Daniela Lazzaro

Julho 2007

CCiências iências PPlanetárias: lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório

Aula 1: O Sistema Solar e sua formação

Aula 2: Interiores e Superfícies

Aula 3: Atmosferas e Magnetosferas

Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar

Atmosferas Planetárias

Estrutura térmica

Composição atmosférica

Ventos, nuvens, foto-química e difusão

• Todos os planetas e alguns satélites tem atmosfera;

• Diversos tipos: He-H (gigantes) ou N-CO2 (terrestres);

• Composições distintas mesmos processos físico-químicos;• nuvens;• fotoquímica nas camadas superiores;• ventos;• etc.

Características gerais

temperaturaRelação pressão

densidade gravidade x pressão

equilíbrio hidrostático

Escala de altura

const. Boltzmann

temperatura

acel. gravidademassa molecular

0( )

( ) (0)

zdr

H rP z P e

( )( )

( ) ( )p a amu

kT zH z

g z z m

Características gerais

Densidade ...

Escala de altura de densidade

*0

( )( ) (0)

zdr

H rz e

*

( ) ( )1 1 ( )

( ) ( ) ( )p a amug z z mdT z

H r T z dz kT z

Estrutura térmica

dT/dz Eficiência do transporte de energia

Opacidade ou profundidade óptica

Diversos processos físicos e químicos

Atmosferas planetárias são aquecidas de cima

Sol irradia a camada superior. Radiação é absorvida e espalhada. Este processo define o perfil de T nas camadas superiores

Perfil de temperatura modificado pelo calor interno (gigantes)e re-emissão pela superfície do planeta (terrestres)

Reações químicas mudam a composição mudança na opacidade e estrutura térmica

Nuvens e/ou camadas de neblina mudam opacidade e T localmente através da liberação (formação de nuvens) ou absorção (evaporação) de calor latente

Vulcões e geyser mudam substancialmente a atmosfera

Interação química atmosfera crosta e oceanos influencia T

Terra: processos bioquímicos modificam atmosfera

Fontes e transporte de energia

absorção de fótons solares re-emissão térmicaFontes: precipitação de partículas carregadas (regiões boreais)

“aquecimento Joule” (correntes elétricas na ionosfera)

condução = colisões entre partículas perfil isotérmico na exosfera

Transporte: convecção = formação de nuvens troposfera

radiação = absorção e re-emissão de fótons troposfera, estatosfera

Terra

Tsup= 288K T = 733KP = 92bar

Vênus

Variações com latitude: diurnas (equ. 200K 300K) sazonais (WP-130K, SP-190K)

Marte

Efeito estufa

Titan Terra

Composição atmosférica

In situ missões espaciaisMedidas remotas espectro

Linhas em emissão/absorção transições entre níveis de energia em átomos e moléculas

Átomos/moléculas emitem fótons

Átomos/moléculas absorvem fótons numa determinada freqüência de um feixe de radiação

abundância elemento ou compostoForma da linha

P e T do meio

Ex.: Urano e Netuno azulados gás metano absorve parte vermelha do espectro luz azul refletida

Perfil de linha indicativo T:Troposfera T diminui com altitude

linhas são vistas em absorção contra o contínuo mais quente

acima Troposfera T diminui com altitude linhas são vistas em emissão contra o contínuo mais frio

Perfil de linha indicativo T:Troposfera T diminui com altitude

linhas são vistas em absorção contra o contínuo mais quente

acima Troposfera T diminui com altitude linhas são vistas em emissão contra o contínuo mais frio

absorçãoLinha depende do perfil de T na região de formação

emissão

emissão F0 > Fc

Ciências atmosféricas: “linha é vista em” absorção F0 < Fc

Marte - CO2

--0,006traçosSO2

traçostraçostraçostraçosNe, H2

traçosHe, Kr, Xe, N2O

0,1---HC3N

0,001---CHN

-0,0001-0,01O3

0-61,60,0070,9Ar

0,0040,010,005<3H2O

traços95960,03CO2

-0,0010,00321O2

90-97%2,73,578N2

Titan

(%)

Marte

(%)

Vênus

(%)

Terra

(%)

Elemento

1011 – 1012

traços

SO2

SO, Na, K, OIo

traçosN2, CH4Tritão

traçosN2, CO, CH4Plutão

2 x 103 – 4 x 104

1,6 x 103 – 4 x 104

70

16

He

Ar

Na

K

Lua

4 x 104

3 x 104

6 x 10 3

500

23-230

~30

O

Na

He

K

H

Ca

Mercúrio

Abundância

(cm-3)

ElementoAtmosferas

tênues

Formadas por“sputtering”

Bombardeamentode partículas energéticas

+baixa velocidades

2 x 10-79 x 10-8Xe132Xe

5 x 10-62 x 10-6Kr84Kr

1 x 10-26 x 10-3Ar36Ar

0,00020,002Ne20Ne

Gases nobres

0,01?0,003?0,004?0,002?0,0003SH2S

<0,002<0,0020,0050,0030,002NNH3

3,52,40,040,020,008CCH4

>0,01?>0,01?>0,01?0,020,01OH2O

Gases condensáveis

1,81,83,41519HeHe

8585968683HH2

Gases Principais

NetunoUranoSaturnoJúpiterSolElem.Gás

Ventos

circulação de HadleyAquecimento solar: mares térmicas

fluxos de condensação

estacionários

turbulentos

Conceito básico: ventos são induzidos por gradientes na pressão atmosférica e são distorcidos pela rotação planetária

Força de Coriolis: devido à rotação os ventos não podem soprar direto de uma área de alta pressão para outra de baixa mas seguem um caminho curvo

Circulação de Hadley

Se o eixo de rotação do planeta é perpendicular ao plano da eclipticaequador recebe mais energia solar que as demais latitudes ar quente sobe e flui p/ regiões com menor pressão para N e S ar resfria e retorna ao equador em baixas altitudes

Circulação de Hadley

Num planeta sem rotação ou lenta(ex. Vênus) existe uma única célulade Hadley em cada hemisfério

Se o planeta tem rotação então os ventossão deslocados e a célula se quebra

Na Terra 3 células em cada hemisfério - do meio circula num sentido indireto termodinâmico = ar quente sobe na parte fria e desce na parte quente

Ventos alísios, ou “ventos do leste” Nos trópicos são o fluxo de retorno a baixa altitude da célula equatorial de Hardley

Estrutura global dos ventos muda diariamente devido a mudanças na pressão local

ar quente sobe perto do equadorno hemisfério estivo e descende no sub-trópico

ar que desce, seca a troposfera inibindo convecção desertos em latitudes subtropicais

Terra

Planetas gigantes tem rotação rápida grande número de ventos zonais (faixas)

Marés térmicas

Se existir grande diferença de T entre o lado diurno e noturno ar flui do lado(quente) para o lado noturno (frio) ventos de marés térmicas

do calor solar incidentediferenças efetivas em gerar ventos

capacidade térmica da atmosfera

densas variação de T pequena < 1% ex: Vênus ~ 0.4%, Júpiter < 0.002%

atmosferas:tênues variação de T grande ex.: Marte 38%

ventos de marés térmicas apenas em corpos com atmosferas tênues

Terra e Vênus, marés térmicas apenas na termosfera devido grandes variações diurnas de T

Fluxos de condensação

Marte, Plutão e Tritão: gás condensa no pólo invernal e sublima no pólo estivo fluxos de condensação

Marte: - pólo estivo o CO2 sublima da superfície aumenta a quantidade de CO2 na atmosfera

- pólo invernal CO2 condensa tanto na superfície quanto em grãos de areia que depois recaem na superfície

Tritão e Plutão: acredita-se que ocorra um processo similar

Presença de dunas no solo permite determinar a direção e velocidade do ventos

OpportunityMars Global Surveyor

Marte

ventos próximos da superfície com velocidade > 50-100m s-1 tempestades locais

Dust Storm

poeira levantada aumenta os ventos de maré pois grãos absorvem luz solar e aquecem a atmosfera localmente tempestade se desenvolve em todo o planeta podendo durar vários meses

demônios de poeira: - vórtices colunares de poeira se movendo na superfície, se parecem com tornados em miniatura. - comuns em regiões secas e desertas na Terra e em Marte. - se formam quando o solo esquenta durante o dia aquece o ar acima da superfície ar aquecido sobe começa a espiralar coluna espiralando se move recolhendo mais poeira o vórtice passa a ser visível e com aparência de um tornado. - na Terra, demônios de poeira duram apenas alguns poucos minutos.

Planetas Gigantes

Na falta de uma superfície os ventos nos planetas gigantes são medidos emrelação à taxa de rotação de seus campos magnéticos

Estão presos ao interior do planeta representam a verdadeira rotação

Ventos zonais com alta velocidade observados em todos os planetas gigantes

J e S tem diversos jet stream em cada hemisfério (5-6 J, 3-4 S) sendo o mais forte o equatorial: 100m s-1 Júpiter, 500m s-1 Saturno

Velocidade leste do vento (m/s)

Latitude

Nuvens e difusão atmosférica

Terra: H2O, Planeta gigantes: NH3, H2S, CH4

Marte: CO2

Vênus: H2SO4

se T< Tcondensação gás condensa formação de nuvens

Nuvens modificam T superficial e estrutura atmosférica mudando balanço de energia:

altamente refletivas diminuição da luz solar na superfície esfriamento

absorvem luz solar aquecem o meio localmente opacas

bloqueiam a saída de radiação térmica efeito estufa

Acido sulfúrico - H2SO4

Altitude ~ 45-70km

Dióxido de carbono - CO2

Altitude ~ 50km

Voyager 2 - 1978

HST - 1995

Metano

Titan

Auroras

Chamadas também luzes do norte são observadas em planetas que tem campomagnético

Resultam da precipitação de partículas carregadas formadas fora da atmosfera

Ocorrem numas regiões aproximadamente ovais centradas nos pólos magnéticos

Emissões de auroras podem ser observadas em V, IR, UV e raios-X (caso da Terra)

Colisões dos átomos, moléculas e íons atmosféricos são excitados na interação com estas partículas quando des-excitam as espécies atmosféricas emitem fótons auroras

Auroras

Júpiter:

intensidade ~ 1 x 106 vezes da Terraextensão ~ 30 x 106 km

Saturno: intensidade ~ 100 vezes da Terraextensão ~ 1 x 106 km

Urano e Netuno:

intensidade ~ 100 vezes da Terraextensão ~ 4 x raio da Terra

Meteorologia

O “clima” é geralmente provocado pela combinação: Sol + ventos + nuvens na Terra temos estações, cada uma associada a condições meteorológicas distintas que variam com a localização geográfica tem períodos de sol e seca enquanto outros de chuvas pesadas, tempestades, furacões, etc.

O que causa as diversas condições meteorológicas?

movimentos do ar causados: por gradientes de pressão por rotação

por movimentos verticais

Evolução das Atmosferas e Climas dos Planetas Terrestres

Os estágios iniciais da formação planetária envolve a acumulação de materiaissólidos, quando se torna massivo então pode capturar os gases.

Atmosferas dos planetas terrestres NÃO são primordiais mas devem ter sido formadas pelo escape de gases nos planetas quentes em formação.

Planetas gigantes: H e He com alguns traços de C, O, N e S como CH4, H2O, NH3 e H2SAtmosferas

Planetas terrestres e satélites: CO2, N2, O2, H2O e SO2

Diferença é a gravidade que permitiu aos planetas gigantes capturar grandesquantidades de H e He que permanecem no estado de gás nas T do Sist. Solar

Os elementos leves H e He (se originalmente presentes) devem ter facilmenteescapado do pequeno campo gravitacional dos planetas terrestres

Se as atmosferas dos planetas terrestres fossem primordiais e o H tivesse escapado posteriormente os gases mais abundantes seriam:

CO2 (~ 63%), Ne (~ 22%), N2 (~ 10%) e COS (~ 4%) + concentrações solares de Ar, Kr e Xe

Não é observado Ne: 10 vezes menos do esperadoAr, Kr e Xe: 6 vezes menos

Elementos pesados, não podendoescapar via processos térmicos

Atmosferas dos planetas terrestres são secundárias tendo sido formadaspela ejeção de gases dos próprios planetas (vulcões) e/ou colisões de asteróides e cometas ricos em voláteis e foram modificadas devido à interação entre atmosfera e crosta

Variações climáticas ocorreram devido a diversos fenômenos: aumento daluminosidade solar, diminuição da emissão de raios-X e UV e do vento solar,fase T-tauri do Sol, aumento das camadas de nuvens e da atividade vulcânicanos planetas

Terra

Aquecimento global

Marte

Pequeno tamanho responsável pela diferença com a Terra

Atualmente não tem água líquida mais os diversos canais são provas de quedeve ter existido no passado.

Atmosfera em Marte deve ter sido mais densa e quente

Canais Runoff estão presentes apenas nos terrenos mais velhos (mais craterizados o clima quente em Marte não se estendeu além do heavy late bombardment ~ 3.8Gyr

Estima-se uma pressão média superficial de ~1bar e T~300K

VênusVênus é muito seco com cerca de 105 vezes menos H2O do que na Terra.

Hipótese: ter se formado com pouca água devido a falta deste elementonas regiões mais próximas do Sol colisões de planetesimais e cometas deveriam ter trazido igual quantidade de H2O do que na Terra.

deve ter tido uma quantidade apreciável de oceanos em Vênus

aonde foi parar a água?

H2O pode ser dissociado em hidrogênio molecular e oxigênio porfoto-dissociação ou outras reações químicas e o H escapa.

Mas...

atual taxa de escape é de apenas 107H cm-2s-1 o que implica quedurante toda a vida do planeta somente teria escapado 9m de água

A explicação mais aceita é o efeito estufa runaway

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