COMO CADA SIGNO REZA ANTES DE DORMIR:

ÁRIES (21/3 -- 19/4):
"Querido Deus! Dê-me PACIÊNCIA, e eu a quero AGORA"!

TOURO (20/4 -- 20/5):
"Deus, por favor, ajude-me a aceitar MUDANÇAS em minha vida, mas NÃO AGORA."

GÊMEOS (21/5 -- 20/6):
"Hei Deus...Ou será deusa?... Quem é você?.... O que é você?.....Onde está você?...Quantos de você há? Eu não posso te imaginar!"

CÂNCER (21/6 -- 22/7):
"Querido Papaizinho, sei que eu não deveria depender tanto de você, mas você é a Única pessoa com quem eu posso sempre contar, enquanto meu seguro cobertor está sendo lavado."

LEÃO (23/7 -- 22/8):
"Oi, Papi! Eu posso apostar como você está realmente orgulhoso em ter a mim como seu filho!"

VIRGEM (23/8 -- 22/9):
Querido Deus, por favor faça do mundo um lugar melhor, e não o destrua como você fez da última vez."

LIBRA (23/9 -- 22/10):
"Querido Deus, eu sei que eu deveria tomar minhas decisões sozinho. Mas, por outro lado, o que VOCÊ acha?"

ESCORPIÃO (23/10 -- 21/11):
"Querido Deus, ajude-me a perdoar meus inimigos, mesmo que os crápulas não mereçam."

SAGITÁRIO (22/11 -- 21/12):
"OH ONIPOTENTE, ONISCIENTE, TODO AMOROSO, TODO PODEROSO, ONIPRESENTE, ETERNO DEUS, SE EU LHE PEÇO UMA VEZ, ESTOU PEDINDO CENTENAS DE VEZES, AJUDE-ME A PARAR DE EXAGERAR!"

CAPRICÓRNIO (22/12 -- 19/1):
"Querido Pai, eu estava indo rezar, mas acho que devo descobrir as coisas por mim mesmo. Obrigado de qualquer forma."

AQUÁRIO (20/1 -- 18/2):
"Oi, Deus! Alguns dizem que você é homem. Outros dizem que você é mulher. Eu digo que todos nós somos DEUS. Então, por que rezar? Vamos fazer uma festa!"

PEIXES (19/2 -- 20/3):
"Pai Celestial, enquanto eu me preparo para consumir este último quinto de scotch para esquecer minha dor e meu sofrimento, possa minha embriaguez servir para aumentar sua Honra e Glória."

*A LENDA DAS 3 IRMÂS*

"OUTRA VERSÃO SOBRE A ORIGEM DO PAPAI NOEL"

Em Patras, cidade em que nasceu São Nicolau, havia três irmãs cujo pai se arruinara, e, por isso, não podiam se casar por carecer de dote.
Seu progenitor resolveu então, com muita tristeza, vendê-las conforme fossem atingindo a idade adulta. Quando a primeira ia ser vendida, São Nicolau soube do que estava acontecendo e jogou, em segredo, através de uma janela, uma bolsa cheia de moedas de ouro que foi cair numa meia posta para secar numa chaminé.
A mesma coisa aconteceu quando chegou a vez da segunda. O pai, estranhado, quis descobrir o que estava acontecendo e permaneceu espiando a noite toda, e foi aí que reconheceu São Nicolau e pregou sua generosidade a todo o mundo.
Essa fábula lhe deu fama de distribuidor de presentes.
A tradição de São Nicolau arraigou-se especialmente entre os holandeses, a partir do século XIII, que o representavam com barba branca e ornamentos eclesiásticos, montado em um burro e carregando um saco de presentes para as crianças boas e um feixe de varas para os maus.
Os neerlandeses denominavam-no Sinter Klaas e sua tradição de obsequiar os pequenos com presentes transpôs com eles o Atlântico no século XVII, com o propósito de colonizar a América do Norte.
Desde a Nova Amsterdã (atual Nova Iorque), São Nicolau se estendeu pelo país que estava nascendo, adquirindo uma enorme popularidade.




*BARRINHA NATALINA PARA ENFEITAR SEU POST*

ultimo post sobre o natal

em breve verá novidades

feliz 2006

**MIDS DE NATAL**
COPIE O ATALHO E COLE NO WMP
Christmas-Medley
God-Rest-Ye-Merry-Gentlemen
Jingle-Bells
What-Child-is-This-Bluegrass-VersioN1
Away-in-a-Manger
God-Rest-Ye-Merry-Gentlemen2
Jingle-Bells
Silent-Night
Carol-of-the-Bells
Angels-we-have-heard-on-high
Midnight-ClearLittle-Town-
Joy-to-the-World
What-Child-is-This
The-First-Noel
O-Come-All-Ye-Faithful
Hark-the-Herald-Angels-Sing
Joy-the-the-World
0riginal-Christ
Christmas_A-Double-Reed-Christmas_Bill-Lane
Christmas/adesfide

Christmas/realm
Ave Maria
Away-In-A-Mange
bambino
beata

carolbells4
carolbells3


Christmas-Trojka-at-night-with-dady-frost_Leo-Karnauchow
Christmas/coventry
deckhalls.mid
Christmas_Ding-Dong!-Merrily-On-High_Bill-Lane2
Es-wird-scho-gle
Christmas_Fantasy-On-An-Old-French-Carol_Bill-Lane2
greenleeves

Jesu,-Joy-of-Man
indulci

lullay

Christmas/jollyold2
Millenium-Christ
Must-Be-Santa
o_christ
While-Shepherds-
Christmas/12days
donauwoerth

xmastree

jingle-rock
natal

natal2

Minha árvore de Natal

Qui
-sera,
nesse Na
-tal,armar
uma árvore
em meu coração
e nela pendurar,
em vez de presentes,
os nomes de todos os
meus amigos.Os ami-
gos de longe e de perto.
Os antigos e os mais recen
tes.Os que vejo a cada dia e
os que raramente encontro. Os
sempre lembrados e os que, às
vezes, ficam esquecidos. Os das ho-
ras dificeis e os das horas alegres. Os
que, sem querer, eu magoeiou, sem que-
rer, me magoaram. Aqueles que conheço pro-
fundamente e aqueles que sãoconhecidos ape-
nas pelas aparências. Os que me devem e aqueles
a quem devo muito. Meus amigos humildes e meus
amigos importantes. Os nomes de todos os que já pas-
saram pela minha vida.Uma árvore de raízes muito profun-
das, para que seus nomes nunca sejam arrancados do meu
coração. De ramosextensos, para que novos nomes, vindos
de todas as partes,
venham se juntar
aos existentes.
De sombra muito
agradável para
que nossa amizade
seja um momento
de repouso nas lutas
da vida sempre!

Que você tenha bons nomes pra pendurar na sua árvore!

Feliz 2006!

Natal de todos

A cada ano o Natal
chega determinado
a enternecer corações e
a solicitar reflexões.
A cada novo Natal
a essência é única,
mas a nossa visão,
o nosso coração e a nossa alma,
já não são os mesmos.
A cada novo Natal
incorporamos uma nova visão de vida,
nosso olhar torna-se mais justo,
nossas atitudes
modelam-se à solidariedade.
A cada novo Natal
nossa alma se lapida,
o perdão é solicitado,
e a esperança renasce.
A cada novo Natal
em reunião de família,
a alegria se manifesta,
os abraços são mais demorados
e as lágrimas são deslizadas
pelas lembranças dos que se foram.
A cada novo Natal
com carinho agrupamos
em um buquê de emoções
a sabedoria adquirida,
o reconhecimento do bem.
A saudade que ficou,
o amor que consolidou,
a paz espiritual procurada
a emoção de viver,
a crença no amanhã
e a paz no coração!

FELIZ NATAL COM CARINHO

Noite Feliz
(Stille Nacht!)

Música: Franz Xavier Gruber
Copista: Marlys Silva Lopes Gatto
Letra: Joseph Franz Mohr
Tradução literal: Gladys S. Michalany

Noite feliz! Noite feliz!
O Senhor Deus de amor,
Pobrezinho nasceu em Belém,
Eis na lapa Jesus nosso bem,
Dorme em paz, oh! Jesus,
Dorme em paz, oh! Jesus!

Noite feliz! Noite feliz!
Oh! Jesus Deus da luz,
Quão afável é teu coração,
Que quiseste nascer nosso irmão,
E a nos todos salvar,
E a nos todos salvar!

Noite feliz! Noite feliz!
Eis que no ar vêm cantar
Aos pastores os anjos dos céus
Anunciando a chegada de Deus,
De Jesus Salvador,
De Jesus Salvador!

Noite Feliz
(Stille Nacht!)

Em meio a essas canções compostas e cantadas através dos séculos entre os povos cristãos, destacou-se Noite Feliz (em alemão Stille Nacht!), a qual merece ser conhecida mais profundamente em sua emocionante história. Ela é, sem dúvida, a mais popular e difundida canção de Natal.
Em 24 de dezembro de 1818, sozinho em seu escritório, o padre Joseph Franz Mohr (1792-1848), vigário cooperador da pequena paróquia de São Nicolau na aldeia de Oberndorf, na província austríaca de Salzburg, lia a Bíblia.
O jovem vigário estava preparando seu sermão para a missa da meia-noite. Concentrava toda sua atenção nos textos bíblicos, repassando as páginas que continham a palavra de Deus. Já no Novo Testamento, leu a história dos pastores aos quais um Anjo disse: "Não vos amedronteis, porque vos trago uma boa-nova, que será de grande alegria para todo o povo. Na cidade de Davi nasceu-vos hoje um Salvador, que é o Cristo Senhor. Eis o sinal: encontrareis um Menino envolto em panos e colocado em um presépio"
Justamente nesse momento, alguém bateu à porta. Interrompido na sua leitura, o Padre Mohr levantou-se e abriu-a. Deparou-se com uma jovem camponesa envolta em um humilde e grosseiro xale. Reconhecendo-a, recebeu dela a seguinte saudação: "Louvado seja Nosso Senhor Jesus Cristo", seguida do pedido ao padre para abençoar o nascimento de uma criança, filha de um lenhador.
Padre Mohr, cumprindo o dever cristão, vestiu seu casaco, luvas e sapatos de neve. E acompanhou a mulher pela floresta de pinheiros cobertos de neve, mas seu pensamento estava voltado para o sermão da meia-noite. Finalmente, chegaram a uma chou-pana, baixa, mal iluminada e enfumaçada. Um homenzarrão recebeu-o e num rústico leito, a mãe segurava nos braços a criança recém-nascida, que suave e docemente dormia. Estendendo a mão, padre Mohr abençoou a ambos.
Regressando sozinho sentiu-se bastante comovido ao recordar aquela cena, pela semelhança com o nascimento de Jesus na manjedoura. Seu pensamento voava para o texto bíblico, parecendo ter à sua frente toda a cena do milagre divino. Aqueles momentos ficaram profundamente gravados em seu coração, não conseguindo apagá-los. Parecia que fora testemunha viva e presente do nascimento de Jesus!
Ao realizar a Missa do Galo voltou para casa, mas não conseguiu dormir. A cena vivida horas antes tornava-o de emoção. Sentou-se frente à escriva-ninha tentando rabiscar o que sentia e as palavras foram suavemente tomando a feição de versos...
Ao amanhecer, o padre Joseph Mohr viu que havia escrito um poema, "Noite Feliz!", que começava com as seguintes palavras em alemão: "Stille Nacht! Heihge Nacht!" ("Noite silenciosa! Noite santa!").

E como nasceu a música desta letra?

Franz Xavier Gruber (1787-1863), também austríaco e católico romano, Músico, organista e mestre-escola em Oberndorf, foi o compositor da maravilhosa melodia. Durante muitos anos a canção ficou circunscrita à família Gruber, cantada por Franz, Maria, sua mulher, e filhos. Lentamente foi ela sendo divulgada, até chegar na corte da Prússia.
E graças ao inspetor do coro da Abadia de São Pedro (onde hoje se ergue a cidade de Salzburg), Ambrosius Prennsteiner, o compositor da melodia ficou conhecido.
Por intermédio do filho de Gruber, Félix, de apenas nove anos, Prennsteiner soube casualmente que Gruber era o autor.
Juntamente com Félix, foi até a casa dos Gruber e convidado para jantar entrou diretamente no as-sunto, dizendo que um mestre de concertos prussi-anos, Ludwíg Erk, viera especialmente de Berlim até a Abadia de São Pedro para localizar o compositor dessa linda canção de Natal, "Noite Feliz".
Ah! respondeu Gruber, eu escrevi essa melodia há trinta e cinco anos, quando era professor nesta aldeia. A letra não é minha e sim do falecido Padre Joseph Mohr, que Deus o tenha em bom lugar. A propósito. o Padre também estudou em São Pedro.

Gruber, mesmo com seus sessenta e seis anos. entusiasmado e ao som da guitarra, cantou por inteiro "Noite Feliz" ao fascinado Prennsteiner..
Rapidamente a canção espalhou-se por toda a Europa e atualmente "Noite Feliz" está traduzida em mais de oitenta idiomas, sendo, sem dúvida, o melhor presente que a Austria deu ao mundo cristão!
Tratando-se da mais famosa e singela canção de Natal, julgamos interessante reproduzi-la, primeiramente em português na sua versão mais conhecida

curiosidades sobre o natal

Tradições de natal na Finlândia

Na Finlândia há a estranha tradição natalina de freqüentar saunas na véspera de natal. Outra tradição natalina na Finlândia é visitar cemitérios para homenagear os entes falecidos.

Tradições de natal na Rússia

Na Rússia o natal é comemorado no dia 7 de janeiro,13 dias depois do natal ocidental. Uma curiosidade é que, durante o regime comunista, as árvores de natal foram banidas da Rússia e substituídas por árvores de ano novo. Segundo a tradição natalina dos russos, a ceia deve ter muito mel, grãos e frutas, mas nenhuma carne.

Tradições de natal na África do Sul

O natal na África do Sul acontece durante o verão, quando as temperaturas podem passar dos 30 graus. Devido ao calor, a ceia de natal acontece em uma mesa colocada no jardim ou no quintal. Tal como na maioria dos países, tradições como árvores de natal e presentes de natal são quase obrigatórias.

Tradições de natal no Iraque

Para os poucos cristãos residentes no Iraque a principal tradição natalina é uma leitura da bíblia feita em família. Há também o “toque da paz”, que segundo a tradição natalina do Iraque, é uma benção que as pessoas recebem de um padre.

Tradições de natal na Inglaterra

Na Inglaterra as tradições natalinas são levadas muito à sério. Não é à toa, já que o país comemora o natal há mais de 1000 anos. Presentes de natal, pinheirinhos decorados e músicas natalinas são mais comuns na Inglaterra que em qualquer outro país do mundo.

Tradições de natal na Austrália

Na Austrália o natal é usado para lembrar as raízes britânicas do país. Tal como na Inglaterra, a ceia de natal inclui o tradicional peru e os presentes de natal são dados na manhã do dia 25. Uma curiosidade: devido ao calor alguns australianos comemoram o natal na praia.

Tradições de natal no Japão

No Japão, onde só 1% da população é cristã, o natal ganhou força graças à influência americana, depois da segunda guerra. Por questões econômicas, os japoneses foram receptivos com algumas tradições, como a ceia de natal, o pinheirinho e os presentes de natal.

1. Evolução e estágios finais

Uma vez que as estrelas entram na sequência principal, começa a fusão do H em He e as energias libertadas são enormes. Vamos tentar perceber como isto acontece.

1.1 A fusão nuclear nas estrelas

A fusão nuclear é o maior meio de produção de energia conhecido. O processo consiste basicamente na sintetização de elementos pesados, fundindo um ou mais átomos de elementos mais leves. Imaginemos dois núcleos de H (protões). Uma vez que têm cargas iguais repelem-se devido às forças eléctricas entre ambos. Quando a pressão entre eles aumenta, os núcleos vêem-se obrigados a aproximar-se até se dar o caso em que se fundem. Desta fusão resulta um positrão (^+) e um protão, que se irá transformar num neutrão após libertar um neutrino v. Passamos agora a ter deutério (H com um neutrão a mais no núcleo).

Como dois protões têm cargas iguais, repelem-se se a pressão não for suficiente.

Quando a temperatura, velocidade e pressão são mais altas, os protões fundem-se.

É assim formado um positrão, um neutrino e a passamos a ter o elemento deutério.

Uma vez que a pressão ainda é muito elevada, um outro protão funde-se com este deutério, passando a He^3 (dois protões e um neutrão). Nesta fase da fusão apenas fotões gama () são emitidos.

Se um fotão fosse produzido no centro do Sol ele demoraria cerca de 2 milhões de anos a atravessar a estrela e chegar à sua superfície (1). Depois disto levaria apenas cerca de 8 minutos a chegar à Terra. Processos de fusão dos vários elementos irão acontecer nas várias etapas da vida de uma estrela, dando origem a elementos como o carbono, oxigénio, néon, magnésio, silício, etc., até chegar finalmente ao ferro. Ao processo de fusão nas estrelas chamamos nucleosíntese.

Os vários encontros e desencontros de um fotão até chegar à superfície

1.2 Evolução de estrelas de pequena massa

Uma estrela com aproximadamente 1.4 massas solares, permanece na sequência principal cerca de 10.000 milhões de anos. Após este período, todo o hidrogénio é convertido em hélio, ficando apenas uma pequena quantidade na superfície. Como as reacções nucleares param, a gravidade fica maior do que a pressão interna, diminuindo o tamanho da estrela. Com isto, a pressão no interior volta a aumentar. A uma temperatura de 120 milhões kelvin, mais de dez vezes superior do que a temperatura necessária para fundir o hidrogénio, os núcleos de hélio fundem-se em trios e quartetos, formando carbono e oxigénio. Como as reacções voltaram a acontecer, o tamanho da estrela aumenta novamente e a sua cor passa para vermelho. A estrela recebe agora o nome de Gigante Vermelha. A cor vem da diminuição da temperatura superficial, embora a estrela continue a ser muito brilhante devido à sua grande área. Tudo leva a pensar que o nosso Sol tenderá a evoluir para uma gigante vermelha e o seu diâmetro será tão grande que ultrapassará as órbitas de Mercúrio, Vénus, Terra e provavelmente Marte. A estrela permanece nesta fase durante cerca de 100 milhões de anos, até o hélio se esgotar. Depois disto, entra em colapso novamente, diminuindo o seu tamanho e aumentando a sua pressão como consequência. A um certo nível deste colapso, os átomos de carbono finalmente entram em fusão, produzindo uma gigantesca energia. Por esta energia ser muito elevada, acaba por ejectar as camadas exteriores da estrela. Estas formam um grande anel de gás em torno do quase apagado núcleo. Nasceu uma Nebulosa Planetária. Embora a olho nu pareça que os gases têm uma forma anelar, na realidade e como seria de esperar, a camada de gás é esférica. A ilusão de ser anelar tem a ver com o facto de estarmos a observar através de uma secção relativamente fina da camada esférica (ver figura ao lado para perceber o efeito). Os gases libertados poderão dar origem à formação de planetas ou até mesmo de novas estrelas mais complexas. O núcleo que é agora uma Anã Branca, continua a arrefecer devido à falta de combustível e passa para Anã Vermelha. Esta, por sua vez, durante alguns milhares de anos vai arrefecendo, acabando por morrer na forma de uma Anã Escura. Durante estas fases o núcleo mantém-se com o raio constante devido às propriedades da matéria que o constitui. Temos um gás degenerado de electrões que para esta massa, não deixa o núcleo colapsar mais. Há que enfatizar o facto de que nas anãs brancas, assim como nas estrelas de neutrões (de que falaremos mais à frente), o que pára a compressão por parte da força gravítica é a incompressibilidade do gás degenerado, e não as reacções de fusão nuclear, que se davam em estágios de evolução anteriores.

1.3 Evolução de estrelas de grande massa

Estrelas com massa três vezes superior à massa solar têm um futuro bem diferente das anteriormente referidas. Elas permanecem na sequência principal durante 10 milhões de anos (mil vezes menos que uma menos massiva), tendo normalmente uma cor azulada, já que por serem mais massivas produzem mais energia, logo, são mais quentes. Quando o hidrogénio se esgota, a estrela entra em colapso e diminui de tamanho. A sua pressão aumenta e começa a fusão do hélio em carbono e oxigénio, a uma temperatura de 120 milhões de kelvin. Uma vez que contêm mais matéria, a quantidade de núcleos de hélio que se fundem em carbono e oxigénio é maior do que nas estrelas mais pequenas. Consequentemente, a estrela fica bem maior que uma Gigante Vermelha. Como ela tem uma gravidade maior que as estrelas de pouca massa, não sofre o mesmo efeito de uma Nebulosa Planetária. O seu diâmetro pode chegar até às órbitas de Júpiter ou Saturno. É chamada agora Super Gigante. Dois exemplos de estrelas super gigantes, conhecidos dos nossos céus são: Betelguese da constelação de Órion e Antares da constelação do Escorpião. Com o passar do tempo, o hélio esgota-se, e a estrela entra de novo em colapso. A pressão aumenta, o suficiente para fundir dois núcleos de carbono em Magnésio e Néon, a uma temperatura de 300 milhões de kelvin. Apesar de não entrar em colapso total, a estrela depois de perder uma pequena quantidade de carbono, diminui levemente o seu tamanho, o suficiente para fundir carbono e oxigénio em silício e enxofre. Após se esgotar o carbono e o oxigénio, a estrela entra em colapso novamente, até fundir, a uma temperatura de 5.000 milhões de kelvin, um núcleo de silício, um de magnésio, um de enxofre e um de néon em núcleos de Ferro. Uma vez que os elementos mais pesados se vão formando no centro da estrela, os elementos mais leves vão ficando em camadas, até chegar à superfície. Após se esgotarem estes combustíveis, a estrela entra em colapso novamente, para fundir núcleos de ferro. O ferro, porém, é um elemento especial. Enquanto que todos os elementos até agora falados emitem energia durante a fusão, o ferro precisa de energia para se fundir, energia essa que não existe no interior das estrelas. Sem a força da fusão nuclear para travar o processo de colapso, a gravidade simplesmente puxa todas as camadas externas e a estrela diminui rapidamente de tamanho. Os núcleos de ferro (que têm carga positiva) colidem com os electrões que se alojaram abaixo da camada ferrosa, no núcleo, formando neutrões.

Há medida que as camadas mais leves se aproximam do centro da estrela, a diferença de densidade empurra-as de novo para a superfície. Neste momento, a matéria que ainda está a descer colide com a matéria que já está a subir produzindo energia. Este processo dá origem a uma ejecção de grandes porções de massa da estrela. Este fenómeno é visto como uma enorme explosão, sendo o seu brilho tão intenso que pode ser visto a olho nu na Terra (dependendo da distância da estrela, claro!). A energia libertada é equivalente à energia que 100 estrelas como o Sol libertariam durante todas as suas vidas, mais de 10.000 milhões de anos! Esta explosão é chamada de Supernova. A uma temperatura de 10.000 milhões de kelvin, a energia emitida pela explosão é suficiente para fundir os núcleos de ferro com os restos de todos os outros elementos e com diversos neutrões soltos, no momento da explosão, formando todos os outros elementos da tabela periódica até ao Urânio (10).

Nebulosa da Tarântula. No canto inferior direito irá dar-se uma supernova Nebulosa da Tarântula novamente. No canto inferior direito é notável o aumento de brilho da estrela quando se dá a supernova.

Num intervalo de tempo que varia entre dois segundos e dois meses, a energia cessa e o brilho diminui. Os elementos ejectados expandem-se rapidamente, formando as mais complexas nebulosas do universo, Supernovas Remanescentes, que por sua vez irão dar origem a outras estrelas e sistemas planetários. Da explosão das Supernovas, sobram por vezes os núcleos de maior densidade. Se a massa deste núcleo for superior a 1.4 massas solares e inferior a 3, então a força gravítica já é suficientemente elevada para comprimir o gás degenerado de electrões que se formou, e volta a haver contracção. Esta só pára quando se atinge uma outra forma de gás degenerado, desta vez de neutrões. Temos a formação de uma estrela de neutrões ou de um pulsar, com um raio de algumas dezenas de quilómetros. Estes são dos corpos mais compactos que se conhecem. Devido a certas características da estrela, esta pode ter uma elevada rotação passando então a pulsar. Os pulsares giram muito rapidamente (cerca de 30 vezes por segundo) em torno de si mesmos e exibem campos magnéticos muito fortes (alguns milhares de milhões de vezes o campo magnético da Terra). Assim sendo, os pólos norte e sul magnéticos emitem uma radiação (radio frequências) (para nós intermitente devido à rotação, tipo farol), que podemos captar se estivermos no eixo de emissão.

Esquema de emissão de um pulsar

Convém referir ainda dentro desta secção, que estrelas com massas superiores a 10 massas solares poderão evoluir para buracos negros. Devido à quantidade de massa que possuem, estas estrelas colapsam até um raio crítico chamado raio de Schwarzschild. Para raios inferiores a este, a estrela continua a colapsar por tempo indefinido, até ser um ponto (singularidade). A este ponto de densidade infinita chamamos buraco negro. Devido à estranha natureza destes objectos não nos debruçaremos mais sobre eles nesta fase.

2. Estrelas variáveis e sistemas binários

Como vimos na "Introdução às estrelas", elas formam-se em complexas nuvens moleculares gigantes. Estas nuvens gigantes recebem o nome berçários de estrelas pois normalmente formam-se em grupos dando origem a enxames. É assim possível observar grandes enxames de estrelas jovens, como é exemplo o enxame das Pleiades, na constelação do Touro.

Durante as suas órbitas galácticas, estes enxames passam por vezes na proximidade de outros conjuntos de estrelas. As forças gravíticas em jogo podem fazer com que algumas estrelas se separarem do restante enxame. Nestes casos, as estrelas seguem trajectórias solitárias, ou então aos pares dando origem a estrelas binárias. Uma estrela binária é o nome que se dá a um conjunto de duas estrelas que orbitam uma em torno da outra. Devido às enormes distâncias que nos separam destes corpos celestes, somos quase sempre iludidos neste aspecto, parecendo-nos só haver uma estrela. Um exemplo deste tipo de estrela é Albireu na constelação do Cisne.

Embora algumas estrelas binárias possam ser distinguidas através da observação, para identificar as mais longínquas são utilizadas técnicas que estudam a oscilação na sua luminosidade. Na actualidade são conhecidas centenas de milhares de estrelas binárias, o que prova que estes objectos são muito comuns no Universo.

Em muitos dos enxames estudados, encontram-se estrelas cuja luminosidade varia de forma periódica. A este tipo de estrelas dá-se o nome de estrelas variáveis, sendo as mais famosas de todas as Cefeidas, devido ao seu período de oscilação luminosa. Esta oscilação luminosa deve-se a instabilidades dentro da estrela que a fazem pulsar. A relação entre estes pulsos e a luminosidade produzida pode ser conhecida. A descoberta desta relação entre o período e a luminosidade é de grande importância para a Astronomia observacional. Com base nesta relação, os astrónomos conseguem calcular, com alguma precisão, a distância a que a estrela se encontra. Vamos tentar perceber como. Primeiramente observamos as variações no brilho da estrela e encontramos o seu período. Da relação período/luminosidade ficamos a saber qual a luminosidade média que a estrela deveria de ter. Depois através de novas observações fazemos a média temporal da sua magnitude aparente. Sabendo que a radiação decai como 1/r^2, podemos achar a distância a que esta se encontra. Esta é só uma ideia por alto, e aconselha-se o leitor mais curioso a pesquisar mais pormenores sobre o assunto.

(1) Há que ter em conta que estes fotões não são lentos ou algo pelo estilo. O tempo que demoram é devido aos inúmeros processos de absorção e emissão aos quais são submetidos. (2) A célebre frase de Carl Sagan: "Somos pó de estrelas", não foi em vão e toma agora para alguns dos leitores o seu verdadeiro significado. Nós somos formas de vida baseadas no carbono, elemento esse que é sintetizado nas estrelas. Todos nós já fomos parte de uma estrela no passado...

. Condições para o colapso gravítico

Do ponto de vista físico, uma estrela não é mais do que uma bola de gás quente que se mantém coerente devido à sua própria força gravítica. O calor e a pressão geradas no seu interior devido às reacções termonucleares, impedem que a estrela entre em colapso gravítico. Embora este sistema pareça ter uma descrição relativamente simples, a verdade é que a complexidade por detrás de todo este processo é enorme. Vamos tentar perceber como é que as estrelas se formam e quais os parâmetros importantes durante este processo. As estrelas nascem normalmente em grandes complexos de nuvens moleculares gigantes que se encontram nos discos galácticos. O termo molecular vem do facto de estas nuvens serem constituídas maioritariamente por moléculas de hidrogénio (H), além de poeiras espaciais. Estes complexos de nuvens moleculares gigantes são as estruturas mais massivas da galáxia chegando a atingir cerca de 300 anos-luz de diâmetro. Observações demonstraram que as estrelas nascem principalmente em zonas de condensação dentro destas nuvens, que têm por nome núcleos densos (1). As condições de pressão e temperatura são importantes pois as partículas que formam a nuvem têm que estar suficientemente próximas para que a força gravítica possa fazer o seu trabalho, ou por outras palavras, é preciso que a gravidade ultrapasse a pressão interna da nuvem. Estas condições podem ser sintetizadas através de uma determinada densidade, ou seja, existe uma densidade (que depende da temperatura) a partir da qual se pode dar o colapso. Esta é a chamada densidade de Jeans e é dada pela expressão:

onde M é a massa total, k é a constante de Boltzman, T é a temperatura, G a constante universal de gravitação e m a massa média de cada partícula que constitui a nuvem. Quando estes núcleos atingem a densidade crítica, nasce uma proto-estrela.

Ex: Para uma nuvem molecular, a uma temperatura de T=20 K, com uma massa M=2x10^33 kg (1000 vezes a massa do Sol), só existiria colapso gravítico se a densidade atingisse os 10^-22 kg/m^3, ou seja 10^5 moléculas por metro cúbico.

2. Contracção da proto-estrela

A proto-estrela propriamente dita, é a parte central do núcleo denso. Nesta fase a gravitação vai fazer com que o gás e poeiras em torno do núcleo se agreguem na forma de um disco, aumentando sucessivamente a pressão e temperatura internas. Este processo acontece livremente fazendo com que as temperaturas se elevem ao ponto de que as moléculas de H se dissociem. Durante esta fase, que dura cerca de 20.000 anos, a futura estrela colapsará desde um raio de 10^15 m até 10^11 m. Há medida que o H se vai dissociando, a proto-estrela vai ficando cada vez mais opaca à sua própria radiação. Isto faz com que a pressão interna aumente até que se aproxima o equilíbrio hidrostático (é o momento em que a contracção gravítica é contrabalançada pela pressão interna). Neste momento a temperatura interna já chega aos 3.000 K. Através de simulações computacionais, os astrónomos desenvolveram um modelo que descreve o funcionamento das proto-estrelas. Descobriu-se que o gás que está a "cair" para o núcleo choca com a proto-estrela a grande velocidade. Este choque é na realidade com uma zona de transição de elevadas pressões um pouco acima da superfície estelar. Devido a este choque, o gás é aquecido até quase um milhão de kelvin. Depois do choque o gás arrefece rapidamente através da emissão de radiação e cai finalmente para a superfície. Esta frente de choque explica a luminosidade que estas jovens estrelas possuem. No entanto esta luz emitida não consegue passar o disco de gases e poeiras que rodeiam o núcleo. As radiações UV e visível ao passar pelo disco "perdem energia", passando ao infravermelho longínquo (submilímetro). A proto-estrela está na fase "Classe 0". Quando os gases e poeiras do disco se dissipam passados alguns milhares de anos, a luz que chega até nós já está no infravermelho e passamos para a fase "Classe I". O parâmetro mais importante para o desenvolvimento da estrela é a quantidade de massa que ela adquire. Dependendo desta quantidade, a proto-estrela pode evoluir para uma estrela gigante ou anã, como iremos ver mais à frente. Para que se atinjam temperaturas necessárias à fusão do H, são necessárias cerca de 0,08 massas solares. Proto-estrelas com massas inferiores a esta tendem a evoluir para anãs castanhas. Para massas 50 a 100 vezes superiores à do Sol, as estrelas tornam-se extremamente instáveis e na realidade conhecem-se poucos exemplos. Para massas entre estes limites, a proto-estrela irá contrair até que a temperatura no núcleo atinja os 10 milhões de kelvin, e iniciar-se-á a fusão do H, da qual iremos falar mais à frente. Nas nuvens moleculares, existe também uma pequena percentagem de átomos de deutério (2) (2 por cada 10.000 átomos de H). Uma vez que a temperatura de fusão do deutério é de 1 milhão de kelvin, pode dar-se o caso de haver uma primeira fusão deste elemento. Esta fusão também liberta grandes quantidades de energia, mas uma vez que a proto-estrela é opaca à sua própria radiação, dá-se a formação de correntes de convecção que transportam os gases quentes do núcleo para a superfície. Na superfície, estes gases arrefecem e voltam a afundar-se até ao núcleo formando um ciclo. Dependendo da quantidade de massa que a proto-estrela esteja a puxar para si, este processo pode durar mais ou menos tempo. Devido às características físicas do sistema, por vezes, para que a estabilidade do mesmo seja mantida, a proto-estrela tem que perder alguma massa. Nesta fase a estrela recebe o nome de "T-Tauri". Este mecanismo dá origem a jactos de matéria ejectada pelo eixo de rotação do disco. Estes jactos de matéria recebem também o nome de ventos estelares e dão origem aos chamados objectos de Herbig-Haro (3). Os jactos de partículas emitidos ao chocar com as camadas de gás circundantes, ionizam-nos fazendo com que emitam luz. São as frentes da onda de choque que recebem o nome de Herbig-Haro. Estes objectos são interessantes de estudar, uma vez que nos dão informação sobre a dinâmica da proto-estrela dentro da nuvem molecular.

Esquema com as várias fases pelas quais passa uma proto-estrela. Carregue na imagem para ver uma versão maior. Esta é uma imagem de infravermelho do jacto HH-212 na constelação de Orion. A proto-estrela está na zona central da figura, escondida por detrás do disco de poeiras. Crédito: McCaughrean, Zinnecker e Rayner.

3. A sequência principal

À medida que o núcleo vai colapsando e puxando matéria para si, o disco de poeiras e gases vai-se dissipando, sendo então possível observar a proto-estrela no seu interior. A partir daqui passamos a ter uma estrela na sequência pré-principal. Quando a estrela chega a esta fase, a fusão do deutério já acabou há algum tempo e a força gravítica fá-la contrair mais e mais até que a sua temperatura interna atinge os 10 milhões de kelvin, necessários à fusão do H em hélio (He). Diz-se que a estrela entrou na sequência principal. Aqui, a energia emitida pela fusão nuclear aumenta a pressão interna da estrela, fazendo com que esta pare de contrair. O nosso Sol, que é uma estrela amarela média, demorou cerca de 30 milhões de anos a contrair desde a sua infância como proto-estrela e encontra-se há 5 mil (?) milhões de anos com o mesmo raio desde que iniciou a sequência principal.

3.1 O diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R)

Tudo aquilo que foi dito até agora está de acordo com as teorias físicas e os processos nucleares conhecidos. No entanto, a teoria precisa de ser apoiada por dados experimentais. Estes dados consistem num conjunto de medições das várias propriedades das estrelas durante as suas diferentes fases de evolução. A maneira mais conveniente de visualizar estes dados é apresentá-los através de um gráfico com a evolução de estrelas visíveis na forma de diagrama de Hertzprung-Russell (4) (H-R). O diagrama H-R é um gráfico que tem no eixo vertical a luminosidade (ou magnitude) e no eixo horizontal a temperatura da superfície (ou tipo espectral) da estrela. A posição de cada estrela no diagrama determina a sua natureza física e fase de evolução. Por esta razão é possível olhar para este diagrama e ver toda a vida passada da estrela. Permite-nos também fazer grupos de estrelas que compartem entre si iguais características. Na parte superior do diagrama encontram-se estrelas de grande luminosidade, que se distinguem pelas suas grandes dimensões (gigantes e super gigantes). Na parte inferior estão as estrelas de menor luminosidade e de menores dimensões (anãs). Na diagonal temos a sequência principal.

3.2 Classificação espectral

Uma outra maneira de classificarmos as estrelas, é fazê-lo através da sua cor. A cor da luz emitida depende do seu comprimento de onda. Para um determinado elemento químico, quando um electrão salta de um nível de energia superior para um de menor energia, é libertada energia na forma de radiação. O comprimento de onda da radiação depende deste "salto". Sendo assim, cada elemento químico emite luz na forma de um espectro descontínuo próprio (assinatura espectral). Se misturarmos todas as cores emitidas por cada reacção no interior de uma estrela, ela aparentará ser azul, vermelha, amarela, etc., dependendo da soma dos elementos mais abundantes com os menos abundantes. É por esta razão que temos a noção de que o Sol é amarelo, Antares vermelha e Sirius azul. Decompondo a luz de uma estrela, poderemos ver todo o espectro descontínuo de todos os elementos nela presentes. A cor de uma estrela também dá a indicação da sua temperatura superficial. Estrelas quentes são azuis, enquanto que as frias são vermelhas. Podemos então agrupá-las em Tipos Espectrais, dependendo da variação das riscas do hidrogénio e dos outros elementos que estão presentes na estrela durante aquele estágio da sua evolução.

Assinaturas espectrais do hidrogénio, hélio e mercúrio em paralelo ao espectro contínuo em baixo.

Temos os tipos (5): O, B, A, F, G, K, M, onde as O são azuis e as M vermelhas. Cada tipo espectral é ainda subdividido numa escala de 0 a 9.

Tipo O - Este grupo é caracterizado pelas riscas do hélio, oxigénio e azoto por trás das linhas de hidrogénio. As estrelas do tipo O são muito quentes e brilhantes.

Tipo B - Neste grupo, as riscas do hélio têm intensidade máxima na subdivisão B2 e decrescem progressivamente nas subdivisões mais altas. A intensidade das linhas do hidrogénio crescem de acordo com as subdivisões. Uma estrela típica deste grupo é Alnilam, a estrela central do cinturão de Orion.

Tipo A - Este grupo compreende as famosas Estrelas de Hidrogénio, com o espectro dominado pelas riscas de absorção deste elemento. Uma estrela típica deste grupo é Sirius, na constelação do Cão Maior.

Tipo F - Aqui as riscas que predominam são as do cálcio e do hidrogénio. Uma estrela deste grupo é a estrela Delta Aquilae, na constelação da Águia.

Tipo G - Este grupo compreende as estrelas com muitas riscas de cálcio e hélio e não muito hidrogénio. O espectro também contém alguns metais. O Sol é deste grupo, e as outras estrelas deste tipo são chamadas de Estrelas Solares.

Tipo K - Este grupo reúne as estrelas com mais cálcio e que indicam a existência de alguns metais. O espectro ultravioleta é menos intenso que o infravermelho, comparado com os dos outros tipos já mencionados. Uma estrela típica é Arcturus, na constelação do Boieiro.

Tipo M - Agrupam-se aqui as estrelas que possuem espectros dominados por moléculas de óxidos metálicos, principalmente óxido de titânio. A luz ultravioleta dos espectros é menor ainda que as do tipo K. A estrela Betelgeuse, a segunda mais brilhante da constelação de Orion, é típica deste grupo.

Os tipos espectrais são alinhados numa ordem térmica que vai do mais quente ao mais frio. A temperatura média superficial das estrelas de cada tipo estão representadas na tabela seguinte:

Classificação espectral das estrelas e suas temperaturas superficiais

Tipo espectral Cor óptica Temperatura (K)

0 Azul 25.000 ~ 40.000

B Azul 11.000 ~ 25.000

A Azul-branco 7.500 ~ 11.000

F Branco 6.000 ~ 7.500

G Amarelo 5.000 ~ 6.000

K Laranja 3.500 ~ 5.000

M Vermelho 3.000 ~ 3.500

As cores superficiais das estrelas variam de acordo com a sua massa. Uma estrela muito massiva produzirá muita energia, e portanto a sua superfície será mais quente, tendendo para o azul. Por outro lado, uma estrela pouco massiva produzirá menos energia, sendo a sua superfície mais fria, tendendo para o vermelho.

(1) O nome núcleos densos (dense cores) foi atribuído em 1983, por Philip C. Myers do Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, que os observou pela primeira vez. (2) Enquanto o núcleo do H só possui um protão, o núcleo do deutério possui um protão e um neutrão.

(3) Herbig em 1951 e Haro em 1952 foram os primeiros a observar estes jactos de matéria. (4) Este diagrama recebe o nome do astrónomo alemão Hertzsprung e do americano Russell, pois foram eles os primeiros a estabelecer uma dependência entre a luminosidade da estrela e a sua temperatura superficial. (5) Os tipos espectrais podem ser memorizados facilmente através da mnemónica: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!

1. Qual o interesse de estudar as estrelas?

Existem várias razões, além da mera curiosidade, pelas quais é interessante estudar as estrelas e o seu ciclo de vida. Por exemplo, o aproveitamento da energia que as estrelas radiam (para nós a energia solar) é uma questão bastante séria e que tem cada vez mais importância no nosso dia a dia (1). Como se irá ver em outras secções, as estrelas são as "fábricas" que produzem os elementos de que somos feitos (carbono, oxigénio, etc.) através do processo de nucleosíntese. Um outro ponto de vista um pouco mais académico, diz-nos também que as estrelas são enormes laboratórios onde podem ser alcançadas condições impensáveis de pôr em prática em qualquer laboratório terrestre. As extremas temperaturas, pressões, e forças em jogo tornam as estrelas sítios ideais para estudar Física das Partículas (2).

2. Como é que estudamos as estrelas?

A Astrofísica é uma ciência onde a experimentação é bastante difícil. Não podemos esquecer que as estrelas estão muito afastadas de nós, o que faz com que não possamos fazer experiências controladas como faríamos em laboratório. Apenas podemos estudar aquilo que a Natureza nos dá. A estrela mais próxima de nós (há excepção do Sol) é a estrela Proxima Centauri que se encontra a 4.3 anos luz. Uma sonda interplanetária que viaje a mais ou menos 20 km/s levaria cerca de 70.000 anos a lá chegar. A maior parte da observação que se faz é feita através de grandes telescópios terrestres (por exemplo o "Cerro Tololo Inter-American Observatory", ou o "Very Large Telescope") ou então através de observatórios espaciais (por exemplo o "Hubble Space Telescope") que orbitam a Terra. Muita da informação que temos é obtida através da observação óptica directa dos objectos celestes que estamos a estudar, no entanto existem outras maneiras de "olhar" para estes objectos. Se alargarmos as nossas observações às diferentes formas de radiação (ultravioleta, raios-x, ondas rádio, microondas) iremos obter muita mais informação. Até há pouco tempo não era possível fazer a observação em todos os comprimentos de onda pois a atmosfera terrestre funciona como um filtro, não deixando passar alguns deles.

Fig. 1 - Janelas de observação através da atmosfera terrestre.

O problema foi resolvido quando os primeiros observatórios espaciais entraram em órbita. Uma vez que a observação é feita por cima da atmosfera já não se põe o problema da absorção. Também podemos obter informação através do estudo de partículas que as estrelas emitem, como por exemplo os neutrinos ou os electrões de altas energias (3). Estas partículas dão-nos pistas importantes sobre as reacções que se estão a dar no seu interior.

3. O sistema de magnitudes

Quando olhamos para o céu nocturno, reparamos que existem umas estrelas mais brilhantes do que outras. Para classificarmos as estrelas consoante o seu brilho utilizamos uma escala de magnitudes. A magnitude aparente é o brilho que podemos perceber a olho nu, ou seja, esta escala está relacionada com a sensibilidade do nosso olho. Um exemplo desta escala é a figura à direita. O limite da visibilidade a olho nu depende das condições do céu, mas as estrelas menos brilhantes que podem ser vistas numa noite bem limpa têm magnitude +6. Quanto mais próxima está uma estrela, mais brilhante ela parece ser. Como as estrelas se encontram a diferentes distâncias, a magnitude aparente não mede o seu verdadeiro brilho. Uma estrela mais pequena e fria que esteja perto de nós terá uma magnitude menor (mais brilhante) do que uma estrela gigante e quente que esteja muito afastada. Para podermos comparar estrelas, em termos de brilho, de uma forma fiável, temos que compará-las através da sua magnitude absoluta. A magnitude absoluta é uma espécie de normalização que se faz à magnitude aparente. Uma vez que hoje em dia temos técnicas que nos permitem determinar a distância às estrelas (paralaxe), podemos calcular as suas magnitudes absolutas. Dizemos que a magnitude absoluta de uma estrela é a magnitude que ela exibiria se estivesse a uma distância de 10 parsec (32,6 anos luz). Para calcularmos a magnitude absoluta M utiliza-se a formula:

M=m+5-5log(r)

onde m é a magnitude aparente da estrela e r a distância a que esta se encontra de nós.

Ex: Sirius A é uma estrela próxima e tem magnitude aparente de -1,4. Porém, a sua magnitude absoluta é +1,4. O nosso Sol tem magnitude aparente -26,7 mas magnitude absoluta +4,8.

(1) O Sol irradia cerca de 3.9x10^23 kW, o que corresponde a 3.9x10^24 lâmpadas de 100 W. (2) A física de partículas estuda o comportamento dos electrões, protões, neutrões, dos seus constituintes, os quarks e de toda uma vasta família de partículas mais raras... (3) Ao conjunto de partículas que provêm do espaço e atravessam a nossa atmosfera chamamos raios cósmicos.

Plutão é o planeta mais afastado do Sol (normalmente) e de longe o mais pequeno. Plutão é mais pequeno que sete luas do sistema solar (a Lua, Io, Europa, Ganimedes, Calisto, Titã e Tritão). Na mitologia Romana, Plutão (Grega: Hades) é o deus do sub-mundo. O planeta recebeu o seu nome (depois de muitas outras sugestões) talvez devido a estar tão longe do Sol que permanece na escuridão perpétua ou talvez porque "PL" são as iniciais de Percival Lowell. Plutão foi descoberto por acaso em 1930. Cálculos que mais tarde vieram a estar errados previam um planeta para lá de Neptuno, com base nos movimentos de Urano e Neptuno. Não conhecendo este erro, Clyde W. Tombaugh no Observatório Lowell no Arizona pesquisou detalhadamente o céu, e descobriu à mesma Plutão.

Depois da descoberta de Plutão, foi rapidamente determinado que Plutão era demasiado pequeno para originar as discrepâncias nas órbitas dos outros planetas. A procura do Planeta X continuou mas não se encontrou nada. E nem é provável que se vá encontrar: as discrepâncias desaparecem se a massa de Neptuno determinada pelo encontro da Voyager 2 fôr usada. Não existe um décimo planeta.

Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por sondas. Até o Telescópio Espacial Hubble pode observar as maiores características da sua superfície. Uma missão chamada "New Horizons" está planeada para ter lugar em 2006, se houverem fundos.

Felizmente, Plutão tem um satélites, Caronte. Por pura sorte, Caronte foi descoberto (em 1978) mesmo antes do seu plano orbital se mover para a direcção do sistema solar interior. Foi por isso possível observar muitos trânsitos de Plutão sobre Caronte e vice-versa. Cuidadosamente calculando quais as porções de que corpo estariam cobertas a dadas alturas, e ao observar as curvas dos brilhos, os astrónomos foram capazes de construir um mapa com pouco detalhes das áreas claras e escuras em ambos os corpos.

O raio de Plutão não é muito conhecido. Os valores do JPL é de 1137, com um erro de +/- 8, quase um porcento.

Embora a soma das massas de Plutão e Caronte seja bem conhecida (pode ser determinada através de medições do período, do raio da órbita de Caronte e de física básica), as massas individuais de Plutão e Caronte são difíceis de determinar porque é preciso determinar os seus movimentos mútuos à volta do centro de massa do sistema, o que requer medições muitos mais precisas -- são tão pequenos e tão distantes que até o Hubble tem dificuldade. A relação entre as suas massas está provavelmente entre 0.084 e 0.157; mais observações estão a ter lugar, mas não teremos dados precisos até que seja enviada uma sonda.

Plutão é o segundo corpo mais contrastante do Sistema Solar (a seguir a Japeto).

Existe quem pense que Plutão estivesse melhor classificado como um grande asteróide ou cometa em vez de um planeta. Alguns consideram-no o maior dos objectos da Cintura de Kuiper (também conhecida como Objectos Trans-Neptunianos). É dado um mérito considerável a esta última posição, mas historicamente Plutão foi classificado como planeta e é muito provável que assim permaneça.

A órbita de Plutão é altamente excêntrica. Por vezes está mais próximo do Sol que Neptuno (assim ficou desde Janeiro de 1979 até 11 de Fevereiro de 1999). Plutão roda na direcção oposta da maioria dos outros planetas.

Plutão está trancado numa ressonância de 3:2 com Neptuno; por exemplo: o período orbital de Plutão é exactamente 1.5 vezes mais longo que o de Neptuno. A sua inclinação orbital é também muito mais alta que a dos outros planetas. Por isso, embora pareça que a órbita de Plutão atravesse a de Neptuno, não o faz e então nunca irão colidir.

Tal como Urano, o plano do equador de Plutão está quase num ângulo recto em relação ao plano da sua órbita.

A temperatura à superfície de Plutão varia entre -235 e -210 C (38 a 63 K). As regiões "mais quentes" correspondem basicamente às regiões que aparecem mais escuras nos comprimentos de onda ópticos.

A composição de Plutão é desconhecida, mas a sua densidade (cerca de 2 gm/cm^3) indica que é provavelmente uma mistura de 70% rocha com 30% água gelada, tal como Tritão. As áreas brilhantes da superfície parecem estar cobertas com gelos de nitrogénio e pequenas quantidades de metano (sólido), etano e monóxido de carbono. A composição das áreas mais escuras da superfície de Plutão é desconhecida mas pode ser devida ao material orgânico primordial ou reacções fotoquímicas derivadas dos raios cósmicos.





Também se sabe pouco acerca da atmosfera de Plutão, mas provavelmente consiste na sua maioria de nitrogénio com algum monóxido de carbono e metano. É extremamente ténue, sendo a pressão à superfície de apenas alguns microbares. A atmosfera de Plutão no estado gasoso apenas quando Plutão está perto do seu periélio; durante a maioria do longo ano de Plutão, os gases atmosféricos estão congelados. Perto do periélio, é provável que alguma da sua atmosfera escape para o espaço talvez devido a interacções com Caronte. Os cientistas da missão da NASA querem chegar a Plutão enquanto a atmosfera estiver ainda descongelada.

A natureza invulgar das órbitas de Plutão e de Tritão e a semelhança das propriedades entre Plutão e Tritão sugerem uma espécie de ligação histórica entre ambos. Anteriormente pensava-se que Plutão pudesse ter sido um satélite de Neptuno, mas isto agora parece improvável. Uma ideia mais popular é que Tritão, tal como Plutão, antigamente movia-se numa órbita independente à volta do Sol e foi mais tarde capturado por Neptuno. Talvez Tritão, Plutão e Caronte sejam os únicos membros restantes de uma grande classe de objectos semelhantes, em que os outros foram ejectados para a Nuvem de Oort. Tal como a Lua, Caronte pode ser o resultado da colisão entre Plutão e outro corpo.

Plutão pode ser observado com um telescópio amador, mas não irá ser fácil. Existem vários websites que mostram a posição actual de Plutão (e outros planetas) no céu, mas muitos mais mapas detalhados e observações cuidadosas ao longo de vários meses serão precisas para o encontrar.

Satélites:

Caronte

Neptuno é o oitavo planeta a contar do Sol e o quarto maior (em diâmetro). Neptuno é mais pequeno em diâmetro mas maior em massa que Urano. Na mitologia Romana, Neptuno (Grega: Poseidon) era o deus dos mares.

Depois da descoberta de Urano, notou-se que a sua órbita não estava em concordância com as leis de Newton. Foi mais tarde previsto que outro planeta mais distante deveria estar a perturbar a órbita de Urano. Neptuno foi pela primeira vez observado por Galle e d'Arrest a 23 de Setembro de 1846, muito perto das localizações independentemente previstas por Adams e Le Verrier a partir de cálculos baseados na posições observadas de Júpiter, Saturno e Urano. Nasceu uma disputa internacional entre os Ingleses e os Franceses (embora não entre Adams e Le Verrier pessoalmente) sobre a prioridade e o direito de dar o nome ao novo planeta; eles são os descobridores oficiais de Neptuno. Observações subsequentes mostraram que as órbitas de Adams e Le Verrier divergem da órbita real de Neptuno com razoável rapidez. Se a procura do planeta tivesse tido lugar mais cedo ou mais tarde, não teria sido encontrado nem perto do local previsto.

Mais de dois séculos antes, em 1613, Galileu observou Neptuno quando esteve muito perto de Júpiter, mas pensou que fosse apenas uma estrela. Em duas noites sucessivas o astrónomo notou que se tinha movido em relação a outra estrela vizinha. Mas nas noites seguintes estava já fora do seu campo de visão. Se o tivesse observado nas noites anteriores, o movimento de Neptuno ter-lhe-ia sido óbvio. Mas, desgraçadamente, o céu nublado impediu-o de observar nesses dias críticos.

Neptuno foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 a 25 de Agosto de 1989. Muito do que sabemos acerca de Neptuno vem apenas deste único encontro. Mas felizmente, observações terrestres e com o Telescópio Espacial Hubble têm proporcionado mais dados de estudo. Devido à órbita de Plutão ser tão excêntrica, por vezes atravessa a órbita de Neptuno, fazendo deste último o planeta mais distante do Sol durante alguns anos. A composição de Neptuno é provavelmente similar à de Urano: vários "gelos" e rocha com cerca de 15% de hidrogénio e um pouco de hélio. Tal como Urano, mas ao contrário de Júpiter e Saturno, poderá não ter camadas internas distintas, mas sim uma estrutura mais ou menos uniforme em composição. É também mais provável ter um núcleo pequeno (com aproximadamente a massa da Terra) de material rochoso. A sua atmosfera é principalmente formada por hidrogénio e hélio, com pequenas quantidades de metano.

A cor azul de Neptuno é largamente o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na atmosfera, mas poderão existir ainda outros elementos por identificar que dão às suas nuvens o rico tom azul.

Como um típico planeta gasoso, Neptuno tem ventos rápidos confinados em bandas de latitude e grandes tempestades ou vórtices. Os ventos de Neptuno são os mais rápidos do Sistema Solar, chegando aos 2000 km/h.

E, tal como Júpiter e Saturno, Neptuno tem uma fonte interna de calor -- emite mais do dobro da energia que recebe do Sol.

Na altura do encontro com a Voyager 2, a característica mais proeminente em Neptuno era a Grande Mancha Escura no hemisfério Sul. Tem cerca de metade do tamanho da Mancha Vermelha de Júpiter (mais ou menos o mesmo diâmetro da Terra). Os ventos de Neptuno empurravam a Mancha para Oeste a 300 metros por segundo. A sonda também observou uma outra mancha mais pequena no hemisfério Sul e uma pequena nuvem irregular que percorre Neptuno em cada 16 horas, agora conhecida como "scooter" (ou trotinete). Esta nuvem pode ser uma pluma subindo a partir das partes mais baixas da atmosfera, mas a sua verdadeira natureza permanece um mistério.

No entanto, observações com o Hubble em 1994 mostram que a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente se dissipou ou está permanentemente escondida por outras nuvens na atmosfera. Uns meses mais tarde o Hubble descobriu uma nova mancha escura, desta vez no hemisfério Norte de Neptuno. Isto indica que a sua atmosfera muda rapidamente, talvez devido às ligeiras mudanças na temperatura entre o topo e as partes mais baixas das nuvens.

Neptuno tem também anéis. As observações terrestres mostram apenas ténues arcos em vez de anéis completos, mas as imagens da Voyager 2 evidenciam o último caso, em adição a amontoados brilhantes. Um dos anéis parece ter uma estrutura entrelaçada.

Tal como Júpiter e Urano, os anéis de Neptuno são muito escuros mas a sua composição é ainda desconhecida.

Os anéis de Neptuno têm nomes: o mais exterior é Adams (que contém 3 proeminentes arcos agora chamados de Liberty, Equality e Fraternity), o seguinte é um anel co-orbital sem nome com Galateia, depois Leverrier (cujas extensões exteriores são chamadas Lassell e Arago) e finalmente o ténue mas largo Galle.

O campo magnético, tal como o de Urano, é estranhamente orientado e provavelmente gerado pelos movimentos de material condutor (provavelmente água) nas suas camadas intermédias.

Neptuno pode ser observado com binóculos (se soubermos exactamente para onde olhar), mas é necessário um bom telescópio para ver algo sem ser um pequeno disco.

Neptuno tem 13 luas conhecidas; 7 já com nome, o conhecido Tritão e mais quatro descobertos em 2002 e um em 2003, todos ainda sem nome.

Satélites:

Naiad

Thalassa

Despina

Galateia

Larissa

Proteus

Tritão

Nereida

Urano é o sétimo planeta a contar do Sol e o terceiro maior (em diâmetro). Urano é maior em diâmetro mis com menor massa que Neptuno.

Urano era a antiga divindade dos Céus, o deus supremo mais antigo. Urano era filho e companheiro de Gaia, pai de Cronus (Saturno) e dos Ciclopes e Titãs (antecessores dos deuses do Olimpo).

Urano, o primeiro planeta a ser descoberto nos tempos modernos por William Herschel enquanto sistematicamente pesquisava o céu com o seu telescópio a 13 de Março de 1781. Na realidade já o tinha observado muitas vezes antes mas tinha-o ignorado como se fosse simplesmente outra estrela (a observação mais antiga foi em 1690 quando John Flamsteed o catalogou como 34 Tauri). Herschel deu-lhe o nome de "Georgium Sidus" (o planeta Georgiano) em honra ao seu benfeitor, o Rei George III de Inglaterra; outros chamavam-lhe "Herschel". O nome "Urano" foi pela primeira vez proposto por Bode em conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica mas só começou a ser usado em 1850.

Urano foi apenas visitado por uma sonda, a Voyager 2 no dia 24 de Janeiro de 1986.

A maioria de todos os planetas gira num eixo quase perpendicular ao plano da eclíptica mas o eixo de Urano é quase paralelo à eclíptica. Na altura da passagem da Voyager 2, o pólo Sul de Urano estava apontado quase directamente ao Sol. Isto resulta no facto estranho de as regiões polares de Urano receberem mais energia do Sol do que as regiões equatoriais. Urano é no entanto mais quente no seu equador do que nos pólos. O mecanismo subjacente é desconhecido.

Actualmente, existe uma discussão contínua sobre qual dos pólos de Urano é o pólo norte! Ou a inclinação do seu eixo é um pouco mais que 90 graus e a sua rotação é directa, ou é um pouco menos e a rotação é retrógrada. O problema é que precisamos de desenhar uma linha separadora «algures», porque num caso como o de Vénus existe muito pouco debate que a rotação é de facto retrógrada (não uma rotação directa com uma inclinação de quase 180º).

Urano é composto principalmente por rocha e por vários gelos, com apenas cerca de 15% de hidrogénio e um pouco de hélio (em contraste com Júpiter e Saturno que são na sua maioria hidrogénio). Urano (e Neptuno) são em muitas maneiras similares aos núcleos de Júpiter e Saturno menos o invólucro líquido de hidrogénio metálico. Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como Júpiter e Saturno, mas sim um material mais ou menos distribuido uniformemente.

A atmosfera de Urano é cerca de 83% hidrogénio, 15% hélio e 2% metano.

Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem faixas de nuvens que sopram a altas velocidades. Mas são extremamente ténues, visíveis apenas com realçamentos radicais nas imagens da Voyager 2. Observações recentes com o Telescópio Espacial Hubble mostram riscas maiores e mais pronunciadas. Mais observações com o Hubble evidenciam ainda mais actividade. Urano já não é o suave e chato planeta que a Voyager viu! Parece agora claro que as diferenças são devidas a efeitos sazonais dado que o Sol está agora numa latitude uraniana mais baixa, o que pode aumentar os efeitos meteorológicos. Em 2007 o Sol irá estar directamente sobre o equador de Urano.

A cor azul esverdeada de Urano é o resultado da absorção de luz vermelha nas camadas superiores da atmosfera. Podem existir bandas coloridas tal como em Júpiter mas estão escondidas da vista pela camada superior de metano.

Tal como os outros planetas gasosos, Urano tem anéis. E tal como Júpiter, são muito escuros, mas como os de Saturno, são compostos na sua maioria por grandes partículas até 10 metros em diâmetro, sem contar com partículas de pó fino. Existem 11 anéis conhecidos, todos muito ténues; o mais brilhante é conhecido com o anel Epsilon. Os anéis uranianos foram os primeiros a ser descobertos depois dos de Saturno. Esta descoberta foi de uma considerável importância dado que não sabíamos que os anéis são uma característica comum dos planetas, não uma particularidade de Saturno apenas.

A Voyager 2 descobriu 10 pequenas luas em adição às 5 grandes já conhecidas. É provável que existam mais pequenos satélites dentro dos anéis.

O campo magnético de Urano é estranho pois não está centrado no centro do planeta e está inclinado quase 60 graus com respeito ao eixo de rotação. É provavelmente gerado pelo movimento a pouca profundidade dentro de Urano.

Urano é por vezes visível a olho nu, mas é muito difícil; é fácil observá-lo de binóculos (se soubermos exactamente para onde olhar). Um pequeno telescópio irá vê-lo como um pequeno disco. Existem vários websites que mostram a posição actual de Urano (e dos outros planetas) no céu.

Urano tem 21 satélites já com nome e outros seis ainda sem nome. Ao contrário dos outros corpos do sistema solar que têm nomes da mitologia clássica, as luas de Urano vêm os seus nomes derivados da literatura de Shakespeare e Pope. Formam três classes distintas: os 11 interiores mais pequenos e escuros descobertos pela Voyager 2, os 5 maiores, e os descobertos mais recentemente e mais distantes. A maioria tem órbitas quase circulares no plano do equador de Urano (e estão por isso num grande ângulo em relação ao plano da eclíptica); os 4 mais exteriores são muito mais elípticos.

Satélites:

Cordélia

Ofélia

Bianca

Cressida

Desdémona

Julieta

Pórcia

Rosalinda

2003U2

Belinda

1986U10

Puck

2003U1

Miranda

Ariel

Umbriel

Titânia

Oberon

2001U3

Caliban

Stefano

Trinculo

Sycorax

2003U3

Próspero

Setebos

2002U2

Saturno é o sexto planeta a contar do Sol e o segundo maior.

Na mitologia Romana, Saturno é o deus da agricultura. O deus Grego associado, Cronus, era filho de Urano e Gaia, e o pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "Saturday" (Sábado).

Saturno é conhecido desde tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio em 1610; ele notou a sua estranha aparência mas ficou confundido com ela. As primeiras observações de Saturno eram complicadas devido ao facto da Terra passar pelo plano dos anéis de Saturno em intervalos de alguns anos, à medida que Saturno se move na sua órbita. Uma imagem de baixa-resolução de Saturno muda por isso drasticamente. Foi só em 1659 que Christiaan Huygens inferiu a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram únicos no sistema solar conhecido até 1977, quando anéis muito ténues foram descobertos à volta de Urano (e pouco tempo depois à volta de Júpiter e Neptuno).

Saturno foi visitado pela Pioneer 11 em 1979 e mais tarde pela Voyager 1 e 2. A sonda Cassini, agora a caminho, deverá lá chegar em 2004.

Saturno é visivelmente achatado quando visto por um pequeno telescópio; os seus diâmetros equatorial e polar variam quase 10% (120,536 km vs. 108,728 km). Isto é o resultado da sua rápida rotação e do estado fluído. Os outros planetas gasosos são também achatados, mas não tanto.

Saturno é o menos denso dos planetas; a sua gravidade específica (0.7) é menos do que a da água.

Tal como Júpiter, Saturno contém cerca de 75% de hidrogénio e 25% de hélio com traços de água, metano, amónia e "rocha", semelhante à composição da Nebulosa Solar primordial da qual o sistema solar foi formado.

O interior de Saturno é parecido com o de Júpiter, consistindo de um núcleo rochoso, uma camada de hidrogénio metálico líquido e uma camada de hidrogénio molecular. Também estão presentes traços de vários gelos. O interior de Saturno é quente (12000 K no núcleo) e Saturno radia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maioria da energia extra é gerada pelo mecanismo Kelvin-Helmholtz, tal como Júpiter. Mas isto poderá não ser suficiente para explicar a luminosidade de Saturno; outro mecanismo adicional poderá estar a actuar, talvez uma "chuva" de hélio no interior de Saturno.

. As bandas tão proeminentes em Júpiter são muito mais ténues em Saturno. São também muito mais extensas perto do equador. Detalhes do topo das nuvens são invisíveis da Terra, por isso só a partir dos encontros das Voyager que alguns detalhes da circulação atmosférica de Saturno puderam ser estudados. Saturno também exibe manchas de grande duração e outras características comuns a Júpiter. Em 1990, o Hubble observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava presente durante os encontros com as Voyager; em 1994, outra tempestade mais pequena foi observada.

Dois proeminentes anéis (A e B) e um outro ténue (C) podem ser vistos da Terra. O intervalo entre A e B é conhecido como divisão de Cassini. O outro intervalo mais ténue na parte exterior do anel A é conhecido como divisão de Encke (mas o nome é um pouco impróprio, pois é provável que Encke nunca o tenha observado). As imagens das Voyager mostram outros quatro ténues anéis. Os anéis de Saturno, ao contrário dos anéis de outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0.2-0.6). Embora pareçam contínuos da Terra, os anéis são na verdade compostos de inúmeras partículas pequenas, cada uma com uma órbita independente. Elas têm tamanhos entre um centímetro até alguns metros. Também é provável haver objectos com alguns quilómetros. Os anéis de saturno são extraordinariamente finos: emboram tenham 250,000 km ou mais em diâmetro, têm menos de um quilómetro de espessura. Apesar da sua impressionante aparência, há na realidade muito pouco material nos seus anéis -- se fossem comprimidos num único corpo, não teria mais que 100 km de diâmetro.

As partículas dos anéis parecem ser compostas na sua maioria por água gelada, mas parecem também incluir partículas rochosas com revestimentos gelados. As Voyager comfirmaram a existência de complicadas inhomogeneidades radiais nos anéis chamadas "raios", que foram pela primeira vez observadas por astrónomos amadores. A sua natureza permanece um mistério, mas pode ter algo a ver com o campo magnético de Saturno.

O anel mais exterior de Saturno, o anel F, é uma estrutura complexa constituída por outros anéis mais pequenos em que são visíveis "nós". Os cientistas especulam que os nós podem ser amontoados de material, ou mini-luas. Esta estranha aparência entrançada visível em imagens da Voyager 1 não é visível nas fotos da Voyager 2 talvez porque a sonda fotografou regiões onde os nós são basicamente paralelos.

Existem complexas ressonâncias das marés entre algumas das luas de Saturno e o sistema de anéis: alguns dos satélites, os chamados "satélites pastores" (por exemplo, Atlas, Prometeu e Pandora), são claramente importantes em manter os anéis no seu lugar; Mimas parece ser responsável pela escassez de material na divisão de Cassini, semelhante ao intervalo de Kirkwood na cintura de asteróides; Pan está localizado na divisão de Encke. O todo do sistema é muito complexo e ainda pouco conhecido.

A origem dos anéis de Saturno (e dos outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora possam ter tido anéis desde a sua formação, os sistemas são instáveis e têm que ser regenerados por processos comportamentais, provavelmente pela fractura de satélites maiores.

Tal como os outros planetas jovianos, Saturno tem um campo magnético significativo.

Saturno tem 33 satélites. Um foi descoberto em 2003 e 2 em 2004 ainda sem nome..

Quanto está no céu nocturno, Saturno é facilmente visível a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é fácil de identificar como planeta porque não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os maiores satélites são observáveis com um pequeno telescópio. Existem vários websites que mostram a posição actual de Saturno (e dos outros planetas) no céu.

Satélites:

Pan

Atlas

Prometeu

Pandora

Epimeteu

Jano

Mimas

Encelado

Tétis

Telesto

Calipso

Dione

Helena

Rea

Titã

Hiperion

Japeto

Febe

Novos possíveis satélites de Saturno

Júpiter é o quinto planeta a contar do Sol e de longe o maior. Tem mais do dobro da massa de todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).

Júpiter (o deus Grego era Zeus) era o Rei dos Deuses, o governante do Olimpo e o protector do estado Romano. Zeus era o filho de Cronus (Saturno). Júpiter é o 4º objecto mais brilhante do céu (depois do Sol, da Lua e de Vénus; por vezes Marte é mais brilhante). É conhecido desde tempos pré-históricos. A descoberta, por Galileu, em 1610, das suas 4 grandes luas Io, Europa, Ganimedes e Calisto (agora conhecidas como as luas Galileanas) foi a primeira descoberta de um centro de movimento aparentemente não centrado na Terra. Foi um grande passo a favor da teoria heliocêntrica do movimento dos planetas de Copérnico; o sincero apoio da teoria Copernicana dado por Galileu pô-lo em muitos apuros com a Inquisição.

Júpiter foi primeiro visitado pela Pioneer 10 em 1973 e mais tarde pela Pioneer 11, pela Voyager 1, 2 e pela Ulisses. A sonda Galileu foi a última a visitar Júpiter, terminando o seu serviço em Setembro de 2003.

Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, o seu material gasoso simplesmente fica mais denso de acordo com a profundidade (o raio e os diâmetros dos planetas são para os níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera). O que vemos quando olhamos para estes planetas é o topo das nuvens nas suas atmosferas (um pouco acima do nível de uma atmosfera).

Júpiter tem cerca de 90% de hidrogénio e 10% de hélio (pelo número de átomos, 75/25% em massa) com traços de metano, água, amónia e "rocha". Esta é uma composição muito parecida com a Nébula Solar da qual o sistema solar foi formado. Saturno tem uma composição similar, mas Urano e Neptuno têm muito menos hidrogénio e hélio.

O nosso conhecimento do interior de Júpiter (e dos outros planetas gasosos) é altamente indirecto e provavelmente assim continuará durante algum tempo (os dados atmosféricos da Galileu vão só até uma profundidade de cerca de 150 km por baixo do topo das nuvens). Júpiter tem provavelmente um núcleo de material rochoso, com a massa de 10 a 15 Terras. Acima do núcleo fica a maior parte do planeta na forma de hidrogénio metálico líquido. Esta forma exótica do mais comum dos elementos é possível apenas a pressões excedendo os 4 milhões de bares, como é o caso do interior de Júpiter (e Saturno). O hidrogénio metálico líquido consiste de protões ionizados e electrões (como o interior do Sol mas a uma temperatura muito mais baixa). À temperatura e pressão do interior de Júpiter o hidrogénio é líquido, não um gás. É um condutor eléctrico e a fonte do campo magnético de Júpiter. Esta camada provavelmente contém também algum hélio e traços de vários "gelos". A camada exterior é composta principalmente de hidrogénio molecular vulgar e de hélio que é líquido no interior e gasoso mais para fora. A atmosfera que vemos é apenas o topo desta camada profunda. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples também estão presentes, embora em pequenas quantidades. Experiências recentes mostram que o hidrogénio não muda de fase rapidamente. Por isso o interior dos planetas jovianos provavelmente tem fronteiras indistintas entre as suas várias camadas interiores.

Pensa-se que existam três camadas distintas de nuvens, consistindo de gelo de amónia, hidrossulfato de amónia e uma mistura de gelo e água. No entanto, estes resultados preliminares da sonda Galileu mostram apenas ténues indicações de nuvens (um instrumento parece ter detectado a camada mais externa, enquanto outro poderá ter visto a segunda). Mas o ponto de entrada da sonda era invulgar -- observações a partir de telescópios terrestres e observações mais recentes da Galileu sugerem que o ponto de entrada da sonda poderá ter sido uma região das mais quentes e vazias porções de nuvens de Júpiter àquela altura. Dados da sonda atmosférica da Galileu indicam também que existe muito menos água do que o esperado. Esperava-se que a atmosfera de Júpiter contivesse cerca do dobro da quantidade de oxigénio (combinado com o abundante hidrogénio para fazer água) do Sol. Mas parece agora que a concentração actual é muito menor do que a do Sol. Também surpreendente é a alta temperatura e densidade das partes mais altas da atmosfera do planeta.

Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de grande velocidade que estão confinados a largas bandas de latitude. Os ventos sopram em direcções opostas nas bandas adjacentes. As suas diferentes cores são devidas a diferenças químicas e de temperatura entre estas bandas. As bandas mais brilhantes são chamadas zonas; as mais escuras são as cinturas. Sabe-se da sua existência já há algum tempo, mas as vertiginosas e complexas fronteiras entre as bandas foram pela primeira vez vistas pela Voyager. Os dados da Galileu indicam que os ventos ainda são mais rápidos que o esperado (quase 700 km/h) e estendem-se à profundidade que a sonda conseguia observar; podem até estender-se a milhares de quilómetros para o interior de Júpiter. A sua atmosfera é também bastante turbulenta. Isto indica que os ventos de Júpiter são na sua maioria devidos ao seu aquecimento interno, e não pela energia que recebem do Sol tal como na Terra. As cores vívidas vistas nas nuvens de Júpiter são provavelmente o resultado de reacções químicas subtis de elementos na atmosfera, talvez envolvendo enxofre, dado que os seus compostos têm variadas cores, mas os detalhes são desconhecidos. As cores correlacionam-se com a altitude das nuvens: as azuis são mais baixas, seguidas das castanhas e brancas, sendo as vermelhas as mais altas. Por vezes vemos as camadas mais baixas através de buracos nas mais altas.

A Grande Mancha Vermelha tem sido vista por observadores na Terra durante mais de 300 anos (a sua descoberta é normalmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke no século XVII). Tem uma forma oval com 12,000 por 25,000 km, grande o suficiente para lá caberem duas Terras. Outras manchas mais pequenas mas parecidas são conhecidas há décadas. Observações por infravermelho e da direcção da sua rotação indicam que a Mancha é uma região de alta pressão em que os topos das suas nuvens são significativamente mais altas e frias que as regiões circundantes. Saturno e Neptuno também têm regiões deste tipo. Não se sabe como é que estas estruturas conseguem durar tanto tempo.

Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo está provavelmente a uma temperatura de 20,000 K. O calor é gerado pelo mecanismo Kelvin-Helmhotz, a lenta compressão gravitacional do planeta (Júpiter NÃO produz energia por fusão nuclear tal como o Sol; é demasiado pequeno e daí o seu interior ser frio demais para iniciar as reacções nucleares). Este calor interno provavelmente causa efeitos de convecção nas camadas líquidas profundas de Júpiter e pensa-se que seja responsável pelos complexos movimentos que vemos no topo das nuvens. Saturno e Neptuno são parecidos com Júpiter neste aspecto, mas ao contrário do que se esperava, Urano não é.

Júpiter é tão grande em diâmetro como um planeta gasoso pode ser. Se mais material fosse adicionado, iria ser comprimido pela gravidade de tal modo que o raio total iria aumentar apenas um pouco. Uma estrela pode ser maior apenas por causa da sua fonte de energia (nuclear) interna (Júpiter teria que ser pelo menos 80 vezes mais massivo para se tornar numa estrela).

Júpiter tem um grande campo magnético, muito mais forte que o da Terra. A sua magnetosfera estende-se a mais de 650 milhões de quilómetros (chega a passar a órbita de Saturno!) (Note que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica -- estica-se "apenas" uns quantos milhões de quilómetros na direcção do Sol). Sendo assim, as luas de Júpiter situam-se dentro da sua magnetosfera, um facto que poderá explicar parcialmente o porquê de haver tanta actividade em Io. Infelizmente, para os futuros viajantes planetários, e para os cientistas que conceberam as sondas Galileu e Voyager, o ambiente à volta de Júpiter contém grande níveis de partículas energéticas apanhadas pelo campo magnético de Júpiter. Esta "radiação" é semelhante, embora muito mais intensa, à encontrada dentro da Cintura de Van Allen da Terra. Seria imediatamente fatal para um ser humano sem protecção. A sonda atmosférica da Galileu descobriu uma nova e intensa cintura de radiação entre os anéis de Júpiter e as camadas atmosféricas mais altas. Esta nova cintura tem aproximadamente dez vezes a força da cintura de Van Allen na Terra. E com surpresa também se descobriu que contém iões de alta energia de hélio e origem desconhecida.

Júpiter tem anéis tal como Saturno, mas muito mais ténues e pequenos. Foi uma descoberta totalmente inesperada e apenas vistos quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram que depois de viajar mil milhões de quilómetros, pelo menos valeria a pena espreitar para ver se existiriam alguns anéis. Todos os outros pensavam que não haveria qualquer hipótese de os encontrar, mas ali estavam. Foram desde aí vistos em infravermelho a partir de telescópios terrestres e da Galileu. Ao contrário dos anéis de Saturno, estes são escuros (com um albedo de cerca de 0.05). São provavelmente compostos de partículas muito pequenas de material rochoso. Também não parecem conter gelo. As partículas nos anéis de Júpiter parecem não ficar lá durante muito tempo (devido ao puxo atmosférico e magnético). A sonda Galileu encontrou provas de que os anéis estão continuamente a ser "refortalecidos" através de impactos de micrometeoros nas quatro luas interiores de Júpiter, que são bastante energéticas devido ao grande campo gravitacional de Júpiter. O anel interior é alargado através das interacções com o campo magnético.

Em Julho de 1994, o Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiu com Júpiter, o que permitiu aos astrónomos recolher resultados espectaculares. Os efeitos foram claramente visíveis até com telescópios amadores. Os detritos da colisão foram visíveis quase durante um ano através do Telescópio Espacial Hubble. No céu nocturno, Júpiter é frequentemente a "estrela" mais brilhante (fica apenas em segundo lugar, a seguir a Vénus). As quatro luas de Galileu são também facilmente visíveis com binóculos; umas quantas bandas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio.

Júpiter tem 61 satélites conhecidos (Maio de 2003): as quatro grandes Luas de Galileu, outros 34 mais pequenos, e os restantes foram descobertos recentemente e ainda não têm nome.

Satélites:

Metis

Adrástea

Amalteia

Tebe

Io

Europa

Ganimedes

Calisto

Leda

Himalia

Lisitea

Elara

Ananke

Carme

Pasifaé

Sinope

Novas luas de Júpiter