Atmosfera de Júpiter✅

 

Júpiter (planeta)

 

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa, e é o quinto mais próximo do Sol.

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.

Figura 1

Figura 2

Figura 3

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, com ventos de até 650 km/h e um diâmetro transversal duas vezes maior do que a Terra.

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, 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. 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; os três primeiros são mais massivos que a Lua, sendo que Ganimedes possui um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.

Várias sondas espaciais visitaram Júpiter, todas elas de origem estadunidense. A Pioneer 10 passou por Júpiter em dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois.

A Voyager 1 passou em março de 1979, seguida pela Voyager 2 em julho do mesmo ano.

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.

Composição

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.

Através de testes usando infravermelho e ultravioleta, traços de benzeno e outros hidrocarbonetos também foram encontrados.

Figura 4

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.

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.

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.

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, 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, indicando uma massa de 12 a 45 vezes a da Terra, ou 4% a 14% da massa jupiteriana.

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.

Os resultados dos dados de Juno indicam que não há núcleo sólido. 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.

Figura 5

A região do núcleo é circundada por hidrogênio metálico denso, que se estende a até 78% do raio do planeta.

Gotículas de hélio e neônio precipitam-se através desta camada em direção ao núcleo, reduzindo a abundância destes elementos na atmosfera superior do planeta.

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.

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, 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.

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.

Atmosfera

 

Júpiter possui a maior atmosfera planetária do Sistema Solar, com mais de 5 000 km de altitude.

Ela é cerca de três vezes maior que o nosso planeta, ou 1 por cento da inteira massa de Júpiter. 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.

Nuvens

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.

Figura 6

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.

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.

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).

Estas descargas elétricas podem ter mil vezes o poder dos raios terrestres.

As nuvens de água podem formar tempestades, alimentadas pelo calor proveniente do interior do planeta.

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.

As nuvens de Júpiter possuem cores de tom laranja e marrom, devido a compostos que mudam de cor quando expostos aos raios ultravioletas do Sol.

Não se sabe com exatidão a sua composição, mas acredita-se que sejam fósforo, enxofre ou hidrocarbonetos.

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.

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.

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.

Sabe-se de sua existência desde ao menos 1831, possivelmente, 1665. Imagens do telescópio espacial Hubble mostraram duas “manchas vermelhas” adjacentes à Grande Mancha Vermelha.

Figura 7

Modelos matemáticos, em 2007, sugeriram que a tempestade era estável e poderia ser uma característica permanente do planeta, 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.

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

A Mancha Vermelha possui um formato oval e gira em torno de si mesma, em sentido anti-horário, com um período de seis dias.

A altitude máxima da tempestade é cerca de 8 km acima das nuvens que a cercam.

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.

Ciclones polares

 

Estacionado em cada polo 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 ao norte e cinco no sul.

Massa

 

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).

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.

O raio de Júpiter é aproximadamente 1/10 do raio solar, e sua massa é 0,001 a massa solar, portanto as densidades dos dois corpos são similares.

Figura 8

Uma massa jupiteriana (MJ) 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 MJ , enquanto Kappa Andromedae b tem massa de 12,8 MJ .

Modelos teóricos indicam que se Júpiter tivesse muito mais massa do que atualmente possui, ele diminuiria em tamanho.

Para adições menores de massa, o raio não mudaria de forma apreciável, e acima de 500 massas terrestres (1,6 massa de Júpiter) 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.

O processo de diminuição continuaria à medida que massa fosse adicionada, até que uma ignição estelar ocorresse com o planeta como em uma anã marromPB ou anã castanha,PE em torno de 50 MJ .

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.

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.

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.

Quando foi formado, Júpiter era muito mais quente e tinha aproximadamente o dobro do seu diâmetro atual.

Anéis planetários

 

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.

Figura 9

 

Esses anéis parecem ser feitos de poeira, e não de gelo como os de Saturno.

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.

Figura 10

 

De maneira similar, os satélites Tebe e Amalteia provavelmente produzem os dois componentes distintos do anel gossamer.

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.

Magnetosfera

 

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).

Figura 11

 

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.

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 - um processo semelhante aos surfistas sendo conduzidos antes do quebrar das ondas.

Figura 12

 

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.

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.

Órbita e rotação

 

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.

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.

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.

 

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.

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.

Satélites

 

Júpiter possui 79 satélites naturais confirmados (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.

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.

Figura 13

 

 

Satélites de Galileu

 

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.

Figura 14

 

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.

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.

Figura 15

 

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.

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.

Outra consequência é a existência de uma crosta geologicamente jovem em Europa, sugerindo atividade vulcânica recente no satélite.

Figura 16

 

Observação

 

Júpiter é, normalmente, o quarto objeto mais brilhante do céu, atrás apenas do Sol, da Lua e de Vênus, embora por vezes Marte seja mais brilhante.

Figura 17

 

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.

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.

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 este 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.

Formação

 

Depois da formação do Sol, que ocorreu há cerca de 4,6 bilhões * de anos atrás, 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.

Acredita-se que a formação de Júpiter tenha começado através da coalescência de planetesimais compostos por materiais voláteis (gelo em termos astronômicos) 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.

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, 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).

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.

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.

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, por causa da perda de momento angular.

No processo, a órbita jupiteriana formou uma ressonância orbital de 1:2 com a de Saturno. 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.

O restante dos satélites eram corpos que foram atraídos pela enorme força gravitacional jupiteriana quando passavam em sua vizinhança.

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.

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. Os chineses antigos também observavam a órbita de Suìxīng 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, 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. 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.

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.

Pesquisa baseada em telescópios na 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.

Figura 18

 

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.

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.

Em 1690, Cassini notou que a atmosfera jupiteriana possui rotação diferencial.

Figura 19

 

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.

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.

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.

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.

Esta foi a última descoberta de um satélite planetário feita via observação visual.

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

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 ovais se fundiram, absorvendo a terceira em 2000, criando a Oval BA.

Figura 20

 

Em 1955, Bernard Burke e Kenneth Franklin detectaram pulsos de rádio vindos de Júpiter a 22,2 MHz.

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.

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.

Emissões de rádio decimétricas (com comprimentos de onda medidos em centímetros) foram observadas pela primeira vez por Frank Drake e Hein Hvatum em 1959.

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.

Radiação termal produzida por calor na atmosfera de Júpiter.

Exploração

 

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, o que é comparável ao delta-v de 9,7 km/s necessário para alcançar uma órbita baixa em torno da Terra.

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.

Missões de sobrevoo

 

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.

Figura 21

 

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.

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.

Figura 22

 

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.

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

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.

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. As imagens começaram a ser tomadas em 4 de setembro de 2006.

Missão Galileu

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.

Uma sonda atmosférica de titânio de 340 kg foi lançada da Galileu em julho de 1995, entrando na atmosfera em 7 de dezembro.

Utilizando um paraquedas 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)

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.

Os dados desta missão revelaram que hidrogênio compõe até 90% da atmosfera de Júpiter.

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.

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.

O plano da missão definiu que Juno estudará o planeta em detalhe a partir de uma órbita polar.

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.

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, seguida da missão da NASA Europa Clipper em 2025.

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.

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.

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.

Interação com o Sistema Solar

 

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.

Figura 23

 

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 circular a órbita destes cometas.

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

Asteroides troianos

 

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.

Figura 24

 

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.

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

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.

O termo utilizado para descrever estes eventos é captura temporária de satélites (TSC). Exemplos destes satélites são 82P/Gehrels, 111P/HelinRoman-Crockett, 147P/Kushida-Muramatsu, P/1996 R2 Lagerkvist e provavelmente o Shoemaker-Levy 9.

Acredita-se que vários dos satélites irregulares das regiões exteriores do sistema jupiteriano sejam asteroides que foram capturados pelo planeta.

Impactos

 

Júpiter tem sido chamado de "aspirador" do Sistema Solar, devido ao seu enorme poço gravitacional e sua localização próxima ao interior do Sistema Solar. É o planeta que mais recebe impactos de cometas.

Figura 25

 

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.

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.

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.

Descobertas mais recentes incluem os seguintes casos:

Uma bola de fogo foi fotografada pela Voyager 1 durante seu encontro com Júpiter em 1979;

Em 19 de julho de 2009, uma mancha causada por um impacto foi descoberta a cerca de 216° de longitude no Sistema II.

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.

O corpo causador não foi detectado antes da colisão, embora se acredite que tenha sido um asteróide com diâmetro entre 200 e 500 m;

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;

Outras bolas de fogo foram vistas ainda em 20 de agosto de 2010 e em 10 de setembro de 2012.

Em 17 de março de 2016, a colisão com o planeta de um asteroide ou cometa foi filmada em vídeo.

Impacto do 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, sendo o primeiro impacto entre dois corpos significativos do Sistema Solar observado diretamente.

Figura 26

 

Descoberto em 25 de março de 1993 pelos astrônomos Eugene e Carolyn Shoemaker e David Levy, 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.

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.

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 eletromagnéticas geradas por ele.

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.

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.

Júpiter na cultura humana

 

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.

Figura 27

 

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.

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 ph2 ter, que significa "padrinho".

O símbolo astronômico de Júpiter, é uma representação estilizada do raio do deus romano. "Jupiteriano" e "joviano" são os adjetivos do planeta.

Os chineses, japoneses, coreanos e vietnamitas nomearam o planeta de "estrela de madeira", ⽊ 星 , 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".

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.

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.

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.

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.

Notas

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

 

Ver mais

Jovianos

Ganimedes

Protossolar

hidrossulfeto de amônio

anticiclônica

extrassolares

gossamer

Amalteia

bow Shock

magnetopausa,

sotavento

ciclotrônico

frost line

planetesimais

protoplanetas

Marduque

 

Referências

 

1. Yeomans, Donald K. (12 de julho de 2006). «HORIZONS System» (htt p://ssd.jpl.nasa.gov/?horizo ns). NASA JPL. Consultado em 8 de agosto de 2007 — No website, vá para "web interface", e selecione "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Jupiter Barycenter" e "Center: Sun".

2. Elementos orbitais referem-se ao baricentro do sistema jupiteriano, e são os valores instantâneos osculadores na época J2000. Quantidades de baricentro são dados porque, ao contrário do centro planetário, eles não passam por mudanças notáveis no dia a dia devido à orbita dos satélites.

3. «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter» (htt p://home.comcast.net/~kphe ider/MeanPlane.gif). 3 de abril de 2009. Consultado em 10 de abril de 2009.

4. Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length» (http://cseligman.co m/text/sky/rotationvsday.ht m). Consultado em 13 de agosto de 2009.

5. Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’Hearn, M. F.; et al. (2007). «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates Consultado em 8 de agosto de 2019.

6. «NASA: Solar System Exploration: Planets: Jupiter: Facts & Figures» (ht tp://solarsystem.nasa.gov/pl anets/profile.cfm?Object=Ju piter&Display=Facts)

7. Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; de Burgh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2001). «Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000» (http://www.hnsky.or g/iau-iag.htm). HNSKY Planetarium Program. Consultado em 2 de fevereiro de 2007.

8. Anonymous (1983). «Probe Nephelometer» (http://www 2.jpl.nasa.gov/galileo/mess enger/oldmess/2Probe.htm l). NASA/JPL. Galileo Messenger (6). Consultado em 12 de fevereiro de 2007.

9. Malewar, Amit (19 de fevereiro de 2020) «Jupiter  has more water than previously thought» (www.techexplorist.com 2003. Consultado em 28 de novembro de 2006.

10. Williams, David R. (16 de novembro de 2004). «Jupiter Fact Sheet» (http s://www.webcitation.org/62 D9vKbZz?url=http://nssdc.g sfc.nasa.gov/planetary/facts heet/jupiterfact.html#). NASA. Consultado em 8 de agosto de 2007. Arquivado do original (http://nssdc.gsf c.nasa.gov/planetary/factsh eet/jupiterfact.html) em 5 de outubro de 2011.

11. «Jupiter» (http://www.david darling.info/encyclopedia/J/ Jupiter.html). Consultado em 21 de dezembro de 2009.

12. «Gas giant» (http://www.dav iddarling.info/encyclopedi a.../G/gasgiant.html). Consultado em 21 de dezembro de 2009.

13. Staff (2007). «Jupiter Data Sheet – SPACE.com» (htt p://www.space.com/science astronomy/solarsystem/jupit er-ez.html). Imaginova. Consultado em 3 de junho de 2008.

14. «Hubble Showcases New Portrait of Jupiter» (https://w ww.techexplorist.com/hubbl e-showcases-new-portrait-o f-jupiter/25589/). Tech E l i t Consultado em 8 de agosto de 2019.

15. «Jupiter's Great Red Spot» (http://imagine.gsfc.nasa.go v/docs/ask_astro/answers/9 80419a.html). Consultado em 21 de dezembro de 2009.

16. «Young astronomer captures a shadow cast by Jupiter: Bad Astronomy» (http://blogs.discovermagazin e.com/badastronomy/2011/ 11/18/young-astronomer-ca ptures-a-shadow-cast-by-ju piter/#.UaDO1UAoNAU). Blogs.discovermagazine.co m. 18 de novembro de 2011. Consultado em 27 de maio de 2013.

17. Harper, Douglas (2001). «Jupiter» (http://www.etymo nline.com/index.php?term= Jupiter). Online Etymology Dictionary. Consultado em 23 de fevereiro de 2007.

18. «Galilean satellites» (http:// www.daviddarling.info/ency clopedia/G/Galileansat.htm l). Consultado em 21 de dezembro de 2009.

19. «Ganymede» (http://www.ni neplanets.org/ganymede.ht ml). nineplanets.org. 31 de outubro de 1997. Consultado em 27 de fevereiro de 2008.

20. «Missions to Jupiter» (http:// astronomyonline.org/SolarS ystem/JupiterMissions.asp). Consultado em 21 de dezembro de 2009.

21. «Pioneer» (http://www.nasa. gov/centers/ames/missions/ archive/pioneer.html). NASA. 1 de agosto de 2006. Consultado em 21 de dezembro de 2009.

22. «Jupiter» (http://voyager.jpl. nasa.gov/science/jupiter.ht ml). NASA Jet Propulsion 2003. Consultado em 28 de novembro de 2006

23. Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). «Internal structure of Europa and Callisto» (http:// adsabs.harvard.edu/abs/20 05Icar..177..550K). Icarus. 177: 550–369. doi:10.1016/j.icarus.2005.0 4.014 (https://dx.doi.org/10. 1016%2Fj.icarus.2005.04.0 14).

24. Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. (1981). «The helium abundance of Jupiter from Voyager» (http://adsabs.har vard.edu/abs/1981JGR....8 6.8713G). Journal of Geophysical Research. 86: 8713–8720. doi:10.1029/JA086iA10p08 713 (https://dx.doi.org/10.10 29%2FJA086iA10p08713). Consultado em 28 de agosto de 2007.

25. Kunde, V. G.; et al. (10 de Setembro de 2004). «Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment» (http://www.sciencemag.org/ cgi/content/full/305/5690/15 82). Science. 305 (5690): 1582–86. PMID 15319491 (https://www.ncbi.nlm.nih.go v/pubmed/15319491). doi:10.1126/science.11002 40 (https://dx.doi.org/10.112 6%2Fscience.1100240). Consultado em 4 de abril de 2007.

26. Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985). «Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment» (http://adsabs. harvard.edu/abs/1985Icar... Explorist (em inglês). 8 de agosto de 2019. 1035(85)90201-5 (https://dx. doi.org/10.1016%2F0019-1 035%2885%2990201-5). Consultado em 28 de agosto de 2007.

27. Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H. (1996). «The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere» (ht tp://adsabs.harvard.edu/ab s/1996Sci...272..846N). Science. 272 (5263): 846– 849. PMID 8629016 (https:// www.ncbi.nlm.nih.gov/pubm ed/8629016). doi:10.1126/science.272.52 63.846 (https://dx.doi.org/1 0.1126%2Fscience.272.526 3.846). Consultado em 19 de fevereiro de 2007.

28. Mahaffy, Paul. «Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation» (http://ael.gsfc.nasa.gov/jupi terHighlights.shtml). NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. Consultado em 6 de junho de 2007.

29. Ingersoll, A. P.; Hammel, H. B.; Spilker, T. R.; Young, R. E. (1 de junho de 2005). «Outer Planets: The Ice Giants» (http://www.lpi.usra. edu/opag/outer_planets.pdf) (PDF). Lunar & Planetary Institute. Consultado em 1 de fevereiro de 2007.

30. Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. (2004). «Chapter 3: The Interior of Jupiter». In: Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: Laboratory. 14 de janeiro de Cambridge University Press. ISBN 0521818087.

31. Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5196-8.

32. Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997). «New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models» (http://adsa bs.harvard.edu/abs/1997ast ro.ph..7210G). Icarus. 130: 534–539. doi:10.1006/icar.1997.5812 (https://dx.doi.org/10.1006% 2Ficar.1997.5812). Consultado em 28 de agosto de 2007.

33. Various (2006). McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence, ed. Encyclopedia of the Solar System 2nd ed. [S.l.]: Academic Press. p. 412. ISBN 0120885891.

34. Juno spacecraft reveals a more complex Jupiter Stronger magnetic field, diffuse core and other surprises appear in data from first flyby (https://www.sciencenews.o rg/article/juno-spacecraft-re veals-more-complex-jupiter) por Ashley Yeager (2017).

35. Horia, Yasunori; Sanoa, Takayoshi; Ikomaa, Masahiro; Idaa, Shigeru (2007). «On uncertainty of Jupiter's core mass due to observational errors». Cambridge University Press. Proceedings of the International Astronomical Union. 3: 163–166. doi:10.1017/S17439213080 16554 (https://dx.doi.org/10. 1017%2FS1743921308016 554).

36. Lodders, Katharina (2004). «Jupiter Formed with More 0.1086/421970). The Astrophysical Journal. 611 (1): 587–597. doi:10.1086/421970 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F421 970). Consultado em 3 de julho de 2007.

37. Züttel, Andreas (2003). «Materials for hydrogen storage». Materials Today. 6 (9): 24–33. doi:10.1016/S1369- 7021(03)00922-2 (https://dx. doi.org/10.1016%2FS1369- 7021%2803%2900922-2).

38. Guillot, T. (1999). «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn» (htt p://adsabs.harvard.edu/abs/ 1999astro.ph..7402G). Planetary and Space Science. 47 (10–11): 1183– 200. doi:10.1016/S0032- 0633(99)00043-4 (https://dx. doi.org/10.1016%2FS0032- 0633%2899%2900043-4). Consultado em 28 de agosto de 2007.

39. Lang, Kenneth R. (2003). «Jupiter: a giant primitive planet» (http://ase.tufts.edu/ cosmos/view_chapter.asp?i d=9&page=3). NASA. Consultado em 10 de janeiro de 2007.

40. Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D.; et al. (1998). «Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt». Journal of Geophysical Research. 103 (E10): 22857–22889. Bibcode:1998JGR...103228 57S (http://ui.adsabs.harvar d.edu/abs/1998JGR...10322 857S). doi:10.1029/98JE01766 (htt ps://dx.doi.org/10.1029%2F 98JE01766).

41. Miller, Steve; Aylward, Alan; The Planet, Satellites and Magnetosphere. [S.l.]: Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews. 116 (1–2): 319– 343. Bibcode:2005SSRv..116..3 19M (http://ui.adsabs.harvar d.edu/abs/2005SSRv..116.. 319M). doi:10.1007/s11214- 005-1960-4 (https://dx.doi.or g/10.1007%2Fs11214-005- 1960-4).

42. Jupiter’s atmospheric jet streams extend thousands of kilometres deep (https://w ww.nature.com/articles/natu re25793) por Y. Kaspi et al publicado em "Nature" Volume 555, páginas 223- 226 (08 de março de 2018) doi: 10.1038/nature25793.

43. A suppression of differential rotation in Jupiter’s deep interior (https://www.nature. com/articles/nature25775) por T. Guillot, publicado em Nature, volume 555, páginas 227-230 (8 de março de 2018) doi: 10.1038/nature25775.

44. Ingersoll, A. P.; Dowling, T. E.; Gierasch, P. J.; Orton, G. S.; Read, P. L.; SanchezLavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A. A.; Vasavada, A. R. «Dynamics of Jupiter's Atmosphere» (ht tp://www.lpl.arizona.edu/~sh owman/publications/ingerso lletal-2004.pdf) (PDF). Lunar & Planetary Institute. Consultado em 1 de fevereiro de 2007.

45. Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press. ISBN 0- 231-05176-X.

46. Watanabe, Susan, ed. (25 de fevereiro de 2006). «Surprising Jupiter: Busy Jupiter Formed with More Tar than Ice» (http://www.jou rnals.uchicago.edu/doi/full/1surprises» (http://www.nasa. gov/vision/universe/solarsy stem/galileo_end.html). NASA. Consultado em 20 de fevereiro de 2007.

47. Kerr, Richard A. (2000). «Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather» (http://ww w.sciencemag.org/cgi/conte nt/full/287/5455/946b). Science. 287 (5455): 946– 947. doi:10.1126/science.287.54 55.946b (https://dx.doi.org/1 0.1126%2Fscience.287.545 5.946b). Consultado em 24 de fevereiro de 2007.

48. Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; SimonMiller, A. (2006). «A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores» (h ttp://adsabs.harvard.edu/ab s/2006DPS....38.1115S). DPS meeting #38, #11.15. American Astronomical Society. Consultado em 20 de fevereiro de 2007.

49. Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). «Jupiter» (https://web.archiv e.org/web/2005010515501 9/http://www.nasa.gov/world book/jupiter_worldbook.htm l). World Book @ NASA. Consultado em 10 de agosto de 2006. Arquivado do original (http://www.nas a.gov/worldbook/jupiter_wo rldbook.html) em 5 de janeiro de 2005.

50. «Jupiter Data Sheet» (http:// www.space.com/scienceast ronomy/solarsystem/jupiterez.html). Space.com. Consultado em 2 de fevereiro de 2007.

51. Denning, W. F. (1899). «Jupiter, early history of the great red spot on» (http://ad sabs.harvard.edu/abs/1899 MNRAS..59..574D). Millward, George (janeiro de 2005). «Giant Planet Society. 59: 574–584. Consultado em 9 de fevereiro de 2007.

52. Kyrala, A. (1982). «An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter» (http:// adsabs.harvard.edu/abs/19 82M&P....26..105K). Moon and the Planets. 26: 105–7. doi:10.1007/BF00941374 (h ttps://dx.doi.org/10.1007%2 FBF00941374). Consultado em 28 de agosto de 2007.

53. «HubbleSite- NewsCenter» (http://hubblesite.org/newsc enter/archive/releases/200 8/23/image/a/). NASA. Consultado em 12 de dezembro de 2013.

54. «HubbleSite- NewsCenter» (http://hubblesite.org/newsc enter/archive/releases/200 8/27/image/a/). NASA. Consultado em 26 de abril de 2015.

55. Sommeria, Jöel; Steven D. Meyers & Harry L. Swinney (25 de fevereiro de 1988). «Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot» (http://adsabs.harvard.edu/a bs/1988Natur.331..689S). Nature. 331: 689–693. doi:10.1038/331689a0 (http s://dx.doi.org/10.1038%2F3 31689a0). Consultado em 28 de agosto de 2007.

56. Jupiter’s great red spot could completely disappear throughout the next 20 years It is running out of steam (https://www.techexpl orist.com/jupiters-great-red-spot-could-completely-disa ppear-throughout-the-next-2 0-years/23624/) por Pranjal Mehar (2019).

57. Covington, Michael A. (2002). Celestial Objects for Modern Telescopes. [S.l.]: Cambridge University Galileo spacecraft showed jovian system is full of.

58. Cardall, C. Y.; Daunt, S. J. «The Great Red Spot» (htt p://csep10.phys.utk.edu/astr 161/lect/jupiter/redspot.htm l). University of Tennessee. Consultado em 2 de fevereiro de 2007.

59. Phillips, Tony (3 de março de 2006). «Jupiter's New Red Spot» (http://science.n asa.gov/headlines/y2006/0 2mar_redjr.htm). NASA. Consultado em 2 de fevereiro de 2007.

60. «Jupiter's New Red Spot» (http://science.nasa.gov/hea dlines/y2006/02mar_redjr.ht m). 2006. Consultado em 9 de março de 2006.

61. Steigerwald, Bill (14 de outubro de 2006). «Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger» (http://www.nasa. gov/centers/goddard/news/t opstory/2006/little_red_spo t.html). NASA. Consultado em 2 de fevereiro de 2007.

62. Goudarzi, Sara (4 de maio de 2006). «New storm on Jupiter hints at climate changes» (http://www.usato day.com/tech/science/spac e/2006-05-04-jupiter-jr-spot _x.htm). USA Today. Consultado em 2 de fevereiro de 2007.

63. Clusters of cyclones encircling Jupiter’s poles (ht tps://www.nature.com/article s/nature25491) por A. Adriani et al, publicado em Nature Volume 555, páginas 216-219 (08 de março de 2018) - doi: 10.1038/nature25491.

64. MacDougal, Douglas W. (6 de novembro de 2012). «A Binary System Close to Home: How the Moon and Earth Orbit Each Other». Newton's Gravity (http://link. springer com/chapter/10 10.

65. Shu, Frank H. (1982). The physical universe: an introduction to astronomy. Col: Series of books in astronomy 12th ed. [S.l.]: University Science Books. p. 426. ISBN 0-935702-05-9.

66. Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets. Col: Treatise on geochemistry. 1. [S.l.]: Elsevier. p. 624. ISBN 0-08-044720-1.

67. Jean Schneider (2009). «The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue» (http://exoplane t.eu/). Paris Observatory.

68. Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «MassRadius Relationships for Solid Exoplanets». The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. Bibcode:2007ApJ...669.127 9S (http://ui.adsabs.harvard. edu/abs/2007ApJ...669.127 9S). arXiv:0707.2895 (http s://arxiv.org/abs/0707.2895) . doi:10.1086/521346 (http s://dx.doi.org/10.1086%2F5 21346).

69. How the Universe Works 3. Jupiter: Destroyer or Savior?. Discovery Channel. 2014.

70. Guillot, Tristan (1999). «Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System» www.nature.com.

71. Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (1993). «An expanded set of brown dwarf and very low mass star models» (http://ad sabs.harvard.edu/abs/1993 ApJ...406..158B). Astrophysical Journal. 406 (1): 158–71. doi:10.1086/172427 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F172 427). Consultado em 2007 de agosto de 20028 Verifique data em: |acessodata= (ajuda).

72. Queloz, Didier (19 de novembro de 2002). «VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars» (ht tp://www.eso.org/outreach/p ress-rel/pr-2002/pr-22-02.ht ml). European Southern Observatory. Consultado em 12 de janeiro de 2007.

73. Bodenheimer, P. (1974). «Calculations of the early evolution of Jupiter» (http://a dsabs.harvard.edu/abs/197 4Icar...23..319B). Icarus. 23: 319–25. doi:10.1016/0019- 1035(74)90050-5 (https://dx. doi.org/10.1016%2F0019-1 035%2874%2990050-5). Consultado em 1 de fevereiro de 2007.

74. Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). «Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties» (http://adsabs.h arvard.edu/abs/1987Icar...6 9..458S). Icarus. 69 (3): 458–98. doi:10.1016/0019-dx.doi.org

75. Burns, J. A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (htt p://adsabs.harvard.edu/abs/ 1999Sci...284.1146B). Science. 284: 1146–50. PMID 10325220 (https://ww w.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/ 10325220). doi:10.1126/science.284.54 17.1146 (https://dx.doi.org/1 0.1126%2Fscience.284.541 7.1146). Consultado em 28 de agosto de 2007.

76. Fieseler, P.D. (2004). «The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea» (http://adsabs.harvard.edu/a bs/2004Icar..169..390F). Icarus. 169 (2): 390–401. doi:10.1016/j.icarus.2004.0 1.012 (https://dx.doi.org/10. 1016%2Fj.icarus.2004.01.0 12). Consultado em 22 de agosto de 2009.

77. Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). «Jupiter» (https://web.archiv e.org/web/2005010515501 9/http://www.nasa.gov/world book/jupiter_worldbook.htm l). World Book @ NASA. Consultado em 10 de agosto de 2006. Arquivado do original (http://www.nas a.gov/worldbook/jupiter_wo rldbook.html) em 5 de janeiro de 2005.

78. Brainerd, Jim (22 de novembro de 2004). «Jupiter's Magnetosphere» (http://www.astrophysicsspe ctator.com/topics/planets/Ju piterMagnetosphere.html). The Astrophysics Spectator. Consultado em 10 de agosto de 2008.

79. B. H. Mauk, et al, Discrete www.nature.com

80. Spacecraft hints at source of Jupiter’s mysterious auroras (http://www.science mag.org/news/2017/09/spa cecraft-hints-source-jupiters-mysterious-auroras) por Sid Perkins (2017).

81. «Radio Storms on Jupiter» (http://science.nasa.gov/hea dlines/y2004/20feb_radiost orms.htm). NASA. 20 de fevereiro de 2004. Consultado em 1 de fevereiro de 2007.

82. Herbst, T. M.; Rix, H.-W. (1999). Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio, ed. Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT (h ttp://adsabs.harvard.edu/ab s/1999ASPC..188..341H). [S.l.: s.n.] pp. 341–350. ISBN 1-58381-014-5. Consultado em 20 de maio de 2009 – Veja secção 3,4.

83. Michtchenko, T. A.; FerrazMello, S. (2001). «Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter– Saturn Planetary System». Icarus. 149 (2): 77–115. doi:10.1006/icar.2000.6539 (https://dx.doi.org/10.1006% 2Ficar.2000.6539)

84. «Interplanetary Seasons» (http://science.nasa.gov/hea dlines/y2000/interplanetary seasons.html). Science@NASA. Consultado em 20 de fevereiro de 2007.

85. Ridpath, Ian (1998). Norton's Star Atlas 19th ed Norton s Star Atlas 19th ed. [S.l.]: Prentice Hall. ISBN 0582356555.

86. «Astrônomos encontram 12 novas luas ao redor de Júpiter | EXAME» (https://ex ame.abril.com.br/ciencia/ast ronomos-encontram-12-nov as-luas-ao-redor-dejupiter/). exame.abril.com.br. Consultado em 17 de julho de 2018.

87. Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W, ed. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (http://www. ifa.hawaii.edu/~jewitt/paper s/JUPITER/JSP.2003.pdf) (PDF). [S.l.]: Cambridge University Press. ISBN 0521818087.

88. Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F. (2003). «Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites» (http://a dsabs.harvard.edu/abs/200 3AJ....126..398N). The Astronomical Journal. 126 (1): 398–429. doi:10.1086/375461 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F375 461). Consultado em 19 de fevereiro de 2007.

89. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999). «The Galilean Satellites». Science. 286 (5437): 77–84. PMID 10506564 (https://ww w.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/ 10506564). doi:10.1126/science.286.54 37.77 (https://dx.doi.org/10. 1126%2Fscience.286.5437. 77).

90. «Solar System's largest moon likely has a hidden ocean» (http://www.jpl.nasa. gov/releases/2000/agugany mederoundup.html). Jet Propulsion Laboratory. NASA. 16 de dezembro de 2000. Consultado em 11 de janeiro de 2008.

91. Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G. (2002). «Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites» (htt p://cat.inist.fr/?aModele=affi cheN&cpsidt=13969974). Icarus. 159: 500–504. doi:10.1006/icar.2002.6939 (https://dx.doi.org/10.1006% 2Ficar.2002.6939).

92. Moore, W. B.; et al. (2007). «The Interior of Io.». In: R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. Io after Galileo. [S.l.]: Springer-Praxis. pp. 89–108. ISBN 3-540- 34681-3.

93. Arnett, Bill; Europa (http://w ww.astro.auth.gr/ANTIKATO PTRISMOI/nineplanets/nine planets/europa.html) (7 de novembro de 1996).

94. Hamilton, Calvin J. «Jupiter's Moon Europa» (ht tp://www.solarviews.com/en g/europa.htm).

95. Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). «Jupiter» (https://web.archiv e.org/web/2005010515501 9/http://www.nasa.gov/world book/jupiter_worldbook.htm l). World Book @ NASA. Consultado em 10 de agosto de 2006. Arquivado do original (http://www.nas a.gov/worldbook/jupiter_wo rldbook.html) em 5 de janeiro de 2005.

96. Williams, Dr. David R. (16 de novembro de 2004). «Jupiter Fact Sheet» (http s://www.webcitation.org/62 D9vKbZz?url=http://nssdc.g sfc.nasa.gov/planetary/facts heet/jupiterfact.html#). NASA. Consultado em 8 de agosto de 2007. Arquivado do original (http://nssdc.gsf c.nasa.gov/planetary/factsh eet/jupiterfact html) em 5 de outubro de 2011.

97. «Encounter with the Giant» (http://history.nasa.gov/SP-3 49/ch8.htm). NASA. 1974. Consultado em 17 de fevereiro de 2007.

98. «New Oval-Shaped Feature Spotted on Jupiter: Clyde's Spot | Astronomy, Space Exploration | SciNews.com» (http://www.scinews.com/astronomy/jupiter -clydes-spot-08607.html). Breaking Science News | Sci-News.com (em inglês). Consultado em 10 de julho de 2020.

99. A. Bonanno; H. Schlattl, L. Patern (2002). «The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS» (htt p://www.aanda.org/index.ph p?option=article&access=st andard&Itemid=129&url=/ar ticles/aa/full/2002/30/aa259 8/aa2598.right.html). Astronomy and Astrophysics. 390: 1115– 1118.

100. S. W. Falk; J. M. Lattmer, S. H. Margolis (1977). «Are supernovae sources of presolar grains?» (http://ww w.nature.com/nature/journa l/v270/n5639/abs/270700a 0.html). Nature. 270: 700– 701.

101. Ann Zabludoff (University of Arizona). «Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System» (http:// atropos.as.arizona.edu/aiz/t eaching/nats102/mario/sola r_system.html). Consultado em 27 de dezembro de 2006.

102. J. B. Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, J. P. Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig, (novembro de 1996). «Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of adsabs.harvard.edu.

103. Douglas N. C. Lin (maggio de 2008). «The Genesis of Planets» (http://www.sciam. com/article.cfm?id=the-gen esis-of-planets). Scientific American. 298 (5): 50–59 Verifique data em: |data= (ajuda).

104. P. R. Estrada, I. Mosqueira, J. J. Lissauer, G. D'Angelo, D. P. Cruikshank (8 de setembro de 2008). «Formation of Jupiter and Conditions for Accretion of the Galilean Satellites» (htt p://arxiv.org/abs/0809.1418) . arXiv. Consultado em 9 de maio de 2009.

105. H. F. Levison, A. Morbidelli, C. Van Laerhoven; et al. (2007). Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune (http:// adsabs.harvard.edu/abs/20 07arXiv0712.0553L). [S.l.: s.n.] arXiv 0712.0553.

106. D. E. Trilling, J. I. Lunine, W. Benz (outubro de 2002). «Orbital migration and the frequency of giant planet formation» (http://adsabs.ha rvard.edu/abs/2002A%26 A...394..241T). Astronomy and Astrophysics. 394: 241–251. doi:10.1051/0004- 6361:20021108 (https://dx.d oi.org/10.1051%2F0004-63 61%3A20021108). Consultado em 5 de junho de 2009.

107. F. A. Franklin, N. K. Lewis,P. R. Soper, M. J. Holman (setembro de 2004). «HildaAsteroids as Possible Probes of Jovian Migration» adsabs.harvard.edu.

108. Canup, Robert M.; Ward, William R. (2009). «Origin of Europa and the Galilean Satellites». Europa (http://a dsabs.harvard.edu/abs/200 8arXiv0812.4995C). [S.l.]: University of Arizona Press (in press).

109. R. M. Canup, W. R. Ward (2009). «Origin of Europa and the Galilean Satellites». In: University of Arizona Press. Europa (htt p://adsabs.harvard.edu/abs/ 2008arXiv0812.4995C). [S.l.: s.n.]

110. «Jupiter» (http://www.solstat ion.com/stars/jupiter.htm). SolStation.com. Consultado em 5 de junho de 2009.

111. A. Sachs (2 de maio de 1974). «Babylonian Observational Astronomy». Royal Society of London. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 276 (1257): 43–50 (see p. 44). Bibcode:1974RSPTA.276... 43S (http://ui.adsabs.harvar d.edu/abs/1974RSPTA.27 6...43S). JSTOR 74273 (htt ps://www.jstor.org/stable/74 273). doi:10.1098/rsta.1974.0008 (https://dx.doi.org/10.1098% 2Frsta.1974.0008) – via JSTOR.

112. Dubs, Homer H. (1958). «The Beginnings of Chinese Astronomy». Journal of the American Oriental Society. 78 (4): 295–300.

113. Xi, Z. Z. (1981). «The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before.

114. Dong, Paul (2002). China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic. [S.l.]: China Books. ISBN 0-8351- 2676-5.

115. Olaf Pedersen (1974). A Survey of the Almagest. [S.l.]: Odense University Press. pp. 423, 428.

116. tr. with notes by Walter Eugene Clark (1930). The Aryabhatiya of Aryabhata (h ttps://archive.org/download/ The_Aryabhatiya_of_Aryab hata_Clark_1930/The_Arya bhatiya_of_Aryabhata_Clar k_1930.pdf) (PDF). [S.l.]: University of Chicago Press. p. 9, Stanza 1.

117. Pasachoff, Jay M. (2015). «Simon Marius's Mundus Iovialis: 400th Anniversary in Galileo's Shadow». Journal for the History of Astronomy. 46 (2): 218– 234. Bibcode:2015AAS...225215 05P (http://ui.adsabs.harvar d.edu/abs/2015AAS...2252 1505P). doi:10.1177/002182861558 5493 (https://dx.doi.org/10.1 177%2F002182861558549 3).

118. Westfall, Richard S. «Galilei, Galileo» (http://gali leo.rice.edu/Catalog/NewFil es/galilei_gal.html). The Galileo Project. Consultado em 10 de janeiro de 2007.

119. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (2003). «Giovanni Domenico Cassini» www-history.mcs.st-andrews.ac.uk.

120. Murdin, Paul (2000). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: Institute of Physics Publishing. ISBN 0122266900.

121. «SP-349/396 Pioneer Odyssey—Jupiter, Giant of the Solar System» (http://his tory.nasa.gov/SP-349/ch1.ht m). NASA. 1974. Consultado em 10 de agosto de 2006.

122. «Roemer's Hypothesis» (htt p://www.mathpages.com/ho me/kmath203/kmath203.ht m). MathPages. Consultado em 12 de janeiro de 2007.

123. Tenn, Joe (10 de março de 2006). «Edward Emerson Barnard» (http://www.physastro.sonoma.edu/BruceMe dalists/Barnard/). Sonoma State University. Consultado em 10 de janeiro de 2007.

124. «Amalthea Fact Sheet» (htt p://www2.jpl.nasa.gov/galile o/education/teacherres-ama lthea.html). NASA JPL. 1 de outubro de 2001. Consultado em 21 de fevereiro de 2007.

125. Dunham Jr., Theodore (1933). «Note on the Spectra of Jupiter and Saturn» (http://adsabs.harva rd.edu/abs/1933PASP...4 5…42D). Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 45: 42–44. doi:10.1086/124297 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F124 297). Consultado em 18 de fevereiro de 2007.

126. Youssef, A.; Marcus, P. S. (2003). «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger» http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..162...74Y

127. Weintraub, Rachel A. (26 de setembro de 2005). «How One Night in a Field Changed Astronomy» (htt p://www.nasa.gov/vision/uni verse/solarsystem/radio_jup iter.html). NASA. Consultado em 18 de fevereiro de 2007.

128. Garcia, Leonard N. «The Jovian Decametric Radio Emission» (http://radiojove. gsfc.nasa.gov/library/sci_bri efs/decametric.htm). NASA. Consultado em 18 de fevereiro de 2007.

129. Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J. (1996). «Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9» (https://web.ar chive.org/web/2006100109 4814/http://deepspace.jpl.n asa.gov/technology/TMOT_ News/AUG97/jupsrado.htm l). NASA. Consultado em 18 de fevereiro de 2007. Arquivado do original (http:// deepspace.jpl.nasa.gov/tec hnology/TMOT_News/AUG 97/jupsrado.html) em 1 de outubro de 2006.

130. Wong, Al (28 de maio de 1998). «Galileo FAQ - Navigation» (http://www2.jp l.nasa.gov/galileo/faqnav.ht ml). NASA. Consultado em 19 de dezembro de 2009.

131. Zandbergen. «Delta-v (velocity increment) budget» http://www.lr.tudelft.nl/live/pagina.jsp?id=140fb8a8-0bfa-43dc-8ff9-02c923a2a8cb&lang=en

132. Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S. (2004). «Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation» (https://web.archive.org/we b/20051214075825/http://w ww.aiaa.org/Spaceops2004 Archive/downloads/papers/ SPACE2004sp-template00 447F.pdf) (PDF). American Institute of Aeronautics and Astronautics. Consultado em 28 de novembro de 2006. Arquivado do original (http://www.aiaa.org/Spaceo ps2004Archive/downloads/ papers/SPACE2004sp-tem plate00447F.pdf) (PDF) em 14 de dezembro de 2005.

133. Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P. (2004). «The Cassini-Huygens flyby of Jupiter» (http://adsabs.harv ard.edu/abs/2004Icar..17 2....1H). Icarus. 172 (1): 1–8. doi:10.1016/j.icarus.2004.0 6.018 (https://dx.doi.org/10. 1016%2Fj.icarus.2004.06.0 18).

134. « "Mission Update: At Closest Approach, a Fresh View of Jupiter" » (http://ww w.planetary.org/explore/topi cs/space_missions/new_ho rizons/022807.html). Consultado em 27 de julho de 2007.

135. « "Pluto-Bound New Horizons Provides New Look at Jupiter System" » (h ttp://www.nasa.gov/mission _pages/newhorizons/news/j upiter_system.html). Consultado em 27 de julho de 2007.

136. «New Horizons targets Jupiter kick» http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6279423.stm.

137. Alexander, Amir (27 de setembro de 2006). «New Horizons Snaps First Picture of Jupiter» (http://ww w.planetary.org/news/2006/ 0927_New_Horizons_Snap s_First_Picture_of.html). The Planetary Society. Consultado em 19 de dezembro de 2006.

138. McConnell, Shannon (14 de abril de 2003). «Galileo: Journey to Jupiter» (http://w ww2.jpl.nasa.gov/galileo/). NASA Jet Propulsion Laboratory. Consultado em 28 de novembro de 2006.

139. Magalhães, Julio (10 de dezembro de 1996). «Galileo Probe Mission Events» (https://web.archiv e.org/web/2007010214355 3/http://spaceprojects.arc.na sa.gov/Space_Projects/galil eo_probe/htmls/probe_even ts.html). NASA Space Projects Division. Consultado em 2 de fevereiro de 2007. Arquivado do original (http:// spaceprojects.arc.nasa.gov/ Space_Projects/galileo_pro be/htmls/probe_events.htm l) em 2 de janeiro de 2007.

140. Predefinição:Cite new

141. Goodeill, Anthony (31 de março de 2008). «New Frontiers – Missions – Juno» (https://web.archive.o rg/web/20070203235637/htt p://newfrontiers.nasa.gov/mi ssions_juno.html). NASA. Consultado em 2 de janeiro de 2007. Arquivado do original (http://newfrontiers. nasa.gov/missions_juno.ht ml) em 3 de fevereiro de 2007.

142. Firth, Niall (5 de setembro de 2016) «NASA's Juno https://www.newscientist.com/article/2104558-nasas-juno-probe-snaps-first-images-of-jupiters-north-pole/

143. Amos, Jonathan (2 de maio de 2012). «Esa selects 1bneuro Juice probe to Jupiter» (http://www.bbc.co.uk/news/ science-environment-17917 102). BBC News Online. Consultado em 2 de maio de 2012.

144. Wall, Mike (5 de março de 2014). «NASA Eyes Ambitious Mission to Jupiter's Icy Moon Europa by 2025» (http://www.space. com/24926-nasa-europa-mi ssion-2015-budget.html). Space.com. Consultado em 23 de setembro de 2015.

145. Berger, Brian (7 de fevereiro de 2005). «White House scales back space plans» (http://www.nbcnews.com/i d/6928404/). MSNBC. Consultado em 2 de janeiro de 2007.

146. «Laplace: A mission to Europa & Jupiter system» (http://sci.esa.int/science-e/ www/area/index.cfm?fareai d=107). ESA. Consultado em 23 de janeiro de 2009.

147. New approach for L-class mission candidates (http://s ci.esa.int/science-e/www/ob ject/index.cfm?fobjectid=48 661), ESA, April 19, 2011.

148. Kerr, Richard A. (2004). «Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?» (htt p://www.sciencemag.org/cg i/content/full/306/5702/1676 a?etoc). Science. 306 (5702). 1676 páginas. PMID 15576586 (https://ww w.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/ 15576586).

149. Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M. (1990). «Planetary perturbations and the origins of shortperiod comets» (http://adsa bs.harvard.edu/abs/1990Ap J...355..667Q). Astrophysical Journal, Part 1. 355: 667–679. doi:10.1086/168800 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F168 800). Consultado em 17 de fevereiro de 2007.

150. Rafi Letzter (18 de julho de 2016). «Forget what you heard: Jupiter does not orbit the sun» (http://www.techins ider.io/jupiter-does-not-orbitthe-sun-2016-7). Tech Insider. Consultado em 30 de julho de 2016.

151. Nicholson, Seth B. (1961). «The Trojan asteroids» (htt p://adsabs.harvard.edu/abs/ 1961ASPL....8..239N). Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8: 239–46.

152. «List Of Jupiter Trojans» (htt p://www.cfa.harvard.edu/ia u/lists/JupiterTrojans.html). IAU Minor Planet Center. Consultado em 10 de julho de 2009.

153. Yoshida, F.; Nakamura, T (2005). «Size distribution of faint L4 Trojan asteroids» (ht tp://adsabs.harvard.edu/ab s/2005AJ....130.2900Y). The Astronomical journal. 130: 2900–11. doi:10.1086/497571 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F497 571).

154. A. Carusim, G. B. Valsecci (1979). T. Gehrels, The University of Arizona Press, ed. «Numerical Simulations of Close Encounters Between Jupiter and Minor http://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997PASJ...49L%E2%80%A61T

155. K. Ohtsuka, T. Ito, M. Yoshikawa, D. J. Asher, H. Arakida. arXiv, ed. «Quasi Hilda Comet 147P/KushidaMuramatsu Another long temporary satellite capture by Jupiter» (http://arxiv.org/ PS_cache/arxiv/pdf/0808/0 808.2277v1.pdf) (PDF). Consultado em 7 de setembro de 2009.

156. T. A. Heppenheimer (1975). «On the Presumed Capture Origin of Jupiter's Outer Satellites» (http://adsabs.ha rvard.edu/abs/1975Icar...2 4..172H). Icarus. 24: 172– 180. doi:10.1016/0019- 1035(75)90094-9 (https://dx. doi.org/10.1016%2F0019-1 035%2875%2990094-9). Consultado em 2 de agosto de 2009.

157. T. A. Heppenheimer, C. Porco (1977). «New Contributions to the Problem of Capture» (http:// adsabs.harvard.edu/abs/19 77Icar...30..385H). Icarus. 30: 385–401. doi:10.1016/0019- 1035(77)90173-7 (https://dx. doi.org/10.1016%2F0019-1 035%2877%2990173-7). Consultado em 2 de agosto de 2009.

158. Dennis Overbye (24 de julho de 2009). «Hubble Takes Snapshot of Jupiter's 'Black Eye' » (http://www.nyt imes.com/2009/07/25/scien ce/space/25hubble.html?ref =science). New York Times. Consultado em 25 de julho de 2009.

159. Lovett, Richard A. (15 de dezembro de 2006). «Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar. http://news.nationalgeographic.com/news/2006/12/061215-comet-stardust.html.

160. Nakamura, T.; Kurahashi, H. (1998). «Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation» (htt p://www.iop.org/EJ/article/1 538-3881/115/2/848/97014 4.html). Astronomical Journal. 115 (2): 848–854. doi:10.1086/300206 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F300 206). Consultado em 28 de agosto de 2007.

161. Horner, J.; Jones, B. W. (2008). «Jupiter - friend or foe? I: the asteroids» (http:// arxiv.org/abs/0806.2795). International Journal of Astrobiology. 7 (3–4): 251– 261. doi:10.1017/S14735504080 04187 (https://dx.doi.org/10. 1017%2FS1473550408004 187). Consultado em 27 de julho de 2009.

162. Overbyte, Dennis (25 de julho de 2009). «Jupiter: Our Comic Protector?» (htt p://www.nytimes.com/2009/ 07/26/weekinreview/26over bye.html?hpw). Thew New York Times. Consultado em 27 de julho de 2009.

163. Tabe, Isshi; Watanabe, Junichi; Jimbo, Michiwo (1997), «Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690» (http://ar ticles.adsabs.harvard.edu//f ull/1997PASJ...49L…1T/L0 00001.000.html), Publications of the Astronomical Society of Japan, 49: L1–L5, Bibcode:1997PASJ...49L… 1. T http://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997PASJ...49L%E2%80%A61T.

164. Franck Marchis (10 de setembro de 2012). «Another fireball on Jupiter? .» (http://cosmicdiar y.org/fmarchis/2012/09/10/a nother-fireball-on-jupiter/). Cosmic Diary blog. Consultado em 11 de setembro de 2012.

165. Baalke, Ron. «Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter» (http://www2.jp l.nasa.gov/sl9/). NASA. Consultado em 2 de janeiro de 2007.

166. Britt, Robert R. (23 de agosto de 2004). «Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter» (http://www.space.c om/273-remnants-1994-co met-impact-leave-puzzle-jupiter.html). space.com. Consultado em 20 de fevereiro de 2007.

167. Grossman, Lisa (20 de julho de 2009), «Jupiter sports new 'bruise' from impact» (h ttp://www.newscientist.com/ article/dn17491-jupiter-sport s-new-bruise-from-impact.ht ml), New Scientist.

168. Staff (21 de julho de 2009). «Amateur astronomer discovers Jupiter collision» (http://www.abc.net.au/new s/stories/2009/07/21/26323 68.htm). ABC News online. Consultado em 21 de julho de 2009.

169. Salway, Mike (19 de julho de 2009). «Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley» (http://www.iceinsp ace.com.au/index.php?id=7 0,550,0,0,1,0). IceInSpace. IceInSpace News. Consultado em 19 de julho de 2009.

170. «Hubble Captures Rare Jupiter Collision» http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/23/full.

171. Jia-Rui C. Cook (26 de janeiro de 2011). «Asteroids Ahoy! Jupiter Scar Likely from Rocky Body» (http://www.jpl.nasa. gov/news/news.cfm?releas e=2011-028). News and Features @ NASA/JPL. Consultado em 26 de janeiro de 2011. Cópia arquivada em 27 de janeiro de 2011 (https://web.archiv e.org/web/2011012720242 7/http://www.jpl.nasa.gov/ne ws/news.cfm?release=2011 -028).

172. Bakich, Michael (4 de junho de 2010). «Another impact on Jupiter» (http://www.astr onomy.com/news-observin g/news/2010/06/another%2 0impact%20on%20jupiter). Astronomy Magazine online. Consultado em 4 de junho de 2010.

173. Beatty, Kelly (22 de agosto de 2010). «Another Flash on Jupiter!» (http://www.sky andtelescope.com/communi ty/skyblog/observingblog/10 1264994.html). Sky & Telescope. Sky Publishing. Consultado em 23 de agosto de 2010. "Masayuki Tachikawa was observing ... 18:22 Universal Time on the 20th ... Kazuo Aoki posted an image ... Ishimaru of Toyama prefecture observed the event".

174. Hall, George (setembro de 2012). «George's Astrophotography» (http://g eorgeastro.weebly.com/jupit er.html). Consultado em 17 de setembro de 2012.

175. Malik,SPACE.com, Tariq. «Jupiter Struck by an Asteroid or a Comet [Video]» (http://www.scientifi camerican.com/article/jupite r-struck-by-an-asteroid-or-acomet-video/). Scientific American. Consultado em 30 de março de 2016.

176. Baalke, Ron. «Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter» (http://www2.jp l.nasa.gov/sl9/). NASA. Consultado em 2 de janeiro de 2007.

177. Britt, Robert R. (23 de agosto de 2004). «Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter» (http://www.space.c om/scienceastronomy/myst ery_monday_040823.html). space.com. Consultado em 20 de fevereiro de 2007.

178. National Space Science Date Center, NASA, ed. (Fevereiro de 2005). «Comet Shoemaker-Levy 9 Collision with Jupiter» (htt p://nssdc.gsfc.nasa.gov/pla netary/comet.html). Consultado em 31 de março de 2009.

179. Shannon McConnell (14 de abril de 2003). NASA Jet Propulsion Laboratory, ed. «Galileo: Journey to Jupiter» (http://www2.jpl.na sa.gov/galileo/). Consultado em 28 de novembro de 2006.

180. Jet Propulsion Laboratory – National Aeronautics and Space Administration, ed. (18-07-1997)). «Eugene Shoemaker (1928-1997)» (http://www2.jpl.nasa.gov/sl 9/news81.html). Consultado em 18 de fevereiro de 2009.

181. Chapman, Clark R. (1993). «Comet on target for Jupiter». Nature. 363: 492– 493. doi:10.1038/363492a0 (https://dx.doi.org/10.1038% 2F363492a0).

182. Landis, R.R. (1994). «Comet P/ShoemakerLevy's Collision with Jupiter: Covering HST's Planned Observations from Your Planetarium» (https://w eb.archive.org/web/200805 21020421/http://www.seds. org/sl9/landis.html). Proceedings of the International Planetarium Society Conference held at the Astronaut Memorial Planetarium & Observatory, Cocoa, Florida, July 10–16 1994. Students for the Exploration and Development of Space. Consultado em 8 de agosto de 2008. Arquivado do original (http://www.seds.or g/sl9/landis.html) em 21 de maio de 2008.

183. Noll, K.S.; McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, J.J.; Barnet, C.; Edgington, S. (1995). «HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9» (http:// www.sciencemag.org/cgi/co ntent/abstract/267/5202/130 7). Science. 267 (5202): 1307–1313. PMID 7871428 (https://www.ncbi.nlm.nih.go v/pubmed/7871428). doi:10.1126/science.78714 28 (https://dx.doi.org/10.112 6%2Fscience.7871428). Consultado em 24 de agosto de 2008.

184. Ingersoll, A. P.; Kanamori H. (1995). «Waves from the collisions of comet http://www.nature.com/nature/journal/v374/n6524/abs/374706a0.html.

185. Olano, C. A. (1999). «Jupiter's Synchrotron Emission Induced by the Collision of Comet Shoemaker-Levy 9» (http:// www.springerlink.com/conte nt/t07q22w438p75864/). Astrophysics and Space Science. 266 (3): 347–369. doi:10.1023/A:1002020013 936 (https://dx.doi.org/10.10 23%2FA%3A10020200139 36). Consultado em 21 de agosto de 2008.

186. Heppenheimer, T. A. (2007). «Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space» (http://www.nss.org/ settlement/ColoniesInSpac e/colonies_chap01.html). National Space Society. Consultado em 26 de fevereiro de 2007.

187. «Life on Jupiter» (http://ww w.daviddarling.info/encyclo pedia/J/Jupiterlife.html). Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight. Consultado em 9 de março de 2006.

188. Sagan, C.; Salpeter, E. E. (1976). «Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere». The Astrophysical Journal Supplement Series. 32: 633–637. doi:10.1086/190414 (https:// dx.doi.org/10.1086%2F190 414).

189. Staff (16 de junho de 2005). «Stargazers prepare for daylight view of Jupiter» http://www.abc.net.au/news/ne

http://www.abc.net.au/news/newsitems/200506/s1393223.htm ABC News Online.

190. Rogers, J. H. (1998). «Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions» (http://adsabs.harvard.edu/a bs/1998JBAA..108....9R). Journal of the British Astronomical Association. 108: 9–28. Consultado em 22 de abril de 2008.

191. «Jupiteriano no dicionário on-line Michaelis» (http://mi chaelis.uol.com.br/modern o/portugues/index.php?ling ua=portugues-portugues&p alavra=jupiteriano). UOL.com. Consultado em 2 de setembro de 2009.

192. «Jupiteriano no dicionário e enciclopédia on-line Infopedia.com» (http://www.i nfopedia.pt/pesquisa-globa l/jupiteriano). Infopedia.com. Consultado em 2 de setembro de 2009.

193. «Joviano no dicionário online Dicio.com.br» (https://w ww.dicio.com.br/joviano/). Dicio.com.br. Consultado em 2 de setembro de 2009.

194. Arnett, Bill (28 de janeiro de 2007). «Planetary Linguistics» (http://www.nin eplanets.org/days.html). The Nine Planets Solar System Tour. Consultado em 8 de março de 2007.

195. «Guru» (http://www.webona utics.com/mythology/guru_j upiter.html). Indian Divinity.com. Consultado em 14 de fevereiro de 2007.

196. Falk, Michael (1999). «Astronomical Names for the Days of the Week» (htt p://adsabs.harvard.edu/cgibin/nph-bib_query?1999JR ASC..93..122F). Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 93: 122–33. Consultado em 14 de fevereiro de 2007.

197. «Türk Astrolojisi» (http://ww w.ntvmsnbc.com/id/250859 03/). ntvmsnbc.com. Consultado em 23 de abril de 2010.

198. L. Cantamessa (2007). University of Virginia, ed. Astrologia: opere a stampa, 1472-1900. [S.l.: s.n.] p. 1105. ISBN 88-222-5670- 0.

199. Lawrence Hall of Science, University of California - Berkeley (31 de março de 2009). «Literature Connections to Moon of Jupiter» (http://www.lhsgem s.org/MoonsJupConx.html). Consultado em 20 de maio de 2009.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Bibliografia

 

Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (eds.) (2004). Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0521818087

Beebe, Reta (1996). Jupiter: The Giant Planet Second ed. Washington, D.C.: Smithsonian Institution Press. ISBN 1560986859

Ligações externas

 

«Vídeo da New Horizons e sua aproximação de Júpiter em 2007.» (http://www.dagbladet.no/tv/ index.html?clipid=17116) (em inglês)

«Júpiter, como vista pela Voyager 1.» (http://www.vias.org/spacetrip/jupiter_1.html) (em inglês)

«O sistema jupiteriano - uma simulação de 62 satélites jupiterianos.» (http://orbitsimulator.com/ gravity/articles/joviansystem.html) (em inglês)

«43 satélites adicionais em órbita de Júpiter.» (http://www.sfgate.com/cgi-bin/article.cgi?file=/ch ronicle/archive/2003/05/15/MN286597.DTL&type=science) (em inglês)

«Perfil de Jupiter, NASA.» (https://pds.jpl.nasa.gov/planets/special/jupiter.htm)

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Arsênio✅

 

O arsênio (português brasileiro) ou arsénio (português europeu) (do latim arsenium) é um elemento químico de símbolo As com número atômico 33 (33 prótons e 33 elétrons) e com massa atómica 75 u. É um semimetal (metaloide) encontrado no grupo 15 (anteriormente denominado VA) da Classificação Periódica dos Elementos. Como conservante da madeira numa fórmula de arseniato de cobre e crômio, é o uso que representa, segundo algumas estimativas, cerca de 70% do seu consumo mundial. Foi descoberto em 1250 por Santo Alberto Magno.

É considerado um dos cinco elementos químicos mais letais do mundo, ao lado do chumbo, do tálio, do antimônio e do mercúrio.

Arsênio – Wikipédia, a enciclopédia livre (wikipedia.org)

O arsênio é um elemento químico encontrado no grupo 15 da Tabela Periódica. Seu símbolo químico é As, e seu número atômico é 33. Ele possui uma massa atômica de 75 u. O arsênio é considerado tóxico por ser um semimetal pesado. Ele é conhecido desde a Idade Média¹.

Em sua forma pura mais estável, o arsênio apresenta coloração cinza, sendo quebradiço e cristalino. Além de sua toxicidade, o arsênio é utilizado por conta de suas propriedades semicondutoras, estando presente em células solares, LEDs e sendo útil para o ramo de telecomunicações. É um elemento químico que se assemelha mais aos elementos mais pesados do grupo 15, como bismuto (Bi) e antimônio (Sb)².

Portanto, embora o arsênio tenha aplicações industriais, é essencial tomar precauções devido à sua toxicidade. Ele é o 20º elemento mais abundante na crosta terrestre e é encontrado principalmente em minérios como arsenopirita, realgar e ouropigmento².

Na medicina, o arsênio é utilizado em algumas situações específicas:

1. Leucemia promielocítica aguda: O ácido arsênico é empregado no tratamento dessa forma de leucemia. Ele atua inibindo o crescimento das células cancerígenas, levando à sua destruição.

2. Psoríase: O arsênio já foi utilizado no passado para tratar a psoríase, uma doença de pele crônica.

3. Doença de Chagas: Também é estudado como possível agente no tratamento dessa doença.

Vale ressaltar que o uso do arsênio na medicina é restrito e controlado, devido à sua toxicidade. Sempre deve ser administrado sob supervisão médica¹².

O arsênio tem uma história fascinante como veneno. Desde a pré-história, os seres humanos utilizavam venenos extraídos de animais e plantas para caçar, guerrear e assassinar. Na Idade Média, o arsênio era conhecido como o “rei dos venenos”. Sua popularidade se deve a várias características: aspecto inofensivo, insipidez (ou sabor levemente adocicado), facilidade de mistura aos alimentos e evolução insidiosa dos sintomas de intoxicação, que simulavam doenças comuns. Além disso, sua presença nos líquidos de embalsamamento dificultava a prova do envenenamento. O arsênio também foi usado como agente suicida e, curiosamente, teve uma fase áurea como tratamento terapêutico para diversas doenças, como psoríase, sífilis e dermatoses¹². Fascinante, não é mesmo? 😊