A meteorologia de: Júpiter – parte 2



No post anterior (primeiro post da série), discutimos a inclinação do eixo de Júpiter e discutimos um pouco da dinâmica do planeta e sobre como as nuvens são formadas. Apenas recapitulando, as nuvens de Júpiter são de amônia ou hidrossulfeto de amônia. Essas nuvens se forma também pelo levantamento forçado de ‘ar’. Devido a intensa pressão no interior de Júpiter, as temperaturas devem ser mais “altas” por lá. No alto da atmosfera, as temperaturas são mais “baixas”. Encontramos amônia líquida entre -33°C e -77°C e  amônia congelada acima de -77°C aproximadamente. As nuvens de amônia são certamente formadas por gotículas de amônia ou cristais de amônia. Isso significa que a gente deve esperar temperaturas menores que -33°C nas nuvens.

E o que quero dizer com temperaturas “altas” ou “baixas”? Para isso a gente precisa entender como é a estrutura da atmosfera joviana. Encontrei então a figura abaixo (veja os créditos dela aqui).

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Figura 1: Estrutura da atmosfera joviana. Fonte: Wikimedia Commons.

Na figura acima (Figura 1), temos nuvens compostas por 3 substâncias: água (faixa azul), Hidrossulfeto de Amônio (NH4HS, mas o correto é escrever NH4SH) e a amônia (NH3). Essas nuvens formam-se em alturas distintas porque cada uma dessas substâncias possui um ponto de fusão distinto. O ponto de fusão da água é 0°C, o do NH3 é -33°C e o do  NH4SH deve ser um valor intermediário. A propósito, quem já viu imagens de Júpiter deve ter reparado uma coloração amarelo-alaranjada. O que dá essa cor é provavelmente o NH4SH.

A água é a substância química em mais abundância aqui na Terra. E nossas nuvens são feitas de água. Já em Júpiter, as substâncias presentes em maior quantidade são o H2 (gás hidrogênio) e o He (gás helio). Não é interessante? As nuvens jovianas não são feitas dos materiais mais abundantes naquele planeta, diferente do que ocorrer aqui na Terra.

Mas, quando a gente considera só a atmosfera terrestre, temos que ela é composta basicamente de N2 (gás nitrogênio) e O2 (gás oxigênio), conforme vimos em um dos primeiros posts do Meteorópole:

Gases que compõe a atmosfera da Terra

 78,084% Nitrogênio (N2)
20,946% Oxigênio (O2)
0,9340% Argônio (Ar)
0,0397% Dióxido de Carbono (CO2)  [Principal gás estufa]
0,001818% Neônio (Ne)
0,000524% Hélio (He)
0,000179% Metano (CH4)
Variando entre 0,001% – 5% – Vapor d’água  (H2O), mais abundante na região tropical

 

O vapor d’água é um gás cuja concentração em nossa atmosfera varia entre  aproximadamente 0,001% – 5% (maior concentração encontrada nos trópicos, onde há mais evaporação). No entanto, as nuvens são feitas de água, a partir do vapor d’água presente na atmosfera que se condensa.  Bom, isso tem a ver com as temperaturas encontradas em nosso planeta. Devido a distância entre o sol e a Terra e também em decorrência do efeito estufa causado pela nossa atmosfera, temos temperaturas entre mais ou menos -80°C (mais ou menos a menor temperatura já registrada) e uns 50°C (maior temperatura já registrada). Nessa faixa de temperaturas, existe água nos 3 estados.  Os outros gases da atmosfera terrestre não mudam de estado nessas faixas de temperatura (para que o H2 passe para o estado líquido, por exemplo, deveríamos ter uma temperatura de -260°C, coisa que não encontramos em nosso planeta).

Lá em Júpiter é difícil perceber onde a atmosfera ‘começa’. Aqui é fácil notar a interface entre a água e o solo, mas lá em Júpiter, um gigante gasoso, esse limite fica um pouco difícil de determinar. Como a pressão aumenta com direção ao interior do planeta, os gases vão ficando mais agrupados e teríamos um núcleo sólido. Isso ainda não está muito claro, mas as sondas enviadas para esse planeta notaram a presença dos seguintes gases nas camadas mais externas do planeta:

Gases que compõe a atmosfera de Júpiter

89.8±2.0% Hidrogênio (H2)
10.2±2.0% Hélio(He)
˜?0.3% Metano(CH4)
˜?0.026% Amônia (NH3)
˜?0.003% Hidrogênio Deutério (²H)
0.0006% Etano(C2H6)
0.0004% Água (H2O)

Dessas substâncias, as que tem potencial de passar do estado gasoso para o líquido nas temperaturas encontradas na atmosfera de Júpiter são as já mencionadas: água e a amônia. Para formar o hidrossulfeto de amônio, é necessário também Sulfeto de Hidrogênio (H2S). E deduzo que esse enxofre vem lá de Io, o satélite mais próximo de Júpiter. Esse satélite tem mais de 400 vulcões ativos, que expelem altas quantidades de enxofre. Como Io está muito próximo de Júpiter  (distância de apenas 421.700 km), esse enxofre eventualmente chega até a atmosfera de Júpiter.

 

 

Sonda Galileo da NASA adquiriu suas imagens de alta resolução da lua Io de Júpiter em 3 de julho 1999, durante sua passagem mais próxima de Io desde inserção em órbita no final de 1995.  Fonte: Wikimedia Commons/NASA
Figura 2: Sonda Galileo da NASA adquiriu suas imagens de alta resolução da lua Io de Júpiter em 3 de julho 1999, durante sua passagem mais próxima de Io desde inserção em órbita no final de 1995. Fonte: Wikimedia Commons/NASA

 

Eu terminei de ler Da Terra a Lua, de Julio Verne (preciso fazer uma resenha do livro). E na época em que foi escrito, acreditava-se que as crateras da Lua eram na verdade vulcões (hoje sabemos que são impactos de asteroides/meteoróides). A distância entre a Terra e a Lua é entre 350000km e 400000km, mais ou menos (veja Figura 3 abaixo), o que também é muito perto. Se nossa Lua tivesse realmente vulcões, dependendo da força das erupções vulcânicas, a atmosfera da Terra poderia também “capturar” alguns desses gases.

Figura 2: Tamanho aparente do disco lunar no Apogeu (apogee) e Perigeu (perigee) e distâncias entre a Terra e a Lua nessas datas. Fonte: www.starrynightphotos.com
Figura 3: Tamanho aparente do disco lunar no Apogeu (apogee) e Perigeu (perigee) e distâncias entre a Terra e a Lua nessas datas. Fonte: www.starrynightphotos.com

Agora que a gente já conhece um pouco da estrutura vertical e do tipo de nuvens que a gente encontra na atmosfera joviana, vamos falar um pouco sobre as manchas vermelhas (a grande e a pequena).

Figura 4: estrutura
Figura 4: Estrutura interna de Júpiter. Sem entrar em detalhes de dinâmica do sistema solar, a estrutura interna dos gigantes gasosos (Jupiter, Saturno, Urano e Netuno) assemelha-se muito a estrutura interna das estrelas. Algumas estrelas mais “velhas” possuem também núcleo sólido. Não está provado, mas há teorias que sustentam que Júpiter possa ter um pequeno núcleo sólido. Fonte: Wikimedia Commons (aqui)

A grande mancha vermelha é uma tempestade anticiclônica persistente em torno de 22°S do nosso gigante (na Figura 4, está indicada com H). Um dos primeiros a observar essa grande mancha foi Gian Domenico Cassini, em julho de 1665.

A escala de tempo de duração das tempestades em Júpiter é ‘aumentada’, uma vez que tudo é colossal num planeta tão grande. Ela já dura pelo menos 400 anos (desde que foi observada pela primeira vez) e o período de rotação da tempestade é de 6 dias, aproximadamente (dias terretres, em dias jovianos são 14 dias). E três ‘Terras’ caberiam na área da Mancha Vermelha.

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Figura 5: Escala de Tamanho dos planetas do Sistema Solar.

Júpiter, o maior planeta do sistema solar, tem 71492 quilômetros de raio, 11 vezes maior que o raio do nosso planeta. Se fosse ôco, caberia mais de 2 mil Terras dentro dele! Saturno, o segundo maior planeta, não fica atrás. Seu raio é de 60268 quilômetros. Fonte: Apolo11

E como descobriram que a Grande Mancha Vermelha roda no sentido anticiclônico? Isso foi descoberto através de observações. Como aqui na Terra, todos os planetas do Sistema Solar sofrem os efeitos da força de Coriolis (leia mais a respeito aqui). Tudo que tem escala de tamanho suficiente para sofrer os efeitos de rotação do planeta sofre os efeitos da força de Coriolis. A Grande Mancha Vermelha certamente sofre os efeitos dessa força.

As grandes tempestades aqui na Terra são os furacões ou tufões. São áreas de baixa pressão que, na superfície,  giram no sentido horário no Hemisfério Sul e anti-horário no Hemisfério Norte (novamente, efeito Coriolis). Só que a Grande Mancha Vermelha está no sentido anti-horário, no Hemisfério Sul joviano e frequentemente é comparada a um furacão. Como assim?

Bom, para entender isso a gente precisa compreender como é a estrutura de um furacão daqui da Terra:

Figura : Esttrutura vertical Vertical slice through the center of a mature hurricane. The winds of a hurricane are very light in the center of the storm (blue circle) but increase rapidly to a maximum 10-50 km (6-31 miles) from the center (red ring) and then fall off slowly toward the outer extent of the storm (yellow ring).
Figura 6: Esttrutura vertical no centro de um furacão. Os ventos são bem fracos mais para o centro da tempestade (círculo azul), aumentando na parte vermelha e voltando a enfraquecer na parte amarela. Repare também na espiral que vai da superfície (cor laranja) até o topo do furacão (cor azul). Na superfície, o giro é anti-horário (pois trata-se de um corte de um furacão do Hemisfério Norte). Já no topo do furacão, o giro é no sentido horário. Se fosse um furacão no Hemisfério Sul, seria o oposto: no sentido horário na superfície e anti-horário no topo. Fonte: Hurricane Science.

 

Ou seja:

– No Hemisfério Norte, um furacão gira em sentido anti-horário (ou anti-ciclônico) na superfície e ciclônico no topo;

– No Hemisfério Sul, um furacão gira em sentido horário (ou ciclônico) na superfície e anti-ciclônico no topo.

Em imagens de satélite isso fica muito difícil de ver (na Figura 7 coloquei o Furacão Katrina). Essa informação é obtida através de dados observacionais e também é prevista a partir de equações matemáticas que descrevem a física dos furacões.

Furacão Katrina, pelo satélite GOES12
Figura 7: Furacão Katrina, pelo satélite GOES12

E por que estou falando dos furacões da Terra? Bom, as sondas que enxergaram a Grande Mancha Vermelha de Perto (Cassini, Galileo, Voyager…) e puderam ver em detalhes os movimentos da mancha vermelha, fazem as vezes dos nossos satélites meteorológicos. Sendo assim, estamos vendo a mancha “de cima”. Por isso conseguimos observar apenas o movimento anti-ciclônico.

Aqui na Terra, os ciclones tropicais (ou furacões) ganham força devido a evaporação da água do mar (calor latente). O Sol aquece os mares tropicais, que por sua vez liberam calor latente de evaporação. Mas Júpiter, um mundo tão distante do Sol, de onde vem o combustível para manter a Grande Mancha? Acontece que a pressão no interior de Júpiter é muito grande, o que faz com que a temperatura no interior do planeta, onde os gases estão líquidos, seja muito elevada, com temperaturas superiores a 9.000°C. O calor no interior do planeta poderia favorecer a convecção dos gases e ajudar a formar tempestades.

A velocidade dos ventos na Grande Mancha é cerca de 2x maior que os ventos em um furacão intenso.

A causa da coloração avermelhada da Grande Mancha não é totalmente conhecida. Algumas teorias, desenvolvidas a partir de experimentos de laboratório, sugerem que a coloração avermelhada seja causada por moléculas orgânicas complexas, fósforo ou  compos a base de enxofre. Dependendo do realce da imagem e da sonda que a obteve, a coloração d mancha fica mais pálida ou mais avermelhada.  Há indícios de que a coloração da mancha tenha relação com a temperatura.

Como as observações da Grande Mancha tem mais de 400 anos, foi possível notar variações no formato. Aparentemente, ela era mais alongada antes e com o passar do tempo tem ficado mais circular.

Figura 7:
Figura 8: Redução no tamanho da Grande Mancha Vermelha nos últimos 20 anos. Fonte: NASA

Além das manchas vermelhas, há também algumas manchas ovais esbranquiçadas. É possível observá-las ao sul da Grande Mancha, nas latitudes médias do Hemisfério Sul.  Sobre esse fenômeno, não li muita coisa, não sei nada e não tenho muito o que dizer a respeito. Talvez (e aqui é pura conjectura minha) elas sejam como os nossos ciclones extra-tropicais, que acompanham frentes frias e causam a ‘ressaca’ em nossas praias.

Eu escrevi dois posts sobre a Meteorologia de Júpiter e não explorei nem 10% do conhecimento já obtido sobre o assunto, mas acho que consegui cobrir os temas principais.  Pretendo dar uma olhada no livro The Giant Planet Jupiter, Rogers, J.H. (1995) para conhecer um pouco mais e futuramente escrever novos posts. Por enquanto, vou parar por aqui. E já tenho uma idéia para escrever um novo post da série (e também aceito sugestões nos comentários).

Fontes

Jupiter, Wikipedia

Atmosphere of Jupiter, Wikipedia

Guillot, 1999 (compara Saturno e Júpiter)

Hurricane Science

Jupiter Temperatures

– The Red Spot

– Release da NASA sobre redução da Red Spot