Geografia Aula 3 Atmosferas E Magnetosferas

Daniela Lazzaro Julho 2007 C iências P lanetárias: 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-CO 2 (terrestres);
Composições distintas  mesmos processos físico-químicos;
nuvens;
fotoquímica nas camadas superiores;
ventos;
etc.
Características gerais

temperatura Relação pressão densidade gravidade x pressão equilíbrio hidrostático Escala de altura const. Boltzmann temperatura acel. gravidade massa molecular Características gerais

Densidade ... Escala de altura de densidade

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) Re ações 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 térmica Fontes: 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 T sup = 288K T = 733K P = 92bar Vênus Variações com latitude: diurnas (equ. 200K  300K) sazonais (WP-130K, SP-190K) Marte

Efeito estufa

Titan Terra

Composição atmosférica In situ  missões espaciais Medidas 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 abund ância elemento ou composto Forma da linha P e T do meio

Ex.: Urano e Netuno azulados  g ás 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 absorção Linha depende do perfil de T na região de formação emissão emissão  F  0 > F c Ciências atmosféricas: “linha é vista em” absorção  F  0 < F c

Marte - CO 2

- - 0,006 traços SO 2 traços traços traços traços Ne, H 2 traços He, Kr, Xe, N 2 O 0,1 - - - HC 3 N 0,001 - - - CHN - 0,0001 - 0,01 O 3 0-6 1,6 0,007 0,9 Ar 0,004 0,01 0,005 <3 H 2 O traços 95 96 0,03 CO 2 - 0,001 0,003 21 O 2 90-97% 2,7 3,5 78 N 2 Titan (%) Marte (%) V ê nus (%) Terra (%) Elemento

Atmosferas tênues Formadas por “ sputtering” Bombardeamento de partículas energéticas + baixa velocidades 10 11 – 10 12 traços SO 2 SO, Na, K, O Io traços N 2 , CH 4 Tritão traços N 2 , CO, CH 4 Plutão 2 x 10 3 – 4 x 10 4 1,6 x 10 3 – 4 x 10 4 70 16 He Ar Na K Lua 4 x 10 4 3 x 10 4 6 x 10 3 500 23-230 ~30 O Na He K H Ca Mercúrio Abundância (cm -3 ) Elemento

2 x 10 -7 9 x 10 -8 Xe 132 Xe 5 x 10 -6 2 x 10 -6 Kr 84 Kr 1 x 10 -2 6 x 10 -3 Ar 36 Ar 0,0002 0,002 Ne 20 Ne Gases nobres 0,01? 0,003? 0,004? 0,002? 0,0003 S H 2 S <0,002 <0,002 0,005 0,003 0,002 N NH 3 3,5 2,4 0,04 0,02 0,008 C CH 4 >0,01? >0,01? >0,01? 0,02 0,01 O H 2 O Gases condensáveis 1,8 1,8 3,4 15 19 He He 85 85 96 86 83 H H 2 Gases Principais Netuno Urano Saturno Júpiter Sol Elem. Gás

Ventos circulação de Hadley Aquecimento solar: mar es térmicas fluxos de condensação est acionários 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 ecliptica
equador 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 célula de Hadley em cada hemisfério Se o planeta tem rotação então os ventos são 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 equador no 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 incidente diferenças 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 CO 2 sublima da superfície  aumenta a quantidade de CO 2 na atmosfera - pólo invernal CO 2 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 Opportunity Mars 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 superf ície os ventos nos planetas gigantes são medidos em relação 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: H 2 O, Planeta gigantes: NH 3 , H 2 S, CH 4 Marte: CO 2 Vênus: H 2 SO 4 se T< T condensação 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 - H 2 SO 4 Altitude ~ 45-70km Dióxido de carbono - CO 2 Altitude ~ 50km

Voyager 2 - 1978 HST - 1995

M etano Titan

Auroras Chamadas também luzes do norte são observadas em planetas que tem campo magnético 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 10 6 vezes da Terra extensão ~ 30 x 10 6 km Saturno: intensidade ~ 100 vezes da Terra extensão ~ 1 x 10 6 km Urano e Netuno: intensidade ~ 100 vezes da Terra extensão ~ 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

Evolu ção das Atmosferas e Climas dos Planetas Terrestres Os estágios iniciais da formação planetária envolve a acumulação de materiais sólidos, 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 CH 4 , H 2 O, NH 3 e H 2 S Atmosferas Planetas terrestres e satélites: CO 2 , N 2 , O 2 , H 2 O e SO 2 Diferença é a gravidade que permitiu aos planetas gigantes capturar grandes quantidades 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 facilmente escapado 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: CO 2 (~ 63%), Ne (~ 22%), N 2 (~ 10%) e COS (~ 4%) + concentrações solares de Ar, Kr e Xe Não é observado Ne: 10 vezes menos do esperado Ar, Kr e Xe: 6 vezes menos Elementos pesados, não podendo escapar via processos térmicos Atmosferas dos planetas terrestres são secundárias tendo sido formadas pela ejeção de gases dos próprios planetas (vulcões) e/ou colis ões 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 da luminosidade 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 vulcânica nos 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 que deve 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

Vênus Vênus é muito seco com cerca de 10 5 vezes menos H 2 O do que na Terra. Hipótese: ter se formado com pouca água devido a falta deste elemento nas regiões mais próximas do Sol  colisões de planetesimais e cometas deveriam ter trazido igual quantidade de H 2 O do que na Terra. deve ter tido uma quantidade apreciável de oceanos em Vênus aonde foi parar a água ? H 2 O pode ser dissociado em hidrogênio molecular e oxigênio por foto-dissociação ou outras reações químicas e o H escapa. Mas... atual taxa de escape é de apenas 10 7 H cm -2 s -1 o que implica que durante toda a vida do planeta somente teria escapado 9m de água A explicação mais aceita é o efeito estufa runaway

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