupiter from Voyager". Journal of Geophysical Research 86: 8713–8720. DOI:10.1029/JA086iA10p08713.
  24. a b Kunde, V. G. et al.. (September 10, 2004). "Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment". Science 305 (5690): 1582–86. DOI:10.1126/science.1100240. PMID 15319491.
  25. Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R.. (1985). "Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment". Icarus 64: 233–48. DOI:10.1016/0019-1035(85)90201-5.
  26. Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H.. (1996). "The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere". Science 272 (5263): 846–849. DOI:10.1126/science.272.5263.846. PMID 8629016.
  27. a b Mahaffy, Paul. Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. Página visitada em 06/06/2007.
  28. Ingersoll, A. P.; Hammel, H. B.; Spilker, T. R.; Young, R. E. (1 de junho de 2005). Outer Planets: The Ice Giants (PDF) Lunar & Planetary Institute. Página visitada em 01/02/2007.
  29. a b c d Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.. In: Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. [S.l.]: Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087
  30. a b c d e f g h i j k l m Elkins-Tanton, Linda T.. Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8
  31. Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B.. (1997). "New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models". Icarus 130: 534–539. DOI:10.1006/icar.1997.5812.
  32. a b c B. Militzer, W. B. Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, S. A. Bonev. . "A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations" 688: L45-L48. DOI:10.1086/594364.
  33. Various. In: McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence. Encyclopedia of the Solar System. 2nd ed. [S.l.]: Academic Press, 2006. p. 412. ISBN 0120885891
  34. Horia, Yasunori; Sanoa, Takayoshi; Ikomaa, Masahiro; Idaa, Shigeru. (2007). "On uncertainty of Jupiter's core mass due to observational errors". Proceedings of the International Astronomical Union 3: 163–166. Cambridge University Press. DOI:10.1017/S1743921308016554.
  35. Lodders, Katharina. (2004). "Jupiter Formed with More Tar than Ice". The Astrophysical Journal 611 (1): 587–597. DOI:10.1086/421970.
  36. Guillot, T.. (1999). "A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn". Planetary and Space Science 47 (10–11): 1183–200. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00043-4.
  37. a b Lang, Kenneth R. (2003). Jupiter: a giant primitive planet NASA. Página visitada em 10/01/2007.
  38. Züttel, Andreas. (September 2003). "Materials for hydrogen storage". Materials Today 6 (9): 24–33. DOI:10.1016/S1369-7021(03)00922-2.
  39. Ingersoll, A. P.; Dowling, T. E.; Gierasch, P. J.; Orton, G. S.; Read, P. L.; Sanchez-Lavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A. A.; Vasavada, A. R. Dynamics of Jupiter’s Atmosphere (PDF) Lunar & Planetary Institute. Página visitada em 01/02/2007.
  40. a b c d e f g Burgess, Eric. By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press, 1982. ISBN 0-231-05176-X
  41. Surprising Jupiter: Busy Galileo spacecraft showed jovian system is full of surprises NASA (25 de fevereiro de 2006). Página visitada em 20/02/2007.
  42. Kerr, Richard A.. (2000). "Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather". Science 287 (5455): 946–947. DOI:10.1126/science.287.5455.946b.
  43. Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; Simon-Miller, A. (2006). "A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores". DPS meeting #38, #11.15, American Astronomical Society. Página visitada em 20/02/2007. 
  44. Jupiter Data Sheet Space.com. Página visitada em 02/02/2007.
  45. Denning, W. F.. (1899). "Jupiter, early history of the great red spot on". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 59: 574–584.
  46. Kyrala, A.. (1982). "An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter". Moon and the Planets 26: 105–7. DOI:10.1007/BF00941374.
  47. Sommeria, Jöel; Steven D. Meyers & Harry L. Swinney. (25 de fevereiro de 1988). "Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot". Nature 331: 689–693. DOI:10.1038/331689a0.
  48. Covington, Michael A.. Celestial Objects for Modern Telescopes. [S.l.]: Cambridge University Press, 2002. p. 53. ISBN 0521524199
  49. Cardall, C. Y.; Daunt, S. J. The Great Red Spot University of Tennessee. Página visitada em 02/02/2007.
  50. Phillips, Tony (3 de março de 2006). Jupiter's New Red Spot NASA. Página visitada em 02/02/2007.
  51. Jupiter's New Red Spot (2006). Página visitada em 09/03/2006.
  52. Steigerwald, Bill (14 de outubro de 2006). Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger NASA. Página visitada em 02/02/2007.
  53. Goudarzi, Sara (4 de maio de 2006). New storm on Jupiter hints at climate changes USA Today. Página visitada em 02/02/2007.
  54. Mandushev, Georgi; et al.. (2007). "TrES-4: A Transiting Hot Jupiter of Very Low Density". The Astrophysical Journal Letters 667: L195–L198. DOI:10.1086/522115.
  55. Guillot, Tristan. (1999). "Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System". Science 286 (5437): 72–77. DOI:10.1126/science.286.5437.72. PMID 10506563.
  56. Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I.. (1993). "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models". Astrophysical Journal 406 (1): 158–71. DOI:10.1086/172427.
  57. Queloz, Didier. "VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars", European Southern Observatory, 19 de novembro de 2002. Página visitada em 12/01/2007.
  58. Bodenheimer, P.. (1974). "Calculations of the early evolution of Jupiter". Icarus 23: 319–25. DOI:10.1016/0019-1035(74)90050-5.
  59. Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B.. (1987). "Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties". Icarus 69 (3): 458–98. DOI:10.1016/0019-1035(87)90018-2.
  60. a b Burns, J. A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al.. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284: 1146–50. DOI:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220.
  61. Fieseler, P.D.. (2004). "The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea". Icarus 169 (2): 390–401. DOI:10.1016/j.icarus.2004.01.012.
  62. Brainerd, Jim. "Jupiter's Magnetosphere", The Astrophysics Spectator, 22/11/2004. Página visitada em 10/08/2008.
  63. Radio Storms on Jupiter NASA (20 de fevereiro de 2004). Página visitada em 01/02/2007.
  64. Herbst, T. M.; Rix, H.-W.. In: Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio. Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT. [S.l.: s.n.], 1999. 341–350 pp. ISBN 1-58381-014-5 Página visitada em 20/05/2009. – Veja secção 3,4.
  65. Michtchenko, T. A.; Ferraz-Mello, S.. (February 2001). "Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter–Saturn Planetary System". Icarus 149 (2): 77–115. DOI:10.1006/icar.2000.6539.
  66. Interplanetary Seasons Science@NASA. Página visitada em 20/02/2007.
  67. Ridpath, Ian. Norton's Star Atlas. 19th ed. [S.l.]: Prentice Hall, 1998. ISBN 0582356555
  68. Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C.. In: Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. [S.l.]: Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087
  69. Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F.. (2003). "Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites". The Astronomical Journal 126 (1): 398–429. DOI:10.1086/375461.
  70. Showman, A. P.; Malhotra, R.. (1999). "The Galilean Satellites". Science 286 (5437): 77–84. DOI:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  71. Solar System's largest moon likely has a hidden ocean Jet Propulsion Laboratory. NASA (16-12-2000). Página visitada em 2008-01-11.
  72. Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G.. (2002). "Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites". Icarus 159: 500–504. DOI:10.1006/icar.2002.6939.
  73. Moore, W. B. et al.. In: R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. Io after Galileo. [S.l.]: Springer-Praxis, 2007. 89–108 pp. ISBN 3-540-34681-3
  74. Arnett, Bill; Europa (7 de novembro de 1996)
  75. Hamilton, Calvin J.. Jupiter's Moon Europa.
  76. Williams, Dr. David R. (16 de novembro de 2004). Jupiter Fact Sheet NASA. Página visitada em 2007-08-08.
  77. Anonymous. Favorable Appearances by Jupiter. Página visitada em 02/01/2008. (Horizons)
  78. Encounter with the Giant NASA (1974). Página visitada em 17/02/2007.
  79. A. Bonanno; H. Schlattl, L. Patern. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390.
  80. S. W. Falk; J. M. Lattmer, S. H. Margolis. . "Are supernovae sources of presolar grains?" 270: 700–701.
  81. Ann Zabludoff (University of Arizona). Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. Página visitada em 27/12/2006.
  82. a b c "Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas". Icarus 124: 62–85.
  83. a b c d (maggio 2008) "The Genesis of Planets". Scientific American 298: 50–59.
  84. a b "Formation of Jupiter and Conditions for Accretion of the Galilean Satellites".
  85. Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune. [S.l.: s.n.], 2007. arXiv 0712.0553
  86. (outubro de 2002) "[1]". Astronomy and Astrophysics 394: 241–251. DOI:10.1051/0004-6361:20021108.
  87. F. A. Franklin, N. K. Lewis,P. R. Soper, M. J. Holman. (setembro de 2004). "HildaAsteroids as Possible Probes of Jovian Migration". The Astronomical Journal 128: 1391–1406. DOI:10.1086/422920.
  88. a b Canup, Robert M.; Ward, William R.. Europa. [S.l.]: University of Arizona Press (in press), 2009.
  89. R. M. Canup, W. R. Ward. Europa. [S.l.: s.n.], 2009.
  90. Jupiter SolStation.com. Página visitada em 05/06/2009.
  91. Westfall, Richard S. Galilei, Galileo The Galileo Project. Página visitada em 10/01/2007.
  92. Xi, Z. Z.. (1981). "The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo". Acta Astrophysica Sinica 1 (2): 87.
  93. Dong, Paul. China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic. [S.l.]: China Books, 2002. ISBN 0835126765
  94. Murdin, Paul. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: Institute of Physics Publishing, 2000. ISBN 0122266900
  95. SP-349/396 Pioneer Odyssey—Jupiter, Giant of the Solar System NASA (August 1974). Página visitada em 10/08/2006.
  96. Roemer's Hypothesis MathPages. Página visitada em 12/01/2007.
  97. Tenn, Joe (March 10, 2006). Edward Emerson Barnard Sonoma State University. Página visitada em 10/01/2007.
  98. Amalthea Fact Sheet NASA JPL (1 de outubro de 2001). Página visitada em 21/02/2007.
  99. Dunham Jr., Theodore. (1933). "Note on the Spectra of Jupiter and Saturn". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 45: 42–44. DOI:10.1086/124297.
  100. Youssef, A.; Marcus, P. S.. (2003). "The dynamics of jovian white ovals from formation to merger". Icarus 162 (1): 74–93. DOI:10.1016/S0019-1035(02)00060-X.
  101. Weintraub, Rachel A. (26 de setembro de 2005). How One Night in a Field Changed Astronomy NASA. Página visitada em 18/02/2007.
  102. Garcia, Leonard N. The Jovian Decametric Radio Emission NASA. Página visitada em 18/02/2007.
  103. Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J. (1996). Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9 NASA. Página visitada em 18/02/2007.
  104. a b Wong, Al (28 de maio de 1998). Galileo FAQ - Navigation NASA. Página visitada em 19/12/2009.
  105. Zandbergen. Delta-v (velocity increment) budget Delft University of Technology. Página visitada em 19/12/2009.
  106. Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S. (2004). Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation (PDF) American Institute of Aeronautics and Astronautics. Página visitada em 28/11/2006.
  107. Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P.. (2004). "The Cassini-Huygens flyby of Jupiter". Icarus 172 (1): 1–8. DOI:10.1016/j.icarus.2004.06.018.
  108. "Mission Update: At Closest Approach, a Fresh View of Jupiter". Página visitada em 27/07/2007.
  109. "Pluto-Bound New Horizons Provides New Look at Jupiter System". Página visitada em 27/07/2007.
  110. New Horizons targets Jupiter kick BBC News Online (19 de janeiro de 2007). Página visitada em 20/01/2007.
  111. Alexander, Amir (27 de setembro de 2006). New Horizons Snaps First Picture of Jupiter The Planetary Society. Página visitada em 19/12/2006.
  112. a b McConnell, Shannon (14 de abril de 2003). Galileo: Journey to Jupiter NASA Jet Propulsion Laboratory. Página visitada em 28/11/2006.
  113. Magalhães, Julio (10 de dezembro de 1996). Galileo Probe Mission Events NASA Space Projects Division. Página visitada em 02/02/2007.
  114. Goodeill, Anthony (31/03/2008). New Frontiers – Missions - Juno NASA. Página visitada em 02/01/2007.
  115. Juno Mission to Jupiter 2 pp. NASA (04/09). Página visitada em 14/10/2011.
  116. Talevi, Monica; Brown, Dwayne (18/02/2009). NASA and ESA Prioritize Outer Planet Missions. Página visitada em 18/02/2009.
  117. Rincon, Paul. "Jupiter in space agencies' sights", BBC News, 18/02/2009. Página visitada em 28/02/2009.
  118. Volonte, Sergio. "Cosmic Vision 2015-2025 Proposals", ESA, 10/07/2007. Página visitada em 18/02/2009.
  119. Laplace: A mission to Europa & Jupiter system ESA. Página visitada em 23/01/2009.
  120. Berger, Brian. "White House scales back space plans", MSNBC, 07/02/2005. Página visitada em 02/01/2007.
  121. Atzei, Alessandro (27/04/2007). Jovian Minisat Explorer ESA. Página visitada em 08/05/2008.
  122. Kerr, Richard A.. (2004). "Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?". Science 306 (5702): 1676. DOI:10.1126/science.306.5702.1676a. PMID 15576586.
  123. Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M.. (1990). "Planetary perturbations and the origins of short-period comets". Astrophysical Journal, Part 1 355: 667–679. DOI:10.1086/168800.
  124. Nicholson, Seth B.. (1961). "The Trojan asteroids". Astronomical Society of the Pacific Leaflets 8: 239–46.
  125. List Of Jupiter Trojans IAU Minor Planet Center. Página visitada em 10/07/2009.
  126. Yoshida, F.; Nakamura, T. (2005). "Size distribution of faint L4 Trojan asteroids". The Astronomical journal 130: 2900–11. DOI:10.1086/497571.
  127. A. Carusim, G. B. Valsecci. (1979). "Numerical Simulations of Close Encounters Between Jupiter and Minor Bodies". Asteroids: 391–415.
  128. K. Ohtsuka, T. Ito, M. Yoshikawa, D. J. Asher, H. Arakida. Quasi Hilda Comet 147P/Kushida-Muramatsu Another long temporary satellite capture by Jupiter. Página visitada em 07-09-2009.
  129. T. A. Heppenheimer. (1975). "On the Presumed Capture Origin of Jupiter's Outer Satellites". Icarus 24: 172–180. DOI:10.1016/0019-1035(75)90094-9.
  130. T. A. Heppenheimer, C. Porco. (1977). "New Contributions to the Problem of Capture". Icarus 30: 385–401. DOI:10.1016/0019-1035(77)90173-7.
  131. Dennis Overbye. "Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’", New York Times, 24/07/2009. Página visitada em 25/07/2009.
  132. Lovett, Richard A.. "Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar System", National Geographic News, 15 de dezembro de 2006. Página visitada em 2007/01/08.
  133. Nakamura, T.; Kurahashi, H.. (1998). "Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation". Astronomical Journal 115 (2): 848–854. DOI:10.1086/300206.
  134. Horner, J.; Jones, B. W.. (2008). "Jupiter - friend or foe? I: the asteroids". International Journal of Astrobiology 7 (3–4): 251–261. DOI:10.1017/S1473550408004187.
  135. Overbyte, Dennis. "Jupiter: Our Comic Protector?", Thew New York Times, 25/07/2009. Página visitada em 27/07/2009.
  136. Tabe, Isshi; Watanabe, Jun-ichi; Jimbo, Michiwo (February 1997), "Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690", Publications of the Astronomical Society of Japan 49: L1–L5, Bibcode1997PASJ...49L…1T, http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1997PASJ...49L…1T/L000001.000.html 
  137. Grossman, Lisa (20 de julho de 2009), "Jupiter sports new 'bruise' from impact", New Scientist, http://www.newscientist.com/article/dn17491-jupiter-sports-new-bruise-from-impact.html 
  138. Staff. "Amateur astronomer discovers Jupiter collision", ABC News online, 2009/07/21. Página visitada em 21/07/2009.
  139. Salway, Mike (19 de julho de 2009). Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley IceInSpace. Página visitada em 19/07/2009.
  140. Hubble Captures Rare Jupiter Collision Hubblesite (STScI-2009-23) (24/07/2009). Página visitada em 24/07/2009.
  141. Baalke, Ron. Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter NASA. Página visitada em 02/01/2007.
  142. Britt, Robert R.. "Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter", space.com, 23 de agosto de 2004. Página visitada em 20/02/2007.
  143. Comet Shoemaker-Levy 9 Collision with Jupiter (Fevereiro de 2005). Página visitada em 31-03-2009.
  144. Shannon McConnell (14 de abril de 2003). Galileo: Journey to Jupiter. Página visitada em 28-11-2006.
  145. Eugene Shoemaker (1928-1997) (18-07-1997)). Página visitada em 18-02-2009.
  146. Chapman, Clark R.. (June 1993). "Comet on target for Jupiter". Nature 363: 492–493. DOI:10.1038/363492a0.
  147. Landis, R.R. (1994). Comet P/Shoemaker-Levy's Collision with Jupiter: Covering HST's Planned Observations from Your Planetarium Proceedings of the International Planetarium Society Conference held at the Astronaut Memorial Planetarium & Observatory, Cocoa, Florida, July 10–16 1994. Students for the Exploration and Development of Space. Página visitada em 08-08-2008.
  148. Noll, K.S.; McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, J.J.; Barnet, C.; Edgington, S.. (March 1995). "HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9". Science 267 (5202): 1307–1313. DOI:10.1126/science.7871428. PMID 7871428.
  149. Ingersoll, A. P.; Kanamori H.. (Abril 1995). "Waves from the collisions of comet Shoemaker-Levy 9 with Jupiter". Nature 374: 706–708. DOI:10.1038/374706a0.
  150. Olano, C. A.. (August 1999). "Jupiter's Synchrotron Emission Induced by the Collision of Comet Shoemaker-Levy 9". Astrophysics and Space Science 266 (3): 347–369. DOI:10.1023/A:1002020013936.
  151. Heppenheimer, T. A. (2007). Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space National Space Society. Página visitada em 26/02/2007.
  152. Life on Jupiter Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight. Página visitada em 09/03/2006.
  153. Sagan, C.; Salpeter, E. E.. (1976). "Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere". The Astrophysical Journal Supplement Series 32: 633–637. DOI:10.1086/190414.
  154. Staff. "Stargazers prepare for daylight view of Jupiter", ABC News Online, 16 de junho de 2005. Página visitada em 28/02/2008.
  155. Rogers, J. H.. (1998). "Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions". Journal of the British Astronomical Association 108: 9–28.
  156. Jupiteriano no dicionário on-line Michaelis UOL.com. Página visitada em 02/09/2009.
  157. Jupiteriano no dicionário e enciclopédia on-line Infopedia.com Infopedia.com. Página visitada em 2009/09/02.
  158. Joviano no dicionário on-line Dicio.com.br Dicio.com.br. Página visitada em 2009/09/02.
  159. Arnett, Bill (January 28, 2007). Planetary Linguistics The Nine Planets Solar System Tour. Página visitada em 08/03/2007.
  160. Guru Indian Divinity.com. Página visitada em 14/02/2007.
  161. Falk, Michael. (1999). "Astronomical Names for the Days of the Week". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 93: 122–33.
  162. L. Cantamessa. In: University of Virginia. Astrologia: opere a stampa, 1472-1900. [S.l.: s.n.], 2007. p. 1105. ISBN 88-222-5670-0
  163. Lawrence Hall of Science, University of California - Berkeley (31 de março de 2009). Literature Connections to Moon of Jupiter. Página visitada em 20-05-2009.

Bibliografia[editar | editar código-fonte]

  • Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (eds.). Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087
  • Beebe, Reta. Jupiter: The Giant Planet. Second ed. Washington, D.C.: Smithsonian Institution Press, 1996. ISBN 1560986859

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

Outros projetos Wikimedia também contêm material sobre este tema:
Wikcionário Definições no Wikcionário
Commons Imagens e media no Commons
Commons Categoria no Commons