a atmosfera de Júpiter constitui apenas uma fracção muito pequena do planeta, tanto quanto a pele de uma maçã compara com o seu conteúdo. Como Nada pode ser observado diretamente abaixo desta fina camada exterior, conclusões indiretas são retiradas da evidência a fim de determinar a composição do interior de Júpiter.
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as quantidades observadas com as quais os astrônomos podem trabalhar são a temperatura e pressão atmosféricas, massa, raio, forma, Velocidade de rotação, balanço de calor e perturbações das órbitas de satélites e trajetórias de naves espaciais. A partir destes pode ser calculada a elíptica-ou desvio de uma esfera perfeita-do planeta e sua saída de uma forma elipsoidal. Estas últimas quantidades também podem ser previstas usando descrições teóricas, ou modelos, para a distribuição interna do material., Esses modelos podem então ser testados com o acordo das observações.
a dificuldade básica na construção de um modelo que descreva adequadamente as condições internas de Júpiter é a ausência de extensos dados laboratoriais sobre as propriedades do hidrogênio e hélio a pressões e temperaturas que existiriam perto do centro deste planeta gigante. A temperatura central é estimada em cerca de 25.000 K (44.500 °F, 24.700 ° C), para ser consistente com uma fonte interna de calor que permite que Júpiter irradie cerca do dobro da energia que recebe do sol., A pressão central está na faixa de 50-100 milhões de atmosferas (cerca de 50-100 megabars). Espera-se que, a pressões tão tremendas, o hidrogénio esteja num estado metálico.apesar dos problemas colocados no estabelecimento das propriedades da matéria nestas condições extremas, a precisão dos modelos tem melhorado de forma constante. Talvez a conclusão mais significativa destes estudos foi a constatação de que Júpiter não pode ser composto inteiramente de hidrogênio; se fosse, teria que ser consideravelmente maior do que é para explicar a sua massa., Por outro lado, o hidrogênio deve predominar, constituindo pelo menos 70% do planeta em massa, independentemente da forma—gás, líquido ou sólido. A sonda Galileu mediu uma proporção de hélio de 24% em massa na atmosfera superior de Júpiter, em comparação com os 28% previstos se a atmosfera tinha a mesma composição que a nebulosa solar original., Como o planeta como um todo deveria ter essa composição original, os astrônomos concluíram que algum hélio que foi dissolvido no hidrogênio fluido no interior do planeta precipitou-se para fora de solução e afundou em direção ao centro do planeta, deixando a atmosfera esgotada deste gás. Evidentemente, levou grande parte do neon com ele. Esta precipitação persiste à medida que o planeta continua a arrefecer. Os modelos atuais concordam em uma transição de hidrogênio molecular para metálico a aproximadamente um quarto da distância em direção ao centro de Júpiter., Deve-se salientar que esta não é uma transição entre um líquido e um sólido, mas sim entre dois fluidos com propriedades elétricas diferentes. No estado metálico, os elétrons não estão mais ligados aos seus núcleos, dando assim ao hidrogênio a condutividade de um metal. Não existe superfície sólida em nenhum destes modelos, embora a maioria (mas não todos) incorporem um núcleo denso com um raio de 0,03–0,1 o de Júpiter (0,33–1,1 o raio da Terra).
a fonte de calor interno não foi completamente resolvida., A explicação atualmente favorecida invoca uma combinação da liberação gradual do calor primordial deixado da formação do planeta e a liberação da energia térmica da precipitação de gotículas de hélio no interior profundo do planeta, como também é conhecido por ocorrer em Saturno. A menor abundância de hélio na atmosfera de Júpiter em relação ao sol (ver tabela) suporta esta última dedução., O primeiro processo é simplesmente a fase de resfriamento do “colapso” original que converteu energia potencial para energia térmica no momento em que o planeta acumulou seu complemento de gás nebulosa solar (veja abaixo a origem do sistema joviano).
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