Gigante de gelo - Ice giant

Urano fotografado pela Voyager 2 em janeiro de 1986
Netuno fotografado pela Voyager 2 em agosto de 1989

Um gigante de gelo é um planeta gigante composto principalmente de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio , como oxigênio , carbono , nitrogênio e enxofre . Existem dois gigantes de gelo no Sistema Solar : Urano e Netuno .

Em astrofísica e ciência planetária, o termo "gelo" refere-se a compostos químicos voláteis com pontos de congelamento acima de cerca de 100  K , como água , amônia ou metano , com pontos de congelamento de 273 K (0 ° C), 195 K (-78 ° C), e 91 K (-182 ° C), respectivamente (ver Voláteis ). Na década de 1990, foi determinado que Urano e Netuno são uma classe distinta de planeta gigante, separada dos outros planetas gigantes, Júpiter e Saturno . Eles se tornaram conhecidos como gigantes de gelo . Seus compostos constituintes eram sólidos quando foram incorporados aos planetas durante sua formação, diretamente na forma de gelo ou presos em água gelada. Hoje, muito pouca água em Urano e Netuno permanece na forma de gelo. Em vez disso, a água existe principalmente como fluido supercrítico nas temperaturas e pressões dentro deles. Urano e Netuno consistem em apenas cerca de 20% de hidrogênio e hélio em massa, em comparação com os gigantes gasosos do Sistema Solar , Júpiter e Saturno, que são mais de 90% de hidrogênio e hélio em massa.

Terminologia

Em 1952, escritor de ficção científica de James Blish cunhou o termo gigante gasoso e foi usado para se referir à grande não- terrestre planetas do Sistema Solar . No entanto, desde o final da década de 1940, as composições de Urano e Netuno foram consideradas significativamente diferentes das composições de Júpiter e Saturno . Eles são compostos principalmente de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio , constituindo um tipo separado de planeta gigante . Como, durante sua formação, Urano e Netuno incorporaram seu material como gelo ou gás aprisionado na água gelada, o termo gigante do gelo passou a ser usado. No início dos anos 1970, a terminologia se tornou popular na comunidade de ficção científica, por exemplo, Bova (1971), mas o uso científico mais antigo da terminologia foi provavelmente por Dunne & Burgess (1978) em um relatório da NASA.

Formação

Modelar a formação dos gigantes terrestres e gasosos é relativamente simples e incontroverso . É amplamente conhecido que os planetas terrestres do Sistema Solar se formaram por meio do acúmulo colisional de planetesimais dentro do disco protoplanetário . Os gigantes gasosos - Júpiter , Saturno , e suas contrapartes extra-solares planetas são pensados para ter formado núcleos sólidos de cerca de 10 massas terrestres ( M 🜨 ) pelo mesmo processo, enquanto acreção envelopes gasosos a partir torno nebulosa solar ao longo de alguns a vários milhões de anos ( Ma ), embora modelos alternativos de formação de núcleo com base na acumulação de seixos tenham sido propostos recentemente. Em vez disso, alguns planetas extrasolares gigantes podem ter se formado por meio de instabilidades de disco gravitacional.

A formação de Urano e Netuno por meio de um processo semelhante de acréscimo do núcleo é muito mais problemática. A velocidade de escape para os pequenos protoplanetas a cerca de 20 unidades astronômicas (UA) do centro do Sistema Solar teria sido comparável às suas velocidades relativas . Esses corpos cruzando as órbitas de Saturno ou Júpiter seriam suscetíveis de serem enviados em trajetórias hiperbólicas ejetando-os do sistema. Esses corpos, sendo varridos pelos gigantes gasosos, provavelmente também teriam sido apenas agregados aos planetas maiores ou lançados em órbitas cometárias.

Apesar da dificuldade de modelar sua formação, muitos candidatos a gigantes de gelo foram observados orbitando outras estrelas desde 2004. Isso indica que eles podem ser comuns na Via Láctea .

Migração

Considerando os desafios orbitais de protoplanetas 20 UA ou mais do centro do Sistema Solar experimentariam, uma solução simples é que os gigantes de gelo se formaram entre as órbitas de Júpiter e Saturno antes de serem gravitacionalmente espalhados para suas órbitas agora mais distantes.

Instabilidade do disco

A instabilidade gravitacional do disco protoplanetário também pode produzir vários protoplanetas gigantes gasosos a distâncias de até 30 UA. Regiões de densidade ligeiramente mais alta no disco podem levar à formação de aglomerados que eventualmente entram em colapso para densidades planetárias. Um disco com instabilidade gravitacional mesmo marginal poderia produzir protoplanetas entre 10 e 30 UA em mais de mil anos (ka). Isso é muito mais curto do que os 100.000 a 1.000.000 anos necessários para produzir protoplanetas por meio do acréscimo do núcleo da nuvem e pode torná-lo viável até mesmo nos discos de vida mais curta, que existem por apenas alguns milhões de anos.

Um problema com este modelo é determinar o que manteve o disco estável antes da instabilidade. Existem vários mecanismos possíveis que permitem que a instabilidade gravitacional ocorra durante a evolução do disco. Um encontro próximo com outra proto-estrela pode fornecer um chute gravitacional para um disco estável. Um disco que evolui magneticamente é provável que tenha zonas mortas magnéticas, devido a vários graus de ionização , onde a massa movida por forças magnéticas pode se acumular, tornando-se eventualmente instável gravitacionalmente. Um disco protoplanetário pode simplesmente acumular matéria lentamente, causando períodos relativamente curtos de instabilidade gravitacional marginal e explosões de coleta de massa, seguidos por períodos em que a densidade da superfície cai abaixo do que é necessário para sustentar a instabilidade.

Fotoevaporação

Observações de fotoevaporação de discos protoplanetários no Orion Trapezium Cluster por radiação ultravioleta extrema (EUV) emitida por θ 1 Orionis C sugere outro possível mecanismo para a formação de gigantes de gelo. Protoplanetas gigantes gasosos com múltiplas massas de Júpiter poderiam ter se formado rapidamente devido à instabilidade do disco antes de terem a maioria de seus envelopes de hidrogênio removidos por intensa radiação EUV de uma estrela massiva próxima.

Na nebulosa Carina , os fluxos EUV são aproximadamente 100 vezes maiores do que na nebulosa Orion do Trapézio . Discos protoplanetários estão presentes em ambas as nebulosas. Fluxos mais altos de EUV tornam esta uma possibilidade ainda mais provável para a formação de gigantes de gelo. O EUV mais forte aumentaria a remoção dos envoltórios de gás dos protoplanetas antes que eles pudessem entrar em colapso o suficiente para resistir a novas perdas.

Características

Esses recortes ilustram modelos internos de planetas gigantes. Os núcleos planetários dos gigantes gasosos Júpiter e Saturno são revestidos por uma camada profunda de hidrogênio metálico , enquanto os mantos dos gigantes de gelo Urano e Netuno são compostos de elementos mais pesados.

Os gigantes de gelo representam uma das duas categorias fundamentalmente diferentes de planetas gigantes presentes no Sistema Solar , o outro grupo sendo os gigantes gasosos mais familiares , que são compostos por mais de 90% de hidrogênio e hélio (em massa). Acredita-se que seu hidrogênio se estenda até seus pequenos núcleos rochosos, onde o íon molecular do hidrogênio faz a transição para o hidrogênio metálico sob as pressões extremas de centenas de gigapascais (GPa).

Os gigantes de gelo são compostos principalmente de elementos mais pesados . Com base na abundância de elementos no universo , oxigênio , carbono , nitrogênio e enxofre são os mais prováveis. Embora os gigantes de gelo também tenham envelopes de hidrogênio , eles são muito menores. Eles representam menos de 20% de sua massa. Seu hidrogênio também nunca atinge as profundidades necessárias para que a pressão crie o hidrogênio metálico. Esses envelopes, no entanto, limitam a observação do interior dos gigantes de gelo e, portanto, as informações sobre sua composição e evolução.

Embora Urano e Netuno sejam chamados de planetas gigantes de gelo, acredita-se que haja um oceano de água supercrítica sob suas nuvens, o que representa cerca de dois terços de sua massa total.

Atmosfera e clima

As camadas externas gasosas dos gigantes de gelo têm várias semelhanças com as dos gigantes gasosos. Isso inclui ventos equatoriais de longa duração e alta velocidade, vórtices polares , padrões de circulação em grande escala e processos químicos complexos impulsionados pela radiação ultravioleta de cima e se misturando com a baixa atmosfera.

O estudo do padrão atmosférico dos gigantes de gelo também fornece informações sobre a física atmosférica . Suas composições promovem diferentes processos químicos e eles recebem muito menos luz solar em suas órbitas distantes do que quaisquer outros planetas do Sistema Solar (aumentando a relevância do aquecimento interno nos padrões climáticos).

A maior feição visível em Netuno é a recorrente Grande Mancha Escura . Ele se forma e se dissipa a cada poucos anos, ao contrário da Grande Mancha Vermelha de Júpiter , de tamanho semelhante , que persiste há séculos. De todos os planetas gigantes conhecidos no Sistema Solar, Netuno emite a maior parte do calor interno por unidade de luz solar absorvida, uma proporção de aproximadamente 2,6. Saturno , o segundo emissor mais alto, tem apenas uma proporção de cerca de 1,8. Urano emite menos calor, um décimo do que Netuno. Suspeita-se que isso possa estar relacionado à sua extrema inclinação axial de 98˚ . Isso faz com que seus padrões sazonais sejam muito diferentes daqueles de qualquer outro planeta do Sistema Solar.

Ainda não existem modelos completos que expliquem as características atmosféricas observadas nos gigantes de gelo. A compreensão dessas características ajudará a elucidar como as atmosferas de planetas gigantes em geral funcionam. Consequentemente, esses insights podem ajudar os cientistas a prever melhor a estrutura atmosférica e o comportamento de exoplanetas gigantes descobertos como muito próximos de suas estrelas hospedeiras ( planetas pégaso ) e exoplanetas com massas e raios entre os planetas gigantes e terrestres encontrados no Sistema Solar.

Interior

Por causa de seus grandes tamanhos e baixas condutividades térmicas, as pressões planetárias internas variam até várias centenas de GPa e temperaturas de vários milhares de Kelvin (K).

Em março de 2012, descobriu-se que a compressibilidade da água usada em modelos gigantes de gelo poderia diminuir em um terço. Este valor é importante para modelar gigantes de gelo e tem um efeito cascata para entendê-los.

Campos magnéticos

Os campos magnéticos de Urano e Netuno estão excepcionalmente deslocados e inclinados. Suas intensidades de campo são intermediárias entre as dos gigantes gasosos e as dos planetas terrestres, sendo 50 e 25 vezes maiores que as da Terra, respectivamente. As intensidades do campo magnético equatorial de Urano e Netuno são, respectivamente, 75 por cento e 45 por cento do 0,305 gauss da Terra. Acredita-se que seus campos magnéticos se originem em um manto de gelo fluido de convecção ionizado.

Visitação de espaçonaves

Passado

Propostas

Veja também

Referências

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