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Galileu/NIMS, espectro-cartografia de Júpiter(VII).

Esta é a sétima e última parte duma série de artigos sobre o instrumento Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS), a bordo da sonda espacial americana Galileu, que se encontra em órbita do planeta Júpiter. Nesta última parte analizaremos um exemplo de um espectro NIMS.

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.

Na janela de 5 micron podemos medir, a partir dos espectros NIMS, a quantidade de vapor de água na atmosfera entre 4 e 8 bar, assim como a transparência da camada de nuvens que se situa por cima de 2 bar. O grande poder de NIMS consiste em obter muitos espectros próximos uns dos outros e construir assim mapas de zonas escolhidas (ver parte III desta série de artigos, no boletim de Maio 1998).

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).

A aventura da investigação planetária está apenas no seu início.

MR-S



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