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Planeta,jupiter,saturno,urano e netuno

  • Júpiter
  • Júpiter é o quinto planeta a partir do Sol e o maior de todos:
    • distância do Sol: 778.330.000 km (5,20 u.a)
    • diâmetro equatorial: 142.984 km; diâmetro polar: 133.708 km
    • massa: 1,900e27 kg
    Júpiter tem duas vezes mais massa que todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).
  • Júpiter (Jove; o Zeus dos gregos), o Deus dos Deuses, suprema autoridade do Olimpo e patrono de Roma. Zeus era filho de Cronos (Saturno).
  • Júpiter é o quarto objeto mais brilhante no céu (depois do Sol, Lua e Vênus; em alguns períodos, Marte é também mais brilhante). É conhecido desde os tempos pré-históricos. A descoberta de Galileu, em 1610, das quatro luas de Júpiter, Io, Europa, Ganimédes e Calisto (hoje conhecidas como luas Galileanas), foi a primeira constatação de um centro de movimento que, claramente, não estava centrado na Terra. Esse foi um ponto significativo a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico; Por defender abertamente a teoria de Copérnico, Galileu foi aprisionado a mando da Inquisição, forçado a abjurar suas crenças e condenado ao cárcere pelo resto de sua vida.
  • Júpiter foi visitado pela primeira vez pela sonda Pioneer 10 em 1973 e, mais tarde, pelas sondas Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 e Ulysses. A sonda Galileu está atualmente viajando em direção à Júpiter.
  • Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, seu material gasoso simplesmente tornar-se mais denso com a profundidade (os raios e diâmetros dos planetas são para níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera). O que vemos quando olhamos para esses planetas é o topo das nuvens em suas atmosferas (ligeiramente acima do nível de 1 atmosfera).
  • Júpiter é cerca de 90% hidrogênio e 10% de hélio, com traços de metano, água, amônia e "rochas". Isso aproxima-se muito da composição da Nebulosa Solar primordial da qual todo o sistema solar se originou. Saturno tem uma composição similar, mas Urano e Netuno têm muito menos hidrogênio e hélio.
  • Nosso conhecimento do interior de Júpiter (e de outros planetas gasosos) é essencialmente indireto, e é provável que permaneça assim por muito tempo. A sonda atmosférica Galileu penetrará apenas até próximo ao nível de 25 bar antes de perder contato com a Terra.
  • Júpiter provavelmente tem um núcleo de material rochoso, algo em torno de 10 a 15 massas terrestres.
  • Acima do núcleo fica o principal constituinte da composição do planeta - hidrogênio metálico em forma líquida. Essa forma exótica do mais comum dos elementos é possível somente a pressões superiores a 4 milhões de bars, como é o caso das camadas interiores de Júpiter (e Saturno). O hidrogênio metálico líquido constitui-se de elétrons e prótons ionizados (como o interior do Sol, mas a uma temperatura bem mais baixa). À temperatura e pressão do interior de Júpiter, o hidrogênio é um líquido, não um gás. É um condutor elétrico e a fonte do campo magnético de Júpiter. Essa camada provavelmente também contém alguma quantidade de hélio e traços de vários "gelos".
  • A camada mais externa é composta basicamente de hidrogênio e hélio moleculares comuns, líquida no interior e gasosa nas partes mais periféricas. A atmosfera que vemos é apenas o topo dessa profunda camada. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples estão também presentes em pequenas quantidades.
  • Acredita-se que existam três camadas de nuvens, compostas de gelo de amônia, hidrosulfeto de amônio e uma mistura de gelo e água.
  • Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de alta velocidade, dentro de amplas faixas de latitude .Os ventos sopram em direções opostas em faixas adjacentes. Pequenas diferenças químicas e de temperatura entre essas faixas são responsáveis pelas faixas coloridas que dominam a aparência do planeta. As faixas claras são chamadas de zonas; as escuras denominam-se cinturões. As faixas de Júpiter são conhecidas há algum tempo, mas os complexos vórtices que ocorrem nas regiões limítrofes entre as faixas foram vistas pela primeira vez pela sonda Voyager(foto 15).
  • As cores vivas que se observam nas nuvens de Júpiter podem ser o resultado de sutis reações químicas dos elementos traços na atmosfera de Júpiter, envolvendo talvez o enxofre, cujo composto assume uma ampla variedade de cores, mas os detalhes são desconhecidos.
  • As cores correlacionam-se com a altitude das nuvens: azuis, as mais baixas, seguindo-se as marrons e brancas, até as vermelhas, nas camadas mais altas. Às vezes, vemos as camadas mais baixas através de buracos nas camadas superiores (foto 16).
  • A Grande Mancha Vermelha (GMV) (foto 10) tem sido observada da Terra há mais de 300 anos (sua descoberta é geralmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke, no século XVII). A GMV tem forma oval, com cerca de 12.000 por 25.000 km, suficientemente grande para cobrir duas Terras. Outras manchas menores mas similares têm sido vistas por várias décadas (foto 13). Observações com infravermelho e a direção de sua rotação indicam que a GMV é uma região de alta pressão, cujas cristas são significativamente mais altas que as regiões circundantes. Estruturas similares foram observadas em Saturno e Netuno. Não se sabe como tais estruturas podem se manter por tanto tempo.
  • Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo provavelmente tem uma temperatura de 20.000 K. O calor é gerado pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, a baixa compressão gravitacional do planeta. ( Júpiter, diferentemente do Sol, não produz energia por fusão nuclear; o planeta é pequeno demais e, portanto, seu interior é demasiadamente frio para produzir reações nucleares.) Esse calor interno provavelmente causa convecção bem no fundo das camadas líquidas do planeta e, provavelmente, é responsável pelos complexos movimentos que observamos no topo das nuvens. Nesse sentido, Saturno e Netuno assemelham-se a Júpiter, mas, estranhamente, não a Urano.
  • O diâmetro Júpiter é quase tão grande quanto é possível a um planeta gasoso. Se mais material lhe fosse acrescentado, ele seria de tal forma comprimido pela gravidade que o aumento de seu raio global seria insignificante. Uma estrela pode ser maior somente por força de sua fonte interna de energia (nuclear). (Mas Júpiter teria de ter pelo menos 100 vezes mais massa para tornar-se uma estrela.)
  • Júpiter tem um forte campo magnético, muito mais forte que o da Terra. Sua magnetosfera estende-se por mais de 650 milhões de km (para além da órbita de Saturno!). (Observe que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica - estendendo-se "apenas" alguns milhões de km em direção do Sol.) As luas de Júpiter, portanto, estão dentro de sua magnetosfera, fato que parcialmente explicaria parte da atividade em Io. Infelizmente para os futuros viajantes do espaço e de real importância para os projetistas das sondas Voyager e Galileu, o ambiente próximo a Júpiter contém altos níveis de partículas energéticas capturadas pelo campo magnético do planeta. Essa "radiação" é similar àquela que se verificou existir dentro dos cinturões de Van Allen da Terra. Ela seria fatal para um ser humano sem a devida proteção.
  • Júpiter tem anéis fracos, como os anéis de Saturno, mas muito menores (foto 17). Sua descoberta foi totalmente inesperada, e somente puderam ser detectados quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram em que, após uma viagem de 1 bilhão de km, valeria a pena pelo menos dar uma olhada para ver se havia anéis ao redor do planeta. Todos pensavam que a chance de que algum anel fosse encontrado era praticamente nula, mas lá estavam eles.
  • Em contraste com os anéis de Saturno, os de Júpiter são pretos (albedo em torno de 0,05). São provavelmente compostos de grãos de material rochoso muito pequenos.
  • As partículas nos anéis de Júpiter provavelmente não permanecem ali por muito tempo (devido ao arrasto atmosférico e magnético). Portanto, se os anéis são estruturas permanentes, eles devem ser continuamente regenerados. Os pequenos satélites Metis e Adrastéia, que gravitam dentro dos anéis, são óbvios candidatos a essa fonte regeneradora.
  • Em julho de 1994, o Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiu com Júpiter. Os resultados foram espetaculares. Em dezembro de 1994, os fragmentos dessa colisão ainda eram visíveis.
  • Quando observado à noite, Júpiter parece às vezes a "estrela" mais brilhante do céu (perdendo apenas para Vênus, que nunca é visível a altas horas da noite). As quatro luas galileanas são facilmente visíveis com binóculos; algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio astronômico. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Júpiter (e de outros planetas) no céu.
  • Saturno
    • Saturno é o segundo maior planeta do sistema solar e o sexto a partir do Sol:
      • distância do Sol: 1.429.400.000 km (9,54 u.a.)
      • diâmetro equatorial: 120.536 km; diâmetro polar: 108.728 km
      • massa: 5,688e26 kg
    • Na mitologia romana, Saturno é o deus da agricultura. Corresponde ao deus Cronus dos gregos, filho de Urano e Gaia e pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "saturday" (veja o Apêndice 4).
    • Saturno é conhecido desde os tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele notou sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. As primeiras observações de Saturno foram complicadas pelo fato de que a Terra passa através dos anéis de Saturno, a certos períodos, à medida que este se move em sua órbita. . Uma imagem de Saturno de baixa resolução, portanto, sofre modificações notáveis. Não foi senão em 1659 que Christiaan Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram como fenômeno único no sistema solar até 1977, quando anéis de fraca intensidade foram descobertos ao redor de Urano e, pouco depois, em torno de Júpiter e Netuno).
    • Saturno foi visitado pelo primeira vez pela Pioneer 11 em 1979 e, mais tarde, pelas sondas Voyager 1 e Voyager 2.
    • Visto através de uma pequeno telescópio (foto 10), Saturno é visivelmente achatado nos polos. Seu achatamento é de quase 10%. Isso resulta de a sua rápida rotação e de seu estado fluido.
    • Saturno é o menos denso dos planetas; sua gravidade específica (0,7) é inferior a da água ( Se você pudesse colocar Saturno dentro d'água, ele flutuaria).
    • Como Júpiter, Saturno é cerca de 75% hidrogênio e 25% hélio, com traços de água, metano, amônia e "rocha, similar à composição da Nebulosa Solar primordial, da qual o sistema solar se formou.
    • O interior de Saturno é similar ao de Júpiter, consistindo em um núcleo rochoso, uma camada de hidrogênio molecular. Traços de vários gelos estão também presentes.
    • O interior de Saturno é quente (12000 k no núcleo). O planeta irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maior parte da energia extra é gerada pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, como em Júpiter. Mas isso pode não ser o bastante para explicar a luminosidade de Saturno; alguns outros mecanismos podem estar em atividade, talvez a "chuva" de hélio em suas camadas mais profundas.
    • As faixas, que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito mais fracas em Saturno (foto 2). Elas são também muito mais largas próximo ao equador. Os detalhes dos topos das nuvens não são visíveis da Terra, e observações mais precisas da circulação atmosférica de Saturno só puderam ser feitas a partir das missões Voyager. Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração e outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HST observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava lá durante durante a visita das sondas Voyager; em 1994, observou-se uma tempestade menor.
    • Dois anéis proeminentes (A e B) e um anel fraco (C) podem ser vistos da Terra. A falha entre os anéis A e B é conhecida como a divisão de Cassini; a falha muito mais fraca no anel A é conhecida como Folga de Encke (foto 13). As fotos enviadas pela Voyager mostram quatro outros anéis fracos. Os anéis de Saturno, diferentemente dos anéis dos outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0,2 - 0,6).
    • Embora pareçam contínuos quando vistos da Terra, os anéis, na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas de diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente, a vários metros. É também provável que existam objetos com alguns quilômetros de comprimento.
    • Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora tenham um diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não vai além de 200 metros. A despeito de sua expressiva aparência, há realmente muito pouco material nos anéis - se os anéis fossem condensados num único corpo, este não teria mais que 100 km de raio.
    • As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente de gelo de água, mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir.
    • A Voyager confirmou a existência de intrigantes inohemogeneidades radiais nos anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos amadores (foto 13). Sua natureza é ainda um mistério, mas é possível que isso tenha algo a ver com o campo magnético de Saturno.
    • O anel mais externo de Saturno - anel F - é uma estrutura complexa constituída de dois anéis estreitos, entrelaçados e brilhantes, juntamente com "nós" visíveis. (foto 14). Os cientistas supõem que os "nós" possam ser aglomerados de material dos anéis, ou pequenas luas.
    • Há complexas ressonâncias de maré entre algumas luas de Saturno e o sistema de anéis: algumas das luas, os chamados "satélites pastores" (i.e. Atlas, Prometeu e Pandora) são importantes na medida em que mantém os anéis no lugar; Mimas parece ser responsável pela reduzida quantidade de material na divisão de Cassini, que parece ser similar às falhas de Kirkwood no cinturão de asteróides; Pan está localizado dentro da Folga de Encke. Todo o sistema é muito complexo e, até aqui, pouco se sabe sobre ele.
    • A origem dos anéis de Saturno (e de outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora tais planetas possam ter tido anéis desde sua formação, os sistemas de anéis não são estáveis e devem ser regenerados por processos contínuos, provavelmente pela fragmentação de satélites maiores.
    • Como os outros planetas jovianos, Saturno tem um forte campo magnético.
    • Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável porque ele não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os satélites maiores são visíveis através de um pequeno telescópio astronômico. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Saturno (e dos outros planetas) no céu.
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    • Urano
    • Urano é o sétimo planeta em relação ao Sol e o terceiro maior deles (em diâmetro):
      • Distância em relação ao Sol: 2.870.990.000 Km (19.218 AU)
      • Diâmetro equatorial: 51.118 Km; diâmetro polar: 49946 Km
      • Massa: 8.686e25 Kg
      O Urano é maior em diâmetro, mas menor em massa que Netuno.
      • Urano é a antiga deidade grega dos céus, o mais velho deus supremo, que foi pai de Cronus (Saturno) e de Ciclopes e Titans (antecessores dos deuses do Olympo).
      • Urano, o primeiro planeta descoberto nos tempos modernos, foi descoberto por acidente por William Herschel enquanto observava o céu com um telescópio em 13 de março de 1781; ele primeiro pensou que era um cometa. Na verdade, ele já havia sido visto várias vezes anteriormente, mas ignorado como sendo apenas mais uma estrela (a mais antiga aparição conhecida foi em 1690). Herschel deu-lhe o nome de "o Georgium Sidus" (o Planeta Georgian) em homenagem ao seu patrono, o de má reputação (para os americanos), o Rei George III da Inglaterra; outros o chamam de "Herschel". O nome "Urano" foi primeiramente proposto por Bode em conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica mas, não caiu no uso comum até 1850.
      • Urano foi visitado somente por uma espaçonave, a Voyager 2, em 24 de janeiro de 1986.
      • A maioria dos planetas gira em um eixo quase perpendicular ao plano da eclíptica, mas o eixo de Urano é quase paralelo ao plano da eclíptica. Quando da passagem da Voyager 2, o pólo sul de Urano estava apontado quase que diretamente ao Sol. Isto resultou no fato único de que as regiões polares de Urano recebem mais energia vinda do Sol do que suas regiões equatoriais. Urano é, apesar disto, mais quente no seu equador do que em seus pólos. O mecanismo básico é desconhecido.
      • Na verdade, existe uma batalha acontecendo, na qual os pólos de Urano estão em seu pólo norte! Ou a sua inclinação de eixo é um pouco maior que 90 graus e sua rotação é direta, ou é um pouco menor que 90 graus e a rotação é retrógrada . O problema é que você precisa desenhar uma linha divisória "em algum lugar", porque no caso de Vênus existe uma pequena disputa, a rotação é na verdade retrógrada (não é uma rotação direta com uma inclinação de aproximadamente 180 º).
      • Urano é composto inicialmente de rocha e de vários gelos,com aproximadamente 15% de hidrogênio e um pouco de hélio (em contraste com Júpiter e Saturno). Urano e Netuno são de várias formas similares aos núcleos de Júpiter e Saturno, diferenciando-se em relação ao grande envelope de hidrogênio metálico líquido. Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como o de Júpiter e Saturno mas pelo contrário, seu material é mais ou menos uniformemente distribuído.
      • A atmosfera de Urano é em torno de 83% de hidrogênio, 15% de hélio e 2% de metano.
      • Como os outros planetas gasosos, o Urano tem grupos de nuvens que movem-se rapidamente. Mas estas nuvens são completamente fracas, visíveis somente com a grande imagem radical das fotos da Voyager 2 (foto 4). Observações mais recentes com o HST mostram listras maiores e mais pronunciadas. A especulação é de que a diferença se deve aos efeitos das estações (o Sol está agora de alguma forma diminuindo a latitude de Urano, o que pode causar efeitos mais acentuados de dia/noite).
      • A cor azulada de Urano é o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na alta atmosfera. Podem haver grupos coloridos como os de Júpiter, mas eles são escondidos da visão pela camada de metano que a encobre.
      • Como outros planetas gasosos, o Urano tem anéis (foto 7). Como os de Júpiter, eles são muito escuros, mas como os de Saturno, compostos de de partículas grandes e regulares alcançando 10 metros de diâmetro, além da fina camada de sujeira. Existem 11 anéis, todos muito fracos; o mais brilhante é conhecido como o anel Epsilon (foto 6). Os anéis de Urano foram os primeiros a serem descobertos depois dos de Saturno. Isto foi de uma considerável importância já que sabemos agora que anéis são comuns entre os planetas, e não uma peculiaridade de Saturno.
      • A Voyager 2 descobriu 10 luas pequenas além das 5 grandes já conhecidas. É provável que existam muitos outros pequenos satélites dentro destes anéis.
      • O campo magnético de Urano é estranho, por não está no centro do planeta e por ser inclinado quase 60 graus em relação ao eixo de rotação. É provável que isto ocorra pelo movimento com pouca profundidade dentro de Urano.
      • Urano é, às vezes, dificilmente visível à olho nu, em uma noite bem clara; é fácil de ser observado com binóculos (se você souber exatamente onde olhar). Um pequeno telescópio astronômico irá mostrar um disco pequeno. O planet finder chart, de Mike Harvey mostra a posição atual de Urano (e dos outros planetas) no céu, mas mapas muito mais detalhados serão necessários para realmente achá-lo.
    • Netuno é o quarto maior planeta (em diâmetro) do sistema solar e o oitavo a partir do Sol:
      • distância do Sol: 4.504.000.000 km (30,06 u.a.)
      • diâmetro equatorial: 49.528 km; diâmetro polar: 48600 km
      • massa: 1,0247 x 10e26 kg - entenda-se 10e26 = 10 elevado à potência 26
      O diâmetro de Netuno é menor que o de Urano, mas sua massa é maior.
    • Na mitologia grega, Netuno (grego: Poseidon) era o deus do mar.
    • Após a descoberta de Urano, verificou-se que sua órbita não era o que deveria ser, de acordo com as leis de Newton. Previu-se, portanto, que um outro planeta distante devia estar perturbando a órbita de Urano. Netuno foi observado pela primeira vez por Galle, em 1846, exatamente no ponto previsto, separadamente, por Adams e Le Verrier , a partir de cálculos baseados nas posições observadas de Júpiter, Saturno e Urano. Uma disputa internacional surgiu entre Adams e Le Verrier em torno da prioridade da descoberta e do direito à escolha de um nome para o novo planeta. Credita-se, hoje, a ambos o mérito da descoberta de Netuno. Observações subsequentes mostraram que as órbitas calculadas por Adams e Le Verriers divergem de imediato da verdadeira órbita de Netuno. Se a busca do planeta tivesse acontecido alguns anos antes ou depois, ele não teria sido descoberto em nenhum ponto próximo ao local previsto.
    • Netuno foi visitado por uma única nave espacial, a Voyager 2, em 25 de agosto de 1989. Quase tudo que sabemos sobre Netuno vem desse encontro.
    • Pelo fato de a órbita de Plutão ser tão excêntrica, ela às vezes cruza com a órbita de Netuno. Desde 1989, Netuno é realmente o planeta mais distante do Sol; Plutão será novamente o mais distante em 1999.
    • A composição de Netuno provavelmente é semelhante a de Urano; vários "gelos" e rochas com cerca de 15% de hidrogênio e um pouco de hélio. Como Urano, mas diferente de Júpiter e Saturno, parece não ter um núcleo distinto, mas ser mais ou menos uniforme em sua composição. Sua atmosfera é basicamente hidrogênio e hélio, com uma pequena quantidade de metano.
    • A cor azul de Netuno é o resultado da absorção de luz vermelha pelo metano na atmosfera.
    • Como um típico planeta gasoso, Netuno tem ventos rápidos, confinados às faixas de latitude, e grandes tempestades ou vórtices. Os ventos de Netuno são os mais rápidos do sistema solar, atingindo 2000 km/h.
    • Como Júpiter e Saturno, Netuno tem uma fonte de calor interna - irradiando quase duas vezes a quantidade de calor que recebe do Sol.
    • Na época do encontro com a Voyager, a formação mais proeminente era a Grande Mancha Escura (foto 18). Tinha cerca da metade do tamanho da Grande Mancha Vermelha de Júpiter (aproximadamente o mesmo diâmetro da Terra). Os ventos de Netuno empurram a Grande Mancha Escura em direção oeste, a 300 metros por segundo (700 mph). A Voyager 2 também viu uma pequena nuvem branca irregular - hoje chamada de "Vespa", que faz um giro veloz ao redor Netuno a cada 16 horas, aproximadamente. Provavelmente, é uma pluma que se eleva de uma camada inferior da atmosfera, mas sua verdadeira natureza permanece ignorada.
    • Contudo, as observações de Netuno pelo Hubble Science Telescope( foto 25), em 1994, mostram que a Grande Mancha Escura desapareceu! Ou simplesmente dissipou-se ou está atualmente mascarada por outros aspectos da atmosfera. Alguns meses mais tarde, o HST descobriu uma nova mancha escura no hemisfério norte de Netuno. Isso indica que a atmosfera de Netuno muda rapidamente     talvez devido a pequenas mudanças nas diferenças de temperatura entre as cristas e as bases das nuvens.
    • Netuno também tem anéis. Observações feitas em terra mostraram apenas arcos tênues, e não anéis completos. Mas as imagens da Voyager 2 mostraram que esses arcos são anéis completos com grumos brilhantes  Como Urano e Júpiter, os anéis de Netuno são muito escuros, mas sua composição é desconhecida.
    • O campo magnético de Netuno, como o de Urano, é estranhamente orientado e, provavelmente, gerado por movimentos mais perto da superfície do que do centro do planeta.
    • Netuno pode ser visto com binóculos (se você sabe exatamente para onde olhar), mas um grande telescópio é necessário para se ver mais que um pequeno disco. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Netuno (e dos outros planetas) no céu, mas mapas muito mais detalhados são necessários para efetivamente encontrá-lo.
                

                                               Fonte:www.if.ufrj.br
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