Os planetas gasosos são compostos por gases, como hidrogênio e hélio

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Um gigante gasoso é um planeta gigante composto principalmente de hidrogênio e hélio.[1] Os gigantes gasosos também são chamados de estrelas falhadas porque contêm os mesmos elementos básicos que uma estrela. Júpiter e Saturno são os gigantes gasosos do Sistema Solar. O termo "gigante gasoso" era originalmente sinônimo de “planeta gigante”, mas na década de 1990 tornou-se conhecido que Urano e Netuno são realmente uma classe distinta de planetas gigantes, sendo compostos principalmente de substâncias voláteis mais pesadas (que são referidas como "gelados"). Por esta razão, Urano e Netuno são agora frequentemente classificados na categoria separada de gigantes gelados.[2]

Júpiter e Saturno consistem principalmente de hidrogênio e hélio, com elementos mais pesados representando entre 3 a 13% da massa.[3] Acredita-se que eles consistam em uma camada externa de hidrogênio molecular comprimido em torno de uma camada de hidrogênio metálico líquido, com provavelmente um núcleo rochoso derretido no interior. A porção mais externa de sua atmosfera de hidrogênio contém muitas camadas de nuvens visíveis que são compostas principalmente de água e amônia. A camada de hidrogênio metálico localizada no meio do interior compõe a maior parte de todos os gigantes gasosos e é chamada de "metálica" porque a pressão atmosférica muito grande transforma o hidrogênio em um condutor elétrico. Acredita-se que os núcleos dos gigantes gasosos consistam em elementos mais pesados em temperaturas tão altas (20.000 K) e pressões que suas propriedades ainda não são completamente compreendidas.[3]

As diferenças definidoras entre uma anã marrom de massa muito baixa (que pode ter uma massa tão baixa quanto cerca de 13 vezes a de Júpiter)[4] e um gigante gasoso são debatidas.[5] Uma escola de pensamento é baseada na formação; o outro, sobre a física do interior.[5] Parte do debate diz respeito se as anãs marrons devem, por definição, ter experimentado a fusão nuclear em algum momento de sua história.

Terminologia[editar | editar código-fonte]

O termo gigante gasoso foi cunhado em 1952 pelo escritor de ficção científica James Blish[6] e foi originalmente usado para se referir a todos os planetas gigantes. É, sem dúvida, um nome impróprio porque na maior parte do volume de todos os planetas gigantes, a pressão é tão alta que a matéria não está na forma gasosa.[7] Além dos sólidos no núcleo e nas camadas superiores da atmosfera, toda a matéria está acima do ponto crítico, onde não há distinção entre líquidos e gases.[8] O termo, no entanto, pegou, porque os cientistas planetários normalmente usam "rochoso" ou "terrestre", "gasoso" e "gelado" como abreviaturas para classes de elementos e compostos comumente encontrados como constituintes planetários, independentemente da fase em que a matéria possa aparecer. No Sistema Solar externo, o hidrogênio e o hélio são chamados de "gases"; água, metano e amônia como "gelados"; e silicatos e metais como "rochoso" ou "terrestre". Nesta terminologia, uma vez que Urano e Netuno são compostos principalmente de gelo, não de gás, eles são mais comumente chamados de gigantes gelados e distintos dos gigantes gasosos.

Classificação[editar | editar código-fonte]

Teoricamente, os gigantes gasosos podem ser divididos em cinco classes distintas de acordo com suas propriedades atmosféricas físicas modeladas e, portanto, sua aparência: nuvens de amônia (I), nuvens de água (II), sem nuvens (III), nuvens de metal alcalino (IV) e nuvens de silicato (V). Júpiter e Saturno são ambos classe I. Os Júpiter quentes são de classe IV ou V.

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Impressão artística da formação de um gigante gasoso em torno da estrela HD 100546

Gigantes de gás frio[editar | editar código-fonte]

Um gigante gasoso frio rico em hidrogênio, mais massivo que Júpiter, mas com menos de 500 MTerra (1.6 MJ) será apenas um pouco maior em volume que Júpiter.[9] Para massas acima de 500 MTerra, a gravidade fará com que o planeta encolha (veja matéria degenerada).[9]

O aquecimento Kelvin-Helmholtz pode fazer com que um gigante gasoso irradie mais energia do que recebe de sua estrela hospedeira.[10][11]

Anão gasoso[editar | editar código-fonte]

Embora as palavras "gasoso" e "gigante" sejam frequentemente combinadas, os planetas de hidrogênio não precisam ser tão grandes quanto os conhecidos gigantes gasosos do Sistema Solar. No entanto, planetas gasosos menores e planetas mais próximos de sua estrela perderão massa atmosférica mais rapidamente por meio de escape hidrodinâmico do que planetas maiores e planetas mais distantes.[12][13]

Um anão gasoso pode ser definido como um planeta com um núcleo rochoso que acumulou um espesso envelope de hidrogênio, hélio e outros voláteis, tendo como resultado um raio total entre 1.7 e 3.9 raios terrestres.[14][15]

O menor exoplaneta conhecido que provavelmente é um "planeta gasoso" é Kepler-138d, que tem a mesma massa que a Terra, mas é 60% maior e, portanto, tem uma densidade que indica um espesso envelope de gás.[16]

Um planeta gasoso de baixa massa ainda pode ter um raio semelhante ao de um gigante gasoso se tiver a temperatura certa.[17]

Precipitação e fenômenos meteorológicos[editar | editar código-fonte]

Clima joviano[editar | editar código-fonte]

O calor que é canalizado para cima por tempestades locais é um dos principais fatores do clima em gigantes gasosos. Muito, se não todo, o calor profundo que escapa do interior flui através de grandes tempestades. Esses distúrbios se desenvolvem em pequenos redemoinhos que eventualmente formam tempestades como a Grande Mancha Vermelha em Júpiter. Na Terra e em Júpiter, os raios e o ciclo hidrológico estão intimamente ligados para criar tempestades intensas. Durante uma tempestade terrestre, a condensação libera calor que empurra o ar ascendente para cima. Este motor de "convecção úmida" pode segregar cargas elétricas em diferentes partes de uma nuvem; a reunião dessas cargas é um relâmpago. Portanto, podemos usar relâmpagos para nos sinalizar onde a convecção está acontecendo. Embora Júpiter não tenha oceano ou solo úmido, a convecção úmida parece funcionar de forma semelhante em comparação com a Terra.[18]

Mancha Vermelha de Júpiter[editar | editar código-fonte]

A Grande Mancha Vermelha é um sistema de alta pressão localizado no hemisfério sul de Júpiter.[19] A Grande Mancha Vermelha é um poderoso anticiclone, girando a cerca de 430 a 680 quilômetros por hora no sentido anti-horário ao redor do centro.[19] Desde então, a Mancha se tornou conhecido por sua ferocidade, alimentando-se até mesmo de tempestades jovianas menores.[19] As tolinas são compostos orgânicos marrons encontrados na superfície de vários planetas que são formados pela exposição à irradiação UV. As tolinas que existem na superfície de Júpiter são sugados para a atmosfera por tempestades e circulação; supõe-se que aqueles tolinas que são ejetados do regolito ficam presos na Grande Mancha Vermelha de Júpiter, fazendo com que ele fique vermelho.

Chuva de hélio em Saturno e Júpiter[editar | editar código-fonte]

A condensação de hélio cria chuva de hélio líquido em gigantes gasosos. Em Saturno, essa condensação de hélio ocorre em certas pressões e temperaturas quando o hélio não se mistura com o hidrogênio metálico líquido presente no planeta.[20] As regiões de Saturno onde o hélio é insolúvel permitem que o hélio mais denso forme gotículas e atue como fonte de energia, tanto através da liberação de calor latente quanto descendo mais profundamente no centro do planeta.[21] Essa separação de fases leva a gotículas de hélio que caem como chuva através do hidrogênio metálico líquido até atingir uma região mais quente onde se dissolvem no hidrogênio.[20] Como Júpiter e Saturno têm massas totais diferentes, as condições termodinâmicas no interior do planeta podem ser tais que esse processo de condensação seja mais prevalente em Saturno do que em Júpiter.[21] A condensação de hélio pode ser responsável pelo excesso de luminosidade de Saturno, bem como pelo esgotamento de hélio na atmosfera de Júpiter e Saturno de ambos.[21]

Chuva de diamantes em Urano[editar | editar código-fonte]

O calor interno de Urano é muito baixo. Urano é o planeta mais frio do Sistema Solar com uma temperatura atmosférica superior de -224 °C.[22] As seções mais profundas do manto são tão quentes e sob tal pressão que o metano é decomposto em carbono elementar.[22] A chuva de diamantes é o resultado potencial desse fenômeno.[22] Mais acima na atmosfera, onde as condições são mais amenas, foram detectados produtos da fotólise do metano (como acetileno e diacetileno); é provável que haja muita química orgânica interessante (processos potencialmente habilitadores de vida) acontecendo nas regiões entre a zona de nucleação de diamantes e a atmosfera superior.[22]

Ver também[editar | editar código-fonte]

• Lista de objetos do Sistema Solar em equilíbrio hidrostático
• Tipos de planeta
• Júpiter quente
• Gigante gelado
• Kepler-1704b

Referências

1. ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). «Formation of Giant Planets». In: Deeg H., Belmonte J. Handbook of Exoplanets. [S.l.]: Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. pp. 2319–2343. Bibcode:2018haex.bookE.140D. ISBN 978-3-319-55332-0. arXiv:1806.05649
   
   . doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140
2. ↑ National Aeronautics and Space Administration website, Ten Things to Know About Neptune
3. ↑ a b The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
4. ↑ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion». The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. Bibcode:2013ApJ...770..120B. arXiv:1305.0980
   
   . doi:10.1088/0004-637X/770/2/120
5. ↑ a b Burgasser, Adam J. (junho de 2008). «Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters» (PDF). Physics Today. Consultado em 11 de janeiro de 2016. Arquivado do original (PDF) em 8 de maio de 2013
6. ↑ Historical Dictionary of Science Fiction, Entry for gas giant n.
7. ↑ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). «Giant Planet Formation». In: S. Seager. Exoplanets. [S.l.]: University of Arizona Press, Tucson, AZ. pp. 319–346. Bibcode:2010exop.book..319D. arXiv:1006.5486
   
8. ↑ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). «Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch». Icarus. 355. 114087 páginas. Bibcode:2021Icar..35514087D. arXiv:2009.05575
   
   . doi:10.1016/j.icarus.2020.114087
9. ↑ a b Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets». The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. arXiv:0707.2895
   
   . doi:10.1086/521346
10. ↑ Patrick G. J. Irwin (2003). Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure. [S.l.]: Springer. ISBN 978-3-540-00681-7
11. ↑ «Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation». 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Consultado em 13 de março de 2008. Arquivado do original em 21 de junho de 2008
12. ↑ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10 de março de 2005). «Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres». The Astrophysical Journal. 621 (2): 1049–1060. Bibcode:2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085
    
    . doi:10.1086/427204
13. ↑ Mass-radius relationships for exoplanets, Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler, and Gilbert W. Collins
14. ↑ Three regimes of extrasolar planets inferred from host star metallicities, Buchhave et al.
15. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). «In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets». The Astrophysical Journal. 1606 (1): in press. Bibcode:2016ApJ...828...33D. arXiv:1606.08088
    
    . doi:10.3847/0004-637X/828/1/33
16. ↑ Cowen, Ron (2014). «Earth-mass exoplanet is no Earth twin». Nature. doi:10.1038/nature.2014.14477
17. ↑ *Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets, Konstantin Batygin, David J. Stevenson, 18 Apr 2013
18. ↑ Kerr, Richard A. (11 de fevereiro de 2000). «Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather». Science (em inglês). 287 (5455): 946–947. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.287.5455.946b
19. ↑ a b c «The shape of Jupiter's Great Red Spot is changing. Here's why.». The Planetary Society (em inglês). Consultado em 26 de abril de 2022
20. ↑ a b McIntosh, Gordon (29 de outubro de 2007). «Precipitation in the Solar System». The Physics Teacher (em inglês). 45 (8). 502 páginas. ISSN 0031-921X. doi:10.1119/1.2798364
21. ↑ a b c Morales, Miguel A.; Schwegler, Eric; Ceperley, David; Pierleoni, Carlo; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle (3 de fevereiro de 2009). «Phase separation in hydrogen–helium mixtures at Mbar pressures». Proceedings of the National Academy of Sciences (em inglês). 106 (5): 1324–1329. ISSN 0027-8424. PMC 2631077
    
    . PMID 19171896. doi:10.1073/pnas.0812581106
22. ↑ a b c d Gibb, Bruce C. (maio de 2015). «The organic Solar System». Nature Chemistry (em inglês). 7 (5): 364–365. ISSN 1755-4349. doi:10.1038/nchem.2241

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