Conteúdo - Plutão

Apesar de Plutão ter sido descoberto em 1930, informações limitadas em relação a este planeta distante provocaram um atraso na compreensão das suas características. Actualmente Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por uma sonda, no entanto a existência de cada vez mais informações está a abrir-nos este planeta peculiar. A unicidade da órbita de Plutão, a relação entre a sua rotação e a do satélite, o eixo de rotação e as variações de luz dão ao planeta um "charme" especial.

Plutão está normalmente mais longe do Sol do que qualquer dos outros planetas; no entanto, devido à excentricidade da sua órbita, está mais próximo do queNeptuno durante 20 anos dos 249 da sua órbita. Plutão atravessou a órbita de Neptuno em 21 de Janeiro de 1979, teve a sua maior aproximação em 5 de Setembro de 1989 e permanecerá dentro da órbita de Neptuno até 11 de Fevereiro de 1999. Este facto só ocorrerá de novo em Setembro de 2226.

À medida que Plutão se aproxima do periélio, atinge a sua distância máxima da eclíptica devido à sua inclinação de 17 graus. Por isso, está muito acima ou abaixo do plano da órbita de Neptuno. Nestas condições, Plutão e Neptuno não colidem nem se aproximam mais de 18 U.A. um do outro.

O período de rotação de Plutão é de 6.387 dias, o mesmo do seu satélite Caronte. Apesar de ser normal um satélite viajar numa órbita síncrona com o seu planeta, Plutão é o único planeta que roda sincronamente com a órbita do seu satélite. Por estarem gravitalmente bloquados, Plutão e Caronte têm a mesma face continuamente virada um para o outro enquanto viajam pelo espaço.

Ao contrário da maior parte dos planetas, mas semelhante a Úrano, Plutão roda com os seus polos quase no plano orbital. O eixo de rotação de Plutão está inclinado de 122 graus. Quando Plutão foi descoberto, a região do seu polo relativamente brilhante era a vista da Terra. Plutão parecia diminuir de luminosidade enquando o nosso ponto de vista gradualmente se desviava de próximo do polo em 1954 até próximo do equador em 1973. O equador de Plutão é o que se vê agora da Terra.

Durante o período entre 1985 e 1990, a Terra estava alinhada com a órbita de Caronte à volta de Plutão de tal forma que podia ser observado um eclipse em cada dia de Plutão. Este facto deu oportunidades para obter informações significativas que levou ao desenho de mapas de albedo que definem a reflectividade da superfície, e à primeira determinação mais exacta das dimensões de Plutão e de Caronte, incluindo todos os dados que poderiam daí ser calculados.

Os primeiros eclipses (mútuos) começaram a bloquear a região polar norte. Os eclipses seguintes bloquearam a região equatorial e os eclipses restantes bloquearam a região polar sul de Plutão. Medindo cuidadosamente o brilho durante todo este tempo, foi possível determinar formações de superfície. Descobriu-se que Plutão tem uma calote polar sul muito reflectiva, uma calote polar norte mais fraca e formações brilhantes e escuras na região do equador. O albedo geométrico de Plutão é de 0.49 a 0.66, que é muito mais brilhante do que Caronte. O albedo de Caronte varia de 0.36 a 0.39.

Os eclipses duraram cerca de quatro horas e pela medida cuidadosa dos inícios e dos fins, foram obtidas medições dos seus diâmetros. Os diâmetros também podem ser medidos directamente com um erro de 1 por cento por imagens mais recentes obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble. Estas imagens conseguem uma resolução que mostra claramente os dois objectos como dois discos separados. As ópticas melhoradas permitem-nos medir o diâmetro de Plutão com 2,274 quilómetros (1413 milhas) e o diâmetro de Caronte com 1,172 quilómetros (728 milhas), pouco mais de metade da dimensão de Plutão. A sua separação média é de 19,640 km (12,200 milhas), aproximadamente oito diâmetros de Plutão.

A separação média e o período orbital são usados para calcular as massas de Plutão e de Caronte. A massa de Plutão é cerca de 6.4 x 10^-9 massas solares. Esta é quase 7 (era 12) vezes a massa de Caronte e aproximadamente 0.0021 da massa da Terra, ou um quinto da nossa lua.

A densidade média de Plutão está entre 1.8 e 2.1 gramas por centímetro cúbico. Conclui-se que Plutão é 50% a 75% de rocha misturada com gelos. A densidade de Caronte é 1.2 a 1.3 g/cm³, indicando que contém poucas rochas. As diferenças em densidade dizem-nos que Plutão e Caronte foram formados independentes, apesar dos valores de Caronte obtidos do TEH serem ainda contrariados pelas observações terrestres. As origens de Plutão e de Caronte permanecem no reino da teoria.

A superfície gelada de Plutão é composta por 98% de nitrogénio (N2). Também estão presentes metano (CH4) e traços de monóxido de carbono (CO). O metano sólido indica que Plutão tem uma temperatura inferior a 70 Kelvin. A temperatura de Plutão varia muito durante o percurso da sua órbita porque Plutão pode-se aproximar do Sol até 30 UA e afastar até 50 UA. Existe uma ténue atmosfera que congela e cai na superfície quando o planeta se afasta do Sol. A NASA planeia lançar uma sonda, o Expresso de Plutão, em 2001 que permitirá aos cientistas estudarem o planeta antes da atmosfera congelar. A pressão atmosférica deduzida à superfície de Plutão é 1/100,000 da pressão à superfície da Terra.

Plutão foi oficialmente etiquetado como o nono planeta pela União Astronómica Internacional em 1930 e recebeu o nome do deus romano do submundo. Foi o primeiro e único planeta a ser descoberto por um americano, Clyde W. Tombaugh.

O caminho que levou à sua descoberta é creditado a Percival Lowell que fundou o Observatório Lowell em Flagstaff, Arizona, e custeou três pesquisas separadas do "Planet X". Lowell fez numerosos cálculos para o encontrar, sem sucesso, acreditando que ele poderia ser detectado pelo efeito que provoca na órbita de Neptuno. Dr. Vesto Slipher, o director do observatório, contratou Clyde Tombaugh para a terceira pesquisa e Clyde obteve vários conjuntos de fotografias do plano do sistema solar (eclíptica) com uma a duas semanas de separação e procurou alguma coisa que se tivesse deslocado em relação ao fundo estrelado. Esta aproximação sistemática teve sucesso e Plutão foi descoberto por este jovem (nascido em 4 de Fevereiro de 1906) de 24 anos assistente do laboratório do Kansas em 18 de Fevereiro de 1930. Plutão é na verdade pequeno demais para ser o "Planet X" que Percival Lowell esperou encontrar.

Estatísticas de Plutão
Descoberto por	Clyde W. Tombaugh
Data da descoberta	18 de Fevereiro de 1930
Massa (kg)	1.27e+22
Massa (Terra = 1)	2.125e-03
Raio equatorial (km)	1,137
Raio equatorial (Terra = 1)	0.1783
Densidade média (gm/cm^3)	2.05
Distância média ao Sol (km)	5,913,520,000
Distância média ao Sol (Terra = 1))	39.5294
Período rotacional (dias)	-6.3872
Período orbital (anos)	248.54
Velocidade orbital média (km/seg)	4.74
Excentricidade orbital	0.2482
Inclinação do eixo (graus)	122.52
Inclinação orbital (graus)	17.148
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	0.4
Velocidade de escape no equador (km/seg)	1.22
Albedo geométrico visual	0.3
Magnitude (Vo)	15.12
Composição atmosférica Metano Azoto	0.3

Animações de Plutão e Caronte

• Comparação das dimensões de Plutão, Caronte e EUA.
• Filme da rotação de Plutão.
• Filme da rotação de Plutão.
• Filme da rotação de Caronte.

Vistas de Plutão & Caronte

Plutão & Caronte 

Esta vista de Plutão foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble. Mostra uma imagem rara do pequeno Plutão com a sua lua Caronte, que é ligeiramente mais pequena do que o planeta. Por Plutão não ter sido ainda visitado por qualquer sonda espacial, permanece um planeta misterioso. Devido à sua grande distância do Sol, crê-se que a superfície de Plutão atinge temperaturas até -240°C (-400°F). Da superfície de Plutão, o Sol surge unicamente como uma estrela muito brilhante. (Cortesia NASA) 

Imagem do Telescópio Hubble 

Esta é a imagem mais nítida já conseguida do planeta distante Plutão e da sua lua, Caronte, mostrada pelo Telescópio Espacial Hubble (TEH). A imagem foi obtida em 21 de Fevereiro de 1994, quando o planeta estava a 4.4 biliões de quilómetros (2.7 biliões de milhas) da Terra.

As ópticas corrigidas do TEH mostram os dois objectos como discos nítidos e claramente separados. Isto agora permitiu aos astrónomos calcular directamente (com 1 porcento de tolerância) o diâmetro de Plutão de 2,320 quilómetros (1,440 milhas) e o diâmetro de Caronte de 1,270 quilómetros (790 milhas).

As observações do TEH mostram que Caronte é mais azul que Plutão. Isto mostra que os mundos têm superfícies com composições e estruturas diferentes. Um brilho evidente em Plutão mostra que pode ter uma camada à superfície reflectora. Uma análise detalhada da imagem do TEH sugere também que existe uma área brilhante paralela ao equador de Plutão. No entanto, são necessárias outras observações para confirmar que este efeito é real. Esta imagem do TEH foi obtida quando Caronte estava próximo da sua máxima distância de Plutão (0.9 arco de segundo). Os dois mundos estão distantes 19,640 quilómetros (12,200 milhas) um do outro. (Cortesia NASA/ESA/ESO) 

A Superfície de Plutão 

Consegue-se distinguir a superfície nunca anteriormente vista do planeta distante Plutão nestas fotos do Telescópio Espacial Hubble da NASA. Estas imagens, que foram obtidas em luz azul, mostram que Plutão é um objecto invulgarmente complexo, com mais contrastes em larga escala do que qualquer outro planeta, excepto a Terra. Plutão provavelmente mostra ainda mais contraste e talvez limites bem nítidos entre as áreas clara e escura do que visto aqui, mas a resolução do Hubble (tal como as vistas mais antigas de Marte) suavizam os contornos e juntam pequenas estruturas que estejam dentro de maiores.

As duas imagens mais pequenas no cimo são imagens reais do Hubble. O Norte é para cima. Cada pixel quadrado ("picture element") tem mais de 100 milhas de lado. Nesta resolução o Hubble discerne vagamente 12 "regiões" maiores em que a superfície é clara ou escura. As imagens maiores (em baixo) são de um mapa global numa imagem processada por computador a partir dos dados do Hubble. Estas duas vistas mostram hemisférios opostos de Plutão. (Cortesia NASA/ESA/ESO) 

Comparação de Plutão, Caronte e EUA 

Esta imagem mostra a dimensão aproximada de Plutão e Caronte sobrepondo-as a uma imagem dos Estados Unidos da América obtida pelo Radiómetro Avançado de Muito Alta Resolução (Advanced Very High Resolution Radiometer - AVHRR). Plutão tem cerca de 2274 quilómetros (1410 milhas) de diâmetro e Caronte tem cerca de 1172 quilómetros (727 milhas) de diâmetro. A imagem de Plutão foi baseada em observações do Hubble obtidas em Junho e Julho de 1994. A imagem de Caronte é baseada em medidas fotométricas adquiridas por Marc Buie do Observatório Lowell. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton) 

Mapa da Superfície de Plutão 

Esta é o primeiro mapa da superfície baseado numa imagem do planeta mais remoto do sistema solar, Plutão. O mapa, que cobre 85% da superfície do planeta, confirma que Plutão tem uma faixa equatorial escura e calotes polares brilhantes, conforme tinha sido inferido de informações obtidas em Terra durante eclipses mútuos que ocorreram entre Plutão e o seu satélite Caronte no final dos anos 1980.

As variações do brilho neste mapa podem ser devidas a características topográficas tais como bacias e crateras de impacto recentes. No entanto, muitas das características da superfície são provavelmente produzidas pela distribuição complexa de gelos que migram pela superfície de Plutão nos seus ciclos orbitais e sazonais e produtos de transformações químicas depositadas da atmosfera de azoto e metano de Plutão. Poderão ser propostos alguns nomes para algumas das maiores regiões.

Técnicas de reconstrução de imagem suavizam os pixels dispersos nas quatro imagens para revelar as regiões onde a superfície é escura ou clara. A faixa preta ao longo da base corresponde à região circundante do polo sul de Plutão, que estava virada para o lado oposto quando foram feitas as observações, e não puderam ser registadas. (Cortesia NASA/ESA/ESO) 

Comparação Terra vs. Hubble 

Esta imagem mostra uma comparação entre uma vista de Terra (esquerda) e uma vista do Telescópio Espacial Hubble (direita) de Plutão e Caronte. 

Telescópio Nórdico Óptico 

Esta imagem de Plutão foi obtida Telescópio Óptico Nórdico de 2.6 metros, localizado em La Palma, Ilhas Canárias. É um bom exemplo da melhor imagem que se pode obter de telescópios em Terra. (© Copyright Nordic Optical Telescope Scientific Association -- NOTSA) 

O Expresso de Plutão 

Esta é uma pintura de Pat Rawlings da missão Expresso de Plutão, calendarizada para ser lançada em 2001 e chegar a Plutão cerca de 2006-2008. A missão consistirá num par de sondas pequenas, rápidas e relativamente baratas pesando menos de 100 kg (220 libras) cada. A sonda passará a menos de 15,000 quilómetros (9,300 milhas) de Plutão e Caronte.(Cortesia Pat Rawlings/NASA/JPL) 

Conteúdo - Úrano

Úrano é o sétimo planeta a partir do Sol e é o terceiro maior no sistema solar. Foi descoberto por William Herschel em 1781. Tem um diâmetro equatorial de 51,800 quilómetros (32,190 milhas) e orbita o Sol a cada 84.01 anos terrestres. A distância média ao Sol é 2.87 biliões de quilómetros (1.78 biliões de milhas). A duração de uma dia em Úrano é 17 horas e 14 minutos. Úrano tem pelo menos 21 luas. As duas maiores luas, Titânia e Oberon, foram descobertas por William Herschel em 1787.

A atmosfera de Úrano é composta por 83% de hidrogénio, 15% de hélio, 2% de metano e pequenas porções de acetileno e outros hidrocarbonetos. O metano na alta atmosfera absorve a luz vermelha, dando a Úrano a sua cor azul-esverdeada. A atmosfera está organizada em nuvens que se mantêm em altitudes constantes, semelhantes à orientação das faixas latitudinais vistas em Júpiter e Saturno. Os ventos a meia-latitude em Úrano sopram na direcção da rotação do planeta. Estes ventos sopram a velocidades de 40 a 160 metros por segundo (90 a 360 milhas por hora). Experiência com sinais de rádio registaram ventos de cerca de 100 metros por segundo soprando na direcção oposta no equador.

Úrano distingue-se pelo facto de estar inclinado para um lado. Pensa-se que a sua posição invulgar é resultado da colisão com um corpo do tamanho de um planeta no início da história do sistema solar. A Voyager 2 descobriu que uma das influências mais notáveis desta posição inclinada é o seu efeito na cauda do campo magnético, que por sua vez está inclinado 60 graus em relação ao eixo de rotação. A cauda magnética mostrou-se torcida pela rotação do planeta numa forma em espiral atrás do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida; O oceano de água e amónia electricamente condutivo e super-pressurizado que se pensava estar entre o núcleo e a atmosfera, vê-se agora que não existe. Crê-se que os campos magnéticos da Terra e de outros planetas provêm de correntes eléctricas produzidas pelos seus núcleos fundidos.

Os Anéis de Úrano

Em 1977, foram descobertos os primeiros nove anéis de Úrano. Durante os encontros da Voyager, estes anéis foram fotografados e medidos, tal como outros dois anéis. Os anéis de Úrano são muito diferentes dos de Júpiter e Saturno. O anel épsilon exterior é composto principalmente por blocos de gelo com vários pés de diâmetro. Uma distribuição muito ténue de poeira fina também parece estar dispersa pelo sistema de anéis.

Pode existir um grande número de anéis estreitos, ou possivelmente anéis incompletos ou arcos de anéis, tão pequenos quanto 50 metros (160 pés) de largura. Descobriu-se que as partículas individuais dos anéis são de baixa reflectividade. Descobriu-se que pelo menos um anel, o épsilon, tem a cor cinzenta. As luas Cordélia e Ofélia agem como satélites pastores para o anel épsilon.

Estatísticas de Úrano
Descoberto por	William Herschel
Data da descoberta	1781
Massa (kg)	8.686e+25
Massa (Terra = 1)	1.4535e+01
Raio equatorial (km)	25,559
Raio equatorial (Terra = 1)	4.0074
Densidade média (gm/cm^3)	1.29
Distância média ao Sol (km)	2,870,990,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	19.1914
Período de rotação (horas)	-17.9
Período orbital (anos)	84.01
Velocidade orbital média (km/seg)	6.81
Excentricidade orbital	0.0461
Inclinação do eixo (graus)	97.86
Inclinação orbital (graus)	0.774
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	7.77
Velocidade de escape no equador (km/seg)	21.30
Albedo geométrico visual	0.51
Magnitude (Vo)	5.52
Temperatura média das nuvens	-193°C
Pressão atmosférica (bars)	1.2
Composição atmosférica Hidrogénio Hélio Metano	83% 15% 2%

Animações de Úrano

• Retrospectiva histórica: A descoberta de Úrano.
• O campo magnético de Úrano.
• O núcleo & o campo magnético de Úrano.

Vistas de Úrano

Úrano 

Esta vista de Úrano foi obtida pela Voyager 2 em Janeiro de 1986. O tom verde da atmosfera é devido ao metano e ao fumo fotoquímico de grande altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Úrano em Cor Verdadeira e Falsa 

Estas duas imagens de Úrano, uma em cor verdadeira (esquerda) e a outra em cor falsa, foram compiladas de imagens obtidas em 17 de Janeiro de 1986 pela câmara de pequena angular da Voyager 2. A sonda estava a 9.1 milhões de quilómetros (5.7 milhões de milhas) do planeta, a vários dias da maior aproximação. A figura da esquerda foi processada para mostrar Úrano tal como os olhos humanos o veriam do ponto vantajoso da sonda. A fotografia é uma composição de imagens obtidas com filtros azul, verde e laranja. A sombra mais escura na parte superior direita do disco corresponde ao limite entre o dia e a noite no planeta. Para além deste limite está o hemisfério norte escondido de Úrano, que permanece na total escuridão enquanto o planeta roda. A cor azul-esverdeada resulta da absorção da luz vermelha pelo gás metano na atmosfera profunda, fria e notavelmente clara de Úrano. A fotografia da direita usa cor falsa com aumento extremo do contraste para salientar detalhes subtis na região polar de Úrano. Imagens obtidas com filtros ultravioleta, violeta e laranja foram respectivamente convertidas para as mesmas cores azul, verde e vermelha usadas para produzir a fotografia da esquerda. Os ligeiros contrastes observados na foto de cor verdadeira estão muito exagerados nesta. Nesta foto em falsa cor, Úrano revela uma calota polar escura rodeada por uma série de faixas concêntricas progressivamente mais claras. Uma explicação possível é que uma névoa ou fumo castanho, concentrado acima do polo, é disposta em faixas pelos movimentos locais da atmosfera superior. A faixa brilhante laranja e amarela no limite inferior do planeta é um resultado do melhoramento da imagem. De facto, o limite é escuro e uniforme em cor à volta do planeta. (Cortesia NASA/JPL) 

Imagem de Despedida da Voyager 

Esta vista de Úrano foi registada pela Voyager 2 em 25 de Janeiro de l986, quando a sonda deixou o planeta para trás e prosseguiu a sua viagem em direcção a Neptuno. A Voyager esta a 1 milhão de quilómetros (620,000 milhas) de Úrano quando obteve esta foto em grande angular. A fotografia, uma composição colorida de imagens azul, verde e laranja, tem uma resolução de 140 quilómetros (90 milhas). Este fino crescente de Úrano é visto de um ângulo de 153 graus entre a sonda, o planeta e o Sol. Mesmo neste ângulo extremo, Úrano mantém a cor azul-esverdeada pálida vista pelos astrónomos em Terra e registada pela Voyager durante o seu encontro histórico. Esta cor resulta da presença do metano na atmosfera de Úrano; o gás absorve a luz no comprimento de onda dos vermelhos, deixando a tonalidade predominante aqui mostrada. A tendência para o crescente se tornar branco no limite é causada pela presença de uma névoa a grande altitude. (Cortesia NASA/JPL) 

Hubble Captura a Rotação de Úrano 

Esta vista de Úrano foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA e revela um par de nuvens brilhantes no hemisfério sul do planeta, e uma névoa a grande altitude que forma uma "calota" acima do polo sul do planeta. Esta é apenas uma vista da sequência de três que podem ser vistas seleccionando a imagem gif acima.

Esta nova vista do Hubble foi obtida em 14 de Agosto de 1994, quando Úrano estava a 2.8 biliões de quilómetros (1.7 biliões de milhas) da Terra. Estes detalhes atmosféricos tinham sido previamente vistos pela sonda Voyager 2, que passou por Úrano em 1986. Desde aí, não foram possíveis mais observações detalhadas das características atmosféricas de Úrano porque o planeta está limite de resolução dos telescópios terrestres.

A Câmara Planetária 2 de Campo Aberto do Hubble observou Úrano através de um filtro que é sensível à luz reflectida por um par de nuvens de grande altitude. Isto torna uma névoa de grande altitude acima do polo sul de Úrano claramente visível, bem como um par de nuvens ou formações tipo plumagem de grande altitude que têm entre 4,300 e 3,100 quilómetros (2,500 e 1,800 milhas) de comprimento, respectivamente. (Crédito Kenneth Seidelmann, Observatório Naval Norte-Americano, e NASA)

As duas imagens adicionais do Telescópio Hubble podem ser encontradas aqui.

• Úrano, Anéis e Satélites
• Úrano

Satélites Pastores 

A descoberta de dois satélites pastores fez avançar a nossa compreensão da estrutura dos anéis uranianos. As luas, Cordélia (1986U7) e Ofélia (1986U8), são vistas aqui nos dois lados do anel brilhante épsilon; todos os 9 anéis de Úrano conhecidos são também visíveis. O anel épsilon aparece rodeado por um halo escuro como resultado do processamento da imagem; marcas ocasionais vistas no anel são também artefactos. Dentro do anel épsilon estão os anéis delta, gama e eta; os anéis beta e alfa; e finalmente os anéis 4, 5 e 6, pouco visíveis. Os anéis foram estudados desde a sua descoberta em 1977. (Cortesia NASA/JPL) 

Pseudo-imagem dos Anéis de Úrano 

Esta pseudo-imagem dos anéis de Úrano foi gerada usando o filtro FDS 26852.19 da Voyager 2. Esta imagem foi obtida em luz dispersa e mostra faixas de poeira ainda não vistas em qualquer outra imagem. Uma tira de 3 pixel de largura foi obtida da parte mais detalhada da imagem, transformada numa imagem de 1 pixel de largura, rodada de 360 graus e projectada em perspectiva. A cor real dos anéis é cinzento neutro e são tão escuros como carvão. (Cortesia A. Tayfun Oner) 

Os Anéis de Úrano 

Os 9 anéis conhecidos de Úrano são visíveis aqui. As linhas mais fracas, em pastel, vistas entre os anéis são resultado do tratamento por computador. Seis imagens de pequena angular foram usadas para extrair a informação da cor dos anéis extremamente escuros e fracos. A imagem final foi feita de três médias de cor e representam uma vista em cor falsa, melhorada. A imagem mostra que o anel mais brilhante no topo, épsilon, é de cor neutra com os restantes 8 anéis mais fracos mostrando diferenças nas respectivas cores. (Cortesia NASA/JPL) 

A Família de Úrano 

Esta montagem de imagens do sistema uraniano foi preparada de um conjunto de imagens obtidas pela sonda Voyager 2 durante o seu encontro com Úrano em Janeiro de 1986. A vista artística mostra Ariel em primeiro plano, Úrano logo atrás, Umbriel à esquerda, Miranda em primeiro plano à direita, Titânia desaparecendo à distância ao longe à direita, eOberon na sua órbita distante em cima. (Cortesia NASA/JPL) 

Os Anéis de Úrano

A seguir está um resumo dos anéis de Úrano.

Nome	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
1986U2R	38,000 km	2,500 km	0.1 km	?	0.03
6	41,840 km	1-3 km	0.1 km	?	0.03
5	42,230 km	2-3 km	0.1 km	?	0.03
4	42,580 km	2-3 km	0.1 km	?	0.03
Alpha	44,720 km	7-12 km	0.1 km	?	0.03
Beta	45,670 km	7-12 km	0.1 km	?	0.03
Eta	47,190 km	0-2 km	0.1 km	?	0.03
Gamma	47,630 km	1-4 km	0.1 km	?	0.03
Delta	48,290 km	3-9 km	0.1 km	?	0.03
1986U1R	50,020 km	1-2 km	0.1 km	?	0.03
Epsilon	51,140 km	20-100 km	< 0.15 km	?	0.03

*A distância é medida do centro do planeta ao início do anel.

Resumo das Luas de Úrano

A tabela seguinte resume o raio, massa, distância ao centro do planeta, descobridor e data da descoberta de cada uma das luas de Úrano:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Cordélia	VI	13	?	49,750	Voyager 2	1986
Ofélia	VII	16	?	53,760	Voyager 2	1986
Bianca	VIII	22	?	59,160	Voyager 2	1986
Cressida	IX	33	?	61,770	Voyager 2	1986
Desdemona	X	29	?	62,660	Voyager 2	1986
Julieta	XI	42	?	64,360	Voyager 2	1986
Portia	XII	55	?	66,100	Voyager 2	1986
Rosalinda	XIII	27	?	69,930	Voyager 2	1986
Belinda	XIV	34	?	75,260	Voyager 2	1986
1986U10	XVIII	20	?	75,000	Karkoschka	1999
Puck	XV	77	?	86,010	Voyager 2	1985
Miranda	V	235.8	6.33e+19	129,780	G. Kuiper	1948
Ariel	I	578.9	1.27e+21	191,240	W. Lassell	1851
Umbriel	II	584.7	1.27e+21	265,970	W. Lassell	1851
Titânia	III	788.9	3.49e+21	435,840	W. Herschel	1787
Oberon	IV	761.4	3.03e+21	582,600	W. Herschel	1787
Caliban	XVI	30	?	7,100,000	Gladman	1997
1999U1	XIX	20	?	10,000,000	Kavelaars	1999
Sycorax	XVII	60	?	12,200,000	Nicholson	1997
1999U2	XX	15	?	25,000,000	Gladman	1999
1999U3	XXI	20	?		Holman	1999

Conteúdo - Saturno

Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no sistema solar com um diâmetro equatorial de 119,300 quilómetros (74,130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980-81. Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29.5 anos terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.

O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1,100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direcção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. A latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.

O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objectos no sistema solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837. As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exacta dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro. Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenómeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.

Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas electrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exacta da formação destes raios não está bem compreendida.

Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites de qualquer planeta do sistema solar. Em 1995, os cientistas, usando o Telescópio Espacial Hubble, descobriram quatro objectos que podem também ser luas.

Estatísticas de Saturno
Massa (kg)	5.688e+26
Massa (Terra = 1)	9.5181e+01
Raio Equatorial (km)	60,268
Raio Equatorial (Terra = 1)	9.4494e+00
Densidade Média (gm/cm^3)	0.69
Distância média do Sol (km)	1,429,400,000
Distância média do Sol (Terra = 1)	9.5388
Período rotacional (horas)	10.233
Período orbital (anos)	29.458
Velocidade média orbital (km/seg)	9.67
Excentricidade orbital	0.0560
Inclinação do eixo (graus)	25.33
Inclinação orbital (graus)	2.488
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	9.05
Velocidade de escape no equador (km/seg)	35.49
Albedo geométrico visual	0.47
Magnitude (Vo)	0.67
Temperatura média das nuvens	-125°C
Pressão atmosférica (bars)	1.4
Composição atmosférica Hidrogénio Hélio	97% 3%

Animações de Saturno

• O Voo de Saturno.
• Raios nos anéis de Saturno.
• 60 exposições do TEH mostrando uma tempestade na atmosfera de Saturno.

Vistas de Saturno

Saturno com Rea e Dione 

A Voyager 2, da NASA, obteve esta fotografia de Saturno em 21 de Julho de 1981, quando a sonda estava a 33.9 milhões de quilómetros (21 milhões de milhas) do planeta. São visíveis dois padrões de nuvens, presumivelmente convectivas, a meio do hemisfério norte, e diversas formações semelhantes a raios escuros podem ser vistas no grande anel B (à esquerda do planeta). As luas, Rea e Dione, surgem como pontos azuis a sul e sudeste de Saturno, respectivamente. A Voyager 2 fez a sua maior aproximação a Saturno em 25 de Agosto de 1981. (Cortesia NASA/JPL) 

Saturno com Tétis e Dione 

Saturno e duas das suas luas, Tétis (acima) e Dione, foram fotografadas pela Voyager 1 em 3 de Novembro de 1980, de uma distância de 13 milhões de quilómetros (8 milhões de milhas). As sombras de três anéis brilhantes de Saturno e de Tétis estão projectadas sobre o topo das nuvens. O limite do planeta pode ser visto facilmente através da Divisão Cassini, com 3,500 quilómetros (2,170 milhas) de largura, que separa o anel A do anel B. A vista através da Divisão Encke, muito mais estreita, perto do limite exterior do anel A, é menos nítida. Além da Divisão Encke (à esquerda) estão o mais fraco dos três anéis mais brilhantes de Saturno, o anel C ou anel crepe, quase invisível contra o planeta. (Cortesia NASA/JPL) 

Telescópio Óptico Nórdico 

Esta imagem de Saturno foi obtida com o Telescópio Óptico Nórdico, de 2.6 metros, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias. (© Copyright Associação Científica do Telescópio Óptico Nórdico -- NOTSA) 

Os Anéis de Saturno, Vistos de Topo 

Num dos mais dramáticos exemplos da natureza de "agora-vê-se, agora-não-se-vê," o Telescópio Espacial Hubble capturou Saturno em 22 de Maio de 1995, quando o magnífico sistema de anéis de Saturno estava de topo. Esta travessia pelo plano dos anéis ocorre aproximadamente a cada 15 anos quando a Terra atravessa o plano dos anéis de Saturno.

Os anéis não desaparecem completamente porque a borda dos anéis reflecte a luz do sol. A banda escura que atravessa Saturno a meio é a sombra da projecção do anel no planeta (o Sol está a cerca de 3 graus acima do plano de anéis). A lista brilhante logo acima da sombra do anel é causada pela reflexão da luz do Sol nos anéis sobre a atmosfera de Saturno. Duas das luas de gelo de Saturno são visíveis como pequenos objectos semelhantes a estrelas no plano de anéis ou próximo dele.

• Sequência de três imagens da travessia do plano de anéis.
• Sequência de três imagens da travessia do plano de anéis, com legendas.
• A travessia do plano de anéis em Agosto de 1995.

Tempestade em Saturno 

Esta imagem, obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, mostra uma rara tempestade que aparece como uma formação em forma de ponta de seta branca próxima do equador do planeta. A tempestade é gerada por uma corrente de ar quente, semelhante às formações de tempestade terrestres. A extensão este-oeste da tempestade é igual ao diâmetro da Terra (cerca de 12,700 quilómetros ou 7,900 milhas). As imagens do Hubble são suficientemente precisas para mostrar que os ventos prevalecentes formam uma "cunha" escura no lado oeste (esquerdo) da nuvem central brilhante. Os ventos mais fortes na direcção este do planeta, a 1,600 quilómetros (1,000 milhas) por hora, conforme informações baseadas nas imagens da sonda Voyager obtidas em 1980-81, são na latitude desta cunha.

A norte desta formação em forma de ponta de seta, os ventos decrescem de tal forma que o centro da tempestade se move para leste em relação ao fluxo local. As nuvens que se expandem para norte da tempestade são varridas para oeste pelos ventos a latitudes maiores. Os ventos fortes perto da latitude da cunha escura sopram na parte norte da tempestade, criando uma perturbação secundária que dá origem às nuvens brancas ténues a leste (direita) do centro da tempestade. As nuvens brancas da tempestade são formadas de cristais de gelo de amónia que se formam quando um fluxo ascendente de gases mais quentes forçam o seu caminho através dos topos das nuvens mais frias. 

Vistas do TEH das Auroras de Saturno 

A imagem de cima mostra a primeira imagem alguma vez obtida das auroras brilhantes nos pólos norte e sul de Saturno, vistas em luz distante do ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble. O Hubble discerne uma faixa circular e luminosa centrada no polo norte, em que uma enorme cortina auroreal se eleva a 2,000 quilómetros (1,200 milhas) acima dos topos das nuvens. Esta cortina muda rapidamente em brilho e extensão durante o período de duas horas das observações do TEH.

A aurora é produzida por partículas carregadas capturadas que, ao precipitar-se da magnetosfera, colidem com os gases atmosféricos. Como resultado do bombardeamento, os gases de Saturno brilham em comprimentos de onda longe do ultravioleta (110-160 nanómetros). Estes comprimentos de onda são absorvidos pela atmosfera da Terra, e só podem ser vistos por telescópios no espaço.

Para comparação, a imagem de baixo é uma composição colorida de Saturno em luz visível, conforme foi vista pelo Hubble em 1 de Dezembro de 1994. Ao contrário da imagem ultravioleta, as familiares faixas e zonas atmosféricas de Saturno são vistas claramente. O banco de nuvens mais baixo não é visível no comprimento de onda do ultravioleta porque a luz do Sol é reflectida pelo mais alto na atmosfera. 

Última Vista de Saturno 

Dois dias depois do seu encontro com Saturno, a Voyager 1 olhou para trás para o planeta a uma distância de mais de 5 milhões de quilómetros (3 milhões de milhas). Esta vista de Saturno nunca tinha sido obtida por um telescópio de Terra, porque a Terra está tão perto do Sol que apenas consegue ser vista a face iluminada pelo Sol. (Copyright © Calvin J. Hamilton) 

Os Anéis de Saturno 

Esta imagem em cores melhoradas mostra as formações em forma de raios nos anéis. Os raios parecem formar-se muito rapidamente com bordas finas para logo se dissiparem. O anel A aparece como o anel exterior, mas nesta imagem aparece dividido em duas faixas pela divisão de Encke. A divisão Cassini separa os anéis A e B. (Crédito: Calvin J. Hamilton) 

Imagem dos Anéis de Saturno em Cores Falsas 

Possíveis variações na composição química de uma parte do sistema de anéis de Saturno para a outra, são visíveis nesta imagem da Voyager 2 como variações subtis na cor que podem ser registadas com técnicas especiais de processamento de cores em computador. Esta vista com cores bastante realçadas foi feita a partir de imagens com filtro claro, laranja e ultravioleta obtidas em 17 de Agosto, de 1981 de uma distância de 8.9 milhões de quilómetros (5.5 milhões de milhas). Além da cor azul do anel C previamente conhecida, e da Divisão Cassini, a figura mostra outras diferenças de cor entre o anel B interior e a região exterior (onde os raios se formam) e entre estes e o anel A. (Cortesia NASA/JPL) 

O Anel F de Saturno 

O anel exterior de Saturno, o anel F, é uma estrutura complexa constituída por dois anéis estreitos, trançados e brilhantes nos quais são visíveis "nós". Os cientistas especulam que os nós podem ser acumulados de matéria do anel ou pequenas luas. O anel F foi fotografado a uma distância de 750,000 quilómetros (470,000 milhas). (Cortesia NASA/JPL) 

O Sistema de Saturno 

Esta imagem do sistema saturniano foi preparada pela combinação de imagens obtidas pela sonda Voyager 1 durante o seu encontro com Saturno em Novembro de 1980. Esta vista mostra Dione em primeiro plano, Saturno erguendo-se por trás, Epimeteu (acima, à esquerda) e Rea logo à esquerda dos anéis de Saturno. À direita e abaixo dos anéis de Saturno estão Encelado, Mimas, Tétis, e Japeto (abaixo, à direita). Titan coberto de nuvens está acima à direita. (Copyright Calvin J. Hamilton) 

Estrutura dos Satélites e do Plano de Anéis de Saturno 

Esta imagem mostra os satélites de Saturno aproximadamente à escala bem como a estrutura de anéis de Saturno. (Cortesia Dave Seal, JPL) 

Os Anéis de Saturno

A seguir está um resumo dos anéis de Saturno.

Nome	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
D	67,000 km	7,500 km	?	?	?
C	74,500 km	17,500 km	?	1.1x10^18 kg	0.25
Div.Maxwell	87,500 km	270 km
B	92,000 km	25,500 km	0.1-1 km	2.8x10^19 kg	0.65
Div.Cassini	117,500 km	4,700 km	?	5.7x10^17 kg	0.30
A	122,200 km	14,600 km	0.1-1 km	6.2x10^18 kg	0.60
Div.Encke	133,570 km	325 km
Div.Keeler	136,530 km	35 km
F	140,210 km	30-500 km	?	?	?
G	165,800 km	8,000 km	100-1000 km	6-23x10^6 kg	?
E	180,000 km	300,000 km	1,000 km	?	?

*A distância é medida do centro do planeta até ao início do anel.

Resumo das Luas de Saturno

Saturno tem 18 satélites oficialmente reconhecidos. Além disso, há outros satélites não confirmados. Um circula na órbita de Dione, um segundo está localizado entre as órbitas de Tétis e Dione, e um terceiro está localizado entre Dione e Rea. Os satélites não confirmados foram encontrados nas fotografias da Voyager, mas não foram confirmados em nenhuma outra vista. Recentemente, o Telescópio Espacial Hubble obteve imagens de quatro objectos que podem ser novas luas.

Podem ser feitas algumas generalizações acerca dos satélites de Saturno. Apenas Titan tem uma atmosfera apreciável. Muitos dos satélites têm uma rotação síncrona. As excepções são Hiperion, que tem uma órbita caótica, e Febe. Saturno tem um sistema de satélites regular. Isto é, os satélites têm órbitas quase circulares no plano equatorial. As duas excepções são Japeto e Febe. Todos os satélites têm uma densidade de < 2 gm/cm³. Isto indica que eles são compostos por 30 a 40% de rochas e 60 a 70% de água gelada. Muitos dos satélites reflectem 60 a 90% da luz que os atinge. Os quatro satélites exteriores reflectem menos do que isto e Febe reflecte apenas 2% da luz que o atinge.

A tabela seguinte resume o raio, massa, distância ao centro do planeta, descobridor e data da descoberta de cada um dos satélites confirmados de Saturno:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Pan	XVIII	9.655	?	133,583	M. Showalter	1990
Atlas	XV	20x15	?	137,640	R. Terrile	1980
Prometeu	XVI	72.5x42.5x32.5	2.7e+17	139,350	S. Collins	1980
Pandora	XVII	57x42x31	2.2e+17	141,700	S. Collins	1980
Epimeteu	XI	72x54x49	5.6e+17	151,422	R. Walker	1966
Jano	X	98x96x75	2.01e+18	151,472	A. Dollfus	1966
Mimas	I	196	3.80e+19	185,520	W. Herschel	1789
Encelado	II	250	8.40e+19	238,020	W. Herschel	1789
Tétis	III	530	7.55e+20	294,660	G. Cassini	1684
Telesto	XIII	17x14x13	?	294,660	B. Smith	1980
Calipso	XIV	17x11x11	?	294,660	B. Smith	1980
Dione	IV	560	1.05e+21	377,400	G. Cassini	1684
Helena	XII	18x16x15	?	377,400	Laques-Lecacheux	1980
Rea	V	765	2.49e+21	527,040	G. Cassini	1672
Titan	VI	2,575	1.35e+23	1,221,850	C. Huygens	1655
Hiperion	VII	205x130x110	1.77e+19	1,481,000	W. Bond	1848
Japeto	VIII	730	1.88e+21	3,561,300	G. Cassini	1671
Febe	IX	110	4.0e+18	12,952,000	W. Pickering	1898
Novos Possíveis Satélites de Saturno

Conteúdo - Júpiter

Júpiter é o quinto planeta mais próximo do Sol e é o maior no sistema solar. Se Júpiter fosse oco, caberiam mais de mil Terras no seu interior. Contém também mais matéria do que todos os outros planetas juntos. Tem uma massa de 1.9 x 10²⁷ kg e um diâmetro de 142,800 quilómetros (88,736 milhas) no equador. Júpiter tem 16 satélites, quatro dos quais - Calisto, Europa, Ganímedes e Io - foram observados por Galileu já em 1610. Tem um sistema de anéis, que é muito ténue e totalmente invisível visto da Terra. (Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1.) A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, e tem algumas semelhanças com a do Sol. É composta principalmente de hidrogénio e hélio, com pequenas porções de metano, amónia, vapor de água e outros componentes. A grande profundidade dentro de Júpiter, a pressão é tão elevada que os átomos de hidrogénio estão quebrados e os electrões estão livres, de tal modo que os átomos resultantes consistem de simples protões. Isto produz um estado em que o hidrogénio se torna metálico.

Faixas coloridas latitudinais, nuvens atmosféricas e tempestades ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. O padrão das nuvens mudam de hora para hora, ou de dia para dia. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade complexa que se move numa direcção anti-horária. Na borda, a matéria parece rodar em quatro a seis dias; perto do centro, o movimento é menor e numa direcção quase aleatória. Podem-se descobrir cadeias de outras tempestades mais pequenas e redemoinhos pelas diversas faixas de nuvens.

Foram observadas emissões aurorais, semelhantes às auroras boreais da Terra, nas regiões polares de Júpiter. As emissões aurorais parecem estar relacionadas a matéria de Io que cai na atmosfera de Júpiter, movendo-se em espiral segundo as linhas do campo magnético. Também foram observados relâmpagos luminosos acima das nuvens, semelhantes aos super-relâmpagos na alta atmosfera da Terra.

O Anel de Júpiter

Ao contrário dos intrincados e complexos padrões de anéis de Saturno, Júpiter tem um simples sistema de anéis que é composto por um halo interior, um anel principal e um anel Gossamer. Para a sonda Voyager, o anel Gossamer é visto como um único anel, mas o sistema de imagens da Galileo deu-nos a descoberta inesperada que Gossamer é na realidade dois anéis. Um anel está inserido no outro. Os anéis são muito ténues e são compostos por partículas de poeira formada de meteoróides interplanetários esmagados nas quatro luas interiores de Júpiter, Métis, Adrástea, Tebe e Amalteia. Muitas das partículas são de dimensões microscópicas.

O halo do anel interior é de forma toróide e estende-se radialmente desde cerca de 92,000 quilómetros (57,000 milhas) até cerca de 122,500 quilómetros (76,000 milhas) do centro de Júpiter. É formado por partículas finas de poeira dos limites interiores do anel principal espalhada para fora enquanto caía em direcção ao planeta. O anel principal e mais brilhante estende-se desde os limites do halo até cerca de 128,940 quilómetros (80,000 milhas) ou seja, mesmo junto ao limite interior da órbita de Adrástea. Perto da órbita de Métis, o brilho do anel principal diminui.

Os dois anéis fracos Gossamer são semelhantes na natureza. O anel interior Gossamer de Amalteia estende-se desde a órbita de Adrástea até à órbita de Amalteia a 181,000 quilómetros (112,000 milhas) do centro de Júpiter. O anel Gossamer de Tebe, mais fraco, estende-se desde a órbita de Amalteia até aproximadamente à órbita de Tebe a 221,000 quilómetros (136,000 milhas).

Os anéis e luas de Júpiter estão dentro de uma cintura de radiação intensa de electrões e iões capturados no campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compõem a magnetosfera joviana ou ambiente magnético, que se estendem até 3 a 7 milhões de quilómetros (1.9 a 4.3 milhões de milhas) em direcção ao Sol, e se estica em forma de manga de vento até à órbita de Saturno - uma distância de 750 milhões de quilómetros (466 milhões de milhas).

Estatísticas de Júpiter
Massa (kg)	1.900e+27
Massa (Terra = 1)	3.1794e+02
Raio equatorial (km)	71,492
Raio equatorial (Terra = 1)	1.1209e+01
Densidade média (gm/cm^3)	1.33
Distância média ao Sol (km)	778,330,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	5.2028
Período de rotação (dias)	0.41354
Período orbital (dias)	4332.71
Velocidade orbital média (km/seg)	13.07
Excentricidade orbital	0.0483
Inclinação do eixo (graus)	3.13
Inclinação orbital (graus)	1.308
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	22.88
Velocidade de escape no equador (km/seg)	59.56
Albedo geométrico visual	0.52
Magnitude (Vo)	-2.70
Temperatura média das nuvens	-121°C
Pressão atmosférica (bars)	0.7
Composição atmosférica Hidrogénio Hélio	90% 10%

Animações de Júpiter

• Filme da Rotação de Júpter.
• Sobrevoando Io.
• Júpiter em Rotação e a Sua Atmosfera.
• A Atmosfera de Júpiter.
• A Mancha Vermelha de Júpiter.
• O Campo Magnético de Júpiter.

Vistas de Júpiter

Júpiter 

Esta imagem foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA, em 13 de Fevereiro de 1995. A imagem mostra uma vista detalhada de um aglomerado único de três tempestades brancas de forma oval a sudoeste (abaixo e à esquerda) da Grande Mancha Vermelha de Júpiter. O aspecto das nuvens, nesta imagem, é consideravelmente diferente do aspecto das mesmas apenas sete meses antes. Estas estruturas estão a aproximar-se enquanto a Grande Mancha Vermelha é levada para oeste pelos ventos predominantes, enquanto as ovais brancas são movidas para leste.

As duas tempestades de fora formaram-se no final da década de 1930. No centro deste sistema de nuvens o ar sobe, levando gás de amónia fresco para cima. Novos cristais brancos se formam quando o gás ascendente congela ao atingir as nuvens geladas do cimo onde as temperaturas são de -130°C (-200°F). O centro branco da tempestade, uma estrutura em forma de corda à esquerda das ovais, e a pequena mancha castanha, formaram-se em células de baixa pressão. As nuvens brancas colocam-se acima dos locais onde o gás desce para as regiões mais baixas e mais quentes. 

Júpiter 

Esta imagem foi obtida pela câmara planetária de campo aberto do telescópio Hubble. É uma composição em cor verdadeira de todo o disco de Júpiter. Todas as características nesta imagem são formações de nuvens na atmosfera joviana, que contêm pequenos cristais de amónia congelada e traços de compostos coloridos de carbono, enxofre e fósforo. Esta fotografia foi obtida em 28 de Maio de 1991. (Cortesia NASA) 

Telescópio Óptico Nórdico 

Esta imagem de Júpiter foi obtida com o Telescópio Óptico Nórdico, de 2.6 metros, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias. É um bom exemplo das melhores imagens que podem ser obtidas de telescópios situados na Terra. (c) Nordic Optical Telescope Scientific Association (NOTSA). 

Júpiter com os Satélites Io e Europa 

A sonda Voyager 1 obteve esta fotografia de Júpiter e dois dos seus satélites (Io, à esquerda, e Europa, à direita) em 13 de Fevereiro de 1979. Nesta vista, Io está a cerca de 350,000 quilómetros (220,000 milhas) acima da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, enquanto Europa está a cerca de 600,000 quilómetros (373,000 milhas) acima das nuvens de Júpiter. Júpiter estava a cerca de 20 milhões de quilómetros (12.4 milhões de milhas) da sonda no momento desta foto. Há evidência do movimento circular na atmosfera de Júpiter. Enquanto os movimentos dominantes em larga escala são de oeste para leste, os movimentos em pequena escala incluem circulações semelhantes a redemoinhos dentro e entre as faixas. (Cortesia NASA/JPL) 

As Auroras de Júpiter 

Estas imagens do HST revelam alterações nas emissões aurorais de Júpiter e mostram o modo como pequenas manchas aurorais um pouco além dos anéis de emissão estão ligadas à lua vulcânica do planeta, Io. A parte superior mostra os efeitos das emissões de Io. A imagem à esquerda mostra o modo como Io e Júpiter estão ligadas por uma corrente eléctrica invisível de partículas carregadas chamada tubo de fluxo. As partículas, ejectadas de Io por erupções vulcânicas, fluem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, que se alinha por Io até aos pólos magnéticos norte e sul.

A imagem superior direita mostra as emissões aurorais de Júpiter nos pólos norte e sul. Logo a seguir a estas emissões estão as manchas aurorais chamadas "pegadas". As manchas são criadas quando as partículas do "tubo de fluxo" de Io atingem a atmosfera superior de Júpiter e interagem com o gás hidrogénio, tornando-o fluorescente.

As duas imagens ultravioleta na base da figura mostram como as emissões aurorais mudam no brilho e na estrutura durante a rotação de Júpiter. Estas imagens em cor falsa também mostram como o campo magnético está afastado do eixo de rotação de Júpiter 10 a 15 graus. Na imagem do lado direito, a emissão auroral do norte está a elevar-se no lado esquerdo; a oval auroral do sul está a começar a baixar. A imagem da esquerda, obtida numa data diferente, mostra uma vista completa da aurora de norte, com uma forte emissão dentro da oval auroral principal.

Créditos: John T. Clarke e Gilda E. Ballester (Universitdade de Michigan), John Trauger e Robin Evans (Jet Propulsion Laboratory) e NASA. 

A Grande Mancha Vermelha 

Esta vista dramática da Grande Mancha Vermelha de Júpiter e os arredores foi obtida pela Voyager 1 em 25 de Fevereiro de 1979, quando a sonda esta a 9.2 milhões de quilómetros (5.7 milhões de milhas) de Júpiter. Consegue-se ver detalhes de nuvens com um diâmetro de 160 quilómetros (100 milhas). A nuvem colorida e ondulada à esquerda da Grande Mancha Vermelha é uma região de movimentos ondulatórios extraordinariamente complexos e variáveis. (Cortesia NASA) 

A Grande Mancha Vermelha de Júpiter em Cor Falsa 

Esta imagem é uma representação em cor falsa da Grande Mancha Vermelha de Júpiter obtida com o sistema de imagem da Galileu através de três diferentes filtros próximo do infravermelho. É um mosaico de dezoito imagens (6 em cada filtro) que foram obtidas com um período de 6 minutos em 26 de Junho de 1996. A Grande Mancha Vermelha aparece em cor-de-rosa e as regiões vizinhas em azul por causa do código especial de cor utilizado na representação. O canal vermelho é um reflexo de Júpiter num comprimento de onda em que o metano é fortemente absorvido (889nm). Por causa desta absorção, unicamente as nuvens altas podem reflectir a luz do sol neste comprimento de onda. O canal verde é o reflexo num comprimento de onda em que o metano é absorvido, mas num modo menos forte (727nm). As nuvens mais baixas podem reflectir a luz do sol neste comprimento de onda. Finalmente, o canal azul é um reflexo num comprimento de onda onde quase não há absorção na atmosfera joviana (756nm) e pode-se ver a luz reflectida pelas nuvens mais baixas. Assim, a cor de uma nuvem nesta imagem indica a sua altura, representando o vermelho ou o branco as mais altas e o azul ou o preto as mais baixas. Esta imagem mostra a Grande Mancha Vermelha como sendo relativamente alta, por há algumas nuvens mais pequenas a nordeste e noroeste que são surpreendentemente semelhantes às nuvens de tempestades terrestres. As nuvens mais baixas estão num colar que rodeia a Grande Mancha Vermelha, e também a noroeste da nuvem alta (brilhante) no canto noroeste da imagem. Modelos preliminares mostram que estas nuvens têm uma altura de cerca de 50km. (Cortesia NASA/JPL) 

A Mancha Vermelha pela Galileu 

Esta vista da Grande Mancha Vermelha de Júpiter é um mosaico de duas imagens obtidas pela sonda Galileu. A imagem foi criada usando dois filtros, violeta e próximo do infravermelho, em cada uma de duas posições da câmara. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade na atmosfera de Júpiter e existe há pelo menos 300 anos. O vento sopra na direcção anti-horária à volta da Grande Mancha Vermelha a cerca de 400 quilómetros por hora (250 milhas por hora). A dimensão da tempestade é maior do que o diâmetro da Terra (13,000 quilómetros ou 8,000 milhas) na direcção norte-sul e mais do que dois diâmetros terrestres na direcção este-oeste. Neste ponto de vista oblíquo, em que a Grande Mancha Vermelha é mostrada no limite do planeta, parece maior na direcção norte-sul. A imagem foi obtida em 26 de Junho de 1996. (Cortesia Universidade de Cornell) 

O Anel de Júpiter 

O anel de Júpiter foi descoberto pela Voyager 1 em Março de 1979. Esta imagem foi obtida pela Voyager 2 e foi pseudo colorida. O anel Joviano tem cerca de 6,500 quilómetros (4,000 milhas) de largura e provavelmente menos de 10 quilómetros (6.2 milhas) de espessura. (Copyright: Calvin J. Hamilton) 

O Sistema de Júpiter 

O melhor do sistema de Júpiter é representado nesta colagem de imagens adquiridas pelas sondas Voyager e Galileo. Júpiter é o maior planeta no nosso sistema solar. As quatro maiores luas de Júpiter são conhecidas por luas galileanas, e têm os nomes de Calisto, Ganímedes, Europa e Io. Dentro das órbitas das luas galileanas estão Tebe, Amalteia,Adrástea e Métis. Em baixo à direita está representada a região Valhalla de Calisto. Ganímedes está próximo do centro em baixo. Europa está um pouco acima e à direita de Ganímedes. Io é a lua mais à esquerda, em cima. Entre Io e Júpiter estão quatro pequenas luas. A lua pequena mais acima é Amalteia. Abaixo e à direita de Amalteia estão Métis e Adrástea. À esquerda de Adrástea está Tebe. (Copyright: Calvin J. Hamilton) 

As Luas de Júpiter 

Esta imagem mostra à escala as luas de Júpiter Amalteia, Io, Europa, Ganímedes, e Calisto. (Copyright: Calvin J. Hamilton) 

Galeria Fotográfica do Hubble dos Satélites Galileanos 

Este é um retrato de família obtido pelo Telescópio Espacial Hubble das quatro maiores luas de Júpiter, primeiramente observadas pelo cientista italiano Galileo Galilei há cerca de quatro séculos. Localizadas a cerca de meio bilião de milhas de distância, as luas são tão pequenas que, à luz visível, parecem discos indistintos quando vistos pelos maiores telescópios terrestres. O Hubble consegue obter detalhes da superfície anteriormente só vistos pela sonda Voyager no início dos anos 1980.

O Hubble permitiu a descoberta de actividade vulcânica na superfície activa de Io, descobriu uma fraca atmosfera de oxigénio na lua Europa, e identificou ozono na superfície deGanímedes. As observações em ultravioleta de Calisto mostram a presença de gelo fresco na superfície que pode indicar impactos de micrometeoritos e de partículas carregadas da magnetosfera de Júpiter. (Cortesia: STScI/NASA) 

O Equador de Júpiter 

Esta imagem mostra na totalidade a região equatorial de Júpiter. Foi criada a partir de um mosaico de diversas imagens. A Grande Mancha Vermelha é à esquerda da imagem. (Cortesia: Calvin J. Hamilton, e NASA) 

Os Anéis de Júpiter

Nome	Distância*	Largura	Espessura	Massa	Albedo
Halo	92,000 km	30,500 km	20,000 km	?	0.05
Principal	122,500 km	6,440 km	< 30 km	1 x 10^13 kg	0.05
Gossamer Interior	128,940 km	52,060 km	?	?	0.05
Gossamer Exterior	181,000 km	40,000 km	?	?	0.05

*A distância é medida do centro do planeta até ao início do anel.

Resumo das Luas de Júpiter

Há cerca de quatro séculos Galileu Galilei virou o seu telescópio, feito em casa, para os céus e descobriu três pontos luminosos, que primeiro pensou serem estrelas, ligados ao planeta Júpiter. Estas estrelas estava alinhadas com Júpiter. Despertando o seu interesse, Galileu observou as estrelas e descobriu que elas se moviam na direcção errada. Quatro dias mais tarde apareceu outra estrela. Depois de observar as estrelas durante as semanas seguintes, Galileu concluiu que não eram estrelas mas corpos planetários em órbita à volta de Júpiter. Estas quatro estrelas passaram a ser conhecidas por Satélites Galileanos.

Durante os séculos seguintes foram descobertas outras 12 luas, obtendo-se um total de 16. Finalmente, em 1979, o mistério destes novos mundos congelados foi resolvido pelas sondas Voyager quando ultrapassaram o sistema de Júpiter. Ainda em 1996, a exploração destes mundos sofreu um grande avanço quando as naves Galileu iniciaram a sua longa missão de observação de Júpiter e das suas luas.

Doze das luas de Júpiter são relativamente pequenas e parecem mais ter sido capturadas do que formadas em órbita à volta de Júpiter. As quatro maiores luas galileanas, Io, Europa, Ganímedes e Calisto,parecem ter sido formadas por agregação como parte do processo de formação do próprio Júpiter. A tabela seguinte sumariza o raio, massa, distância ao centro do planeta descobridor e data da descoberta de cada uma das luas de Júpiter:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Metis	XVI	20	9.56e+16	127,969	S. Synnott	1979
Adrástea	XV	12.5x10x7.5	1.91e+16	128,971	Jewitt-Danielson	1979
Amalteia	V	135x84x75	7.17e+18	181,300	E. Barnard	1892
Tebe	XIV	55x45	7.77e+17	221,895	S. Synnott	1979
Io	I	1,815	8.94e+22	421,600	Marius-Galileo	1610
Europa	II	1,569	4.80e+22	670,900	Marius-Galileo	1610
Ganímedes	III	2,631	1.48e+23	1,070,000	Marius-Galileo	1610
Calisto	IV	2,400	1.08e+23	1,883,000	Marius-Galileo	1610
Leda	XIII	8	5.68e+15	11,094,000	C. Kowal	1974
Himalia	VI	93	9.56e+18	11,480,000	C. Perrine	1904
Lisitea	X	18	7.77e+16	11,720,000	S. Nicholson	1938
Elara	VII	38	7.77e+17	11,737,000	C. Perrine	1905
Ananke	XII	15	3.82e+16	21,200,000	S. Nicholson	1951
Carme	XI	20	9.56e+16	22,600,000	S. Nicholson	1938
Pasifaé	VIII	25	1.91e+17	23,500,000	P. Melotte	1908
Sinope	IX	18	7.77e+16	23,700,000	S. Nicholson	1914