Observações de NIMS

Veremos agora uma observaçãode Júpiter feita por NIMS que ilustra a capacidade do instrumento como camera.

As figuras mostram cinco imagens de Júpiter obtidas simultaneamente em Setembro de 1996, em cinco comprimentos de onda diferentes. É notória a grande diferença entre elas e estas diferenças ensinam-nos sobre a estrutura vertical da atmosfera.

A primeira imagem (na figura 6 à esquerda) corresponde a um comprimento de onda de 1,6 micron onde há pouca absorção. Vemos a luz solar reflectida pelos topos das nuvens de amoníaco. Existem muitas estruturas e vê-se claramente onde há mais e menos nuvens. Também se nota a grande mancha vermelha.

Figura 6: Imagens de Júpiter a 1,6 micron (esquerda) e a 2,16 micron (direita)

Na segunda imagem (Figura 6 à direita) vemos um Júpiter escuro,excepto na zona da grande mancha vermelha. Esta imagem foi obtida a um comprimento de onda de 2,16 micron, numa banda de absorção intensa de hidrogénio molecular. Aqui vemos a luz solar reflectida por particulas que se situam em zonas altas da atmosfera a uma pressão de 0,04 bar aproximadamente (o que corresponde a 100 km por cima dos topos das nuvens de amoníaco). Observam-se neblinas no cimo da grande mancha vermelha. Também se observa neblina, embora mais fraca, na banda equatorial norte.

A terceira imagem (Figura 7), a 2,73 micron, é muito parecida com o primeira, o que não é de estranhar, porque também neste comprimento de onda a absorção é pouca. Vemos que as zonas escuras são mais escuras que as a 1,6 micron. Isto acontece porque neste comprimento de onda as particulas mais pequenas das nuvens, que dão o aspecto de pouca nitidez à primeira imagem, já não se observam.

Figura 7: Imagem de Júpiter a 2,73 micron

A quarta imagem foi observada a 3,0 micron (Figura 8 à esquerda), um comprimento de onda com alguma absorção de amoníaco. Vemos aqui a luz solar reflectida por cima das nuvens de amoníaco mas não tão alto como na segunda imagem.

A quinta imagem mostra Júpiter a 5,0 micron (Figura 8 à direita). É uma zona no espectro em que vemos radiação que provem de níveis de pressão entre 4 e 8 bar (aproximamente 70 km abaixo das nuvens de amoníaco). Comparando com a terceira imagem observamos uma correlação: a imagem a 5,0 micron parece o negativo da de 3,0 micron. Isto não é de estranhar, já que onde há nuvens espessas (o branco na terceira imagem) a radiação debaixo não atravessa estas nuvens e por isso não vemos radiação na imagem a 5,0 micron. As estruturas brancas na imagem a 5,0 micron são chamadas "pontos quentes". Falarei mais adiante sobre estas zonas tão particulares.

Figura 8: Imagens de Júpiter a 3,0 micron (esquerda) e a 5,0 mu (direita)