Atmosfera de Júpiter - Atmosphere of Jupiter

Nuvens rodopiantes de Júpiter, em uma imagem em cores reais tirada pelo Telescópio Espacial Hubble em abril de 2017

A atmosfera de Júpiter é o maior atmosfera planetária no Sistema Solar . É principalmente feito de hidrogênio molecular e hélio em proporções aproximadamente solares ; outros compostos químicos estão presentes apenas em pequenas quantidades e incluem metano , amônia , sulfeto de hidrogênio e água . Embora se acredite que a água resida nas profundezas da atmosfera, sua concentração medida diretamente é muito baixa. As abundâncias de nitrogênio , enxofre e gases nobres na atmosfera de Júpiter excedem os valores solares por um fator de cerca de três.

A atmosfera de Júpiter carece de um limite inferior claro e faz uma transição gradual para o interior líquido do planeta. Do mais baixo ao mais alto, as camadas atmosféricas são a troposfera , estratosfera , termosfera e exosfera . Cada camada tem gradientes de temperatura característicos . A camada mais baixa, a troposfera, possui um complicado sistema de nuvens e neblinas, compreendendo camadas de amônia, hidrossulfeto de amônio e água. As nuvens de amônia superiores visíveis na superfície de Júpiter são organizadas em uma dúzia de bandas zonais paralelas ao equador e são delimitadas por poderosos fluxos atmosféricos zonais (ventos) conhecidos como jatos . As faixas alternam em cores: as faixas escuras são chamadas de cintos , enquanto as claras são chamadas de zonas . As zonas, que são mais frias do que os cinturões, correspondem a ressurgências, enquanto os cinturões marcam o gás descendente. Acredita-se que a cor mais clara das zonas resulte do gelo de amônia; o que dá às correias suas cores mais escuras é incerto. As origens da estrutura em faixas e dos jatos não são bem compreendidas, embora existam um "modelo raso" e um "modelo profundo".

A atmosfera de Júpiter mostra uma ampla gama de fenômenos ativos, incluindo instabilidades de banda, vórtices ( ciclones e anticiclones ), tempestades e relâmpagos. Os vórtices se revelam como grandes manchas vermelhas, brancas ou marrons (ovais). Os dois maiores pontos são a Grande Mancha Vermelha (GRS) e Oval BA , que também é vermelha. Essas duas e a maioria das outras manchas grandes são anticiclônicas. Os anticiclones menores tendem a ser brancos. Os vórtices são considerados estruturas relativamente rasas, com profundidades que não excedem várias centenas de quilômetros. Localizado no hemisfério sul, o GRS é o maior vórtice conhecido do Sistema Solar. Ele pode engolfar duas ou três Terras e já existe há pelo menos trezentos anos. Oval BA, ao sul de GRS, é uma mancha vermelha com um terço do tamanho do GRS que se formou em 2000 a partir da fusão de três ovais brancas.

Júpiter tem tempestades poderosas, geralmente acompanhadas de quedas de raios. As tempestades são resultado da convecção úmida na atmosfera ligada à evaporação e condensação da água. São locais de forte movimento ascendente do ar, o que leva à formação de nuvens densas e brilhantes. As tempestades se formam principalmente nas regiões do cinturão. Os relâmpagos em Júpiter são centenas de vezes mais poderosos do que os vistos na Terra e presume-se que estejam associados às nuvens de água. Observações recentes de Juno sugerem que os relâmpagos de Júpiter ocorram acima da altitude das nuvens de água (3-7 bares). Uma separação de carga entre as gotas de água de amônia líquida que caem e as partículas de gelo de água podem gerar os relâmpagos de maior altitude. Relâmpagos atmosféricos superiores também foram observados 260 km acima do nível de 1 barra.

Estrutura vertical

Estrutura vertical da atmosfera de Júpiter. Observe que a temperatura cai junto com a altitude acima da tropopausa. A sonda atmosférica Galileo parou de transmitir a uma profundidade de 132 km abaixo da "superfície" de 1 bar de Júpiter.

A atmosfera de Júpiter é classificada em quatro camadas, aumentando a altitude: a troposfera , estratosfera , termosfera e exosfera . Ao contrário da atmosfera da Terra , a de Júpiter não possui mesosfera . Júpiter não tem uma superfície sólida e a camada atmosférica mais baixa, a troposfera, faz uma transição suave para o interior fluido do planeta. Isso é o resultado de ter temperaturas e pressões bem acima dos pontos críticos para hidrogênio e hélio, o que significa que não há uma fronteira nítida entre as fases gasosa e líquida. O hidrogênio se torna um fluido supercrítico a uma pressão de cerca de 12 bar.

Como o limite inferior da atmosfera é mal definido, o nível de pressão de 10  bar , a uma altitude de cerca de 90 km abaixo de 1 bar com uma temperatura de cerca de 340  K , é comumente tratado como a base da troposfera. Na literatura científica, o nível de pressão de 1 bar é geralmente escolhido como um ponto zero para altitudes - uma "superfície" de Júpiter. Como é geralmente o caso, a camada atmosférica superior, a exosfera, não tem um limite superior específico. A densidade diminui gradualmente até fazer uma transição suave para o interior do planeta, aproximadamente 5.000 km acima da "superfície".

Os gradientes verticais de temperatura na atmosfera de Júpiter são semelhantes aos da atmosfera da Terra . A temperatura da troposfera diminui com a altura até atingir um mínimo na tropopausa , que é o limite entre a troposfera e a estratosfera. Em Júpiter, a tropopausa está aproximadamente 50 km acima das nuvens visíveis (ou nível de 1 bar), onde a pressão e a temperatura são cerca de 0,1 bar e 110 K. Na estratosfera, as temperaturas sobem para cerca de 200 K na transição para a termosfera , a uma altitude e pressão de cerca de 320 km e 1 μbar. Na termosfera, as temperaturas continuam a subir, eventualmente atingindo 1000 K a cerca de 1000 km, onde a pressão é de cerca de 1 nbar.

A troposfera de Júpiter contém uma estrutura de nuvem complicada. As nuvens superiores, localizadas na faixa de pressão de 0,6–0,9 bar, são feitas de gelo de amônia. Abaixo dessas nuvens de gelo de amônia, nuvens mais densas feitas de hidrossulfeto de amônio ((NH 4 ) SH) ou sulfeto de amônio ((NH 4 ) 2 S, entre 1–2 bar) e água (3–7 bar) existem. Não há nuvens de metano porque as temperaturas são muito altas para condensar. As nuvens de água formam a camada mais densa de nuvens e têm a maior influência na dinâmica da atmosfera. Isso é resultado do maior calor de condensação da água e maior abundância de água em comparação com a amônia e o sulfeto de hidrogênio (o oxigênio é um elemento químico mais abundante do que o nitrogênio ou o enxofre). Várias camadas de névoa troposférica (em 200-500 mbar) e estratosférica (em 10-100 mbar) residem acima das camadas principais de nuvens. Os últimos são feitos de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos pesados ​​condensados ou hidrazina , que são gerados na estratosfera superior (1–100 μbar) do metano sob a influência da radiação ultravioleta solar (UV). A abundância de metano em relação ao hidrogênio molecular na estratosfera é de cerca de 10 −4 , enquanto a proporção de abundância de outros hidrocarbonetos leves, como etano e acetileno, para o hidrogênio molecular é de cerca de 10 −6 .

A termosfera de Júpiter está localizada a pressões inferiores a 1 μbar e demonstra fenômenos como luminescência , auroras polares e emissões de raios-X . Dentro dele estão camadas de densidade aumentada de elétrons e íons que formam a ionosfera . As altas temperaturas prevalentes na termosfera (800–1000 K) ainda não foram totalmente explicadas; modelos existentes prevêem uma temperatura não superior a cerca de 400 K. Eles podem ser causados ​​pela absorção de radiação solar de alta energia (UV ou raios-X), pelo aquecimento das partículas carregadas que precipitam da magnetosfera de Júpiter, ou pela dissipação de propagação de ondas gravitacionais . A termosfera e a exosfera nos pólos e em latitudes baixas emitem raios-X, que foram observados pela primeira vez pelo Observatório Einstein em 1983. As partículas energéticas provenientes da magnetosfera de Júpiter criam ovais aurorais brilhantes, que circundam os pólos. Ao contrário de seus análogos terrestres, que aparecem apenas durante as tempestades magnéticas , as auroras são características permanentes da atmosfera de Júpiter. A termosfera foi o primeiro lugar fora da Terra onde o cátion trihidrogênio ( H+
3
) foi descoberto. Este íon emite fortemente na parte do infravermelho médio do espectro, em comprimentos de onda entre 3 e 5 μm; este é o principal mecanismo de resfriamento da termosfera.

Composição química

Abundâncias elementares em relação ao hidrogênio
em Júpiter e no Sol
Elemento sol Júpiter / Sol
He / H 0,0975 0,807 ± 0,02
Ne / H 1,23 × 10 −4 0,10 ± 0,01
Ar / H 3,62 × 10 −6 2,5 ± 0,5
Kr / H 1,61 × 10 −9 2,7 ± 0,5
Xe / H 1,68 × 10 −10 2,6 ± 0,5
C / H 3,62 × 10 −4 2,9 ± 0,5
N / H 1,12 × 10 −4 3,6 ± 0,5 (8 bar)

3,2 ± 1,4 (9-12 bar)

O / H 8,51 × 10 −4 0,033 ± 0,015 (12 bar)

0,19–0,58 (19 bar)

P / H 3,73 × 10 −7 0,82
S / H 1,62 × 10 −5 2,5 ± 0,15
Razões isotópicas em Júpiter e Sol
Razão sol Júpiter
13 C / 12 C 0,011 0,0108 ± 0,0005
15 N / 14 N <2,8 × 10 −3 2,3 ± 0,3 × 10 −3

(0,08–2,8 bar)

36 Ar / 38 Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25
20 Ne / 22 Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2
3 He / 4 He 1,5 ± 0,3 × 10 −4 1,66 ± 0,05 × 10 −4
D / H 3,0 ± 0,17 × 10 −5 2,25 ± 0,35 × 10 −5

A composição da atmosfera de Júpiter é semelhante à do planeta como um todo. A atmosfera de Júpiter é a mais compreensível de todos os gigantes gasosos porque foi observada diretamente pela sonda atmosférica Galileu quando entrou na atmosfera de Júpiter em 7 de dezembro de 1995. Outras fontes de informação sobre a composição atmosférica de Júpiter incluem o Observatório Espacial Infravermelho ( ISO), os orbitadores Galileo e Cassini e observações baseadas na Terra.

Os dois principais constituintes da atmosfera de Júpiter são o hidrogênio molecular ( H
2
) e hélio . A abundância de hélio é 0,157 ± 0,004 em relação ao hidrogênio molecular por número de moléculas, e sua fração de massa é 0,234 ± 0,005 , que é ligeiramente inferior ao valor primordial do Sistema Solar . A razão para essa baixa abundância não é totalmente compreendida, mas parte do hélio pode ter se condensado no núcleo de Júpiter. É provável que essa condensação seja na forma de chuva de hélio: à medida que o hidrogênio passa ao estado metálico em profundidades superiores a 10.000 km, o hélio se separa dele formando gotículas que, sendo mais densas que o hidrogênio metálico, descem em direção ao núcleo. Isso também pode explicar o esgotamento severo do neon (ver Tabela), um elemento que se dissolve facilmente em gotículas de hélio e também seria transportado nelas em direção ao núcleo.

A atmosfera contém vários compostos simples como água , metano (CH 4 ), sulfeto de hidrogênio (H 2 S), amônia (NH 3 ) e fosfina (PH 3 ). Sua abundância na troposfera profunda (abaixo de 10 bar) implica que a atmosfera de Júpiter é enriquecida nos elementos carbono , nitrogênio , enxofre e possivelmente oxigênio por um fator de 2–4 em relação ao Sol. Os gases nobres argônio , criptônio e xenônio também aparecem em abundância em relação aos níveis solares (ver tabela), enquanto o néon é mais escasso. Outros compostos químicos, tais como a arsenamina (ASH 3 ) e pertinente (GeH 4 ) estão presentes apenas em quantidades vestigiais. A alta atmosfera de Júpiter contém pequenas quantidades de hidrocarbonetos simples , como etano , acetileno e diacetileno , que se formam a partir do metano sob a influência da radiação ultravioleta solar e partículas carregadas provenientes da magnetosfera de Júpiter . O dióxido de carbono , monóxido de carbono e de água presente na atmosfera superior são pensados para originar de impacto cometas , tais como Shoemaker-Levy 9 . A água não pode vir da troposfera porque a tropopausa fria atua como uma armadilha fria, evitando efetivamente que a água suba para a estratosfera (consulte Estrutura vertical acima).

Medições baseadas na Terra e em espaçonaves levaram a um melhor conhecimento das razões isotópicas na atmosfera de Júpiter. Em julho de 2003, o valor aceito para a abundância de deutério é (2,25 ± 0,35) × 10 −5 , o que provavelmente representa o valor primordial na nebulosa protosolar que deu origem ao Sistema Solar. A proporção de isótopos de nitrogênio na atmosfera de Júpiter, 15 N a 14 N , é 2,3 × 10 −3 , um terço menor do que na atmosfera da Terra (3,5 × 10 −3 ). A última descoberta é especialmente significativa, uma vez que as teorias anteriores da formação do Sistema Solar consideravam o valor terrestre para a proporção de isótopos de nitrogênio como primordial.

Zonas, cintos e jatos

Uma projeção estereográfica polar da atmosfera de Júpiter centrada no pólo sul de Júpiter

A superfície visível de Júpiter é dividida em várias bandas paralelas ao equador. Existem dois tipos de faixas: zonas de cores claras e faixas relativamente escuras . A Zona Equatorial (EZ) mais ampla se estende entre latitudes de aproximadamente 7 ° S a 7 ° N. Acima e abaixo da EZ, os cinturões Norte e Sul Equatorial (NEB e SEB) estendem-se até 18 ° N e 18 ° S, respectivamente. Mais longe do equador estão as zonas tropicais norte e sul (NtrZ e STrZ). O padrão alternado de cinturões e zonas continua até as regiões polares em aproximadamente 50 graus de latitude, onde sua aparência visível torna-se um pouco apagada. A estrutura básica da zona da cintura provavelmente se estende bem em direção aos pólos, alcançando pelo menos 80 ° Norte ou Sul.

A diferença na aparência entre zonas e cinturões é causada por diferenças na opacidade das nuvens. A concentração de amônia é maior em zonas, o que leva ao aparecimento de nuvens mais densas de gelo de amônia em altitudes mais elevadas, o que, por sua vez, leva à sua cor mais clara. Por outro lado, nos cinturões as nuvens são mais finas e localizadas em altitudes mais baixas. A alta troposfera é mais fria em zonas e mais quente em cinturões. A natureza exata dos produtos químicos que tornam as zonas e faixas de Júpiter tão coloridas não é conhecida, mas eles podem incluir compostos complicados de enxofre , fósforo e carbono .

As faixas de Júpiter são delimitadas por fluxos atmosféricos zonais (ventos), chamados de jatos . Os jatos para o leste ( prograde ) são encontrados na transição das zonas para as faixas (afastando-se do equador), enquanto os jatos para o oeste ( retrógrado ) marcam a transição das faixas para as zonas. Esses padrões de velocidade de fluxo significam que os ventos zonais diminuem nas faixas e aumentam nas zonas do equador ao pólo. Portanto, o cisalhamento do vento em cinturões é ciclônico , enquanto em zonas é anticiclônico . O EZ é uma exceção a esta regra, mostrando um jato forte para o leste (prograde) e tem um mínimo local da velocidade do vento exatamente no equador. As velocidades do jato são altas em Júpiter, chegando a mais de 100 m / s. Essas velocidades correspondem a nuvens de amônia localizadas na faixa de pressão de 0,7–1 bar. Os jatos progressivos são geralmente mais poderosos do que os jatos retrógrados. A extensão vertical dos jatos não é conhecida. Eles decaem em duas a três alturas de escala acima das nuvens, enquanto abaixo do nível das nuvens, os ventos aumentam ligeiramente e então permanecem constantes até pelo menos 22 bar - a profundidade operacional máxima alcançada pela Sonda Galileo .

Velocidades zonais do vento na atmosfera de Júpiter

A origem da estrutura em faixas de Júpiter não é completamente clara, embora possa ser semelhante à que conduz as células Hadley da Terra . A interpretação mais simples é que as zonas são locais de ressurgência atmosférica , enquanto os cinturões são manifestações de ressurgência . Quando o ar enriquecido com amônia sobe em certas zonas, ele se expande e esfria, formando nuvens altas e densas. Nos cinturões, porém, o ar desce, aquecendo-se adiabaticamente como em uma zona de convergência na Terra, e as nuvens brancas de amônia evaporam, revelando nuvens mais baixas e mais escuras. A localização e a largura das bandas, a velocidade e a localização dos jatos em Júpiter são notavelmente estáveis, mudando apenas ligeiramente entre 1980 e 2000. Um exemplo de mudança é uma diminuição da velocidade do jato mais forte para o leste localizado na fronteira entre o Norte Tropical zona e cinturões temperados do Norte a 23 ° N. No entanto, as bandas variam em coloração e intensidade ao longo do tempo (veja abaixo). Essas variações foram observadas pela primeira vez no início do século XVII.

Bandas específicas

Ilustração idealizada das faixas de nuvens de Júpiter, rotuladas com suas abreviaturas oficiais. As zonas mais claras são indicadas à direita e as faixas mais escuras à esquerda. A Grande Mancha Vermelha e a BA Oval são mostradas na Zona Tropical Sul e no Cinturão Temperado Sul, respectivamente.

Cada um dos cinturões e zonas que dividem a atmosfera de Júpiter tem seus próprios nomes e características únicas. Eles começam abaixo das regiões polares norte e sul, que se estendem dos pólos a aproximadamente 40–48 ° N / S. Essas regiões cinza-azuladas geralmente são inexpressivas.

A região norte temperada raramente mostra mais detalhes do que as regiões polares, devido ao escurecimento dos membros , encurtamento e difusão geral dos recursos. No entanto, o Cinturão Temperado Norte-Norte (NNTB) é o cinturão distinto mais ao norte, embora ocasionalmente desapareça. Os distúrbios tendem a ser menores e de curta duração. A Zona Temperada Norte-Norte (NNTZ) é talvez mais proeminente, mas geralmente tranquila. Outros cinturões e zonas menores na região são ocasionalmente observados.

A região temperada do norte é parte de uma região latitudinal facilmente observável da Terra e, portanto, tem um excelente registro de observação. Ele também apresenta a corrente de jato prograde mais forte do planeta - uma corrente oeste que forma a fronteira sul do Cinturão Temperado do Norte (NTB). O NTB desaparece aproximadamente uma vez por década (este foi o caso durante os encontros da Voyager ), fazendo com que a Zona Temperada Norte (NTZ) aparentemente se fundisse na Zona Tropical Norte (NTropZ). Outras vezes, o NTZ é dividido por um estreito cinturão em componentes norte e sul.

A Região Tropical Norte é composta pela NTropZ e pelo Cinturão Equatorial Norte (NEB). O NTropZ é geralmente estável na coloração, mudando na tonalidade apenas em conjunto com a atividade na corrente de jato sul do NTB. Como o NTZ, também às vezes é dividido por uma banda estreita, o NTropB. Em raras ocasiões, o NTropZ do sul é palco de "Pequenos Pontos Vermelhos". Como o nome sugere, são equivalentes ao norte da Grande Mancha Vermelha. Ao contrário do GRS, tendem a ocorrer aos pares e são sempre de curta duração, durando em média um ano; um esteve presente durante o encontro Pioneer 10 .

O NEB é um dos cinturões mais ativos do planeta. É caracterizada por ovais brancas anticiclônicas e "barcaças" ciclônicas (também conhecidas como "ovais marrons"), com as primeiras formando-se geralmente mais ao norte do que as últimas; como no NTropZ, a maioria desses recursos têm vida relativamente curta. Como o Cinturão Equatorial Sul (SEB), o NEB às vezes desbotou dramaticamente e "reviveu". A escala de tempo dessas mudanças é de cerca de 25 anos.

Zonas, cintos e vórtices em Júpiter. A ampla zona equatorial é visível no centro rodeada por dois cinturões equatoriais escuros (SEB e NEB). Os grandes "pontos quentes" irregulares azul-acinzentados na borda norte da Zona Equatorial branca mudam ao longo do tempo à medida que marcham para o leste através do planeta. A Grande Mancha Vermelha está na margem sul do SEB. Cordas de pequenas tempestades giram em torno de ovais do hemisfério norte. Características pequenas e muito brilhantes, possíveis tempestades com raios, aparecem rápida e aleatoriamente em regiões turbulentas. As menores feições visíveis no equador têm cerca de 600 quilômetros de diâmetro. Esta animação de 14 quadros abrange 24 dias Júpiter, ou cerca de 10 dias terrestres. A passagem do tempo é acelerada por um fator de 600.000. Os ocasionais pontos negros na imagem são luas de Júpiter entrando no campo de visão.

A Região Equatorial (EZ) é uma das regiões mais estáveis ​​do planeta, em latitude e em atividade. A borda norte do EZ hospeda plumas espetaculares que seguem a sudoeste do NEB, que são delimitadas por feições escuras e quentes (em infravermelho ) conhecidas como festões (pontos quentes). Embora a fronteira sul do EZ seja geralmente quiescente, observações do final do século 19 até o início do século 20 mostram que esse padrão foi então revertido em relação aos dias de hoje. O EZ varia consideravelmente em coloração, de pálido a ocre , ou mesmo acobreado; ocasionalmente é dividido por uma Banda Equatorial (EB). Os recursos no EZ se movem cerca de 390 km / h em relação às outras latitudes.

A Região Tropical Sul inclui o Cinturão Equatorial Sul (SEB) e a Zona Tropical Sul. É de longe a região mais ativa do planeta, pois é o lar de sua corrente de jato retrógrada mais forte . O SEB é geralmente o cinturão mais largo e escuro de Júpiter; às vezes é dividido por uma zona (o SEBZ) e pode desaparecer totalmente a cada 3 a 15 anos antes de reaparecer no que é conhecido como um ciclo de avivamento do SEB. Um período de semanas ou meses após o desaparecimento do cinturão, uma mancha branca se forma e irrompe um material marrom escuro que é esticado em um novo cinturão pelos ventos de Júpiter. O cinturão desapareceu mais recentemente em maio de 2010. Outra característica do SEB é uma longa sequência de distúrbios ciclônicos após a Grande Mancha Vermelha. Como o NTropZ, o STropZ é uma das zonas mais proeminentes do planeta; não apenas contém o GRS, mas ocasionalmente é alugado por um Distúrbio Sul-Tropical (STropD), uma divisão da zona que pode ser muito duradoura; o mais famoso durou de 1901 a 1939.

Esta imagem do HST revela uma rara estrutura de onda ao norte do equador do planeta.

A Região Temperada do Sul, ou Cinturão Temperado do Sul (STB), é mais um cinturão escuro e proeminente, mais do que o NTB; até março de 2000, suas características mais famosas eram os ovais brancos longevos BC, DE e FA, que desde então se fundiram para formar o Oval BA ("Red Jr."). Os ovais faziam parte da Zona Temperada Sul, mas se estendiam até o STB, bloqueando-a parcialmente. O STB desapareceu ocasionalmente, aparentemente devido a interações complexas entre os ovais brancos e o GRS. A aparência da Zona Temperada do Sul (STZ) - a zona na qual os ovais brancos se originaram - é altamente variável.

Existem outras características em Júpiter que são temporárias ou difíceis de observar da Terra. A região temperada sul sul é mais difícil de discernir do que o NNTR; seus detalhes são sutis e só podem ser bem estudados por grandes telescópios ou espaçonaves. Muitas zonas e cinturões são mais transitórios por natureza e nem sempre são visíveis. Isso inclui a faixa equatorial (EB), a zona do cinturão norte equatorial (NEBZ, uma zona branca dentro do cinturão) e a zona do cinturão equatorial sul (SEBZ). Ocasionalmente, as correias também se partem por uma perturbação repentina. Quando uma perturbação divide um cinturão ou zona normalmente singular, um N ou um S é adicionado para indicar se o componente é o norte ou o sul; por exemplo, NEB (N) e NEB (S).

Dinâmica

2009
2010

A circulação na atmosfera de Júpiter é marcadamente diferente daquela na atmosfera da Terra . O interior de Júpiter é fluido e carece de qualquer superfície sólida. Portanto, a convecção pode ocorrer em todo o envelope molecular externo do planeta. Em 2008, uma teoria abrangente da dinâmica da atmosfera de Júpiter não foi desenvolvida. Qualquer uma dessas teorias precisa explicar os seguintes fatos: a existência de estreitas faixas estáveis ​​e jatos simétricos em relação ao equador de Júpiter, o forte jato prógrado observado no equador, a diferença entre zonas e cinturões e a origem e persistência de grandes vórtices como a Grande Mancha Vermelha.

As teorias sobre a dinâmica da atmosfera de Júpiter podem ser amplamente divididas em duas classes: rasas e profundas. Os primeiros sustentam que a circulação observada está em grande parte confinada a uma fina camada externa (meteorológica) do planeta, que se sobrepõe ao interior estável. A última hipótese postula que os fluxos atmosféricos observados são apenas uma manifestação superficial da circulação profundamente enraizada no envelope molecular externo de Júpiter. Como ambas as teorias têm seus próprios sucessos e fracassos, muitos cientistas planetários pensam que a verdadeira teoria incluirá elementos de ambos os modelos.

Modelos superficiais

As primeiras tentativas de explicar a dinâmica atmosférica de Júpiter datam da década de 1960. Eles eram parcialmente baseados na meteorologia terrestre , que se tornou bem desenvolvida naquela época. Esses modelos rasos presumiram que os jatos em Júpiter são movidos por turbulência em pequena escala , que por sua vez é mantida por convecção úmida na camada externa da atmosfera (acima das nuvens de água). A convecção úmida é um fenômeno relacionado à condensação e evaporação da água e é um dos principais motores do clima terrestre. A produção dos jatos neste modelo está relacionada a uma propriedade bem conhecida da turbulência bidimensional - a chamada cascata inversa, na qual pequenas estruturas turbulentas (vórtices) se fundem para formar outras maiores. O tamanho finito do planeta significa que a cascata não pode produzir estruturas maiores do que alguma escala característica, que para Júpiter é chamada de escala de Rhines. Sua existência está ligada à produção de ondas de Rossby . Esse processo funciona da seguinte maneira: quando as maiores estruturas turbulentas atingem um certo tamanho, a energia começa a fluir para as ondas de Rossby em vez de para as estruturas maiores, e a cascata inversa para. Como no planeta esférico em rotação rápida a relação de dispersão das ondas de Rossby é anisotrópica , a escala de Rhines na direção paralela ao equador é maior do que na direção ortogonal a ele. O resultado final do processo descrito acima é a produção de estruturas alongadas em grande escala, que são paralelas ao equador. A extensão meridional deles parece corresponder à largura real dos jatos. Portanto, em modelos rasos, os vórtices realmente alimentam os jatos e devem desaparecer ao se fundir a eles.

Embora esses modelos de camada climática possam explicar com sucesso a existência de uma dúzia de jatos estreitos, eles têm sérios problemas. Uma falha gritante do modelo é o jato equatorial prógrado (super-rotativo): com algumas raras exceções, os modelos rasos produzem um forte jato retrógrado (sub-rotativo), ao contrário das observações. Além disso, os jatos tendem a ser instáveis ​​e podem desaparecer com o tempo. Modelos rasos não podem explicar como os fluxos atmosféricos observados em Júpiter violam os critérios de estabilidade. Versões multicamadas mais elaboradas de modelos de camadas meteorológicas produzem uma circulação mais estável, mas muitos problemas persistem. Enquanto isso, a Sonda Galileo descobriu que os ventos em Júpiter se estendem bem abaixo das nuvens de água em 5-7 bar e não mostram qualquer evidência de decadência até o nível de pressão de 22 bar, o que implica que a circulação na atmosfera de Júpiter pode de fato ser profunda .

Modelos profundos

O modelo profundo foi proposto pela primeira vez por Busse em 1976. Seu modelo foi baseado em outra característica bem conhecida da mecânica dos fluidos, o teorema de Taylor-Proudman . Ele sustenta que em qualquer líquido ideal barotrópico de rotação rápida , os fluxos são organizados em uma série de cilindros paralelos ao eixo de rotação. As condições do teorema são provavelmente encontradas no interior fluido de Júpiter. Portanto, o manto de hidrogênio molecular do planeta pode ser dividido em cilindros, cada cilindro tendo uma circulação independente dos outros. As latitudes onde os limites externos e internos dos cilindros se cruzam com a superfície visível do planeta correspondem aos jatos; os próprios cilindros são observados como zonas e correias.

Imagem térmica de Júpiter obtida pela NASA Infrared Telescope Facility

O modelo profundo explica facilmente o forte jato prógrado observado no equador de Júpiter; os jatos que produz são estáveis ​​e não obedecem ao critério de estabilidade 2D. No entanto, apresenta grandes dificuldades; ele produz um número muito pequeno de jatos largos e simulações realistas de fluxos 3D não são possíveis a partir de 2008, o que significa que os modelos simplificados usados ​​para justificar a circulação profunda podem falhar em capturar aspectos importantes da dinâmica dos fluidos em Júpiter. Um modelo publicado em 2004 reproduziu com sucesso a estrutura de jato de banda de Júpiter. Ele assumiu que o manto de hidrogênio molecular é mais fino do que em todos os outros modelos; ocupando apenas os 10% externos do raio de Júpiter. Em modelos padrão do interior de Júpiter, o manto compreende a parte externa de 20-30%. A condução da circulação profunda é outro problema. Os fluxos profundos podem ser causados ​​por forças rasas (convecção úmida, por exemplo) ou por convecção planetária profunda que transporta o calor para fora do interior de Júpiter. Qual desses mecanismos é mais importante ainda não está claro.

Calor interno

Como se sabe desde 1966, Júpiter irradia muito mais calor do que recebe do sol. Estima-se que a razão entre a energia térmica emitida pelo planeta e a energia térmica absorvida do Sol seja de 1,67 ± 0,09 . O fluxo de calor interno de Júpiter é de 5,44 ± 0,43 W / m 2 , enquanto a potência total emitida é de 335 ± 26 petawatts . O último valor é aproximadamente igual a um bilionésimo da potência total irradiada pelo sol. Esse excesso de calor é principalmente o calor primordial das fases iniciais da formação de Júpiter, mas pode resultar em parte da precipitação de hélio no núcleo.

O calor interno pode ser importante para a dinâmica da atmosfera de Júpiter. Enquanto Júpiter tem uma pequena obliquidade de cerca de 3 °, e seus pólos recebem muito menos radiação solar do que seu equador, as temperaturas troposféricas não mudam de forma apreciável do equador para os pólos. Uma explicação é que o interior convectivo de Júpiter atua como um termostato, liberando mais calor perto dos pólos do que na região equatorial. Isso leva a uma temperatura uniforme na troposfera. Enquanto o calor é transportado do equador para os pólos principalmente através da atmosfera da Terra, em Júpiter a convecção profunda equilibra o calor. Acredita-se que a convecção no interior de Júpiter seja impulsionada principalmente pelo calor interno.

Recursos discretos

Vórtices

Visão IV da New Horizons da atmosfera de Júpiter

A atmosfera de Júpiter é o lar de centenas de vórtices - estruturas circulares rotativas que, como na atmosfera da Terra, podem ser divididas em duas classes: ciclones e anticiclones . Os ciclones giram na direção semelhante à rotação do planeta ( anti-horário no hemisfério norte e horário no sul); os anticiclones giram na direção reversa. No entanto, ao contrário da atmosfera terrestre , os anticiclones predominam sobre os ciclones em Júpiter - mais de 90% dos vórtices com mais de 2.000 km de diâmetro são anticiclones. A vida útil dos vórtices jupiterianos varia de vários dias a centenas de anos, dependendo de seu tamanho. Por exemplo, a vida média de um anticiclone entre 1.000 e 6.000 km de diâmetro é de 1–3 anos. Vórtices nunca foram observados na região equatorial de Júpiter (dentro de 10 ° da latitude), onde são instáveis. Como em qualquer planeta em rotação rápida, os anticiclones de Júpiter são centros de alta pressão , enquanto os ciclones são de baixa pressão.

Grande Mancha Fria em Júpiter
Nuvens de Júpiter
( Juno ; outubro de 2017)

Os anticiclones na atmosfera de Júpiter estão sempre confinados em zonas, onde a velocidade do vento aumenta na direção do equador para os pólos. Eles geralmente são brilhantes e aparecem como ovais brancos. Eles podem se mover em longitude , mas permanecem aproximadamente na mesma latitude, pois são incapazes de escapar da zona de confinamento. As velocidades do vento em sua periferia são cerca de 100 m / s. Diferentes anticiclones localizados em uma zona tendem a se fundir quando se aproximam. No entanto, Júpiter tem dois anticiclones que são um tanto diferentes de todos os outros. Eles são a Grande Mancha Vermelha (GRS) e o Oval BA; a última se formou apenas em 2000. Em contraste com as ovais brancas, essas estruturas são vermelhas, possivelmente devido à dragagem de material vermelho das profundezas do planeta. Em Júpiter, os anticiclones geralmente se formam através da fusão de estruturas menores, incluindo tempestades convectivas (veja abaixo), embora grandes ovais possam resultar da instabilidade dos jatos. Este último foi observado em 1938–1940, quando alguns ovais brancos apareceram como resultado da instabilidade da zona temperada do sul; mais tarde, eles se fundiram para formar a Oval BA.

Em contraste com os anticiclones, os ciclones de Júpiter tendem a ser estruturas pequenas, escuras e irregulares. Algumas das características mais escuras e regulares são conhecidas como ovais marrons (ou emblemas). No entanto, foi sugerida a existência de alguns grandes ciclones de longa duração. Além de ciclones compactos, Júpiter tem várias manchas grandes de filamentos irregulares, que demonstram rotação ciclônica . Um deles está localizado a oeste do GRS (em sua região de rastro ) no cinturão equatorial meridional. Essas manchas são chamadas de regiões ciclônicas (CR). Os ciclones estão sempre localizados nos cinturões e tendem a se fundir quando se encontram, como os anticiclones.

A estrutura profunda dos vórtices não é totalmente clara. Eles são considerados relativamente finos, pois qualquer espessura maior que cerca de 500 km levará à instabilidade. Sabe-se que os grandes anticiclones se estendem apenas algumas dezenas de quilômetros acima das nuvens visíveis. A hipótese inicial de que os vórtices eram plumas convectivas profundas (ou colunas convectivas) em 2008 não é compartilhada pela maioria dos cientistas planetários .

Grande Mancha Vermelha

A Grande Mancha Vermelha está diminuindo de tamanho (15 de maio de 2014).

A Grande Mancha Vermelha (GRS) é uma tempestade anticiclônica persistente , 22 ° ao sul do equador de Júpiter; as observações da Terra estabelecem uma vida útil mínima da tempestade de 350 anos. Uma tempestade foi descrita como um "ponto permanente" por Gian Domenico Cassini após observar o recurso em julho de 1665 com seu fabricante de instrumentos Eustachio Divini . De acordo com um relatório de Giovanni Battista Riccioli em 1635, Leander Bandtius, a quem Riccioli identificou como o Abade de Dunisburgh que possuía um "telescópio extraordinário", observou uma grande mancha que ele descreveu como "oval, igual a um sétimo do diâmetro de Júpiter em seu maior . " De acordo com Riccioli, "essas características raramente podem ser vistas, e apenas por um telescópio de excepcional qualidade e ampliação". O Grande Ponto tem sido observado quase continuamente desde a década de 1870, no entanto.

O GRS gira no sentido anti-horário, com um período de cerca de seis dias terrestres ou 14  dias jupiterianos . Suas dimensões são de 24.000 a 40.000 km de leste a oeste e de 12.000 a 14.000 km de norte a sul. O local é grande o suficiente para conter dois ou três planetas do tamanho da Terra. No início de 2004, a Grande Mancha Vermelha tinha aproximadamente metade da extensão longitudinal de um século atrás, quando tinha 40.000 km de diâmetro. Na atual taxa de redução, ele poderia se tornar potencialmente circular em 2040, embora isso seja improvável devido ao efeito de distorção dos jatos vizinhos. Não se sabe quanto tempo o local vai durar, ou se a mudança é resultado de flutuações normais.

Uma imagem infravermelha de GRS (em cima) e Oval BA (em baixo à esquerda) mostrando seu centro frio, obtida pelo Very Large Telescope baseado no solo. Uma imagem feita pelo Telescópio Espacial Hubble (parte inferior) é mostrada para comparação.

De acordo com um estudo realizado por cientistas da Universidade da Califórnia, Berkeley , entre 1996 e 2006 a mancha perdeu 15% de seu diâmetro ao longo de seu eixo principal. Xylar Asay-Davis, que estava na equipe que conduziu o estudo, observou que o ponto não está desaparecendo porque "a velocidade é uma medida mais robusta porque as nuvens associadas ao ponto vermelho também são fortemente influenciadas por vários outros fenômenos na atmosfera circundante . "

Os dados infravermelhos há muito indicam que a Grande Mancha Vermelha é mais fria (e, portanto, mais elevada em altitude) do que a maioria das outras nuvens do planeta; os topos das nuvens do GRS estão cerca de 8 km acima das nuvens circundantes. Além disso, o rastreamento cuidadoso das características atmosféricas revelou a circulação no sentido anti-horário do spot já em 1966 - observações dramaticamente confirmadas pelos primeiros filmes de lapso de tempo dos sobrevôos da Voyager . O local é espacialmente confinado por uma modesta corrente de jato na direção leste (prógrada) ao sul e uma muito forte na direção oeste (retrógrada) ao norte. Embora os ventos em torno da borda do ponto cheguem a cerca de 120 m / s (432 km / h), as correntes dentro dele parecem estagnadas, com pouca entrada ou saída. O período de rotação do local diminuiu com o tempo, talvez como resultado direto de sua redução constante de tamanho. Em 2010, os astrônomos fotografada GRS no infravermelho distante (8,5-24? M), com uma resolução espacial mais elevada do que nunca antes e descobriram que o seu centro, a região mais vermelho é mais quente do que os seus arredores por entre 3-4  K . A massa de ar quente está localizada na alta troposfera na faixa de pressão de 200–500 mbar. Este ponto central quente gira lentamente em sentido contrário e pode ser causado por uma fraca subsidência de ar no centro do GRS.

A latitude da Grande Mancha Vermelha tem se mantido estável durante bons registros de observação, normalmente variando em cerca de um grau. Sua longitude , entretanto, está sujeita a variações constantes. Como as características visíveis de Júpiter não giram uniformemente em todas as latitudes, os astrônomos definiram três sistemas diferentes para definir a longitude. O Sistema II é usado para latitudes superiores a 10 ° e foi originalmente baseado na taxa de rotação média da Grande Mancha Vermelha de 9h 55m 42s. Apesar disso, o local 'dobrou' o planeta no Sistema II pelo menos 10 vezes desde o início do século XIX. Sua taxa de deriva mudou drasticamente ao longo dos anos e tem sido associada ao brilho do Cinturão Equatorial Sul e à presença ou ausência de uma Perturbação do Sul Tropical.

Comparação aproximada do tamanho da Terra sobreposta nesta imagem de 29 de dezembro de 2000 que mostra a Grande Mancha Vermelha

Não se sabe exatamente o que causa a cor avermelhada da Grande Mancha Vermelha. Teorias apoiadas por experimentos de laboratório supõem que a cor pode ser causada por moléculas orgânicas complexas, fósforo vermelho ou ainda outro composto de enxofre. O GRS varia muito em matiz, de quase vermelho tijolo a salmão pálido, ou mesmo branco. A temperatura mais alta da região central mais avermelhada é a primeira evidência de que a cor do Spot é afetada por fatores ambientais. A mancha ocasionalmente desaparece do espectro visível, tornando-se evidente apenas através do Red Spot Hollow, que é seu nicho no Cinturão Equatorial Sul (SEB). A visibilidade do GRS está aparentemente associada à aparência do SEB; quando a faixa é branca brilhante, o ponto tende a ser escuro, e quando está escuro, o ponto geralmente é claro. Os períodos em que o ponto é escuro ou claro ocorrem em intervalos irregulares; nos 50 anos de 1947 a 1997, a mancha era mais escura nos períodos 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 e 1992-1993. Em novembro de 2014, uma análise de dados da missão Cassini da NASA revelou que a cor vermelha é provavelmente um produto de produtos químicos simples sendo quebrados pela radiação ultravioleta solar na atmosfera superior do planeta.

A Grande Mancha Vermelha não deve ser confundida com a Grande Mancha Escura, uma característica observada perto do pólo norte de Júpiter em 2000 pela espaçonave Cassini-Huygens . Uma característica na atmosfera de Netuno também era chamada de Grande Mancha Escura . A última característica, fotografada pela Voyager 2 em 1989, pode ter sido um buraco atmosférico em vez de uma tempestade. Não estava mais presente em 1994, embora um local semelhante tivesse aparecido mais ao norte.

Oval BA

Oval BA (esquerda)

Oval BA é uma tempestade vermelha no hemisfério sul de Júpiter semelhante em forma, embora menor, à Grande Mancha Vermelha (muitas vezes é carinhosamente chamada de "Mancha Vermelha Jr.", "Red Jr." ou "A Mancha Vermelha" ) Uma característica no Cinturão Temperado Sul, Oval BA foi visto pela primeira vez em 2000, após a colisão de três pequenas tempestades brancas, e tem se intensificado desde então.

A formação das três tempestades ovais brancas que mais tarde se fundiram em Oval BA pode ser rastreada até 1939, quando a Zona Temperada do Sul foi dividida por feições escuras que efetivamente dividiram a zona em três longas seções. O observador Jovian Elmer J. Reese rotulou as seções escuras AB, CD e EF. As fendas se expandiram, encolhendo os segmentos restantes da STZ nas formas ovais brancas FA, BC e DE. Ovals BC e DE fundiram-se em 1998, formando Oval BE. Então, em março de 2000, BE e FA se uniram, formando a Oval BA. (veja ovais brancos , abaixo)

Formação de Oval BA a partir de três ovais brancos
Oval BA (embaixo), Great Red Spot (superior) e "Baby Red Spot" (no meio) durante um breve encontro em junho de 2008

Oval BA começou lentamente a ficar vermelho em agosto de 2005. Em 24 de fevereiro de 2006, o astrônomo amador filipino Christopher Go descobriu a mudança de cor, observando que ela havia atingido o mesmo tom do GRS. Como resultado, o escritor da NASA, Dr. Tony Phillips, sugeriu que fosse chamado de "Red Spot Jr." ou "Red Jr."

Em abril de 2006, uma equipe de astrônomos, acreditando que Oval BA poderia convergir com o GRS naquele ano, observou as tempestades através do Telescópio Espacial Hubble . As tempestades se sucedem a cada dois anos, mas as passagens de 2002 e 2004 não produziram nada emocionante. A Dra. Amy Simon -Miller, do Goddard Space Flight Center , previu que as tempestades teriam sua passagem mais próxima em 4 de julho de 2006. Em 20 de julho, as duas tempestades foram fotografadas passando uma pela outra pelo Observatório Gemini sem convergir.

Por que Oval BA ficou vermelho não é compreendido. De acordo com um estudo de 2008 do Dr. Santiago Pérez-Hoyos da Universidade do País Basco, o mecanismo mais provável é "uma difusão para cima e para dentro de um composto colorido ou de um vapor de revestimento que pode interagir posteriormente com fótons solares de alta energia em os níveis superiores do Oval BA. " Alguns acreditam que pequenas tempestades (e seus pontos brancos correspondentes) em Júpiter ficam vermelhas quando os ventos se tornam poderosos o suficiente para atrair certos gases das profundezas da atmosfera, que mudam de cor quando esses gases são expostos à luz solar.

Oval BA está ficando mais forte de acordo com observações feitas com o Telescópio Espacial Hubble em 2007. As velocidades do vento atingiram 618 km / h; quase o mesmo que na Grande Mancha Vermelha e muito mais forte do que qualquer uma das tempestades progenitoras. Em julho de 2008, seu tamanho era aproximadamente o diâmetro da Terra - aproximadamente metade do tamanho da Grande Mancha Vermelha.

O Oval BA não deve ser confundido com outra grande tempestade em Júpiter, a Mancha Vermelha do Sul Tropical (LRS) (apelidada de "Mancha Vermelha do Bebê" pela NASA), que foi destruída pelo GRS. A nova tempestade, anteriormente uma mancha branca nas imagens do Hubble, ficou vermelha em maio de 2008. As observações foram conduzidas por Imke de Pater, da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA . A mancha vermelha do bebê encontrou o GRS no final de junho até o início de julho de 2008 e, durante uma colisão, a mancha vermelha menor foi despedaçada. Os remanescentes da Mancha Vermelha Baby orbitaram primeiro, depois foram consumidos pelo GRS. Os últimos vestígios de cor avermelhada identificados pelos astrônomos haviam desaparecido em meados de julho, e os pedaços restantes colidiram novamente com o GRS, e finalmente se fundiram com a tempestade maior. Os pedaços restantes da Mancha Vermelha do bebê haviam desaparecido completamente em agosto de 2008. Durante este encontro, Oval BA estava presente nas proximidades, mas não desempenhou nenhum papel aparente na destruição da Mancha Vermelha do bebê.

Tempestades e relâmpagos

Relâmpago no lado noturno de Júpiter, fotografado pelo orbitador Galileo em 1997
Júpiter - tempestades do sul - JunoCam

As tempestades em Júpiter são semelhantes às tempestades na Terra. Eles se revelam por meio de nuvens densas e brilhantes com cerca de 1000 km de tamanho, que aparecem de tempos em tempos nas regiões ciclônicas dos cinturões, especialmente dentro dos fortes jatos a oeste (retrógrados). Em contraste com os vórtices, as tempestades são fenômenos de curta duração; o mais forte deles pode existir por vários meses, enquanto a vida útil média é de apenas 3-4 dias. Acredita-se que sejam devidos principalmente à convecção úmida na troposfera de Júpiter. As tempestades são, na verdade, altas colunas convectivas ( plumas ), que trazem o ar úmido das profundezas para a parte superior da troposfera, onde se condensa em nuvens. Uma extensão vertical típica das tempestades de Júpiter é de cerca de 100 km; à medida que se estendem de um nível de pressão de cerca de 5–7 bar, onde a base de uma hipotética camada de nuvem de água está localizada, até 0,2–0,5 bar.

Tempestades em Júpiter estão sempre associadas a relâmpagos . A imagem do hemisfério noturno de Júpiter pela espaçonave Galileo e Cassini revelou flashes de luz regulares nos cinturões de Júpiter e perto dos locais dos jatos a oeste, particularmente nas latitudes 51 ° N, 56 ° S e 14 ° S. Em Júpiter, os relâmpagos são, em média, algumas vezes mais poderosos do que os da Terra. No entanto, são menos frequentes; a potência da luz emitida por uma determinada área é semelhante à da Terra. Alguns flashes foram detectados em regiões polares, tornando Júpiter o segundo planeta conhecido depois da Terra a exibir raios polares. Um radiômetro de micro-ondas ( Juno ) detectou muitos mais em 2018.

A cada 15–17 anos, Júpiter é marcado por tempestades especialmente poderosas. Eles aparecem na latitude 23 ° N, onde está localizado o jato mais forte para leste, que pode atingir 150 m / s. A última vez que tal evento foi observado foi em março-junho de 2007. Duas tempestades apareceram no cinturão temperado do norte, afastadas 55 ° em longitude. Eles perturbaram significativamente o cinto. O material escuro que foi derramado pelas tempestades se misturou às nuvens e mudou a cor do cinturão. As tempestades moviam-se a uma velocidade de 170 m / s, um pouco mais rápido do que o próprio jato, sugerindo a existência de ventos fortes nas profundezas da atmosfera.

Ciclones circumpolares

Imagem JIRAM de CPCs do sul

Outras características notáveis ​​de Júpiter são seus ciclones próximos aos pólos norte e sul do planeta. Eles são chamados de ciclones circumpolares (CPCs) e foram observados pela espaçonave Juno usando JunoCam e JIRAM. Os ciclones só foram observados por um período de tempo relativamente curto de perijoves 1-15, que é de aproximadamente 795 dias ou dois anos. O pólo norte tem oito ciclones que se movem em torno de um ciclone central (NPC), enquanto o pólo sul tem apenas cinco ciclones em torno de um ciclone central (SPC), com uma lacuna entre o primeiro e o segundo ciclones. Os ciclones se parecem com os furacões da Terra com braços espirais à direita e um centro mais denso, embora existam diferenças entre os centros dependendo do ciclone individual. Os CPCs do norte geralmente mantêm sua forma e posição em comparação com os CPCs do sul e isso pode ser devido às velocidades do vento mais rápidas que ocorrem no sul, onde a velocidade média do vento está em torno de 80 m / sa 90 m / s. Embora haja mais movimento entre os CPCs do sul, eles tendem a reter a estrutura pentagonal em relação ao pólo. Também foi observado que a velocidade angular do vento aumenta à medida que o centro se aproxima e o raio se torna menor, exceto para um ciclone no norte, que pode ter rotação na direção oposta. A diferença no número de ciclones no norte em comparação com o sul se deve ao tamanho dos ciclones. Os CPCs do sul tendem a ser maiores, com raios variando de 5.600 km a 7.000 km, enquanto os CPCs do norte variam de 4.000 km a 4.600 km.

Os ciclones do norte tendem a manter uma estrutura octogonal com o NPC como ponto central. Os ciclones do norte têm menos dados do que os ciclones do sul por causa da iluminação limitada no inverno polar norte, tornando difícil para a JunoCam obter medições precisas das posições do CPC do norte em cada perijove (53 dias), mas o JIRAM é capaz de coletar dados suficientes para entender os CPCs do norte. A iluminação limitada torna difícil ver o ciclone centro-norte, mas ao fazer quatro órbitas, o NPC pode ser visto parcialmente e a estrutura octogonal dos ciclones pode ser identificada. A iluminação limitada também torna difícil ver o movimento dos ciclones, mas as primeiras observações mostram que o NPC é deslocado do pólo em cerca de 0,5˚ e os CPCs geralmente mantiveram sua posição em torno do centro. Apesar de os dados serem mais difíceis de obter, foi observado que os CPCs do norte têm uma taxa de deriva de cerca de 1˚ a 2,5˚ por perijove para o oeste. O sétimo ciclone no norte (n7) deriva um pouco mais que os outros e isso se deve a um oval branco anticiclônico (AWO) que o puxa para mais longe do NPC, o que faz com que a forma octogonal seja levemente distorcida.

Os dados atuais mostram que o SPC mostra uma variação posicional entre 1˚ e 2,5˚ na latitude e fica entre 200˚ a 250˚ de longitude e tem mostrado evidências disso recorrendo aproximadamente a cada 320 dias. Os ciclones do sul tendem a se comportar de forma semelhante aos do norte e manter a estrutura pentagonal em torno do SPC, mas há algum movimento individual de alguns dos CPCs. Os ciclones do sul não se movem ao redor do pólo sul, mas sua rotação é mais estável ao redor do SPC, que é deslocado do pólo. A observação de curto prazo mostra que os ciclones do sul se movem aproximadamente 1,5˚ por perijove, o que é pequeno em comparação com as velocidades do vento dos ciclones e da atmosfera turbulenta de Júpiter. A lacuna entre os ciclones um e dois fornece mais movimento para esses CPCs específicos, o que também faz com que os outros ciclones que estão próximos também se movam, mas o ciclone quatro move-se menos porque está mais longe da lacuna. Os ciclones do sul se movem no sentido horário individualmente, mas seu movimento como uma estrutura pentagonal se move no sentido anti-horário e se desloca mais para o oeste.

Os ciclones circumpolares têm morfologias diferentes, especialmente no norte, onde os ciclones têm uma estrutura "cheia" ou "caótica". A parte interna dos ciclones “caóticos” tem faixas e manchas de nuvens em pequena escala. Os ciclones “cheios” têm uma área lobada bem delimitada que é branca brilhante perto da borda com uma parte interna escura. Existem quatro ciclones “cheios” e quatro ciclones “caóticos” no norte. Todos os ciclones do sul têm uma extensa estrutura em espiral em escala fina em seu exterior, mas todos eles diferem em tamanho e forma. Há muito pouca observação dos ciclones devido aos baixos ângulos do sol e uma névoa que normalmente cobre a atmosfera, mas o pouco que foi observado mostra que os ciclones têm uma cor avermelhada.

Imagem em cores falsas de um ponto quente equatorial

Perturbações

O padrão normal de bandas e zonas às vezes é interrompido por períodos de tempo. Uma classe particular de perturbação são os escurecimentos de longa duração da Zona Tropical do Sul, normalmente referidos como "Perturbações do Sul Tropical" (DST). A DST de vida mais longa na história registrada foi seguida de 1901 até 1939, tendo sido vista pela primeira vez por Percy B. Molesworth em 28 de fevereiro de 1901. Tomou a forma de escurecimento sobre parte da zona normalmente brilhante do Sul Tropical. Vários distúrbios semelhantes na Zona Tropical Sul foram registrados desde então.

Pontos quentes

Algumas das características mais misteriosas da atmosfera de Júpiter são os pontos quentes. Neles, o ar é relativamente livre de nuvens e o calor pode escapar das profundezas sem muita absorção. Os pontos parecem pontos brilhantes nas imagens infravermelhas obtidas no comprimento de onda de cerca de 5 μm. Localizam-se preferencialmente nos cinturões, embora exista uma sequência de pontos quentes proeminentes no limite norte da Zona Equatorial. A Sonda Galileo desceu em um desses pontos equatoriais. Cada ponto equatorial está associado a uma pluma nublada brilhante localizada a oeste dele e alcançando até 10.000 km de tamanho. Os pontos quentes geralmente têm formas redondas, embora não se assemelhem a vórtices.

A origem dos pontos quentes não é clara. Eles podem ser correntes descendentes , onde o ar descendente é aquecido e seco adiabaticamente ou, alternativamente, podem ser uma manifestação de ondas em escala planetária. A última hipótese explica o padrão periódico das manchas equatoriais.

História de observação

Sequência de lapso de tempo da abordagem da Voyager 1 para Júpiter

Os primeiros astrônomos modernos, usando pequenos telescópios, registraram as mudanças na aparência da atmosfera de Júpiter. Seus termos descritivos - cintos e zonas, manchas marrons e manchas vermelhas, plumas, barcaças, festões e serpentinas - ainda são usados. Outros termos, como vorticidade, movimento vertical, altura das nuvens, entraram em uso posteriormente, no século XX.

As primeiras observações da atmosfera de Júpiter em resolução mais alta do que a possível com os telescópios baseados na Terra foram feitas pelas espaçonaves Pioneer 10 e 11 . As primeiras imagens verdadeiramente detalhadas da atmosfera de Júpiter foram fornecidas pelas Voyagers . As duas espaçonaves foram capazes de criar imagens de detalhes em uma resolução de até 5 km em vários espectros, e também criar "filmes de aproximação" da atmosfera em movimento. A Sonda Galileo , que sofreu um problema de antena, viu menos a atmosfera de Júpiter, mas com uma resolução média melhor e uma largura de banda espectral mais ampla.

Hoje, os astrônomos têm acesso a um registro contínuo da atividade atmosférica de Júpiter graças a telescópios como o Telescópio Espacial Hubble. Eles mostram que a atmosfera é ocasionalmente afetada por grandes perturbações, mas que, no geral, é notavelmente estável. O movimento vertical da atmosfera de Júpiter foi amplamente determinado pela identificação de gases traço por telescópios terrestres. Estudos espectroscópicos após a colisão do cometa Shoemaker – Levy 9 deram um vislumbre da composição de Júpiter abaixo do topo das nuvens. A presença de enxofre diatômico (S 2 ) e dissulfeto de carbono (CS 2 ) foi registrada - a primeira detecção em Júpiter e apenas a segunda detecção de S 2 em qualquer objeto astronômico - junto com outras moléculas, como amônia (NH 3 ) e sulfeto de hidrogênio (H 2 S), enquanto as moléculas portadoras de oxigênio , como o dióxido de enxofre , não foram detectadas, para surpresa dos astrônomos.

A sonda atmosférica Galileo , ao mergulhar em Júpiter, mediu os níveis de vento, temperatura, composição, nuvens e radiação até 22 bar. No entanto, abaixo de 1 bar em outras partes de Júpiter, há incerteza nas quantidades.

Ótimos estudos de manchas vermelhas

Uma visão mais estreita de Júpiter e da Grande Mancha Vermelha vista da Voyager 1 em 1979

O primeiro avistamento do GRS é freqüentemente creditado a Robert Hooke , que descreveu uma mancha no planeta em maio de 1664; no entanto, é provável que o local de Hooke estivesse no cinturão equatorial totalmente errado (o Cinturão Equatorial Norte, versus a localização atual no Cinturão Equatorial Sul). Muito mais convincente é a descrição de Giovanni Cassini de um "local permanente" no ano seguinte. Com flutuações na visibilidade, a mancha de Cassini foi observada de 1665 a 1713.

Um pequeno mistério diz respeito a uma mancha jupiteriana retratada por volta de 1700 em uma tela de Donato Creti , que é exibida no Vaticano . É uma parte de uma série de painéis em que diferentes (ampliados) corpos celestes servem de pano de fundo para várias cenas italianas, a criação de todas elas supervisionada pelo astrônomo Eustachio Manfredi para precisão. A pintura de Creti é a primeira conhecida a representar o GRS em vermelho. Nenhuma característica jupiteriana foi oficialmente descrita como vermelha antes do final do século XIX.

O GRS atual foi visto pela primeira vez somente depois de 1830 e bem estudado somente após uma aparição proeminente em 1879. Uma lacuna de 118 anos separa as observações feitas depois de 1830 de sua descoberta no século 17; se o ponto original se dissipou e se reformou, se desbotou ou mesmo se o registro de observação era simplesmente pobre, não se sabe. Os pontos mais antigos tinham uma curta história de observação e movimento mais lento do que os pontos modernos, o que torna sua identidade improvável.

A Wide Field Camera 3 do Hubble pegou a região GRS em seu menor tamanho de todos os tempos.

Em 25 de fevereiro de 1979, quando a espaçonave Voyager 1 estava a 9,2 milhões de quilômetros de Júpiter, ela transmitiu a primeira imagem detalhada da Grande Mancha Vermelha de volta à Terra. Detalhes da nuvem tão pequenos quanto 160 km de diâmetro eram visíveis. O padrão de nuvens onduladas e coloridas visto a oeste (esquerda) do GRS é a região do rastro do local, onde movimentos de nuvens extraordinariamente complexos e variáveis ​​são observados.

Ovais brancos

Os ovais brancos que mais tarde formaram o Oval BA, fotografados pelo orbitador Galileo em 1997

Os ovais brancos que viriam a se tornar o Oval BA formaram-se em 1939. Eles cobriram quase 90 graus de longitude logo após sua formação, mas contraíram rapidamente durante a primeira década; seu comprimento se estabilizou em 10 graus ou menos após 1965. Embora tenham se originado como segmentos do STZ, eles evoluíram para se tornarem completamente embutidos no Cinturão Temperado Sul, sugerindo que se moveram para o norte, "cavando" um nicho no STB. Na verdade, assim como o GRS, suas circulações eram confinadas por dois fluxos de jato opostos em seus limites norte e sul, com um jato para o leste ao norte e um jato retrógrado para o oeste ao sul.

O movimento longitudinal dos ovais parecia ser influenciado por dois fatores: a posição de Júpiter em sua órbita (eles se tornaram mais rápidos no afélio ) e sua proximidade com o GRS (eles aceleraram quando dentro de 50 graus do ponto). A tendência geral da taxa de deriva do oval branco foi a desaceleração, com uma diminuição pela metade entre 1940 e 1990.

Durante os sobrevoos da Voyager , as ovais se estendiam por cerca de 9.000 km de leste a oeste, 5.000 km de norte a sul e giravam a cada cinco dias (em comparação com seis para o GRS na época).

Veja também

Notas

  1. ^ A altura da escalashé definida comosh=RT/ (Mg j ), ondeR= 8,31 J / mol / Ké aconstantedogás,M≈ 0,0023 kg / molé a massa molar média na atmosfera de Júpiter,Té a temperatura egj≈ 25 m / s2é a aceleração gravitacional na superfície de Júpiter. Como a temperatura varia de 110 K na tropopausa até 1000 K na termosfera, a altura da escala pode assumir valores de 15 a 150 km.
  2. ^ OGalileusonda atmosférica falhou para medir a profundidade abundância de oxigénio, porque a concentração de água continuaram a aumentar até ao nível de pressão de 22 bar, quando cessou operacional. Embora as abundâncias de oxigênio realmente medidas sejam muito menores do que o valor solar, o rápido aumento observado do conteúdo de água da atmosfera com a profundidade torna altamente provável que a abundância profunda de oxigênio realmente exceda o valor solar por um fator de cerca de 3 - muito parecido com outros elementos.
  3. ^ Várias explicações da superabundância de carbono, oxigênio, nitrogênio e outros elementos foram propostas. O principal deles é que Júpiter capturou um grande número deplanetesimaisgeladosdurante os estágios posteriores de seu acréscimo. Acredita-se que os voláteis, como gases nobres, tenham sido aprisionados comoclatratos hidratadosna água gelada.
  4. ^ Otelescópio espacial Hubble da NASAregistrou em 25 de agosto de 2020, uma tempestade viajando ao redor do planeta a 350 milhas por hora (560 km / h). Além disso, pesquisas doInstituto de Tecnologia da Califórniarelataram que as tempestades em Júpiter são semelhantes às da Terra, que se formam perto do equador e depois se movem em direção aos pólos. No entanto, as tempestades de Júpiter não sofrem nenhum atrito da terra ou dos oceanos; portanto, eles derivam até atingirem os pólos, que geram as chamadastempestadespoligonais.

Referências

Fontes citadas

Leitura adicional

links externos