11.3: Atmosfera dos planetas gigantes

objetivos de aprendizagem

Ao final desta seção, você poderá:

• Discuta a composição atmosférica dos planetas gigantes
• Descreva a formação de nuvens e a estrutura atmosférica dos gigantes gasosos
• Caracterize os padrões de vento e clima dos planetas gigantes
• Entenda a escala e a longevidade das tempestades nos planetas gigantes

As atmosferas dos planetas jovianos são as partes que podemos observar ou medir diretamente. Como esses planetas não têm superfícies sólidas, suas atmosferas são mais representativas de suas composições gerais do que é o caso dos planetas terrestres. Essas atmosferas também nos apresentam alguns dos exemplos mais dramáticos de padrões climáticos no sistema solar. Como veremos, as tempestades nesses planetas podem crescer mais do que todo o planeta Terra.

Composição atmosférica

Quando a luz do sol reflete nas atmosferas dos planetas gigantes, os gases atmosféricos deixam suas “impressões digitais” no espectro da luz. As observações espectroscópicas dos planetas jovianos começaram no século XIX, mas por muito tempo os astrônomos não conseguiram interpretar os espectros que observaram. Até a década de 1930, as características mais proeminentes fotografadas nesses espectros permaneceram não identificadas. Então, espectros melhores revelaram a presença de moléculas de metano (CH ₄) e amônia (NH ₃) nas atmosferas de Júpiter e Saturno.

No início, os astrônomos pensaram que o metano e a amônia poderiam ser os principais constituintes dessas atmosferas, mas agora sabemos que o hidrogênio e o hélio são, na verdade, os gases dominantes. A confusão surgiu porque nem o hidrogênio nem o hélio possuem características espectrais facilmente detectadas no espectro visível. Foi só quando a espaçonave Voyager mediu os espectros de infravermelho distante de Júpiter e Saturno que foi possível encontrar uma abundância confiável para o elusivo hélio.

As composições das duas atmosferas são geralmente semelhantes, exceto que em Saturno há menos hélio como resultado da precipitação de hélio que contribui para a fonte interna de energia de Saturno. As medições mais precisas da composição foram feitas em Júpiter pela sonda de entrada Galileo em 1995; como resultado, conhecemos a abundância de alguns elementos na atmosfera joviana ainda melhor do que conhecemos no Sol.

JAMES VAN ALLEN: VÁRIOS PLANETAS EM SEU CURRÍCULO

A carreira do físico James Van Allen abrangeu o nascimento e o crescimento da era espacial, e ele desempenhou um papel importante em seu desenvolvimento. Nascido em Iowa em 1914, Van Allen recebeu seu PhD pela Universidade de Iowa. Ele então trabalhou para várias instituições de pesquisa e serviu na Marinha durante a Segunda Guerra Mundial.

Depois da guerra, Van Allen (Figura\(\PageIndex{1}\)) foi nomeado professor de física na Universidade de Iowa. Ele e seus colaboradores começaram a usar foguetes para explorar a radiação cósmica na atmosfera externa da Terra. Para alcançar altitudes extremamente altas, Van Allen projetou uma técnica na qual um balão se levanta e depois lança um pequeno foguete (o foguete é apelidado de “o foguete”).

Figura\(\PageIndex{1}\) James Van Allen (1914—2006). Nesta fotografia da década de 1950, Van Allen segura um “rockoon”.

Durante um jantar em 1950, Van Allen e vários colegas tiveram a ideia do Ano Geofísico Internacional (IGY), uma oportunidade para cientistas de todo o mundo coordenarem suas investigações sobre a física da Terra, especialmente pesquisas feitas em grandes altitudes. Em 1955, os Estados Unidos e a União Soviética se comprometeram a lançar um satélite em órbita terrestre durante o IGY, uma competição que deu início ao que ficou conhecido como corrida espacial. O IGY (estendido por 18 meses) ocorreu entre julho de 1957 e dezembro de 1958.

A União Soviética venceu a primeira volta da corrida ao lançar o Sputnik 1 em outubro de 1957. O governo dos EUA estimulou seus cientistas e engenheiros a se esforçarem ainda mais para levar algo ao espaço para manter o prestígio do país. No entanto, o principal programa de satélites dos EUA, o Vanguard, teve dificuldades: cada um de seus primeiros lançamentos caiu ou explodiu. Simultaneamente, uma segunda equipe de engenheiros e cientistas de foguetes estava trabalhando silenciosamente em um veículo de lançamento militar chamado Júpiter-C. Van Allen liderou o design dos instrumentos a bordo de um pequeno satélite que esse veículo transportaria. Em 31 de janeiro de 1958, o Explorer 1 de Van Allen se tornou o primeiro satélite dos EUA no espaço.

Ao contrário do Sputnik, o Explorer 1 foi equipado para fazer medições científicas de partículas carregadas de alta energia acima da atmosfera. Van Allen e sua equipe descobriram um cinturão de partículas altamente carregadas ao redor da Terra, e esses cinturões agora levam seu nome. Essa primeira descoberta científica do programa espacial tornou o nome de Van Allen conhecido em todo o mundo.

Van Allen e seus colegas continuaram a medir o ambiente magnético e de partículas ao redor dos planetas com naves espaciais cada vez mais sofisticadas, incluindo as Pioneers 10 e 11, que fizeram pesquisas exploratórias dos ambientes de Júpiter e Saturno. Alguns cientistas também se referem às zonas de partículas carregadas ao redor desses planetas como cinturões de Van Allen. (Certa vez, quando Van Allen estava dando uma palestra na Universidade do Arizona, os estudantes de pós-graduação em ciências planetárias perguntaram se ele deixaria seu cinto na escola. Agora é orgulhosamente exibido como o “cinturão Van Allen” da universidade.)

Van Allen foi um forte defensor da ciência espacial e um eloquente porta-voz sênior da comunidade científica americana, alertando a NASA para não colocar todos os seus esforços em voos espaciais humanos, mas também usar naves espaciais robóticas como ferramentas produtivas para a exploração espacial.

Nuvens e estrutura atmosférica

As nuvens de Júpiter (Figura\(\PageIndex{2}\)) estão entre as vistas mais espetaculares do sistema solar, muito apreciadas pelos criadores de filmes de ficção científica. Eles variam em cores do branco ao laranja, do vermelho ao marrom, girando e torcendo em um caleidoscópio de padrões em constante mudança. Saturno mostra uma atividade de nuvem semelhante, mas muito mais moderada; em vez de cores vivas, suas nuvens têm uma tonalidade de caramelo quase uniforme (Figura\(\PageIndex{3}\)),

Figura Nuvens coloridas de\(\PageIndex{3}\) Júpiter. As cores vibrantes das nuvens em Júpiter apresentam um quebra-cabeça para os astrônomos: dadas as temperaturas baixas e a composição de quase 90% de hidrogênio, a atmosfera deve ser incolor. Uma hipótese sugere que talvez compostos de hidrogênio coloridos surjam de áreas quentes. As cores reais são um pouco mais suaves, conforme mostrado na Figura\(11.1.1\).

Gases diferentes congelam em diferentes temperaturas. Nas temperaturas e pressões das atmosferas superiores de Júpiter e Saturno, o metano continua sendo um gás, mas a amônia pode condensar e congelar. (Da mesma forma, o vapor de água se condensa no alto da atmosfera da Terra para produzir nuvens de cristais de gelo.) As nuvens primárias que vemos ao redor desses planetas, seja de uma espaçonave ou de um telescópio, são compostas por cristais de amônia congelados. As nuvens de amônia marcam a borda superior das troposferas dos planetas; acima dela está a estratosfera, a parte mais fria da atmosfera. (Essas camadas foram inicialmente definidas na Terra como um planeta.)

Figura\(\PageIndex{4}\) Saturno ao longo de cinco anos. Essas belas imagens de Saturno foram registradas pelo Telescópio Espacial Hubble entre 1996 e 2000. Como Saturno está inclinado em 27°, vemos a orientação dos anéis de Saturno ao redor do equador mudar à medida que o planeta se move ao longo de sua órbita. Observe as faixas horizontais na atmosfera.

Os diagramas na Figura\(\PageIndex{5}\) mostram a estrutura e as nuvens nas atmosferas de todos os quatro planetas jovianos. Tanto em Júpiter quanto em Saturno, a temperatura próxima ao topo das nuvens é de cerca de 140 K (apenas um pouco mais fria que as calotas polares de Marte). Em Júpiter, esse nível de nuvem está a uma pressão de cerca de 0,1 bar (um décimo da pressão atmosférica na superfície da Terra), mas em Saturno ocorre mais abaixo na atmosfera, a cerca de 1 bar. Como as nuvens de amônia estão muito mais profundas em Saturno, elas são mais difíceis de ver, e a aparência geral do planeta é muito mais branda do que a aparência de Júpiter.

Figura Estrutura\(\PageIndex{5}\) atmosférica dos planetas jovianos. Em cada diagrama, a linha amarela mostra como a temperatura (veja a escala na parte inferior) muda com a altitude (veja a escala à esquerda). A localização das camadas principais em cada planeta também é mostrada.

Dentro das troposferas desses planetas, a temperatura e a pressão aumentam com a profundidade. Por meio de quebras nas nuvens de amônia, podemos ver vislumbres tentadores de outras camadas de nuvens que podem se formar nessas regiões mais profundas da atmosfera — regiões que foram amostradas diretamente para Júpiter pela sonda Galileo que caiu no planeta.

Ao descer para uma pressão de 5 bar, a sonda deveria ter passado para uma região de nuvens de água congelada e, abaixo, para nuvens de gotículas de água líquida, talvez semelhantes às nuvens comuns da troposfera terrestre. Pelo menos é o que os cientistas esperavam. Mas a sonda não viu nuvens de água e mediu uma abundância surpreendentemente baixa de vapor de água na atmosfera. Logo ficou claro para os cientistas do Galileo que a sonda descia por uma região da atmosfera excepcionalmente seca e sem nuvens — uma corrente gigante de gás frio e seco. Andrew Ingersoll, da Caltech, membro da equipe Galileo, chamou esse local de entrada de “deserto” de Júpiter. É uma pena que a sonda não tenha entrado em uma região mais representativa, mas essa é a sorte do sorteio cósmico. A sonda continuou a fazer medições até uma pressão de 22 bar, mas não encontrou outras camadas de nuvens antes que seus instrumentos parassem de funcionar. Ele também detectou tempestades com raios, mas apenas a grandes distâncias, sugerindo ainda que a própria sonda estava em uma região de clima claro.

Acima das nuvens visíveis de amônia na atmosfera de Júpiter, encontramos a estratosfera clara, que atinge uma temperatura mínima próxima a 120 K. Em altitudes ainda mais altas, as temperaturas sobem novamente, assim como na alta atmosfera da Terra, porque aqui as moléculas absorvem a luz ultravioleta do Sol. As cores das nuvens são devidas às impurezas, o produto de reações químicas entre os gases atmosféricos em um processo que chamamos de fotoquímica. Na alta atmosfera de Júpiter, as reações fotoquímicas criam uma variedade de compostos bastante complexos de hidrogênio e carbono que formam uma fina camada de poluição muito acima das nuvens visíveis. Mostramos essa poluição como uma região laranja difusa na Figura\(\PageIndex{5}\); no entanto, essa fina camada não bloqueia nossa visão das nuvens abaixo dela.

A atmosfera visível de Saturno é composta por aproximadamente 75% de hidrogênio e 25% de hélio, com vestígios de metano, etano, propano e outros hidrocarbonetos. A estrutura geral é semelhante à de Júpiter. As temperaturas são um pouco mais frias, no entanto, e a atmosfera é mais extensa devido à menor gravidade superficial de Saturno. Assim, as camadas são esticadas por uma distância maior, como você pode ver na Figura\(\PageIndex{5}\). No geral, porém, as mesmas regiões atmosféricas, nuvens de condensação e reações fotoquímicas que vemos em Júpiter devem estar presentes em Saturno (Figura\(\PageIndex{6}\)).

Figura Estrutura da\(\PageIndex{6}\) nuvem em Saturno. Nesta imagem da Cassini, as cores foram intensificadas, para que possamos ver as faixas, zonas e tempestades na atmosfera. A faixa escura é a sombra dos anéis do planeta. (crédito: NASA/JPL-Caltech/Instituto de Ciência Espacial)

Saturno tem uma estrutura de nuvem anômala que tem confundido os cientistas: um padrão de onda hexagonal ao redor do pólo norte, mostrado na Figura\(\PageIndex{7}\). Cada um dos seis lados do hexágono é maior do que o diâmetro da Terra. Os ventos também são extremamente altos em Saturno, com velocidades de até 1800 quilômetros por hora medidas perto do equador.

Figura padrão\(\PageIndex{7}\) hexagonal no Pólo Norte de Saturno. Nesta imagem noturna infravermelha da missão Cassini, o caminho da corrente de jato hexagonal de Saturno é visível quando o pólo norte do planeta emerge da escuridão do inverno.

Veja imagens do hexágono de Saturno com cores exageradas neste breve vídeo da NASA.

Ao contrário de Júpiter e Saturno, Urano é quase totalmente sem características, visto em comprimentos de onda que variam do ultravioleta ao infravermelho (veja sua imagem um tanto chata na foto do capítulo). Os cálculos indicam que a estrutura atmosférica básica de Urano deve ser semelhante à de Júpiter e Saturno, embora suas nuvens superiores (no nível de pressão de 1 bar) sejam compostas de metano em vez de amônia. No entanto, a ausência de uma fonte de calor interna suprime o movimento para cima e para baixo e leva a uma atmosfera muito estável com pouca estrutura visível.

Netuno difere de Urano em sua aparência, embora suas temperaturas atmosféricas básicas sejam semelhantes. As nuvens superiores são compostas por metano, que forma uma fina camada de nuvens perto do topo da troposfera a uma temperatura de 70 K e uma pressão de 1,5 bar. A maior parte da atmosfera acima desse nível é clara e transparente, com menos neblina do que a encontrada em Urano. A dispersão da luz solar pelas moléculas de gás confere a Netuno uma cor azul pálida semelhante à da atmosfera terrestre (Figura\(\PageIndex{8}\)). Outra camada de nuvem, talvez composta por partículas de gelo de sulfeto de hidrogênio, existe abaixo das nuvens de metano a uma pressão de 3 bar.

Figura\(\PageIndex{8}\) Netuno. O planeta Netuno é visto aqui como fotografado pela Voyager em 1989. A cor azul, exagerada com o processamento do computador, é causada pela dispersão da luz solar na alta atmosfera do planeta.

Ao contrário de Urano, Netuno tem uma atmosfera na qual correntes de convecção — correntes verticais de gás — emanam do interior, alimentadas pela fonte interna de calor do planeta. Essas correntes transportam gás quente acima do nível da nuvem de 1,5 bar, formando nuvens adicionais em altitudes cerca de 75 quilômetros acima. Essas nuvens de alta altitude formam padrões brancos brilhantes contra o planeta azul abaixo. A Voyager fotografou sombras distintas no topo das nuvens de metano, permitindo calcular as altitudes das altas nuvens. A figura\(\PageIndex{9}\) é um notável resumo das camadas externas de Netuno que nunca poderiam ter sido obtidas da Terra.

Figura Nuvens\(\PageIndex{9}\) altas na atmosfera de Netuno. Essas nuvens de cirros estreitas e brilhantes são feitas de cristais de gelo de metano. A partir das sombras que projetam na camada mais espessa de nuvens abaixo, podemos medir que elas são cerca de 75 quilômetros mais altas do que as nuvens principais.

Ventos e clima

As atmosferas dos planetas jovianos têm muitas regiões de alta pressão (onde há mais ar) e baixa pressão (onde há menos). Assim como na Terra, o ar flui entre essas regiões, estabelecendo padrões de vento que são então distorcidos pela rotação do planeta. Ao observar as mudanças nos padrões de nuvens nos planetas jovianos, podemos medir a velocidade do vento e rastrear a circulação de suas atmosferas.

Os movimentos atmosféricos que vemos nesses planetas são fundamentalmente diferentes daqueles nos planetas terrestres. Os gigantes giram mais rápido e sua rotação rápida tende a se espalhar pela circulação em padrões horizontais (leste-oeste) paralelos ao equador. Além disso, não há superfície sólida abaixo da atmosfera contra a qual os padrões de circulação possam se esfregar e perder energia (é assim que as tempestades tropicais na Terra acabam desaparecendo quando chegam à terra).

Como vimos, em todos os gigantes, exceto Urano, o calor de dentro contribui com tanta energia para a atmosfera quanto a luz solar de fora. Isso significa que correntes de convecção profunda de ar quente ascendente e ar mais frio descendo circulam pelas atmosferas dos planetas na direção vertical.

As principais características das nuvens visíveis de Júpiter (veja Figura\(11.1.1\) e Figura\(\PageIndex{3}\), por exemplo) são faixas escuras e claras alternadas que se estendem ao redor do planeta paralelamente ao equador. Essas bandas são características semipermanentes, embora mudem de intensidade e posição de ano para ano. Consistente com a pequena inclinação do eixo de Júpiter, o padrão não muda com as estações.

Mais fundamentais do que essas faixas são os padrões de vento leste-oeste subjacentes na atmosfera, que parecem não mudar em nada, mesmo ao longo de muitas décadas. Eles são ilustrados na Figura\(\PageIndex{10}\), que indica a intensidade dos ventos em cada latitude dos planetas gigantes. No equador de Júpiter, uma corrente de jato flui para o leste com uma velocidade de cerca de 90 metros por segundo (300 quilômetros por hora), semelhante à velocidade das correntes de jato na alta atmosfera da Terra. Em latitudes mais altas, existem riachos alternados que se movem para leste e oeste, com cada hemisfério uma imagem espelhada quase perfeita do outro. Saturno mostra um padrão semelhante, mas com uma corrente de jato equatorial muito mais forte, como observamos anteriormente.

Figura\(\PageIndex{10}\) Ventos nos planetas gigantes. Esta imagem compara os ventos dos planetas gigantes, ilustrando que a velocidade do vento (mostrada no eixo horizontal) e a direção do vento variam com a latitude (mostrada no eixo vertical). Os ventos são medidos em relação à velocidade de rotação interna do planeta. Uma velocidade positiva significa que os ventos estão soprando na mesma direção, mas mais rápido que a rotação interna do planeta. Uma velocidade negativa significa que os ventos estão soprando mais lentamente do que a rotação interna do planeta. Observe que os ventos de Saturno se movem mais rápido do que os dos outros planetas.

As zonas de luz em Júpiter são regiões de ressurgência de ar cobertas por nuvens de cirros de amônia branca. Aparentemente, eles representam os topos das correntes de convecção que se movem para cima. ¹ Os cinturões mais escuros são regiões onde a atmosfera mais fria se move para baixo, completando o ciclo de convecção; eles são mais escuros porque menos nuvens de amônia significam que podemos ver mais profundamente a atmosfera, talvez até uma região de nuvens de hidrossulfeto de amônio (NH ₄ SH). A sonda Galileo amostrou uma das mais claras dessas correntes de ar descendente secas.

Apesar das estações estranhas induzidas pela inclinação de 98° de seu eixo, a circulação básica de Urano é paralela ao seu equador, como é o caso de Júpiter e Saturno. A massa da atmosfera e sua capacidade de armazenar calor são tão grandes que os períodos alternados de 42 anos de luz solar e escuridão têm pouco efeito. Na verdade, as medições da Voyager mostram que a temperatura atmosférica é até alguns graus mais alta no lado escuro do inverno do que no hemisfério voltado para o Sol. Essa é outra indicação de que o comportamento dessas atmosferas de planetas gigantes é um problema complexo que não entendemos totalmente.

O clima de Netuno é caracterizado por fortes ventos de leste-oeste, geralmente semelhantes aos observados em Júpiter e Saturno. As maiores velocidades de vento perto de seu equador atingem 2100 quilômetros por hora, ainda mais altas do que os ventos de pico em Saturno. A corrente de jato equatorial de Netuno na verdade se aproxima de velocidades supersônicas (mais rápidas do que a velocidade do som no ar de Netuno).

Tempestades gigantes em planetas gigantes

Sobrepostos aos padrões regulares de circulação atmosférica que acabamos de descrever, há muitos distúrbios locais — sistemas climáticos ou tempestades, para emprestar o termo que usamos na Terra. As mais proeminentes são grandes regiões ovais de alta pressão em Júpiter (Figura\(\PageIndex{11}\)) e Netuno.

Figura\(\PageIndex{11}\) Tempestades em Júpiter. Dois exemplos de tempestades em Júpiter ilustram o uso de cores e contrastes aprimorados para destacar traços tênues. (a) As três tempestades brancas de formato oval abaixo e à esquerda da Grande Mancha Vermelha de Júpiter são altamente ativas e se aproximaram ao longo de sete meses entre 1994 e 1995. (b) As nuvens de Júpiter são turbulentas e em constante mudança, conforme mostrado nesta imagem do Telescópio Espacial Hubble de 2007.

A maior e mais famosa das tempestades de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, um oval avermelhado no hemisfério sul que muda lentamente; tinha 25.000 quilômetros de extensão quando a Voyager chegou em 1979, mas havia encolhido para 20.000 quilômetros até o final da missão Galileo em 2000 (Figura\(\PageIndex{12}\)). A tempestade gigante persiste na atmosfera de Júpiter desde que os astrônomos puderam observá-la pela primeira vez após a invenção do telescópio, há mais de 300 anos. No entanto, continuou a diminuir, levantando especulações de que poderemos ver seu fim em algumas décadas.

Figura A Grande Mancha Vermelha de\(\PageIndex{12}\) Júpiter. Este é o maior sistema de tempestades em Júpiter, visto durante o sobrevoo da espaçonave Voyager. Abaixo e à direita da Mancha Vermelha está uma das ovais brancas, que são características de alta pressão semelhantes, mas menores. O oval branco tem aproximadamente o tamanho do planeta Terra, para dar uma ideia da enorme escala dos padrões climáticos que estamos vendo. As cores na imagem de Júpiter foram um pouco exageradas aqui para que os astrônomos (e estudantes de astronomia) possam estudar suas diferenças com mais eficiência. Veja\(11.1.1\) a Figura para ter uma ideia melhor das cores que seus olhos realmente veriam perto de Júpiter.

Além de sua longevidade, a Mancha Vermelha difere das tempestades terrestres por ser uma região de alta pressão; em nosso planeta, essas tempestades são regiões de menor pressão. A rotação da Mancha Vermelha no sentido anti-horário tem um período de seis dias. Três distúrbios semelhantes, mas menores (quase tão grandes quanto a Terra) se formaram em Júpiter na década de 1930. Parecem ovais brancos, e um pode ser visto claramente abaixo e à direita da Grande Mancha Vermelha na Figura\(\PageIndex{12}\). Em 1998, a espaçonave Galileo viu duas dessas ovais colidirem e se fundiram em uma.

Não sabemos o que causa a Grande Mancha Vermelha ou os ovais brancos, mas temos uma ideia de como eles podem durar tanto tempo depois de se formarem. Na Terra, a vida útil de um grande furacão ou tufão oceânico é normalmente de algumas semanas, ou até menos quando ele se move pelos continentes e encontra atrito com a terra. Júpiter não tem superfície sólida para retardar um distúrbio atmosférico; além disso, o tamanho dos distúrbios lhes confere estabilidade. Podemos calcular que em um planeta sem superfície sólida, a vida útil de qualquer coisa tão grande quanto a Mancha Vermelha deve ser medida em séculos, enquanto a vida útil dos ovais brancos deve ser medida em décadas, o que é basicamente o que observamos.

Apesar do tamanho menor de Netuno e das diferentes composições de nuvens, a Voyager mostrou que ela tinha uma característica atmosférica surpreendentemente semelhante à Grande Mancha Vermelha de Júpiter. A Grande Mancha Escura de Netuno tinha quase 10.000 quilômetros de comprimento (Figura\(\PageIndex{8}\)). Em ambos os planetas, as tempestades gigantes formadas na latitude 20° S, tinham a mesma forma e ocupavam aproximadamente a mesma fração do diâmetro do planeta. A Grande Mancha Escura girou com um período de 17 dias, contra cerca de 6 dias para a Grande Mancha Vermelha. No entanto, quando o Telescópio Espacial Hubble examinou Netuno em meados da década de 1990, os astrônomos não conseguiram encontrar nenhum vestígio da Grande Mancha Escura em suas imagens.

Embora muitos dos detalhes do clima nos planetas jovianos ainda não tenham sido compreendidos, é claro que, se você é fã de um clima dramático, esses mundos são o lugar certo. Estudamos as características dessas atmosferas não apenas pelo que elas têm a nos ensinar sobre as condições nos planetas jovianos, mas também porque esperamos que elas possam nos ajudar a entender um pouco melhor o clima na Terra.

Exemplo\(\PageIndex{1}\)

As velocidades do vento em sistemas circulares de tempestades podem ser formidáveis tanto na Terra quanto nos planetas gigantes. Pense em nossos grandes furacões terrestres. Se você observar o comportamento deles nas imagens de satélite mostradas nas tomadas meteorológicas, verá que elas precisam de cerca de um dia para girar. Se uma tempestade tem um diâmetro de 400 km e gira uma vez em 24 h, qual é a velocidade do vento?

Solução

Velocidade é igual à distância dividida pelo tempo. A distância nesse caso é a circunferência (\(2 \pi R\)ou\(\pi d\)), ou aproximadamente 1250 km, e o tempo é 24 h, então a velocidade na borda da tempestade seria de cerca de 52 km/h. Em direção ao centro da tempestade, as velocidades do vento podem ser muito maiores.

Exercício\(\PageIndex{1}\)

A Grande Mancha Vermelha de Júpiter gira em 6 d e tem uma circunferência equivalente a um círculo com raio de 10.000 km. Calcule a velocidade do vento na borda externa do ponto.

Resposta

Para a Grande Mancha Vermelha de Júpiter, a circunferência (\(2 \pi R\)) é de cerca de 63.000 km. Seis d é igual a 144 h, sugerindo uma velocidade de cerca de 436 km/h. Isso é muito mais rápido do que a velocidade do vento na Terra.

Conceitos principais e resumo

Os quatro planetas gigantes geralmente têm atmosferas semelhantes, compostas principalmente de hidrogênio e hélio. Suas atmosferas contêm pequenas quantidades de gás metano e amônia, os quais também se condensam para formar nuvens. Camadas de nuvens mais profundas (invisíveis) consistem em água e possivelmente hidrossulfeto de amônio (Júpiter e Saturno) e sulfeto de hidrogênio (Netuno). Nas atmosferas superiores, os hidrocarbonetos e outros compostos vestigiais são produzidos pela fotoquímica. Não sabemos exatamente o que causa as cores nas nuvens de Júpiter. Os movimentos atmosféricos nos planetas gigantes são dominados pela circulação leste-oeste. Júpiter exibe os padrões de nuvens mais ativos, com Netuno em segundo lugar. Saturno é geralmente brando, apesar de suas velocidades de vento extremamente altas, e Urano não tem características (talvez devido à falta de uma fonte interna de calor). Grandes tempestades (sistemas ovais de alta pressão, como a Grande Mancha Vermelha em Júpiter e a Grande Mancha Escura em Netuno) podem ser encontradas em algumas das atmosferas do planeta.

Notas de pé

¹ Lembre-se dos capítulos anteriores de que a convecção é um processo no qual líquidos, aquecidos por baixo, têm regiões onde o material quente sobe e o material mais frio desce. Você pode ver a convecção em ação se aquecer a aveia no fogão ou assistir a sopa de missô ferver.

Glossário

fotoquímica

alterações químicas causadas pela radiação eletromagnética