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Gigante gasoso

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Júpiterfotografado pelaNew Horizonsem janeiro de 2007
Saturnono equinócio, fotografado pelaCassiniem agosto de 2009

Umgigante gasosoé umplaneta gigantecomposto principalmente dehidrogênioehélio.[1]JúpitereSaturnosão os gigantes gasosos doSistema Solar.O termo "gigante gasoso" era originalmente sinônimo de “planeta gigante”, mas na década de 1990 tornou-se conhecido queUranoeNetunosão realmente uma classe distinta de planetas gigantes, sendo compostos principalmente de substâncias voláteis mais pesadas (que são referidas como "gelados" ). Por esta razão, Urano e Netuno são agora frequentemente classificados na categoria separada degigantes gelados.[2]

Júpiter e Saturno consistem principalmente de hidrogênio e hélio, com elementos mais pesados representando entre 3 a 13% da massa.[3]Acredita-se que eles consistam em uma camada externa dehidrogênio molecularcomprimido em torno de uma camada dehidrogênio metálicolíquido, com provavelmente um núcleo rochoso derretido no interior. A porção mais externa de suaatmosferade hidrogênio contém muitas camadas de nuvens visíveis que são compostas principalmente deáguaeamônia.A camada de hidrogênio metálico localizada no meio do interior compõe a maior parte de todos os gigantes gasosos e é chamada de "metálica" porque apressão atmosféricamuito grande transforma o hidrogênio em um condutor elétrico. Acredita-se que os núcleos dos gigantes gasosos consistam em elementos mais pesados em temperaturas tão altas (20.000K) e pressões que suas propriedades ainda não são completamente compreendidas.[3]

As diferenças definidoras entre umaanã marrom de massa muito baixa(que pode ter uma massa tão baixa quanto cerca de 13 vezes a de Júpiter)[4]e um gigante gasoso são debatidas.[5]Uma escola de pensamento é baseada na formação; o outro, sobre a física do interior.[5]Parte do debate diz respeito se asanãs marronsdevem, por definição, ter experimentado afusão nuclearem algum momento de sua história.

Terminologia

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Ilustração dosPlanetasconsiderados Gigantes Gasosos pertencentes aoSistema Solar,de cima para baixo:Netuno,Urano,SaturnoeJúpiter

O termogigante gasosofoi cunhado em 1952 pelo escritor deficção científicaJames Blish[6]e foi originalmente usado para se referir a todos osplanetas gigantes.É, sem dúvida, um nome impróprio porque na maior parte do volume de todos os planetas gigantes, a pressão é tão alta que a matéria não está na forma gasosa.[7]Além dos sólidos no núcleo e nas camadas superiores daatmosfera,toda a matéria está acima doponto crítico,onde não há distinção entre líquidos e gases.[8]O termo, no entanto, pegou, porque os cientistas planetários normalmente usam "rochoso" ou "terrestre", "gasoso" e "gelado" como abreviaturas para classes de elementos e compostos comumente encontrados como constituintes planetários, independentemente da fase em que a matéria possa aparecer. NoSistema Solarexterno, ohidrogênioe ohéliosão chamados de "gases";água,metanoeamôniacomo "gelados"; esilicatosemetaiscomo "rochoso" ou "terrestre". Nesta terminologia, uma vez queUranoeNetunosão compostos principalmente de gelo, não de gás, eles são mais comumente chamados degigantes geladose distintos dos gigantes gasosos.

Classificação

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Teoricamente, os gigantes gasosos podem ser divididos em cinco classes distintas de acordo com suas propriedades atmosféricas físicas modeladas e, portanto, sua aparência: nuvens deamônia(I), nuvens deágua(II), sem nuvens (III), nuvens demetal alcalino(IV) e nuvens desilicato(V).JúpitereSaturnosão ambos classe I. OsJúpiter quentessão de classe IV ou V.

Extrasolar

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Impressão artística da formação de um gigante gasoso em torno da estrela HD 100546

Gigantes gasosos frios

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Um gigante gasoso frio rico emhidrogênio,mais massivo queJúpiter,mas com menos de 500MTerra(1.6MJ) será apenas um pouco maior em volume que Júpiter.[9]Para massas acima de 500MTerra,agravidadefará com que o planeta encolha (vejamatéria degenerada).[9]

Oaquecimento Kelvin-Helmholtzpode fazer com que um gigante gasoso irradie mais energia do que recebe de sua estrela hospedeira.[10][11]

Anão gasoso

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Ver artigo principal:Anão gasoso

Embora as palavras "gasoso" e "gigante" sejam frequentemente combinadas, os planetas dehidrogênionão precisam ser tão grandes quanto os conhecidos gigantes gasosos doSistema Solar.No entanto, planetas gasosos menores e planetas mais próximos de suaestrelaperderão massa atmosférica mais rapidamente por meio deescape hidrodinâmicodo que planetas maiores e planetas mais distantes.[12][13]

Um anão gasoso pode ser definido como um planeta com um núcleo rochoso que acumulou um espesso envelope dehidrogênio,hélioe outros voláteis, tendo como resultado um raio total entre 1.7 e 3.9raios terrestres.[14][15]

O menorexoplanetaconhecido que provavelmente é um "planeta gasoso" éKepler-138d,que tem a mesma massa que aTerra,mas é 60% maior e, portanto, tem uma densidade que indica um espesso envelope de gás.[16]

Um planeta gasoso de baixa massa ainda pode ter um raio semelhante ao de um gigante gasoso se tiver a temperatura certa.[17]

Precipitação e fenômenos meteorológicos

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Clima joviano

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O calor que é canalizado para cima por tempestades locais é um dos principais fatores do clima em gigantes gasosos. Muito, se não todo, o calor profundo que escapa do interior flui através de grandes tempestades. Esses distúrbios se desenvolvem em pequenos redemoinhos que eventualmente formam tempestades como aGrande Mancha VermelhaemJúpiter.NaTerrae em Júpiter, os raios e o ciclo hidrológico estão intimamente ligados para criar tempestades intensas. Durante uma tempestade terrestre, a condensação libera calor que empurra o ar ascendente para cima. Este motor de "convecção úmida" pode segregar cargas elétricas em diferentes partes de uma nuvem; a reunião dessas cargas é um relâmpago. Portanto, podemos usar relâmpagos para nos sinalizar onde a convecção está acontecendo. Embora Júpiter não tenha oceano ou solo úmido, a convecção úmida parece funcionar de forma semelhante em comparação com a Terra.[18]

Mancha Vermelha de Júpiter

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AGrande Mancha Vermelhaé um sistema de alta pressão localizado no hemisfério sul deJúpiter.[19]A Grande Mancha Vermelha é um poderoso anticiclone, girando a cerca de 430 a 680 quilômetros por hora no sentido anti-horário ao redor do centro.[19]Desde então, a Mancha se tornou conhecido por sua ferocidade, alimentando-se até mesmo de tempestades jovianas menores.[19]As tolinas são compostos orgânicos marrons encontrados na superfície de váriosplanetasque são formados pela exposição à irradiação UV. As tolinas que existem na superfície de Júpiter são sugados para a atmosfera por tempestades e circulação; supõe-se que aqueles tolinas que são ejetados do regolito ficam presos na Grande Mancha Vermelha de Júpiter, fazendo com que ele fique vermelho.

Chuva de hélio em Saturno e Júpiter

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A condensação dehéliocria chuva dehélio líquidoem gigantes gasosos. EmSaturno,essa condensação de hélio ocorre em certas pressões e temperaturas quando o hélio não se mistura com ohidrogênio metálicolíquido presente noplaneta.[20]As regiões de Saturno onde o hélio é insolúvel permitem que o hélio mais denso forme gotículas e atue como fonte de energia, tanto através da liberação de calor latente quanto descendo mais profundamente no centro do planeta.[21]Essa separação de fases leva a gotículas de hélio que caem como chuva através do hidrogênio metálico líquido até atingir uma região mais quente onde se dissolvem nohidrogênio.[20]ComoJúpitere Saturno têm massas totais diferentes, as condições termodinâmicas no interior do planeta podem ser tais que esse processo de condensação seja mais prevalente em Saturno do que em Júpiter.[21]A condensação de hélio pode ser responsável pelo excesso de luminosidade de Saturno, bem como pelo esgotamento de hélio na atmosfera de Júpiter e Saturno de ambos.[21]

Chuva de diamantes em Urano

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O calor interno deUranoé muito baixo. Urano é oplanetamais frio doSistema Solarcom uma temperatura atmosférica superior de -224°C.[22]As seções mais profundas do manto são tão quentes e sob tal pressão que ometanoé decomposto em carbono elementar.[22]A chuva dediamantesé o resultado potencial desse fenômeno.[22]Mais acima na atmosfera, onde as condições são mais amenas, foram detectados produtos dafotólisedo metano (comoacetilenoediacetileno); é provável que haja muita química orgânica interessante (processos potencialmente habilitadores devida) acontecendo nas regiões entre a zona de nucleação de diamantes e a atmosfera superior.[22]

Ver também

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Referências

  1. ↑D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). «Formation of Giant Planets». In: Deeg H., Belmonte J.Handbook of Exoplanets.[S.l.]: Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. pp. 2319–2343.Bibcode:2018haex.bookE.140D.ISBN978-3-319-55332-0.arXiv:1806.05649Acessível livremente.doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140
  2. ↑National Aeronautics and Space Administration website,Ten Things to Know About Neptune
  3. ↑abThe Interior of Jupiter, Guillot et al., inJupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere,Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
  4. ↑Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion».The Astrophysical Journal.770(2): 120.Bibcode:2013ApJ...770..120B.arXiv:1305.0980Acessível livremente.doi:10.1088/0004-637X/770/2/120
  5. ↑abBurgasser, Adam J. (junho de 2008).«Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters»(PDF).Physics Today.Consultado em 11 de janeiro de 2016.Arquivado dooriginal(PDF)em 8 de maio de 2013
  6. ↑Historical Dictionary of Science Fiction,Entry for gas giant n.
  7. ↑D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011).«Giant Planet Formation».In: S. Seager.Exoplanets.[S.l.]: University of Arizona Press, Tucson, AZ. pp. 319–346.Bibcode:2010exop.book..319D.arXiv:1006.5486Acessível livremente
  8. ↑D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). «Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch».Icarus.355.114087 páginas.Bibcode:2021Icar..35514087D.arXiv:2009.05575Acessível livremente.doi:10.1016/j.icarus.2020.114087
  9. ↑abSeager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets».The Astrophysical Journal.669(2): 1279–1297.Bibcode:2007ApJ...669.1279S.arXiv:0707.2895Acessível livremente.doi:10.1086/521346
  10. ↑Patrick G. J. Irwin (2003).Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure.[S.l.]: Springer.ISBN978-3-540-00681-7
  11. ↑«Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation».3750 – Planets, Moons & Rings.Colorado University, Boulder. 2004.Consultado em 13 de março de 2008.Arquivado dooriginalem 21 de junho de 2008
  12. ↑Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10 de março de 2005). «Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres».The Astrophysical Journal.621(2): 1049–1060.Bibcode:2005ApJ...621.1049T.CiteSeerX10.1.1.122.9085Acessível livremente.doi:10.1086/427204
  13. ↑Mass-radius relationships for exoplanets,Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler, and Gilbert W. Collins
  14. ↑Three regimes of extrasolar planets inferred from host star metallicities,Buchhave et al.
  15. ↑D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). «In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets».The Astrophysical Journal.1606(1): in press.Bibcode:2016ApJ...828...33D.arXiv:1606.08088Acessível livremente.doi:10.3847/0004-637X/828/1/33
  16. ↑Cowen, Ron (2014).«Earth-mass exoplanet is no Earth twin».Nature.doi:10.1038/nature.2014.14477
  17. ↑Batygin, Konstantin; Stevenson, David J. (18 de abril de 2013).«Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets»(em inglês).arXiv:1304.5157Acessível livremente.Consultado em 19 de janeiro de 2024
  18. ↑Kerr, Richard A. (11 de fevereiro de 2000).«Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather».Science(em inglês).287(5455): 946–947.ISSN0036-8075.doi:10.1126/science.287.5455.946b
  19. ↑abc«The shape of Jupiter's Great Red Spot is changing. Here's why.».The Planetary Society(em inglês).Consultado em 26 de abril de 2022
  20. ↑abMcIntosh, Gordon (29 de outubro de 2007).«Precipitation in the Solar System».The Physics Teacher(em inglês).45(8). 502 páginas.ISSN0031-921X.doi:10.1119/1.2798364
  21. ↑abcMorales, Miguel A.; Schwegler, Eric; Ceperley, David; Pierleoni, Carlo; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle (3 de fevereiro de 2009).«Phase separation in hydrogen–helium mixtures at Mbar pressures».Proceedings of the National Academy of Sciences(em inglês).106(5): 1324–1329.ISSN0027-8424.PMC2631077Acessível livremente.PMID19171896.doi:10.1073/pnas.0812581106
  22. ↑abcdGibb, Bruce C. (maio de 2015).«The organic Solar System».Nature Chemistry(em inglês).7(5): 364–365.ISSN1755-4349.doi:10.1038/nchem.2241
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