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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
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