Observações de NIMS

Veremos agora em mais pormenor um espectro NIMS de Júpiter. As Figuras 9 e 10 mostram um espectro que foi obtido durante a primeira passagem de Galileo em Junho de 1996. Podemos dividi-lo aproximadamente em 2 partes:

Figura 9: Espectro completo NIMS de um ponto quente parecido ao lugar na atmosfera onde entrou o módulo. Vemos diferentes absorções de amoníaco e metano na parte reflectida do espectro. As bandas intensas de absorção de metano entre 3,2 e 3,9 micron fazem com que quase não escape radiação nesta parte do espectro. Na janela de 5 micron (4,5 e 5,2 micron), entre fortes absorções de metano à esquerda e amoníaco à direita, observamos radiação térmica da atmosfera por baixo das nuvens.

• lambda <3 micron; parte onde domina a luz do Sol reflectida pelas nuvens. Existem muitas bandas que absorvem a luz solar. A energia assim captada é transformada em calor (aumentando o movimento das moléculas que constituem a atmosfera) o que influencia a estrutura térmica principalmente na estratosfera (ver Figura 5, no boletim de Junho 1998).
• lambda >3 micron; na parte térmica do espectro vemos principalmente a radiação proveniente da atmosfera propriamente dita. Entre 3,2 e 3,9 micron encontramos fortes bandas de metano que absorvem quase toda a radiação. Entre 3,9 e 5,2 micron e sobretudo a partir de 4,5 micron existe a chamada janela de 5 micron. Esta zona é uma dádiva da natureza por ser das poucas em todo o espectro electromagnético de Júpiter em que sondamos níveis de pressão que rondam os 8 bar (ver Figura 5, no boletim de Junho 1998).

  A Figura 10 mostra uma ampliação desta zona (traço contínuo) comparada com um modelo teórico (a tracejado, veja também a explicação na parte II desta série de artigos, boletim Abril 1998). Estão indicadas as moléculas que dão origem às bandas de absorção que se observam. A intensidade no geral, nesta janela, está enfraquecida pela presença de camadas de nuvens a 0,5 e 1,5 bar. Quanto mais finas forem estas camadas mais transparentes serão à radiação. As zonas com elevada transparência mostram grandes intensidades na janela de 5 micron e por isso sâo chamadas "pontos quentes". Estas "aberturas" na cobertura das nuvens são mais frequentes numa cintura equatorial com 15$o$ de largura (ver Figura 8, no boletim de Outubro 1998). O módulo de entrada penetrou num destes pontos quentes e por isso mediu pouca nebulosidade.

  O espectro da Figura 10 é de um ponto quente. O modelo foi calculado com um programa de computador e mesmo a observação não sendo da mesma zona de entrada do módulo, foi utilizado o mais possível as medidas do módulo como parâmetros de entrada do programa (perfil de temperatura, quantidades de gases, níveis de pressão das nuvens, etc). A correspondência é boa, o que indica que o modelo utilizado funciona bem e que os parâmetros utilizados descrevem razoavelmente a estrutura física da atmosfera da zona onde foi obtido o espectro.

Neste momento dispomos de milhares de espectros da zona em volta do equador, entre outras. Estes espectros permitem medir as variações espaciais de vapor de água e transparência das nuvens. A distribuição espacial de vapor de água traça o movimento atmosférico.

Os resultados mostram que a atmosfera de Júpiter é muito seca nas zonas dos pontos quentes (menos que 10% de humidade de água, o que é bastante mais seco do que o que se encontra nos desertos terrestres) e têm pouca nebulosidade. Neste momento, existem várias teorias que tentam explicar este efeito. Uma delas diz que os pontos quentes correspondem a braços descendentes de células de conveçcão. Os braços ascendentes destas células ao subir condensam os vapores formando nuvens (por exemplo, água, amoníaco), como acontece na Terra. Esta teoria é a mais popular mas ainda há muito trabalho a fazer no sentido de saber se ela corresponde realmente à realidade joviana.

Os primeiros resultados são já muito prometedores mas é certo que precisaremos de ainda muitos anos de investigação para podermos tirar toda a informação que estes dados contêm.

Figura 10: Um ampliação da Figura 9, na janela de 5 micron. O traço contínuo mostra a observação e o a tracejado o cálculo teórico. Este cálculo demorou aproximadamente 2 horas num computador bastante poderoso. Vê-se a boa correspondência dos dois traços indicando que o modelo teórico utilizado representa bastante bem a realidade física.

De NIMS a VIMS

Nesta série de artigos vimos o grande poder da espectroscopia no infravermelho para o estudo dos planetas do sistema solar. O aparecimento de espectrómetros de imagens, como NIMS, dá novos meios para uma melhor compreensão destes mundos distantes. Porém, não devemos perder de vista as suas limitações técnicas e físicas, como por exemplo a profundidade limitada de atmosfera que pode ser medida por estes métodos, a resolução espectral e espacial dos instrumentos, as incertitudes no processo de interpretação da informação que nos chega. Numa atmosfera existem imensos processos complexos e interligados dos quais apenas percebemos um pouco.

A missão oficial de Galileo terminou em Dezembro de 1997 mas devido ao bom estado da sonda resolveu prolongar-se a missão até ao final de 1999. A este prolongamento chamou-se GEM (Galileo Europa Mission) e Galileo está neste momento a fazer mais observações da atmosfera de Júpiter assim como dos seus satélites principais, essencialmente do satélite Europa. Também, através da espectroscopia no infravermelho, podemos aprender sobre a composição de superfícies sólidas.

A próxima missão a um outro planeta gigante já foi lançada. A sonda Cassini encontra-se a caminho de Saturno e chegará em Novembro de 2004. A bordo encontra-se, entre outros instrumentos, VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) um irmão melhorado de NIMS. Cassini leva também um módulo, Huygens, que entrará na atmosfera de Titã, o maior satélite de Saturno. Este módulo tem também um espectrómetro de imagens, DISR (Descent Imager-Spectral Radiometer).