Júpiter

Todos os planetas, de Mercúrio a Marte são chamados planetas terrestres, pois são planetas sólidos e que possuem uma superfície rígida para pisar. De Júpiter à Netuno, até onde se sabe, são planetas gasosos ou seja não têm superfície sólida que se possa pisar sem afundar.Júpiter tem 1.300 vezes o volume da Terra, mas sua massa é apenas 318 vezes maior que a Terra. A composição de Júpiter é parecida com a do Sol, hidrogênio e hélio. Esse planeta só não é uma estrela como o Sol porque a quantidade de massa não é suficiente para elevar a pressão e a temperatura dos gases a ponto de produzir grandes reações nucleares. Mesmo assim, Júpiter tem seu núcleo muito quente e libera para o espaço 3 vezes mais energia do que a que ele recebe do Sol.

HistÓrico

Terminados os planetas internos ou terretres em Marte, inicia-se em Júpiter os planetas externos ou jovianos. Júpiter, o maior planeta do sistema solar, é considerado gasoso possuindo uma quantidade enorme de furacões, dos quais se destaca a grande mancha vermelha, que é um furacão observado a mais de três séculos e que provavelmente permanecera lá por tempo igual ou maior. Pela presença dessas manchas foi possível determinar o seu período de rotação que é de nove horas e cinqueta minutos. Verificou-se também que a rotação é mais rápida no equador que nos polos, que é semelhante á rotação diferenciada do Sol.

Atmosfera ou superfície

Não se sabe se existe uma superfície sólida em Júpiter. O que podemos observar são somente suas nuvens. A constituição dessa atmosfera é bem diferente da terretre. A presença de amoníaco e do metano indicam a ausência de oxigênio livre, que normalmente destrói esses componentes.

Quando observado da Terra nota-se inúmeras faixas escuras paralelas ao equador. Se a observação for mais cuidadosa e com um bom telescópio, pode-se notar que essas faixas possuem cores variadas, desde o violeta até o rosa.

Foram levantados traços de dois componentes capazes de dar o colorido que conhecemos da alta atmosfera de Júpiter, a fosfina (PF₃) e o germano (GeH₄) a uma temperatura de -173^oC.

Com o lançamento da série de sondas Voyager, foi confirmada a presença de hélio, hidrogênio, amoníaco, fosfina, etano e acetileno. Nos pontos quentes (temperatura de -13^oC), em que aparecem os buracos na atmosfera superior, geralmente vistos em cor marrom, são formados por furacões e que dão acesso a alguns dados sobre o interior dessa atmosfera e do próprio planeta. Através desses buracos encontrou-se indícios de vapor d'agua, germano, ácido cianidríco e monóxido de carbono. Além disso constatou-se uma variação desses gases de acordo com a latitude. Um exemplo disso é uma maior concentração de hidrocarbonetos etano e acetileno (estes formados pela ação da luz solar sobre o metano), na região dos trópicos, mas não são esses gases que proporcionam o colorido observado principalmente nessa região do planeta. A natureza dos corantes ainda não é bem determinada. Acredita-se que os tons vermelhos sejam formados pela presença do fósforo puro.

Provável Interior

Nas décadas de 40 e 50 pôde-se verificar que a baixa densidade do planeta e a predominância de hidrogênio e hélio revelam uma composição semelhante à do Sol. Tomando-se por base as propriedades do hidrogênio e do hélio, há a hipótese de que o interior do planeta seja líquido nas camadas mais externas e sólido no núcleo, devido à crescente pressão com a diminuição da altitude, chegando a dez milhões de atmosferas e a uma temperatura de 68.000 K.

O hidrogênio em tais condições adquire propriedades de metais, deixando elétrons livres no meio plasmático. Isso gera grandes correntes elétricas que por sua vez geram forte campo magnético. As perturbações nesse campo produzem ondas de rádio, fazendo do planeta o segundo maior emissor dessas radiações, depois do Sol.

As informações sobre o interior de Júpiter são bastante precárias, mas as poucas existentes deram aos cientistas a base para a elaboração de uma teoria sobre a composição do interior jupiteriano. Essa teoria alega que o núcleo é formado por rochas e gelo que correspondem a 4% ou 5% da massa total do planeta. Esse núcleo é circundado por uma camada de hidrogênio líquido metálico com espessura de mais de 40.000 km e uma terceira camada circundando a anterior, composta de hidrogênio e hélio líquidos. A alta temperatura do centro não permite a solificação do hidrogênio, por isso a camada de hidrogênio metálico está no estado líquido e esta passa para o estado líquido-molecular quando a pressão cai abaixo de três milhões de atmosferas.

Campo Magnético

Devido a rápida rotação do planeta, à camada de hidrogênio metálico movimenta-se provocando a circulação de correntes elétricas geradas pelos elétrons livres. Essas correntes formam um intenso campo magnético no planeta, que influencia todo o espaço ao redor de Júpiter, inclusive seus satélites, atingindo até 100 raios planetários na direção do Sol e no lado oposto, a calda magnética chega a atingir 700 milhões de quilômetros de sua órbita. Esse campo é quatorze vezes maior que o da Terra e está inclinado onze graus com o eixo de rotação.

Anéis de Júpiter

Os anéis de Júpiter foram descobertos em março de 1979 pela sonda Voyager I, e constatou-se ser um sistema de anéis de partículas sólidas que circundam o planeta na região equatorial. Sabe-se que a faixa principal do anel tem aproximadamente 6.800 km de largura e está a 50.200 km das nuvens superiores do planeta. Constatou-se também que a densidade de partículas é muito baixa e o brilho do planeta evitou que ele fosse anteriormente observado da Terra. Quatro dias após sua descorbeta, e conhecendo-se as condições atmosféricas ao seu redor, os anéis foram confirmados a partir de observações terrestres.

Satélites de Júpiter

O planeta gigante é o centro de um sistema de satélites que parece uma miniatura do sistema solar, só que ao invés de oito planetas, são sessenta e seis satélites. Io, Europa, Ganimedes e Calisto em ordem de distância de Júpiter foram os quatro primeiros a serem descobertos, em 1610 por Galileu Galilei (1564-1642).

IO: O mais interno deles, faz uma revolução completa ao redor de Júpiter em 42 horas e tem dimensões próximas às de nossa Lua. As imagens transmitidas pelas sondas exibem um grande número de centros vulcânicos em atividade (os primeiros encontrados fora da Terra), fazendo de Io um dos objetos mais ativos do sistema solar. Isto deve-se a sua grande proximidade com Júpiter, caso contrário seria tão inativo quanto a Lua. Não se detectou crateras de impacto em sua superfície, apesar da grande atividade de meteoritos em sua região. Isso revela que Io tem uma superfície recente e bastante dinâmica, capaz de modificar-se com rapidez. As estruturas dominantes de sua superfície são as vulcânicas que geralmente são rodeadas por manchas escuras com algumas dezenas de quilômetros. Nas regiões polares os sistemas vulcânicos estão em menor número, mas são numerosas as montanhas com vários quilômetros de altura. Por estar muito próximo do planeta, Io está sujeito a muitas tensões, principalmente as de marés, que é intencificado por Europa. Essas tensões são fontes de energia que fundem grandes quantidades de matéria no núcleo do satélite e provocam fraturas em sua superfície. Os principais componentes expelidos pelos vulcões é o enxofre e o anidrido sulfuroso, a uma temperatura máxima de 17 ^oC.

Europa: Pouco menor que a Lua, tem uma translação de cerca de 3,5 dias terrestres. Parece ser recoberto de gelo e outros materiais claros. Esse satélite foi o menos estudado devido à posição de sua órbita, quando as Voyagers passaram por Júpiter. Sabe-se que sua densidade é cerca de 3 g/cm³, sua composição é rochosa com pontos onde há uma mistura de silicatos com metais formando áreas com densidade pouco mais elevada, sendo detectada grande quantidade de água e gelo. As fotos da Voyager apesar da baixa resolução, indicaram que grande parte de sua superfície é de gelo, que reflete mais de 60% da luz incidente. Nessas imagens pode-se observar que o satélite é atravessado por grandes linhas de até 3.000 km, que se entrecruzam. Elas podem ser resultados de movimentos tectônicos em todo o satélite. A ausência de crateras de impacto pode indicar algumas semelhanças com Io.

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

Ganimedes: O maior dos satélites do sistema solar, com 78% do diâmetro de Marte. Sua translação é cerca de sete dias terrestres. O estudo do seu espectro indica uma absorção característica do gelo, que deve recobrir grande parte de sua superfície. Supõem-se que sua constituição seja gelo e silicato em quantidades mais ou menos iguais. Isso pode ser evidenciado pela sua baixa densidade. Dois tipos de solo podem ser distiguidos no satélite: Os solos escuros - que são basicamente planos, apresentando um elevado número de crateras. E os solos claros - que apresentam vales paralelos de aspecto ondulado. A aparência de crateras deformadas nessas regiões é sinal de mudanças ocorridas na crosta gelada. O maior número de crateras mostra que as regiões escuras são bem mais antigas em relação às regiões claras.

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

Outros Satélites de Júpiter

As Voyagers descobriram vários satélites totalizando dezessete, mas esse número não é definitivo, por causa das pequenas dimensões desses satélites, e ainda hoje se descobrem satélites, através das análises das fotos tiradas pelas Voyagers. Com os novos instrumentos e sondas empregadas na observaão de Júpiter, o número atual de satélites é de 64 corpos orbitando ao redor do gigante joviano.

Os outros doze satélites dividem-se em três famílias com quatro membros cada. A família dos que tem suas órbitas internas a de Io, que são Amaltéia, Adrastéia, Metis e Tebe.

A família dos satélites diretos, que orbitam além de Calisto e suas órbitas estão no mesmo sentido de rotação de Júpiter, que são Leda, Himália, Lisistéia e Elera. Por último a família dos retrógrados (orbitam no sentido contrário), que também são exteriores a Calisto e que reune: Pasifae, Sínope, Carme e Ananquê. As duas últimas famílias também podem ser distintas da primeira pelo alto valor das excentricidades de suas órbitas. Acredita-se ainda que esses satélies sejam asteróides capturados pelo campo gravitacional de Júpiter. Essa hipótese é reforçada pela baixa capacidade de reflexão de luz, que é característica dos asteróides.

Na família dos internos é característico o alongamento do satélite na direção de Júpiter, devido ao efeito de maré provocado pelo planeta.