Pode parecer estranho, mas nós estamos nos movendo mais rápido que um avião a jato!

Você sabia? Já parou pra pensar?

A Terra está se deslocando a uma velocidade média de 107,200 km/h em órbita do Sol! 

E sua rotação (movimento em torno do próprio eixo) é de quase 1700 km/h na região do Equador! Sim, meu, caro, você está  viajando no espaço sideral em uma velocidade tão absurda que seria possível chegar à Lua em cerca de 4 horas de viagem com ela! 

Mas como é que não sentimos isso?

A explicação é simples: inércia e velocidade constante. Quando você está em um ônibus se deslocando com uma velocidade constante, você só percebe que ele está se movimentando se olhar para fora das janelas e ver as coisas sendo deixadas rápido para trás. 

Mas, tirando isso, você pode fazer tudo normalmente dentro desse ônibus: andar, pular, se sentar confortavelmente, etc. É como se você estivesse se movimentando no chão (superfície da Terra). Mas basta o motorista colocar o pé no freio ou acelerador para você perceber, da forma mais desagradável possível, que está se movimentando bem rápido.

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 *@dreamers_astronomy !!✨🌌🔭 

Halla, o planeta que não deveria existir

Com essa descoberta fora deste mundo, parece que entramos na versão cósmica de uma zona crepuscular. O nosso conhecimento atual da física celeste enfrenta um sério desafio com a descoberta do exoplaneta semelhante a Júpiter, Halla. E a narrativa se torna ainda mais intrigante – é um planeta que não deveria existir.

Pairando a cerca de 520 anos-luz de nós, na constelação da Ursa Menor, Halla dança audaciosamente ao redor de sua estrela, Baekdu. Agora, você pode pensar que não há nada de estranho nisso. No entanto, o enigma aqui é o seguinte – Baekdu já passou por uma transição estelar ardente, semelhante à expansão prevista do nosso próprio Sol, que deveria ter, em teoria, engolido Halla em uma conflagração cósmica cataclísmica.

A Terra também está destinada a enfrentar um destino semelhante algum dia, quando nossa estrela mãe se transformar em uma gigante vermelha, nos reduzindo a uma memória derretida. O fato impressionante, porém, é que Halla sobreviveu a um cenário semelhante, desafiando o que pensávamos saber sobre as relações entre estrelas e planetas.

Halla, o planeta que não deveria existir

Por meio do Satélite de Pesquisa de Exoplanetas em Trânsito (TESS) da NASA, os pesquisadores foram capazes de examinar as oscilações estelares de Baekdu. Eles encontraram sinais de combustão de hélio no núcleo da estrela, uma indicação clara de que Baekdu já havia sido uma gigante vermelha, sugerindo que já havia queimado todo o seu combustível de hidrogênio.

Apesar disso, Halla, que orbita Baekdu a uma distância equivalente à metade daquela entre a Terra e o Sol, foi observado em uma órbita estável, quase circular, por mais de uma década, segundo o Space.

Nessa dança interestelar de sobrevivência, o pequeno planeta valente deixou a comunidade científica boquiaberta. A equipe de astrônomos que se deparou com esse fenômeno desconcertante foi liderada por Marc Hon, membro da equipe Hubble da NASA do Instituto de Astronomia do Havaí. Segundo Hon, “O fato de Halla ter conseguido persistir nas proximidades de uma estrela gigante que, até onde sabemos, deveria tê-lo engolido, destaca o planeta como um sobrevivente extraordinário.”

A descoberta de Halla gerou uma enxurrada de teorias. Alguns sugerem que Halla é um planeta de segunda geração, nascido de novo a partir dos destroços gasosos ardentes de uma colisão estelar. Essa teoria poderia abrir um mundo de possibilidades, incluindo o potencial para descobrir mais planetas orbitando estrelas altamente evoluídas, devido às interações de estrelas binárias.

Seja como for, a história de Halla destaca que o universo é muito mais diversificado e misterioso do que entendíamos anteriormente. Halla, o ‘planeta que não deveria existir’, agita a nossa curiosidade cósmica, desafiando nossas percepções e nos instigando a reconsiderar nosso entendimento de como as estrelas e seus companheiros planetários evoluem.

Portanto, se há algo a retirar dessa impressionante anomalia celestial, é isto – no domínio da exploração cósmica, espere o inesperado!

Esta é uma visão aproximada do núcleo interno da M8 - A Nebulosa da Lagoa

 Esta é uma visão aproximada do núcleo interno da M8 - A Nebulosa da Lagoa. Ela reside a cerca de 4.000 anos-luz de distância na constelação de Sagitário.

Crédito: Richard Mclnnis 👏

Tivemos a noite mais clara em 2 meses, pois a fumaça / poluição dos incêndios florestais no Canadá parece ter finalmente desaparecido.

Com noites de verão muito curtas disponíveis (apenas cerca de 4 horas) para imagens na área de Chicago, decidi fotografar este belo alvo simultaneamente com vários telescópios para coletar fótons suficientes para 'talvez' ter alguns dados utilizáveis ​​para processar.

Este alvo do hemisfério sul mal atingiu o horizonte do meu quintal entre algumas árvores próximas e algumas distorções atmosféricas. Felizmente, esse alvo é bastante brilhante e consegui capturar pouco menos de 5 horas de dados. Estou impressionado com sua beleza e ainda mais surpreso que possamos usar equipamentos amadores de nossos quintais poluídos para capturar essas joias do céu noturno. Espero que você goste!

Celestron 11” edge HD com redutor de 0,7x e filtro Chroma 3nm Sulfer 75 x 2 min = 2,5 horas

Celestron 14” edge HD com redutor de 0,7x e filtro de hidrogênio Antlia 3nm 75 x 1 min = 1,25 h

Celestron 14” edge HD com redutor de 0,7x e filtro de oxigênio Antlia 3nm 57 x 1 min = 57 minutos

Celestron OAG e uma câmera guia de 174 mm

ZWO 2600MM Pro resfriado a -10° / ganho 100.

ZWO ASIAIR pro

Focalizador ZWO EAF

ZWO EFW 7x36mm.

Imaged de meu quintal da garrafa 8. Processado no Pixinsight.

#pribetelgeuse

Encontrado um planeta raro totalmente coberto por um oceano

Cientistas descobriram recentemente o TOI-733b, um raro exoplaneta com aproximadamente o dobro do tamanho da Terra e aparentemente coberto por um oceano.

Localizado a 245 anos-luz de distância, foi identificado usando o Satélite de Levantamento de Exoplanetas em Trânsito (TESS) da NASA.

O TOI-733b orbita uma estrela um pouco menor que o nosso Sol, com um período de 4,9 dias, e suas características únicas podem conter informações vitais sobre a formação de planetas no universo.

Imagem ilustrativa: Mistérios do Mundo

Os pesquisadores estão particularmente intrigados com o tamanho do planeta. Há uma lacuna notável no número de exoplanetas que se situam entre a categoria super-Terra (até 1,5 raios terrestres) e mini-Netunos (mais de dois raios terrestres), denominada “vale do raio”.

A NASA teoriza que esses planetas podem ser os núcleos de mundos semelhantes a Netuno. Alguns exoplanetas podem perder suas atmosferas devido à proximidade das estrelas, transformando-se em núcleos menores e despolidos no lado inferior do vale do raio, ou “planetas rochosos”. Alternativamente, o fenômeno pode ser causado por processos internos impulsionados pelo calor do núcleo do exoplaneta.

O TOI-733b, que está dentro do vale do raio, é crucial para entender esse mistério. A pesquisa, liderada por Iskra Georgieva, da Universidade de Tecnologia de Chalmers, na Suécia, foi aceita para publicação na Astronomy & Astrophysics e também está disponível no servidor de pré-publicação arXiv.

Imagem ilustrativa: Mistérios do Mundo

Medições de densidade sugerem que o TOI-733b pode ter perdido sua atmosfera ou ser inteiramente coberto por água. Alguns pontos de dados indicam que a atmosfera do planeta está se esgotando lentamente, possivelmente devido ao calor da estrela em órbita. Se for verdade, o TOI-733b pode eventualmente se tornar um planeta rochoso. Como alternativa, o planeta pode ter perdido seu hidrogênio e hélio, mantendo uma atmosfera de vapor de água ou elementos mais pesados.

Os pesquisadores enfatizam que determinar se o TOI-733b possui uma atmosfera secundária ou é um planeta oceânico é essencial para aprofundar nossa compreensão dos exoplanetas. A descoberta do TOI-733b é considerada significativa no campo da astronomia, pois pode ser uma peça pequena, mas vital, do quebra-cabeça na ciência dos exoplanetas.

O artigo conclui otimista, afirmando que, com o aumento da sofisticação das análises teóricas e o potencial de estudos de acompanhamento de alta precisão usando instalações atuais e futuras, estamos no caminho certo para responder a perguntas importantes relacionadas à formação e evolução dos planetas.

*Mistérios do Mundo

Lindas montanhas de poeira na nebulosa Carina

 

 É estrelas versus poeira na Nebulosa Carina e as estrelas estão vencendo.  Mais precisamente, a luz energética e os ventos de estrelas massivas recém-formadas estão evaporando e dispersando os berçários estelares empoeirados em que se formaram.  Localizado na Nebulosa Carina e conhecido informalmente como Montanha Mística, a aparência desses pilares é dominada pela poeira escura, embora seja composta principalmente de gás hidrogênio claro.  

Pilares de poeira como esses são realmente muito mais finos que o ar e só aparecem como montanhas devido a quantidades relativamente pequenas de poeira interestelar opaca.  

A cerca de 7.500 anos-luz de distância, a imagem em destaque foi tirada com o Telescópio Espacial Hubble e destaca uma região interior de Carina que se estende por cerca de três anos-luz.  Dentro de alguns milhões de anos, as estrelas provavelmente vencerão completamente e toda a montanha de poeira evaporará.

 : Crédito da imagem: NASA, ESA, Hubble;  Processamento: Javier Pobes

Por que esta galáxia tem um anel de estrelas azuis brilhantes?

 Starburst Galaxy M94 do Hubble

 Por que esta galáxia tem um anel de estrelas azuis brilhantes?  O belo universo insular Messier 94 fica a meros 15 milhões de anos-luz de distância na constelação norte dos Cães de Caça (Canes Venatici).  Um alvo popular para astrônomos baseados na Terra, a galáxia espiral frontal tem cerca de 30.000 anos-luz de diâmetro, com braços espirais varrendo os arredores de seu amplo disco.  

Mas este campo de visão do Telescópio Espacial Hubble abrange cerca de 7.000 anos-luz na região central de M94.  O close em destaque destaca o núcleo compacto e brilhante da galáxia, as faixas de poeira internas proeminentes e o notável anel azulado de jovens estrelas massivas.  As estrelas do anel provavelmente têm menos de 10 milhões de anos, indicando que M94 é uma galáxia starburst que está passando por uma época de rápida formação estelar a partir de gás inspirado.  

A ondulação circular de estrelas azuis é provavelmente uma onda que se propaga para fora, tendo sido desencadeada pela gravidade e rotação de uma distribuição de matéria oval.  Como M94 está relativamente próximo, os astrônomos podem explorar melhor os detalhes de seu anel de explosão estelar.

  Crédito da imagem: ESA/Hubble & NASA

Astrônomos descobrem um sistema multiplanetário nas proximidades

Astrônomos do MIT e de outros lugares descobriram um novo sistema multiplanetário dentro de nossa vizinhança galáctica que fica a apenas 10 parsecs, ou cerca de 33 anos-luz, da Terra, tornando-o um dos sistemas multiplanetários conhecidos mais próximos do nosso.

Reprodução 

No coração do sistema encontra-se uma pequena e fria estrela anã M, chamada HD 260655, e os astrônomos descobriram que ela hospeda pelo menos dois planetas terrestres do tamanho da Terra. Os mundos rochosos provavelmente não são habitáveis, pois suas órbitas são relativamente estreitas, expondo os planetas a temperaturas muito altas para sustentar a água líquida da superfície.

No entanto, os cientistas estão entusiasmados com esse sistema porque a proximidade e o brilho de sua estrela lhes darão uma visão mais detalhada das propriedades dos planetas e dos sinais de qualquer atmosfera que possam conter.

Ambos os planetas neste sistema são considerados entre os melhores alvos para o estudo atmosférico devido ao brilho de sua estrela

, diz Michelle Kunimoto, pós-doutoranda no Instituto Kavli de Astrofísica e Pesquisa Espacial do MIT e uma das principais cientistas da descoberta. “Existe uma atmosfera rica em voláteis em torno desses planetas? E há sinais de água ou espécies baseadas em carbono? Esses planetas são fantásticos bancos de teste para essas explorações.”

A equipe apresentará sua descoberta hoje na reunião da American Astronomical Society em Pasadena, Califórnia. Os membros da equipe do MIT incluem Katharine Hesse, George Ricker, Sara Seager, Avi Shporer, Roland Vanderspek e Joel Villaseñor, juntamente com colaboradores de instituições de todo o mundo.

Potência de dados

O novo sistema planetário foi inicialmente identificado pelo Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) da NASA, uma missão liderada pelo MIT que foi projetada para observar as estrelas mais próximas e mais brilhantes e detectar quedas periódicas na luz que poderiam sinalizar a passagem de um planeta.

Em outubro de 2021, Kunimoto, membro da equipe científica do TESS do MIT, estava monitorando os dados recebidos do satélite quando notou um par de quedas periódicas na luz das estrelas, ou trânsitos, da estrela HD 260655.

Ela executou as detecções através do pipeline de inspeção científica da missão, e os sinais logo foram classificados como dois TESS Objects of Interest, ou TOIs – objetos que são sinalizados como planetas em potencial. Os mesmos sinais também foram encontrados independentemente pelo Science Processing Operations Center (SPOC), o pipeline oficial de busca de planetas do TESS baseado na NASA Ames. Os cientistas normalmente planejam acompanhar outros telescópios para confirmar que os objetos são de fato planetas.

O processo de classificação e subsequente confirmação de novos planetas pode levar vários anos. Para o HD 260655, esse processo foi reduzido significativamente com a ajuda de dados de arquivo.

Logo após Kunimoto identificar os dois planetas potenciais em torno de HD 260655, Shporer olhou para ver se a estrela foi observada anteriormente por outros telescópios. Por sorte, HD 260655 foi listado em um levantamento de estrelas feito pelo High Resolution Echelle Spectrometer (HIRES), um instrumento que opera como parte do Observatório Keck no Havaí. HIRES vinha monitorando a estrela, juntamente com uma série de outras estrelas, desde 1998, e os pesquisadores puderam acessar os dados disponíveis publicamente da pesquisa.

O HD 260655 também foi listado como parte de outra pesquisa independente da CARMENES, instrumento que opera como parte do Observatório Calar Alto na Espanha. Como esses dados eram privados, a equipe entrou em contato com membros de HIRES e CARMENES com o objetivo de combinar seu poder de dados.

“Essas negociações às vezes são bastante delicadas”, observa Shporer. “Felizmente, as equipes concordaram em trabalhar juntas. Essa interação humana é quase tão importante na obtenção dos dados [quanto as observações reais]”.

Tração planetária

No final, este esforço colaborativo rapidamente confirmou a presença de dois planetas em torno de HD 260655 em cerca de seis meses.

Para confirmar que os sinais do TESS eram de fato de dois planetas em órbita, os pesquisadores analisaram os dados HIRES e CARMENES da estrela. Ambas as pesquisas medem a oscilação gravitacional de uma estrela, também conhecida como sua velocidade radial.

“Cada planeta que orbita uma estrela terá uma pequena atração gravitacional sobre sua estrela”, explica Kunimoto. “O que estamos procurando é qualquer movimento leve dessa estrela que possa indicar que um objeto de massa planetária está puxando-a.”

De ambos os conjuntos de dados de arquivo, os pesquisadores encontraram sinais estatisticamente significativos de que os sinais detectados pelo TESS eram de fato dois planetas em órbita.

“Então sabíamos que tínhamos algo muito emocionante”, diz Shporer.

A equipe então olhou mais de perto os dados do TESS para identificar as propriedades de ambos os planetas, incluindo seu período orbital e tamanho. Eles determinaram que o planeta interior, apelidado de HD 260655b, orbita a estrela a cada 2,8 dias e é cerca de 1,2 vezes maior que a Terra. O segundo planeta externo, HD 260655c, orbita a cada 5,7 dias e é 1,5 vezes maior que a Terra.

A partir dos dados de velocidade radial de HIRES e CARMENES, os pesquisadores conseguiram calcular a massa dos planetas, que está diretamente relacionada à amplitude com que cada planeta puxa sua estrela. Eles descobriram que o planeta interno tem cerca de duas vezes a massa da Terra, enquanto o planeta externo tem cerca de três massas terrestres. A partir de seu tamanho e massa, a equipe estimou a densidade de cada planeta. O planeta interno menor é um pouco mais denso que a Terra, enquanto o planeta externo maior é um pouco menos denso. Ambos os planetas, com base em sua densidade, são provavelmente terrestres ou rochosos em composição.

Os pesquisadores também estimam, com base em suas órbitas curtas, que a superfície do planeta interno é de 710 kelvins (818 graus Fahrenheit), enquanto o planeta externo está em torno de 560 K (548 F).

“Consideramos essa faixa fora da zona habitável, muito quente para que exista água líquida na superfície”, diz Kunimoto.

“Mas pode haver mais planetas no sistema”, acrescenta Shporer. “Existem muitos sistemas multiplanetários que hospedam cinco ou seis planetas, especialmente em torno de pequenas estrelas como esta. Esperamos encontrar mais, e um pode estar na zona habitável. Isso é um pensamento otimista.”

Esta pesquisa foi apoiada, em parte, pela NASA, o Max-Planck-Gesellschaft, o Conselho Superior de Pesquisa Científica, o Ministério da Economia e Competitividade e o Fundo Europeu de Desenvolvimento Regional.

Fonte da história:

Materiais fornecidos pelo Instituto de Tecnologia de Massachusetts. Original escrito por Jennifer Chu.

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Esse fotógrafo queria apenas registrar os pássaros voando durante a noite...

 A princípio, o fotógrafo queria apenas registrar pássaros voando durante a noite, mas acabou conseguindo um registro completo do céu de Mértola, um município em Portugal. 

A faixa central da Via Láctea, que aparece como um grande arco, chama a atenção. 

Quase no topo da imagem está a brilhante e azulada estrela Vega. Se você observar o lado esquerdo do arco, encontrará a galáxia de Andrômeda. 

Por fim, Marte está no lado esquerdo da foto, brilhando mais próximo do horizonte; já no lado direito, oposto ao do Planeta Vermelho, estão Saturno e Júpiter. 

Imagem: Miguel Claro (TWAN, Dark Sky Alqueva)

Galáxias Antena

As galáxias Antena (também conhecidas como NGC 4038 e 4039) são um par de galáxias espirais em colisão, que apresentam formas muito distorcidas, situadas a cerca de 70 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Corvo. Esta imagem combina observações do ALMA, obtidas em duas regiões diferentes de comprimentos de onda durante a fase de testes iniciais do observatório, com observações obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA.

Enquanto a radiação visível, aqui mostrada em azul, mostra as estrelas recém-nascidas nas galáxias, a imagem do ALMA mostra algo que não pode ser visto nesses comprimentos de onda: As nuvens de gás denso e frio a partir das quais as novas estrelas se formam. As observações do ALMA, aqui mostradas em vermelho, rosa e amarelo, foram obtidas em comprimentos de onda específicos da radiação milimétrica e submilimétrica (bandas 3 e 7 do ALMA), calibradas para detectar moléculas de monóxido de carbono nas nuvens de hidrogênio (que seriam invisíveis de outro modo), onde novas estrelas estão se formando.

Foram encontradas enormes concentrações de gás, não apenas nos corações das duas galáxias, mas também na região caótica onde está acontecendo a colisão. Podemos ver a quantidade total de gás que chega a bilhões de vezes a massa do Sol, um reservatório extremamente rico em material para futuras gerações de estrelas. Observações como estas serão vitais para compreender de que modo é que as colisões de galáxias dão origem ao nascimento de novas estrelas. Este é apenas um exemplo de como o ALMA revela partes do Universo que não podem ser vistas com telescópios de luz visível e infravermelho.

Coordenadas: 

Posição (RA): 12 1 52,55

Posição (Dec): -18° 52' 2,96"

Texto: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) | Adaptação: Marcello Franciolle | Fonte: https://bityli.com/AbkUEy | Crédito da imagem: Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA | Gaia Ciência

O universo observável

 O universo observável

 Quão longe você pode ver?  

Tudo o que você pode ver, é tudo o que você pode ver, agora, supondo que seus olhos possam detectar todos os tipos de radiações ao seu redor - é o universo observável.  

Na luz, o mais distante que podemos ver vem do fundo cósmico de micro-ondas, está há 13,8 bilhões de anos atrás, quando o universo era opaco como uma névoa espessa.  Alguns neutrinos e ondas gravitacionais que nos cercam vêm de ainda mais longe, mas a humanidade ainda não tem tecnologia para detectá-los. 

 A imagem em destaque ilustra o universo observável em uma escala cada vez mais compacta, com a Terra e o Sol no centro cercado por nosso Sistema Solar, estrelas próximas, galáxias próximas, galáxias distantes, filamentos de matéria primitiva e o fundo cósmico de micro-ondas.  

Os cosmólogos normalmente assumem que nosso universo observável é apenas a parte próxima de uma entidade maior conhecida como "o universo", onde as leis da física se aplicam.  

Crédito: app da NASA

No coração da Nebulosa do Coração

 O que excita a Nebulosa do Coração?  Primeiro, a grande nebulosa de emissão apelidada de IC 1805 se parece, no todo, com um coração humano.  Com formato talvez adequado ao Dia dos Namorados, esse coração brilha intensamente na luz vermelha emitida por seu elemento mais proeminente: o hidrogênio excitado.  O brilho vermelho e a forma maior são todos criados por um pequeno grupo de estrelas perto do centro da nebulosa.  No coração da Nebulosa do Coração estão estrelas jovens do aglomerado de estrelas aberto Melotte 15 que estão erodindo vários pitorescos pilares de poeira com sua luz e ventos energéticos.  O aglomerado aberto de estrelas contém algumas estrelas brilhantes com quase 50 vezes a massa do nosso Sol, muitas estrelas fracas com apenas uma fração da massa do nosso Sol e um microquasar ausente que foi expulso milhões de anos atrás.  A Nebulosa do Coração está localizada a cerca de 7.500 anos-luz de distância em direção à constelação da mitológica Rainha da Etiópia (Cassiopeia).

 Crédito de imagem:  Adam Jensen

Nasa divulga foto de "arco-íris" em Marte

Uma imagem capturada pelo rover Perseverance no último domingo (4), na superfície de Marte, está intrigando os cientistas. Feita com uma das câmeras usadas para detectar e evitar obstáculos (Hazard Avoidance Cam), ela mostra o que parece ser um arco-íris no céu do planeta.

Na Terra, os arcos-íris surgem após as chuvas, quando gotículas de água suspensas na atmosfera agem como prismas e decompõem a luz branca do Sol em suas cores primárias. Mas em Marte não há chuva, portanto um arco-íris não deveria existir.

O arco-íris no céu marciano. Imagem: Nasa/JPL-Caltech

A Nasa ainda não deu uma explicação oficial para o fenômeno, e há várias teorias plausíveis. Uma delas é que ele seria causado pela luz refletida por minúsculas partículas de poeira em suspensão na atmosfera marciana, o que é apelidado de “dustbow” (mistura das palavras “dust”, poeira, e “rainbow”, arco-íris).

Outra possibilidade, originalmente levantada durante uma entrevista com cientistas da Nasa em 2015, é que o fenômeno seja causado por partículas de gelo, e não de água, em suspensão na atmosfera.

Marte tem dois tipos de gelo em sua superfície, especialmente nos polos: gelo carbônico (dióxido de carbono congelado, o popular “gelo seco”) e gelo de água. Neste caso, o arco seria um “icebow” (de “ice”, gelo).

Fonte: Olhar Digital 

NASA revela novas fotos de Marte tiradas pelo rover Perseverance

 

Rocha perfurada por laser

Uma outra imagem divulgada pela própria NASA em sua conta oficial no Twitter mostra uma rocha atingida pelo laser presente no Perseverance. Como é possível conferir na postagem acima, dá para ver várias perfurações feitas pelo equipamento caso você aproxime melhor a imagem.

Os buracos teriam algo em torno de 15 cm de largura e estão localizados no canto direito da pedra. A intenção da iniciativa foi checar os componentes químicos presentes no vapor gerado pelo uso de alta temperatura.

Foi possível encontrar uma composição em basalto na rocha perfurada. A substância é comum em rochas ígneas ou vulcânicas presentes tanto em Marte como na Terra. O rover tem feito uma missão no território marciano em busca de sinais de vida microbiana.

O que você achou das imagens capturadas pelo rover da NASA em solo marciano? Comente conosco!

As misteriosas “árvores” de Marte: fotografias estranhas do planeta vermelho

Uma das explicações é a de que o derretimento do gelo de dióxido pela chegada da primavera estaria revelando uma camada de areia escura antes escondida.

Créditos: HiRISE/MRO/LPL (U. Arizona)/NASA

Durante décadas, dispositivos da NASA têm enviado não apenas imagens padrão da superfície de Marte para a Terra, mas também fotografias com objetos anormais, incluindo aqueles que são muito semelhantes a arbustos ou árvores. Até agora, ninguém soube dizer ao certo o que é.

“Agora estou convencido de que Marte é o lar de uma raça de jardineiros loucos”, disse o famoso escritor de ficção científica Arthur Clarke em 2001, quando viu a primeira imagem incomum de “árvores marcianas”. “E onde há plantas, as chances são de haver insetos e animais, e talvez até mesmo vida inteligente”, continuou com seu raciocínio. Clarke sonhava com o espaço desde jovem e esse hobby durou toda a sua vida.

“Eu realmente acredito que nas profundezas do espaço há civilizações inteligentes que até agora são desconhecidas para nós.” A mesma foto que tanto encantou Clarke foi tirada pelo Mars Global Surveyor, lançado pela NASA em novembro de 1996. Desde 1999, este dispositivo começou a enviar imagens de alta resolução da superfície marciana tiradas da órbita de Marte para a Terra.

Entre essas imagens, encontramos muitas coisas incomuns, que são impossíveis de identificar. Havia uma imagem de objetos estranhos que, acima de tudo, se assemelhavam a uma vista superior de árvores com copas largas e exuberantes. Há quem cogite que seja na verdade uma “colônia” de cristais ou minerais. Outros veem isso como semelhante a bactérias que crescem descontroladamente em uma placa de pedra e acreditam que sejam colônias de organismos vivos marcianos primitivos, possivelmente líquens.

As imagens mostram o que parecem ser líquens, fungos e até mesmo florestas, como na foto acima.
Fonte: NASA-JPL/MSSS

Outros têm certeza de que se trata simplesmente de lava congelada na superfície. “Até o momento, não há evidência conclusiva de qualquer tipo de biologia marciana, passado ou presente, planta ou outra. Na primavera marciana, o Sol sublima o gelo, e o gás resultante desloca a poeira e as partículas de areia circundantes. O que está acontecendo é que a areia escura desliza sobre a parte brilhante e gelada da duna”, disse Candy Hansen, que participou do desenvolvimento do programa Mars Reconnaissance Orbiter.

No entanto, nos anos seguintes, fotografias de Marte continuaram a chegar, com objetos semelhantes a árvores ou arbustos, completamente diferentes das tradicionais paisagens rochosas. Em 2016, imagens de estranhos “arbustos” negros crescendo entre as dunas de areia marciana circularam o mundo. De acordo com a NASA, esses objetos não passam de traços de areia escura que se parecem com plantas por mera ilusão causada pela perspectiva. Mas, além dessas, há outras imagens, onde é claramente visível que essa tal “perspectiva” está fazendo sombra sobre a superfície. Ou seja, essas “árvores” estão na verdade eretas, não se tratando de uma “mancha na areia”. Alguém está escondendo algo de nós? Se sim, por qual é o propósito?

Fonte

Krikalev, o astronauta soviético esquecido no espaço

 

15/02/2021

Sergei Konstantinovich Krikalev ficou conhecido mundialmente como “o último cidadão soviético” porque, enquanto se encontrava a bordo da estação espacial Mir durante os anos de 1991, o país que o havia enviado ao espaço, a União das Repúblicas Socialistas Soviéticas, simplesmente acabou, deixando o jovem astronauta sem rumo.

A 350 quilômetros da Terra, Krikalev recebia notícias dos conflitos que agitavam a Praça Vermelha de Moscou: tanques avançavam pela rua Tverskaya e pessoas construíam barricadas nas pontes. Enquanto Mikhail Gorbachev assumia o poder na Rússia e a União Soviética se esfacelava em 15 países distintos, o astronauta da antiga Leningrado recebia a notícia de que não poderia voltar para casa.

Como tudo começou?

Fonte: Volkov/TASS/Reprodução

Em 19 de maio de 1991, Krikalev, então com 33 anos, decolou a bordo da missão Soyuz TM-12, como engenheiro de voo, em direção à estação espacial Mir, para uma missão de cinco meses, junto com seu comandante Anatoli Artsebarsky e a cosmonauta britânica Helen Sharman, que se tornou a primeira britânica a ir ao espaço e primeira turista espacial da história.

Sharman retornou no dia 26 de maio, junto com os astronautas Viktor Afanasyev e Musa Manarov, que já se encontravam na Mir há quatro meses, lá deixando Krikalev e Artsebarsky. Os dois souberam pelo rádio do golpe de estado ocorrido em agosto e não entenderam nada. Só temiam como o fato poderia afetar a indústria aeroespacial.

O retorno

Fonte: Alexander Mokletsov/Sputnik/Reprodução

No início de outubro de 1991, uma outra missão já agendada anteriormente, a Soyuz TM-13, chegou à Mir com dois astronautas russos e um austríaco. Ao retornar, foi possível “dar uma carona” para Anatoli Artsebarsky, ficando na Mir apenas o devotado Krikalev.

Ele poderia, na verdade, ter retornado à Terra também, porque havia uma cápsula de reentrada VBK-Raduga a bordo do laboratório espacial, projetada para trazer materiais através da atmosfera terrestre. Porém, Krikalev não quis usar o artefato porque isso significaria o fim da Mir sem ninguém para operá-la. A Mir só foi desativada em 2001.

Após 311 dias de permanência no espaço, Sergei Krikalev conseguiu retornar após a Alemanha concordar em pagar US$ 24 milhões (R$ 129 milhões) por uma passagem vendida então pela Rússia para resolver os problemas econômicos do país. Foi assim que Krikalev foi substituído por Klaus-Dietrich Flade.

Fonte: Mega Curioso 

Brasileiros são maioria na lista dos 10 mil em viagem só de ida para Marte

 Mais de 10 mil já colocam seu nome na lista para a viagem só de ida para a colonização de Marte da SpaceX, prevista para 2022. Os brasileiros são maioria na lista.

Como seria em nossa visão se Júpiter estivesse no lugar da Lua

 Impressão artística de Júpiter no lugar da Lua. Desconsiderando os efeitos gravitacionais, a visão seria espetacular! Vejam: 

Buraco negro próximo da Terra pode ser visto sem telescópio

 

Não é sempre que precisamos de supercomputadores, telescópios avançados e alto investimento para testemunhar fenômenos espaciais por aí. Nesta semana, astrônomos fizeram uma descoberta e tanto que pode ser vista a olho nu. Trata-se do buraco negro mais próximo da Terra registrado até agora, que se encontra a ‘apenas’ mil anos-luz de distância, o equivalente a aproximadamente 9,5 quatrilhões de quilômetros. 

Pode parecer muito, mas, em termos universais, ele está batendo em nossa porta. O mais interessante é que, normalmente, tais corpos só são notados por suas interações violentas com objetos celestes ao redor deles, gerando discos de gás e poeira. Enquanto são destroçados, os elementos 'sugados' emitem uma quantidade massiva de raio X, detectada pelos telescópios. Com este, a coisa foi diferente.

Se buracos negros não são propriamente vistos, o exemplar em questão foi encontrado devido à maneira como se comportam duas estrelas próximas a ele. O par, chamado de HR 6819, permitiu aos cientistas enxergar, de fato, o fenômeno em si.

“Isso é o que poderíamos chamar de ‘buraco muito negro’. É realmente escuro!”, brinca Dietrich Baade, astrônomo emérito do Observatório Europeu do Sul. “Cremos ser a primeira vez em que algo do tipo foi descoberto desta maneira. E mais: este pode ser o buraco negro mais próximo de nós”, complementa.

Marianne Heida, líder dos pesquisadores envolvidos, considera que devem haver bem mais deles por aí, escondidos. “Baseados no número de estrelas da Via Láctea, estimamos haver cerca de 100 milhões desses pequenos buracos negros espalhados, sendo que encontramos menos de 100 deles. É possível que, com essa quantidade, existam outros a 30 ou 40 anos-luz daqui”

E como enxergá-lo?

Bem, caso você queira apreciar o espetáculo, não precisa de muito mais que um senso de identificação de estrelas apurado, já que as HR 6819 podem ser vistas a olho nu. Ah, é preciso estar no Hemisfério Sul – ponto positivo para o Brasil. Ainda não existe consenso de que se trate, realmente, de um buraco negro, mas elas orbitam um objeto não detectável em um período de 40 dias.

Vamos tentar ajudar. A dupla está na constelação de Telescopium, perto da constelação de Pavo. Entretanto, talvez você fique triste com a notícia que temos: essa região é constituída de corpos celestes de brilho fraco, então pode ser complicado saber onde está, mas é possível.

Campo no qual se encontra a constelação Telescopium.

Fonte:  ESO 

Achou as estrelas? Bem, agora é só pensar que o ponto ao redor do qual elas “giram” é um buraco negro com massa de pelo menos quatro vezes maior que a do nosso Sol. 

Não se decepcione com o resultado. Além de a descoberta não representar perigo algum a nosso planeta, segundo Heida, já que é possível ver duas estrelas que não caem nela e estamos um pouco mais distantes dali do que elas, o fato é que a Ciência está caminhando a passos largos na resolução de mistérios universais.

Fonte: TecMundo

Os anéis de Saturno são formados por...

 

Os anéis de Saturno são formados por incontáveis partículas cujo tamanho varia de elementos microscópicos até estruturas do porte de um arranha-céu. Ah! E olha só: mais de 90% dessas partículas são nada mais do que água congelada. Apenas uma porcentagem pequena dos anéis do planeta é formada por rocha. 

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Júpiter: O maior planeta do Sistema Solar

 

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa, e é o quinto mais próximo do Sol.^[11] 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 Netuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados de planetas jupiterianos ou planetas jovianos, e são os quatro gigantes gasosos, isto é, que não são compostos primariamente de matéria sólida.^[12]

Júpiter é composto principalmente de hidrogênio, sendo um quarto de sua massa composta de hélio, embora o hélio corresponda a apenas um décimo do número total de moléculas. O planeta também pode possuir um núcleo rochoso composto por elementos mais pesados, embora, como os outros planetas gigantes, não possua uma superfície sólida bem definida. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, ele possui o formato de uma esfera oblata (ele possui uma suave, mas perceptível, saliência em torno do equador). Sua atmosfera externa é visivelmente dividida em diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades nas regiões 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 pelo menos do século XVII, quando foi pela primeira vez avistada com telescópio,^[13] com ventos de até 650  km/h^[14] e um diâmetro transversal duas vezes maior do que a Terra.^[15]

Júpiter é observável da Terra a olho nu, com uma magnitude aparente máxima de -2,94, sendo no geral o quarto objeto mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e de Vênus,^[16] embora, por vezes, Marte também fique 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.^[17] Júpiter possui um tênue sistema de anéis e uma poderosa magnetosfera. Possui pelo menos 79 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganimedes, o maior do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa;^[18] os três primeiros são mais massivos que a Lua, sendo que Ganimedes possui um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.^[19]

Várias sondas espaciais visitaram Júpiter,^[20] todas elas de origem estadunidense. A Pioneer 10 passou por Júpiter em dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois.^[21] A Voyager 1 passou em março de 1979, seguida pela Voyager 2 em julho do mesmo ano.^[22] A sonda espacial Galileu entrou na órbita de Júpiter em 1995, enviando uma sonda através da atmosfera 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. Outras missões incluem as sondas Ulysses, Cassini-Huygens e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar sua velocidade e ajustar a sua direção aos seus respectivos objetivos. A última sonda a visitar o planeta foi Juno, que entrou em órbita em 4 de julho de 2016. Um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que provavelmente possui um oceano líquido coberto de gelo.^[23]

Planeta principal
Características orbitais[1][2][3][4]
Semieixo maior	778 547 200 km 5,204267 UA
Periélio	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	79
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 1,43128×1015 km³
Massa	317,8 Terras 1,8986×1027 kg
Densidade média	1,326 g/cm³
Gravidade equatorial	24,79 m/s² 2,528 g
Período de rotação	9,8 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][10]
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% 0,25%[9]

Composição

Imagem da Grande Mancha Vermelha, obtida pela Voyager 1 em 25 de fevereiro de 1979, quando a sonda estava a 9,2 milhões de 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, considerando a percentagem em volume de moléculas. Esta composição muda quando descrita em termos de massa, uma vez que uma molécula de hélio é cerca de quatro vezes mais massiva que uma de hidrogênio; com isso, a atmosfera de Júpiter é composta por aproximadamente 75% de hidrogênio e 24% de hélio em massa, sendo o 1% remanescente composto por outros elementos. O interior do planeta contém materiais mais densos, mudando a distribuição por massa para 71% de hidrogênio, 24% de hélio e 5% de outros elementos. A atmosfera contém traços de metano, vapor de água, amônia, compostos de silício, carbono, etano, sulfeto de hidrogênio, neônio, oxigênio, fosfina e enxofre. A parte externa da atmosfera contém cristais de amônia congelada.^[24][25] Através de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.^[26]

As proporções de hidrogênio e hélio na atmosfera de Júpiter são próximas à composição teórica da nebulosa solar primordial. Porém, as regiões exteriores da atmosfera do planeta contêm apenas 20 partes por milhão em massa de neônio, 10% da do Sol.^[27] A atmosfera jupiteriana também possui apenas 80% de abundância de hélio em relação ao Sol, devido à precipitação deste elemento em direção ao interior do planeta.^[28]

Estudos de espectroscopia mostraram que possivelmente Saturno possua uma composição similar à de Júpiter. Os outros gigantes gasosos, Urano e Netuno, por outro lado, possuem relativamente menos hidrogênio e hélio.^[29]

Estrutura interna

Acredita-se que Júpiter seja composto de um núcleo denso com uma mistura de elementos, circundado por hidrogênio metálico líquido com algum hélio e uma camada exterior, composta principalmente de hidrogênio molecular,^[30] mas para além deste esboço básico 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 a estas profundidades. Em 1997, a existência de um núcleo sólido foi sugerida por medições gravitacionais,^[30] indicando uma massa de 12 a 45 vezes a da Terra, ou 4% a 14% da massa jupiteriana.^[31][32]

Modelo do interior de Júpiter, com um núcleo sólido, envolto por uma camada de hidrogênio metálico, hidrogênio líquido (verde) e pela própria atmosfera (em inglês).

A presença de um núcleo durante ao menos parte da história de Júpiter foi sugerida por modelos de formação planetária, envolvendo a formação inicial de um núcleo rochoso ou gelado, suficientemente massivo 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 quente se misturaram com o núcleo fundido e levaram o seu conteúdo para níveis mais altos no interior planetário. Um núcleo sólido pode não existir, já que as medições gravitacionais não são precisas o suficiente para negar esta possibilidade.^[30][33] Os resultados dos dados de Juno indicam que não há núcleo sólido.^[34] A incerteza dos modelos está ligada à margem de erro dos parâmetros medidos até agora: um dos coeficientes de rotação (J₆) usados para descrever a quantidade de movimento linear do planeta, o raio equatorial e sua temperatura à pressão de 1 bar. Espera-se que a sonda Juno, que chegou em julho de 2016, aumente a precisão destes parâmetros, possibilitando melhores modelos do núcleo.^[35]

A região do núcleo é circundada por hidrogênio metálico denso, que se estende a até 78% do raio do planeta.^[31] Gotículas de hélio e neônio precipitam-se através desta camada em direção ao núcleo, reduzindo a abundância destes elementos na atmosfera superior do planeta.^[28][36]

Acima da camada de hidrogênio metálico localiza-se uma atmosfera interior transparente de hidrogênio. A esta profundidade, a pressão e temperatura são superiores à pressão crítica de 1,2858 MPa e à temperatura crítica de apenas 32,938 K do hidrogênio.^[37] Neste estado, não há fases líquida e gasosa distintas – diz-se que o hidrogênio está em estado fluido supercrítico. É conveniente tratar o hidrogênio como um gás na camada superior que se estende desde a camada de nuvens até uma profundidade de 1 000 km.^[31], e como um líquido nas camadas mais profundas. Fisicamente, não há um limite claro – o gás se torna lentamente mais quente e mais denso com a profundidade.^[38][39]

A temperatura e a pressão no interior de Júpiter aumentam constantemente com a profundidade, devido ao mecanismo de Kelvin-Helmholtz. No nível da pressão “superficial” de 10 bar, a temperatura está em torno de 340 K (67 °C). Na região de transição de fase, no qual o hidrogênio líquido — aquecido além do seu ponto crítico — torna-se metálico, calcula-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.^[31]

Atmosfera

Ver artigo principal: Atmosfera de Júpiter

Júpiter possui a maior atmosfera planetária do Sistema Solar, com mais de 5 000 km de altitude.^[40][41] Ela é cerca de três vezes maior que o nosso planeta, ou 1 por cento da inteira massa de Júpiter.^[42] Como o planeta não tem superfície, a base de sua atmosfera é considerada o ponto em que sua pressão atmosférica é igual a 100 kPa (1,0 bar). Abaixo da atmosfera, Júpiter é fluido. Mas ao contrário da maioria dos fluidos, o planeta gira como se fosse uma massa sólida. Os átomos de hidrogênio e hélio relacionam-se de forma figurativa como crianças brincando de roda de braços dados e giram ao redor do planeta em uníssono.^[43]

Nuvens

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

Júpiter é permanentemente coberto por nuvens compostas por cristais de amônia e possivelmente hidrossulfeto de amônio. As nuvens estão localizadas na tropopausa e estão organizadas em bandas de diferentes latitudes, conhecidas como regiões tropicais. Estas estão subdivididas em "zonas" de cor clara e "cinturões" mais escuros. As interações destas diferentes bandas e seus respectivos padrões de circulação atmosférica criam tempestades e turbulências. Ventos de até 100 m/s (360 km/h) são comuns em tais regiões.^[44] Observou-se que as zonas variam em largura, cor e intensidade de ano para ano, mas têm permanecido estáveis o suficiente para receberem designações identificadoras da comunidade astronômica.^[45]

A camada de nuvens possui apenas 50 km de profundidade e consiste em duas partes: uma camada grossa inferior e uma camada superior mais fina e mais clara. É possível que existam nuvens finas de água sob a camada de amônia, que seriam a causa dos raios detectados na atmosfera (a água é uma molécula polar, que pode criar a separação de cargas necessária para produzir raios).^[31] Estas descargas elétricas podem ter mil vezes o poder dos raios terrestres.^[46] As nuvens de água podem formar tempestades, alimentadas pelo calor proveniente do interior do planeta.^[47] Algumas bandas fotogênicas de nuvens que envolvem Júpiter penetram aproximadamente 3 mil quilômetros abaixo das nuvens. Isso é 30 vezes mais espesso que a maior parte da atmosfera terrestre.^[42]

As nuvens de Júpiter possuem cores de tom laranja e marrom, devido a compostos que mudam de cor quando expostos aos raios ultravioleta do Sol. Não se sabe com exatidão a sua composição, mas acredita-se que sejam fósforo, enxofre ou hidrocarbonetos.^[31][48] Estes compostos coloridos, chamados de cromóforos, misturam-se com as nuvens mais quentes da camada inferior. As zonas formam-se quando células de convecção ascendentes geram amônia cristalizada, que diminui a visibilidade da camada inferior de nuvens. ^[49]

Devido à baixa inclinação axial de Júpiter, as regiões polares do planeta recebem constantemente menos radiação solar do que a região equatorial. A convecção de material do interior do planeta, porém, transporta energia para os polos, equalizando as temperaturas na camada de nuvens.^[45]

Grande Mancha Vermelha

Ver artigo principal: Grande Mancha Vermelha

Imagens da Grande Mancha Vermelha.

A característica mais marcante de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, uma tempestade anticiclônica persistente, localizada 22° ao sul do equador, que, com dimensões de 24-40 mil km x 12-14 mil km, pode abrigar dois ou três planetas com o diâmetro da Terra.^[50] Sabe-se de sua existência desde ao menos 1831,^[51] e, possivelmente, 1665.^[52] Imagens do telescópio espacial Hubble mostraram duas “manchas vermelhas” adjacentes à Grande Mancha Vermelha.^[53][54] Modelos matemáticos, em 2007, sugeriram que a tempestade era estável e poderia ser uma característica permanente do planeta.^[55]; entretanto a tempestade diminuiu até 17 graus desde os anos 1800, quando ela poderia ter alcançado 5 600 km ou quatro vezes o diâmetro da Terra. Atualmente, ela é cerca de 1,3 vezes o tamanho da Terra. Ela pode desaparecer completamente nos próximos 20 anos.^[56]

A tempestade é grande o suficiente para ser vista através de um telescópio com uma abertura de ao menos 12 cm.^[57]

A Mancha Vermelha possui um formato oval e gira em torno de si mesma, em sentido anti-horário, com um período de seis dias.^[58] A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.^[59]

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 localizadas dentro da “camada normal de nuvens" do planeta. Tais tempestades duram desde algumas horas até séculos.

Mesmo antes de a Voyager ter provado que a Grande Mancha Vermelha era uma tempestade, havia forte evidência de 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.

Em 2000, uma nova característica atmosférica proeminente formou-se no hemisfério sul, similar em aparência à Grande Mancha Vermelha, mas menor em tamanho. Esta tempestade foi criada através da fusão de três ovais brancas menores — que haviam sido vistas pela primeira vez em 1938. Esta tempestade foi chamada de Oval BA e apelidada de "Mancha Vermelha Júnior". Desde então, seu tamanho aumentou e sua cor mudou de branco para vermelho.^[60][61][62]

Ciclones polares

Estacionado em cada pólo há um ciclone de vários milhares de quilômetros de largura. Mas cada um desses ciclones é cercado por um arranjo poligonal de tempestades de tamanho semelhante - oito no norte e cinco no sul. ^[63]

Massa

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

Júpiter possui uma massa 2,5 vezes maior do que a de 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 raio solar do centro do Sol).^[64] Júpiter é muito maior do que a Terra e consideravelmente menos denso: seu volume corresponde a 1 321 vezes o da Terra, mas sua massa é apenas 318 vezes maior.^[10][45] O raio de Júpiter é aproximadamente 1/10 do raio solar,^[65] e sua massa é 0,001 a massa solar, portanto as densidades dos dois corpos são similares.^[66]

Uma massa jupiteriana (M_J) é frequentemente utilizada como unidade para descrever a massa de outros objetos, em particular de planetas extrassolares e anãs marrons. Assim, por exemplo, o planeta extrassolar HD 209458 b possui massa de 0,69 M_J, enquanto Kappa Andromedae b tem massa de 12,8 M_J.^[67]

Modelos teóricos indicam que se Júpiter tivesse muito mais massa do que atualmente possui, ele diminuiria em tamanho.^[68] Para adições menores de massa, o raio não mudaria de forma apreciável, e acima de 500 massas terrestres (1,6 massa de Júpiter)^[68] o seu interior ficaria tão mais comprimido com a maior pressão que o seu volume diminuiria, apesar do aumento da quantidade de matéria. Como resultado, acredita-se que Júpiter tenha o maior diâmetro possível a um planeta com a sua composição e história evolucionária.^[69] O processo de diminuição continuaria à medida que massa fosse adicionada, até que uma ignição estelar ocorresse com o planeta como em uma anã marrom^PB ou anã castanha^PE , em torno de 50 M_J.^[70]

Embora Júpiter tivesse que ter cerca de 75 vezes mais massa do que tem para fundir hidrogênio e se tornar uma estrela, a menor anã vermelha possui o diâmetro apenas 30% maior que o de Júpiter.^[71][72] Apesar disso, Júpiter ainda irradia mais calor do que recebe do Sol; a quantidade de calor produzido internamente é similar à radiação solar total que recebe.^[31] Este calor adicional é gerado através do mecanismo de Kelvin-Helmholtz, por contração. Este processo resulta na redução do diâmetro do planeta de dois centímetros por ano.^[30] Quando foi formado, Júpiter era muito mais quente e tinha aproximadamente o dobro do seu diâmetro atual.^[73]

Anéis planetários

Ver artigo principal: Anéis de Júpiter

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 halo, um anel principal relativamente brilhante e um sistema de anéis externo, chamado de gossamer.^[74]

Modelo visual dos anéis de Júpiter.

Esses anéis parecem ser feitos de poeira, e não de gelo como os de Saturno.^[31] Acredita-se que o anel principal seja feito de material ejetado dos satélites Adrasteia e Métis. Este material, que normalmente cairia de volta nos satélites, é puxado em direção ao planeta por causa de sua enorme força gravitacional, alimentando o anel. A órbita do material se altera em direção a Júpiter e material novo é acrescentado por impactos adicionais.^[75] De maneira similar, os satélites Tebe e Amalteia provavelmente produzem os dois componentes distintos do anel gossamer.^[75] Existe também evidência de um anel rochoso ao longo da órbita de Amalteia, que pode constituir-se de material ejetado de colisões do satélite em questão.^[76]

Magnetosfera

Ver artigo principal: Magnetosfera de Júpiter

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 polos, o mais forte do Sistema Solar (não incluindo aqueles formados por manchas solares). ^[77] Acredita-se que este campo seja gerado por correntes de Foucault — o movimento giratório de materiais condutores — dentro da camada de hidrogênio metálico líquido. Os vulcões do satélite Io emitem grande quantidade de dióxido de enxofre, formando um toro de gás em órbita do satélite. O gás é ionizado na magnetosfera, produzindo íons de enxofre e oxigênio, que, juntamente com íons de hidrogênio originários da atmosfera de Júpiter, formam uma folha de plasma no plano equatorial de Júpiter. O plasma na folha gira com o planeta, causando deformação no campo magnético dipolar dentro do disco magnético. Elétrons dentro da folha de plasma geram fortes ondas de rádio, na frequência de 0,6 a 30 MHz.^[78] Pesquisadores relataram em 2017 que os dados da nave espacial de Juno sugerem que os elétrons que geram o brilho polar podem ser acelerados por ondas turbulentas no campo magnético do planeta^[79] - um processo semelhante aos surfistas sendo conduzidos antes do quebrar das ondas.^[80]

Aurora boreal em Júpiter. Três pontos brilhantes são criados através do fluxo de tubos magnéticos que conectam Io, Ganímede e Europa (localizados na esquerda e na parte inferior da imagem) entre si. Outras auroras de menos brilho também podem ser vistas.

A 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, localizada no limite interior da magnetobainha, na qual as ondas magnéticas tornam-se fracas e desorganizadas. O vento solar interage com estas regiões, alongando a magnetosfera a sotavento de Júpiter e estendendo-a até quase a órbita de Saturno. Os quatro grandes satélites de Júpiter orbitam dentro da magnetosfera, que os protege do vento solar.^[31]

A magnetosfera de Júpiter é responsável por episódios de intensa emissão de rádio dos polos do planeta. A 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 o primeiro se movimenta no segundo, 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, e a energia é transmitida ao longo de uma superfície cônica. Quando a Terra atravessa este cone, as emissões de rádio de Júpiter podem superar a do Sol.^[81]

Órbita e rotação

Jupiter (vermelho) completa uma órbita em torno do Sol (centro) para cada 11,86 órbitas da Terra (azul)

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.^[82] A distância média entre Júpiter e o Sol é de 778 milhões de quilômetros, aproximadamente 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.^[83]

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 periélio e o afélio, ou o ponto mais perto e o 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.^[84]

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. Júpiter possui o formato de uma esfera oblata, ou seja, o diâmetro no equador é maior que o diâmetro entre os seus polos geográficos. O equador de Júpiter é 9 275 km maior que o diâmetro medido entre os polos.^[39]

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 e 10° S de latitude, e possui o menor período do planeta, com 9 h 50 min. O Sistema II corresponde a todas as latitudes ao norte ou ao sul das primeiras, e possui período de 9h 55min 40,6s. 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.^[85]

Satélites

Ver artigo principal: Satélites de Júpiter

Júpiter possui 79 satélites naturais confirmados^[86] (embora, em teoria, os componentes individuais que compõem seus anéis também sejam satélites do planeta, complicando a definição). Deste número, 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.^[18]

Classificação dos satélites

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 que os satélites estejam 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 que, provavelmente, foram formados com Júpiter. O restante consiste de um número desconhecido de satélites irregulares, com órbitas elípticas e inclinadas, que se acredita serem asteroides capturados ou fragmentos de asteroides capturados. Satélites irregulares que pertencem a um grupo possuem elementos orbitais similares e, portanto, podem possuir uma origem comum, talvez sendo restos de um satélite ou corpo capturado que foi

partido.^[87][88]

Satélites regulares
Grupo Amalteia	O grupo interior consiste de quatro pequenos satélites, todos com diâmetro de menos de 200 km, raio orbital de menos de 200 000 km e inclinações orbitais de menos de meio grau.
Satélites galileanos[89]	Estes quatro satélites, descobertos por Galileu Galilei e Simon Marius paralelamente, orbitam de 400 000 km a 2 000 000 km, e estão entre os maiores satélites do Sistema Solar.
Satélites irregulares
Temisto	Satélite que é o único membro deste grupo, orbitando entre os satélites galileanos e o grupo Himalia.
Grupo Himalia	Um grupo concentrado de satélites que orbitam entre 11 000 000 e 12 000 000 km de Júpiter.
Carpo	Outro caso isolado, na borda interna do grupo Ananke.
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

Ver artigo principal: Satélites de Galileu

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 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.^[23][90]

As órbitas de Io, Europa e Ganimedes formam um padrão conhecido como a ressonância de Laplace. Para cada quatro órbitas de Io em torno de Júpiter, Europa dá exatamente duas, e Ganimedes dá exatamente uma. Esta ressonância faz com que os efeitos gravitacionais das três luas distorçam suas órbitas em formas elípticas, visto que cada satélite recebe energia de seus vizinhos no mesmo ponto em todas as órbitas. As forças de maré de Júpiter, por outro lado, atuam na circularização dessas órbitas.^[91]

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 extraordinária atividade vulcânica em Io, satélite sujeito às maiores forças de maré, por ter a órbita mais interna.^[92] Outra consequência é a existência de uma crosta geologicamente jovem em Europa, sugerindo atividade vulcânica recente no satélite.^[93][94]

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

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

Júpiter é, normalmente, o quarto objeto mais brilhante do céu, atrás apenas do Sol, da Lua e de Vênus,^[95] 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, e -1,6, durante conjunção com o Sol. O diâmetro angular de Júpiter, da mesma maneira, varia entre 50,1 e 29,8 segundos de arcos.^[96] Oposições favoráveis ocorrem quando Júpiter está no seu periélio, evento que ocorre uma vez por órbita.

A Terra ultrapassa 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 parece mover-se em sentido retrógrado com respeito às estrelas de fundo, ou seja, por um período de tempo, Júpiter parece dar a ré no céu, num movimento de looping.

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°. Ou seja, o planeta sempre aparece quase totalmente iluminado em telescópios na Terra. Imagens do planeta em fase crescente foram obtidas apenas em missões espaciais para Júpiter.^[97] Um pequeno telescópio geralmente mostra os quatro satélites de Galileu e os notáveis cinturões de nuvens através da atmosfera de Júpiter. Um telescópio grande mostra a Grande Mancha Vermelha quando esta se apresenta de frente para a Terra.

A mancha de Clyde é uma pluma oval branca de material que entra em erupção acima das camadas superiores de nuvens da atmosfera joviana, descoberta no hemisfério sul de Júpiter em julho de 2020.^[98]

Formação

Ver artigo principal: Formação e evolução do Sistema Solar

Depois da formação do Sol, que ocorreu há cerca de 4,6 bilhões ^* de anos atrás,^{[nota 1][99][100]} 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 planetesimaiss que, por sua vez, agregando-se, formaram os protoplanetas.^[101]

Acredita-se que a formação de Júpiter tenha começado através da coalescência de planetesimais compostos por materiais voláteis (gelo, em termos astronômicos)^[102] na frost line do Sistema Solar, além de um limite no qual os planetesimais começaram a crescer rapidamente através da acreção de material abundante de baixo ponto de fusão.^[103] As condições para uma massiva acreção (abundância de material e tempo disponível de acreção) estavam mais pronunciadas entre 5 e 6 UA, provocando um acúmulo rápido de material nesta região,^[103][104] 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).^[102][103]

O embrião continuou a crescer, agregando mais planetesimais do que gás. Com a acreção de planetesimais, 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 maior percentagem da massa total agregada pelo embrião planetário, chegando a um ponto no qual a acreção de gás e planetesimais era igual.^[102] 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 composta 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 de este ter superado o Sol, em brilho, por um tempo.^[103]

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,^[105][106] por causa da perda de momento angular. No processo, a órbita jupiteriana formou uma ressonância orbital de 1:2 com a de Saturno.^[107] 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 o 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.^{[104][108][109]} O restante dos satélites eram corpos que foram atraídos pela enorme força gravitacional jupiteriana quando passavam em sua vizinhança.^[108]

A hipótese de que o planeta foi formado através da coalescência de planetesimais 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, o que indica que ele possua um núcleo sólido com o dobro da massa que estimativas anteriores indicavam, e possibilitando a adição de grandes quantidades de gás da nebulosa solar.^[110]

Pesquisa e exploração

Pesquisa pré-telescópio

A observação de Júpiter se faz desde pelo menos o século VII ou VIII a.C., pelos astrônomos babilônios.^[111] Os chineses antigos também observavam a órbita de Suìxīng (歲星) e estabeleceram o seu ciclo de “Doze Ramos Terrestres” baseado no seu número aproximado de anos; a língua chinesa ainda utiliza o seu nome (simplificado como 岁) quando se refere aos anos da idade. Até o século iV a.C., essas observações tinham levado ao desenvolvimento do horóscopo chinês,^[112] com cada ano associado com uma estrela Tai Sui (a estrela diretamente oposta a Júpiter naquele ano) e o deus que controlava a região do céu oposta à posição de Júpiter no céu noturno; essas crenças sobrevivem em algumas práticas religiosas taoistas e nos doze animais do zodíaco da Ásia oriental, que atualmente são popularmente assumidas como associados à chegada dos animais ante Buda. O historiador chinês Xi Zezong afirmou que Gan De, um antigo astrônomo chinês, descobriu um dos satélites de Júpiter em 362 a.C. a olho nu. Se isto for correto, antecederia a descoberta de Galileu em quase dois milênios.^[113][114] Em seu trabalho do século II Almagesto, o astrônomo Ptolemeu construiu um modelo planetário geocêntrico baseado em deferentes e epiciclos para explicar o movimento de Júpiter em relação à Terra, fixando o seu período orbital em torno da Terra em 4 332,38 dias, ou 11,86 anos.^[115] Em 499, Ariabata, um matemático-astrônomo da era clássica da matemática e astronomia indianas, também usou um modelo geocêntrico para estimar o período de Júpiter em 4 332,2722 dias, ou 11,86 anos.^[116]

Pesquisa baseada em telescópios na Terra

Júpiter visto ao lado da Lua a partir da Terra

Em 1610, Galileu Galilei, por meio de um telescópio, descobriu os quatro grandes satélites de Júpiter, que atualmente são chamados satélites galileanos. Um dia depois de Galileu, Simon Marius, atuando de forma independente, descobriu satélites ao redor de Júpiter, embora ele somente tenha publicado em livro a sua descoberta em 1614.^[117] Entretanto, os nomes que permaneceram para os satélites foram os atribuídos por Marius – Io, Europa, Ganimedes e Calisto. Esta descoberta foi a primeira de corpos no espaço que aparentemente não gravitavam a Terra. Este foi um ponto importante em 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.^[118]

Durante a década de 1660, Giovanni Domenico Cassini usou um novo telescópio e descobriu manchas e faixas coloridas em Júpiter, notando também que o planeta possuía um formato achatado. Cassini ainda estimou o período de rotação do planeta.^[119] Em 1690, Cassini notou que a atmosfera jupiteriana possui rotação diferencial.^[31]

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 relevante no hemisfério sul do planeta, pode ter sido observada pela primeira vez por Robert Hooke em 1664 e por Cassini em 1665, embora este fato não esteja totalmente comprovado. O farmacêutico Samuel Heinrich Schwabe produziu em 1831 os primeiros desenhos mostrando os detalhes da Mancha.^[120] 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.^[121]

Tanto Giovanni Alfonso Borelli quanto Cassini construíram tabelas cuidadosas 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, quando Júpiter estava no lado oposto do Sol em relação à Terra, estes eventos ocorriam cerca de 17 minutos mais tarde do que o esperado. Ole Rømer deduziu que a visão não é instantânea (um fato que Cassini havia anteriormente rejeitado) e esta diferença foi utilizada para estimar a velocidade da luz.^[122]

Em 1892, Edward Emerson Barnard descobriu um quinto satélite, utilizando o telescópio de 91 cm do Observatório Lick, na Califórnia. A descoberta deste objeto relativamente pequeno, um atestado de sua ótima visão, tornou-o rapidamente famoso. O satélite foi posteriormente chamado de Amalteia.^[123] Esta foi a última descoberta de um satélite planetário feita via observação visual.^[124]

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.^[125]

Três ovais anticiclônicas de longa duração foram observadas em 1938. Por décadas elas continuaram como características distintas da atmosfera jupiteriana, por vezes aproximando-se uma da outra, mas nunca se juntando. Em 1998, porém, duas das ovais se fundiram, absorvendo a terceira em 2000, criando a Oval BA.^[126]

Em 1955, Bernard Burke e Kenneth Franklin detectaram pulsos de rádio vindos de Júpiter a 22,2 MHz.^[31] O período dos pulsos igualava o da rotação jupiteriana, como o que 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.^[127]

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

• Pulsos de rádio decamétricos (com comprimento de onda de dezenas de metros) variam com a rotação de Júpiter e são influenciados pela interação de Io com o campo magnético jupiteriano.^[128]
• Emissões de rádio decimétricas (com comprimentos de onda medidos em centímetros) foram observadas pela primeira vez por Frank Drake e Hein Hvatum em 1959.^[31] Estes sinais originam-se de um cinturão em torno do equador jupiteriano e são causados por radiação ciclotrônica de elétrons acelerados pelo campo magnético jupiteriano.^[129]
• Radiação termal produzida por calor na atmosfera de Júpiter.^[31]

Exploração

Ver artigo principal: Exploração de Júpiter

Desde 1973 várias sondas espaciais visitaram Júpiter, a mais notável sendo a Pioneer 10, a primeira a se aproximar suficientemente para enviar revelações sobre propriedades e fenômenos do maior planeta do Sistema Solar. Missões para outros planetas dentro do Sistema Solar requerem alto custo de energia, a qual é descrita através da mudança de velocidade da espaçonave, ou delta-v. Entrar em uma órbita de transferência de Hohmann da Terra para Júpiter, a partir de uma órbita baixa da Terra, requer um delta-v de 6,3 km/s,^[130] o que é comparável ao delta-v de 9,7 km/s necessário para alcançar uma órbita baixa em torno da Terra.^[131] Felizmente, a gravidade assistida utilizando sobrevoos de outros planetas pode ser utilizada para diminuir a energia requerida para alcançar Júpiter, com a contrapartida do custo de uma missão muito mais longa.^[130]

Missões de sobrevoo

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	408 894 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

A partir de 1973, várias sondas espaciais executaram manobras de sobrevoo que as levaram a distâncias viáveis para a observação de 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 ao 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 dimensão do achatamento polar.^[21][45]

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 de fotos da Mancha Vermelha tomadas pela Voyager e pela Pionner mostraram que a tempestade mudou de cor entre as missões, passando de laranja para marrom escuro. Um toro de átomos ionizados foi descoberto ao longo da órbita de Io e vulcões foram descobertos na superfície do satélite, alguns em erupção. As sondas observaram raios na atmosfera do planeta à noite.^[22][45]

A sonda Ulysses fez uma manobra de sobrevoo para alcançar uma órbita polar em torno do Sol. Durante esta passagem, realizou estudos sobre a magnetosfera jupiteriana. Nenhuma imagem foi tomada, já que a sonda não possui câmeras. Seis anos depois, ela fez outro sobrevoo, mas a distância foi bem maior.^[132]

Em 2000, a sonda Cassini-Huygens, que seguia para Saturno, passou por Júpiter, fornecendo as imagens de melhor resolução já tomadas do planeta.^[133]

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.^[134] 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.^[135] As imagens começaram a ser tomadas em 4 de setembro de 2006.^[136][137]

Missão Galileu

Júpiter visto do espaço pela Cassini-Huygens.

A primeira 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, quando se aproximava do planeta em 1994. Embora as informações enviadas pela sonda tenham sido extensivas, a quantidade de informação transmitida à Terra foi reduzida pela falha da antena primária da espaçonave, forçando-a a operar com sua antena secundária.^[138]

Uma sonda atmosférica de titânio de 340 kg foi lançada da Galileu em julho de 1995, entrando na atmosfera em 7 de dezembro.^[69] Utilizando um para-quedas a 150 km da atmosfera para reduzir sua velocidade para 2.575 km/h, a sonda enviou informações sobre a atmosfera jupiteriana por 57,6 minutos, antes de ser destruída pela pressão de 23 atm à temperatura de (153 °C).^[139] A própria sonda principal Galileu sofreu uma versão mais rápida do mesmo destino, quando foi colocada intencionalmente em rota de colisão com Júpiter, em 21 de setembro de 2003, a uma velocidade acima de 50 km/s, para evitar qualquer possibilidade de colisão e possivelmente contaminação de Europa, satélite que os cientistas acreditam que possa abrigar algum tipo de vida.^[138]

Os dados desta missão revelaram que hidrogênio compõe até 90% da atmosfera de Júpiter.^[69] A temperatura registrada foi de mais de 300 °C e a velocidade do vento medida de mais de 644 km/h, antes de a sonda se vaporizar.^[69]

Missão Juno

A missão Juno da NASA chegou a Júpiter em 4 de julho de 2016 e se espera que execute 37 órbitas ao longo dos 20 meses seguintes. ^[140] O plano da missão definiu que Juno estudará o planeta em detalhe a partir de uma órbita polar.^[141] Em 27 de agosto de 2016, a sonda realizou o seu primeiro sobrevoo de Júpiter e enviou as primeiras imagens do polo norte do planeta.^[142]

Imagens feitas pela sonda Juno em 2017.

Imagens feitas pela sonda Juno em 2017.

Sondas futuras

A próxima missão planejada para o sistema jupiteriano será a sonda da Agência Espacial Europeia Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE), com lançamento previsto para 2022,^[143] seguida da missão da NASA Europa Clipper em 2025.^[144]

Missões canceladas

Tem havido um grande interesse em estudar os satélites gelados em detalhe, por causa da possibilidade de existência de oceanos líquidos subsuperficiais nos satélites Europa, Ganimedes e Calisto, mas dificuldades financeiras têm atrasado o progresso. O projeto JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) da NASA foi cancelado em 2005.^[145] Uma proposta subsequente foi desenvolvida para um projeto conjunto NASA/ESA, chamado EJSM/Laplace, com lançamento programado para em torno de 2020. O EJSM/Laplace teria consistido na fusão do projeto da NASA Jupiter Europa Orbiter e o da ESA Jupiter Ganymede Orbiter.^[146] Entretanto, a ESA encerrou formalmente a parceria em abril de 2011, citando problemas orçamentários da NASA e as consequências no cronograma do projeto. Em seu lugar, a ESA planejou avançar com seu projeto unicamente europeu para competir em sua seleção de projetos Cosmic Vision.^[147]

Interação com o Sistema Solar

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 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.^[148]

A maioria dos cometas de curto período (com período menor que 200 anos) pertence à família jupiteriana – que é definida como a dos cometas cujo semieixo maior é menor do que o de Júpiter. Acredita-se que os cometas pertencentes à família jupiteriana provêm do cinturão de Kuiper, além da órbita de Netuno. Durante aproximações de Júpiter, a gravidade deste 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.^[149]

Devido à magnitude da massa de Júpiter, o centro de gravidade entre ele e o Sol localiza-se pouco acima da superfície do Sol.^[150] Júpiter é o único corpo do Sistema Solar para o qual isto acontece.

Asteroides troianos

Ver artigo principal: Asteroides troianos de Júpiter

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

Juntamente com seus satélites, a gravidade de Júpiter controla numerosos asteroides posicionados 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 se localizam nos campos L₄ (asteróides "gregos") e L₅ (asteroides "troianos"), em referência à Ilíada.^[151]

O primeiro asteroide troiano, 588 Achilles, foi descoberto por Max Wolf em 1906. Desde então, mais de seis mil destes corpos foram descobertos, sendo o maior deles 624 Hektor.^[152]

Estima-se que o número de asteroides troianos com mais de 1 km de diâmetro seja de cerca de um milhão.^[153]

Captura temporária de satélites

A grande esfera de Hill de Júpiter permite ao planeta capturar temporariamente diversos corpos menores, que permanecem em órbita variando desde alguns anos até milhões de anos.^[154] 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.^[155] Acredita-se que vários dos satélites irregulares das regiões exteriores do sistema jupiteriano sejam asteroides que foram capturados pelo planeta.^[156][157]

Impactos

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.^[158]

Júpiter tem sido chamado de "aspirador" do Sistema Solar,^[159] devido ao seu enorme poço gravitacional e sua localização próxima ao interior do Sistema Solar. É o planeta que mais recebe impactos de cometas.^[160] Acreditava-se que Júpiter protegia o interior do Sistema Solar de cometas que poderiam colidir nos planetas terrestres, 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 absorve ou ejeta.^[161] Este tópico ainda é controverso entre os astrônomos, visto que alguns acreditam que Júpiter atrai cometas do cinturão de Kuiper em direção à Terra, enquanto outros acreditam que Júpiter protege a Terra da Nuvem de Oort.^[162]

Uma análise de 1997 de desenhos astronômicos históricos sugeriu que o astrônomo Cassini pode ter reportado uma característica proveniente de um impacto, em 1690. A pesquisa levantou outras oito observações candidatas, entre 1664 e 1839, mas elas possuem pouca ou nenhuma possibilidade de ser resultado de um impacto.^[163]

Descobertas mais recentes incluem os seguintes casos:

1. Uma bola de fogo foi fotografada pela Voyager 1 durante seu encontro com Júpiter em 1979;^[164]
2. Em 19 de julho de 2009, uma mancha causada por um impacto foi descoberta a cerca de 216° de longitude no Sistema II.^[165][166] A mancha, de cor negra, tinha tamanho similar à Oval BA. Observações em infravermelho do Observatório Keck mostraram uma mancha brilhante no local do impacto, indicando que o mesmo aqueceu a baixa atmosfera na área próxima ao polo sul.^{[167][168][169]} O corpo causador não foi detectado antes da colisão, embora se acredite que tenha sido um asteróide com diâmetro entre 200 e 500 m;^[170][171]
3. Uma bola de fogo, menor do que os impactos observados anteriormente, foi detectada em 3 de junho de 2010 por Anthony Wesley, um astrônomo amador na Austrália, e descobriu-se mais tarde que ela havia sido capturada em vídeo por outro astrônomo amador nas Filipinas;^[172]
4. Outras bolas de fogo foram vistas ainda em 20 de agosto de 2010^[173] e em 10 de setembro de 2012;^[164][174]
5. Em 17 de março de 2016, a colisão com o planeta de um asteroide ou cometa foi filmada em vídeo.^[175]

Impacto do Shoemaker-Levy 9

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.

Ver artigo principal: Shoemaker-Levy 9

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,^{[176][177][178][179]} 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,^[180] 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.^[181]

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.^[182]

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.^{[183][184][185]}

Possibilidade de vida

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.^[186]

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 lançada a hipótese de 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 utiliza fotossíntese para obter energia em níveis superiores, peixes em níveis inferiores alimentando-se dos primeiros e predadores marinhos que caçam os peixes.^[187][188]

Júpiter na cultura humana

Ver artigo principal: Júpiter na ficção, planetas na astrologia

Gravura em madeira de uma edição de 1550 da obra Liber Astronomiae, de Guido Bonatti.

Júpiter era conhecido desde tempos antigos. Ele é visível a olho nu à noite, e pode ser ocasionalmente visto de dia quando o Sol está baixo no horizonte.^[189] Para os babilônios, o objeto representava o deus Marduque. Eles utilizavam a órbita jupiteriana (que é de aproximadamente 12 anos) ao longo da eclíptica para definir as constelações do seu zodíaco.^[45][190]

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".^[17] O símbolo astronômico de Júpiter, , é uma representação estilizada do raio do deus romano. "Jupiteriano" e "joviano" são os adjetivos do planeta.^{[191][192][193]}

Os chineses, japoneses, coreanos e vietnamitas nomearam o planeta de "estrela de madeira", 木星,^[194] 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".^[195] 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.^[196]

Na mitologia dos povos turcomanos e mongóis, Júpiter é chamado “Erendiz” ou “Erentüz”, proveniente de “eren” (de significado incerto) e “yultuz” (estrela). Há muitas teorias sobre o significado de “eren”. Esses povos calcularam o período da órbita de Júpiter em 11 anos e 300 dias. Eles acreditavam que alguns eventos sociais e naturais se conectavam aos movimentos de Erentüz no céu.^[197]

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.^[198]

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.^[199]

Notas

1. ↑ A idade do Sol foi determinada através de modelos computadorizados de evolução estelar e nucleocosmocronologia.

Ver também

• Exoplaneta (muitos são maiores que Júpiter)
• Fonte:Wikipedia 
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