Astronomia

Quais são as teorias atualmente aceitas sobre a formação da lua uraniana Miranda?

Quais são as teorias atualmente aceitas sobre a formação da lua uraniana Miranda?

Miranda, uma lua de Urano, é única por ter uma superfície muito fraturada

Fonte: Universidade de Oregon

A superfície é considerada recortada e fraturada, com penhascos desconexos comparativamente grandes e grandes falhas.

Quais são as teorias aceitas atualmente para a formação de um mundo tão estranho?

Por favor, inclua links autorizados em qualquer resposta


Como Miranda é um objeto bastante pequeno (apenas 235 km de diâmetro), ele pode simplesmente não ter massa suficiente para fazer a matéria se estabelecer em equilíbrio hidrostático sob a influência de sua gravidade, portanto, basicamente retém a forma irregular que a maioria dos asteróides tem. Este belo artigo arxiv discute os limites de massa necessários para um corpo estelar se estabelecer em uma bela forma redonda:

http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1004/1004.1091.pdf


Urano

Originalmente publicado em Creation 24, no 3 (junho de 2002): 38-40.

Incomum em muitos aspectos, Urano e suas luas representam grandes problemas para as teorias evolucionárias da formação de planetas e podem ser vistos como um testamento emocionante para o Criador.

Verde-azulado e grande, cerca de 64 vezes o tamanho da Terra, 1 Urano é o sétimo desde o Sol dos nove planetas conhecidos em nosso sistema solar. Incomum em muitos aspectos, Urano e suas luas representam grandes problemas para as teorias evolucionárias da formação de planetas e podem ser vistos como um testamento emocionante para o Criador.

Urano tem cerca de quatro vezes o diâmetro da Terra. Seria necessário o equivalente a 64 Terras para preencher seu interior.

A 19 vezes a distância do Sol à Terra, Urano está tão longe que leva 84 anos terrestres para orbitar o Sol uma vez. Quase invisível a olho nu, Urano não foi descoberto até 1781, quando o famoso astrônomo britânico William Herschel, um cristão, notou um objeto brilhante desconhecido atravessando uma área do céu que ele estava estudando.

Muitas das nossas informações sobre Urano e suas luas foram obtidas da espaçonave Voyager 2, quando ela voou pelo planeta em janeiro de 1986. Mesmo antes da Voyager 2, os cientistas sabiam que algumas das características de Urano causavam problemas para as teorias naturalistas. Em 1948, sabia-se que Urano tinha pelo menos cinco luas, mas suas órbitas não eram nada do que se esperava. Descobriu-se que as órbitas das luas são perpendiculares à "eclíptica" (o plano em que a maioria dos planetas orbita o Sol). Isso significava que ou as luas estavam orbitando Urano em torno de seus pólos, em vez de seu equador, ou então o eixo de rotação de Urano estava inclinado em comparação com os outros planetas. Este último acabou sendo o caso. O equador de Urano está a 98 graus da eclíptica.2 Em vez de girar como um topo enquanto orbita o Sol, como os outros planetas fazem, Urano rola de lado. Assim, em parte de sua órbita, o pólo “norte” de Urano está voltado para o Sol, enquanto o pólo “sul” está voltado para o Sol durante uma porção diferente da órbita. (Na verdade, há desacordo quanto a qual pólo deve ser considerado o norte e qual o sul!)

Esta situação é impossível, de acordo com as idéias evolucionárias sobre a formação do sistema solar, ou seja, que os planetas se condensaram a partir de uma nebulosa em rotação. Urano não pode ter se formado dessa maneira naturalmente. Qual é então a solução dos evolucionistas? A maioria deles acredita que Urano realmente formou-se da maneira "correta", ou seja, de acordo com a evolução, mas posteriormente foi derrubado durante uma colisão com outro planeta, supostamente do tamanho da Terra. Na verdade, “os modelos para o desenvolvimento do sistema solar não podem produzir tal orientação sem invocar uma colisão com outro objeto.” 3 Quão viável é essa explicação?

Em primeiro lugar, a órbita de Urano não mostra nenhum sinal de tal colisão catastrófica. Sua órbita é uma das mais circulares de todos os planetas (apenas Vênus, Terra e Netuno têm órbitas mais circulares). Uma colisão teria provavelmente resultado em uma órbita mais elíptica. Além disso, a órbita de Urano está mais próxima do plano da eclíptica do que qualquer outro planeta, exceto a Terra. Uma colisão massiva deveria ter perturbado a órbita do planeta mais do que isso.


Acima da parte superior: Ariel, uma das luas de Urano, tem um diâmetro de 1.160 km (725 milhas). A menor feição de superfície que pode ser vista nesta imagem de sua porção sul, tirada de uma distância de 130.000 km, tem aproximadamente 2,4 km de diâmetro. A superfície de Ariel exibe uma história complicada.

Acima inferior: Oberon, com 1.523 km de diâmetro, é a mais distante das principais luas de Urano. A mancha escura à direita do meio é a cratera Hamlet, com um diâmetro de 206 km.

Além disso, as luas de Urano apresentam muitos problemas por si mesmas. Hoje, eles estão orbitando ao redor do equador do planeta, que está aproximadamente em um ângulo reto com a eclíptica. Obviamente, essas luas não poderiam estar presentes quando o suposto objeto do tamanho da Terra atingiu Urano, porque as luas teriam sido espalhadas ou interrompidas, e não teriam se movido silenciosamente para órbitas estáveis ​​que agora estão 98 graus de distância de suas órbitas anteriores. Portanto, raciocina o evolucionista, as luas devem ter se formado após o impacto, e as luas que vemos hoje são na verdade os fragmentos que sobraram do impacto. No entanto, todas as luas combinadas, mais as partículas no pequeno “anel” em torno de Urano, constituem apenas cerca de 0,01% da massa do planeta, o que coloca uma limitação severa na quantidade de detritos produzidos pela colisão. Um impacto violento o suficiente para empurrar Urano presumivelmente teria produzido muito mais destroços do que isso - de fato, uma ideia atualmente em voga sobre a formação da lua da Terra usa uma colisão de escala relativa comparável para "produzir" uma lua com 1,2% do pai massa do planeta.4

Finalmente, esta ideia de um impacto catastrófico implica mais do que um pouco de hipocrisia entre os evolucionistas. Os cristãos são ridicularizados pelos evolucionistas por aceitarem o relato bíblico de um dilúvio global (um evento para o qual há evidências físicas abundantes), porque foi uma catástrofe única. Dizem-nos que tais catástrofes são irrepetíveis e, portanto, “anticientíficas”. No entanto, aqui vemos que os evolucionistas têm permissão para invocar catástrofes planetárias únicas com impunidade, para superar problemas dentro de seu sistema de crenças.

Como um dos quatro planetas “gigantes gasosos” (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno), Urano representa outro problema para o naturalismo. Todos os outros três gigantes gasosos geram energia (ou seja, eles irradiam consideravelmente mais calor para o espaço do que recebem do Sol). Urano é o único a falhar em fazer isso. Como isso pode ser? Se os processos naturalísticos formaram o sistema solar, sem um Criador, então os produtos desses processos deveriam ser muito semelhantes. Em particular, Urano e Netuno são muito semelhantes em tamanho, composição atmosférica, taxa de rotação e localização no sistema solar. Seria de se esperar que eles fossem semelhantes em outras características importantes também - mas Netuno irradia para o espaço mais do que o dobro da energia que recebe, enquanto se discute se Urano irradia ou não qualquer excesso de energia.5

Se tudo isso não fosse ruim o suficiente, os evolucionistas receberam uma nova série de choques rudes quando a Voyager 2 voou pelo sistema de Urano em 1986, tirando muitas fotos e medições. “Para total surpresa dos cientistas, o eixo magnético [de Urano] está inclinado cerca de 60 graus em relação ao seu eixo de rotação. Não se sabe por quê. ”6 A força do campo magnético também foi uma surpresa para os evolucionistas, embora não para os criacionistas, já que o astrofísico criacionista Dr. Russel Humphreys, usando suposições bíblicas, havia previsto com precisão a força dois anos antes! 7

Esta exposição fotográfica de grande angular dos anéis de Urano foi tirada enquanto a espaçonave estava na sombra do planeta. Demorou 96 segundos, causando estrias que são estrelas de fundo. Os anéis são compostos de partículas de tamanho microscópico que são muito escuras. A imagem cobre uma área de cerca de 10.000 km (6.250 milhas) de diâmetro.

A fim de sustentar a crença em milhões de anos, os evolucionistas precisam tentar superar o problema de que o campo magnético da Terra, como todos os sistemas físicos, está gradualmente decaindo. Os cálculos indicam que ela não estaria mais aqui se a Terra tivesse mais do que alguns milhares de anos.8 Assim, eles assumem um complicado modelo "dínamo" de campos magnéticos planetários, para tentar fazer com que o campo se sustente a partir do movimento do planeta. Tanto a força do campo de Urano quanto o fato de seus eixos magnético e rotacional estarem tão distantes desafiam as previsões deste modelo de dínamo evolutivo.

Surpreendentes também foram as fotos que a Voyager tirou das luas de Urano. A Voyager descobriu mais luas do que as conhecidas anteriormente (agora sabemos de 21). Das cinco luas que já eram conhecidas, a Voyager passou a voar muito perto da menor, uma pequena lua chamada Miranda. Visto que Miranda é tão pequena (tendo um diâmetro de cerca de 480 km, apenas 14% do diâmetro da lua da Terra), os cientistas esperavam que fosse um pedaço de gelo pequeno e enfadonho. Em vez disso, provou ser um dos objetos mais estranhos em nosso sistema solar [veja Miranda abaixo].

Vemos então que Urano, junto com suas luas, apresenta muitos problemas únicos para aqueles que não querem aceitar um evento da Criação.

Na era científica de hoje, muitas vezes é perguntado como é possível ser um cristão à luz de "tudo o que a ciência descobriu". Vemos que exatamente o oposto é verdadeiro - quanto mais aprendemos, mais vemos que, de fato, os céus (junto com todo o resto da criação) realmente declaram a glória de Deus (Salmo 19: 1).


Luas de Urano são como planetas anões

Por: Govert Schilling 15 de setembro de 2020 0

Envie artigos como este para sua caixa de entrada

As luas de Urano exibem assinaturas de calor semelhantes a planetas anões no Cinturão de Kuiper - onde as luas provavelmente nasceram.

Imagens das cinco maiores luas uranianas: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon. A sonda espacial Voyager 2 obteve essas imagens durante um sobrevôo em 24 de janeiro de 1986. Os diâmetros das luas são mostrados em escala.
NASA / JPL / MPIA

As cinco grandes luas do gigante de gelo Urano se assemelham aos planetas anões do sistema solar externo, como Plutão, Eris e Haumea.

Não é que todos esses mundos necessariamente Veja o mesmo, mas eles têm assinaturas de calor semelhantes, de acordo com uma equipe de astrônomos alemães-húngaros. Como os grandes planetas anões, as luas uranianas retêm muito bem o calor solar e seus lados noturnos esfriam de forma relativamente lenta - típico das superfícies ásperas e geladas de objetos grandes e compactos.

A Voyager 2 da NASA observou Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon em janeiro de 1986, mas a espaçonave não estava equipada para observar os comprimentos de onda do infravermelho distante necessários para estudar seu comportamento térmico. Agora, Örs Detre (Instituto Max Planck de Astronomia, Alemanha) e seus colegas analisaram dados de calibração de arquivo obtidos pelo Observatório Espacial Herschel de infravermelho distante da Agência Espacial Europeia, que operou entre 2009 e 2013.

Ao subtrair cuidadosamente o sinal do gigante de gelo, eles foram capazes de trazer os sinais de suas luas, que são milhares de vezes mais fracos nesses comprimentos de onda. “Eles extraíram um conjunto de dados que não era originalmente destinado à ciência. Acho isso legal ”, diz a cientista planetária Meg Schwamb (Queens University Belfast), que não esteve envolvida no estudo.

A lua Ariel transita pelo gigante de gelo Urano nesta imagem de 2006 do Telescópio Espacial Hubble. Ariel é o ponto brilhante e o ponto escuro é sua sombra.
NASA / ESA / L. Sromovsky (Univ. De Wisconsin, Madison), H. Hammel (Instituto de Ciências Espaciais) e K. Rages (SETI)

William Herschel descobriu Titânia e Oberon em 1781, mesmo ano em que encontrou Urano. “Foi, portanto, um prazer que pudemos‘ descobrir ’as luas uranianas de Herschel com a ajuda do Observatório Espacial Herschel no infravermelho distante”, diz o co-autor do estudo Ulrich Klaas.

Uma análise mais aprofundada dos dados também revelou as outras três grandes luas do planeta. Uma comparação das medições de Herschel com um modelo detalhado desenvolvido por Thomas Müller (Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, Alemanha) revelou a inércia térmica do material da superfície. Os resultados foram publicados em 14 de setembro em Astronomia e astrofísica.

“A equipe fez um excelente trabalho com um conjunto de dados difícil”, comenta Heidi Hammel (Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia), especialista em Urano e Netuno. “Esses resultados são uma contribuição importante para a nossa compreensão das luas de Urano.”

Schwamb concorda que é "um resultado legal com uma técnica legal", mas ela não está muito surpresa que as cinco grandes luas se assemelham aos planetas anões do Cinturão de Kuiper. Afinal, de acordo com o entendimento atual, objetos como Plutão, Eris e Haumea se formaram na mesma região do sistema solar que Urano.

“Localizações semelhantes no disco protoplanetário significariam condições semelhantes em termos de temperatura, composição do gás etc.”, diz ela, o que sugere que as principais luas uranianas se formariam com propriedades de superfície e composições semelhantes às dos planetas anões. Em contraste, as muitas luas externas menores de Urano parecem mais objetos menores do Cinturão de Kuiper: agregados relativamente soltos de rocha e gelo.

Mas, de acordo com Hammel, a grande obliquidade de 98 graus de Urano representa “uma complicação significativa para o sistema lunar de Urano. Se isso foi impulsionado por um evento catastrófico (uma teoria principal), então esse evento também teria perturbado o sistema primordial de luas, com consequências que podem ser evidentes nas propriedades de suas superfícies. ”

Uma nova missão espacial para Urano - algo que a NASA está considerando atualmente - lançaria uma nova luz sobre essas questões. “Isso realmente nos ajudaria a desvendar os muitos mistérios que se escondem aqui”, diz Hammel.


Os códigos usados ​​neste estudo estão disponíveis com o autor correspondente, mediante solicitação razoável.

Slattery, W. L., Benz, W. & amp Cameron, A.G. Giant impact on a primitive Uranus. Icaro 99, 167–174 (1992).

Kurosaki, K. & amp Inutsuka, S.-i A troca de massa e momento angular no evento de impacto de planetas gigantes de gelo: implicações para a origem de Urano. Astron. J. 157, 13 (2019).

Reinhardt, C., Chau, A., Stadel, J. & amp Helled, R. Bifurcação na história de Urano e Netuno: o papel dos impactos gigantes. Seg. Não. R. Astron. Soc. 492, 5336–5353 (2020).

Kegerreis, J. A. et al. Consequências de impactos gigantes no início de Urano para rotação, estrutura interna, detritos e erosão atmosférica. Astrophys. J. 861, 52 (2018).

Canup, R. M. & amp Asphaug, E. Origem da Lua em um impacto gigante próximo ao final da formação da Terra. Natureza 412, 708–712 (2001).

Ida, S., Canup, R. M. & amp Stewart, G. R. Lunar acreção de um disco gerado por impacto. Natureza 389, 353–357 (1997).

Dermott, S. F., Malhotra, R. & amp Murray, C. D. Dinâmica dos sistemas de satélites de Urano e Saturno: uma rota caótica para o derretimento de Miranda? Icaro 76, 295–334 (1988).

Hussmann, H., Sohl, F. & amp Spohn, T. Oceanos subsuperficiais e interiores profundos de satélites planetários externos de tamanho médio e grandes objetos trans-Neptunianos. Icaro 185, 258–273 (2006).

Podolak, M., Weizman, A. & amp Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune. Planeta. Space Sci. 43, 1517–1522 (1995).

Szulágyi, J., Cilibrasi, M. & amp Mayer, L. Formação in situ de luas geladas de Urano e Netuno. Astrophys. J. 868, L13 (2018).

Morbidelli, A., Tsiganis, K., Batygin, K., Crida, A. & amp Gomes, R. Explicando porque os satélites uranianos têm órbitas prógradas equatoriais apesar da grande obliquidade planetária. Icaro 219, 737–740 (2012).

Hartmann, L., Calvet, N., Gullbring, E. & amp D’Alessio, P. Accretion and the evolution of T Tauri disks. Astrophys. J. 495, 385–400 (1998).

Shakura, N. I. & amp Sunyaev, R. A. Black holes in binary systems. Aparência observacional. Astron. Astrophys. 500, 33–51 (1973).

Lynden-Bell, D. & amp Pringle, J. E. A evolução dos discos viscosos e a origem das variáveis ​​nebulares. Seg. Não. R. Astron. Soc. 168, 603–637 (1974).

Nakagawa, Y., Sekiya, M. & amp Hayashi, C. Assentamento e crescimento de partículas de poeira em uma fase laminar de uma nebulosa solar de baixa massa. Icaro 67, 375–390 (1986).

Melosh, H. J. Uma equação de estado de hidrocódigo para SiO2. Meteorit. Planeta. Sci. 42, 2079–2098 (2007).

Blum, J. & amp Wurm, G. Experiments on sticking, reestruturação, and fragmentation of preplanetary dust aggregates. Icaro 143, 138–146 (2000).

Kokubo, E. & amp Ida, S. Formação de protoplanetas de planetesimais na nebulosa solar. Icaro 143, 15–27 (2000).

Ishizawa, Y., Sasaki, T. & amp Hosono, N. Os satélites uranianos podem se formar a partir de um disco de detritos gerado por um impacto gigante? Astrophys. J. 885, 132 (2019).

Agnor, C. B. & amp Hamilton, D. P. Neptune's captura de sua lua Tritão em um encontro gravitacional de planeta binário. Natureza 441, 192–194 (2006).

Rogers, L. A. A maioria dos planetas com raio de 1,6 raio da Terra não são rochosos. Astrophys. J. 801, 41 (2015).

Ormel, C. W. & amp Cuzzi, J. N. expressões de forma fechada para velocidades relativas de partículas induzidas por turbulência. Astron. Astrophys. 466, 413–420 (2007).

Dubrulle, B., Morfill, G. & amp Sterzik, M. The dust subdisk in the protoplanetary nebula. Icaro 114, 237–246 (1995).

Lichtenegger, H. I. M. & amp Komle, N. I. Aquecimento e evaporação de partículas geladas na vizinhança de cometas. Icaro 90, 319–325 (1991).

Tanaka, H., Takeuchi, T. & amp Ward, W. R. Interação tridimensional entre um planeta e um disco gasoso isotérmico. I. Torques de corotação e Lindblad e migração de planetas. Astrophys. J. 565, 1257–1274 (2002).


O dia sideral de Urano corresponde a 17,24 horas terrestres. A rotação de Urano é retrógrado no que diz respeito à sua órbita ao redor do Sol e às órbitas da maioria dos outros planetas. Além disso, seu eixo é inclinado 97,86 ° em relação ao seu plano orbital, de modo que, em certo sentido, o planeta está rolando de lado.

Urano é um gigante gasoso com um raio de 25.559 km (15.882 milhas). A atmosfera de Urano é cerca de 83 & # 160% hidrogênio, 15% hélio e 2% metano. O metano, mais do que qualquer outro constituinte, dá a Urano sua cor. [5]

Atmosfera

A Voyager 2 não resolveu muito mais características do que as que podem ser vistas por um telescópio terrestre comum. Mas sete anos de observação pelo Telescópio Espacial Hubble mostraram que a atmosfera de Urano é bastante ativa. Até desenvolveu uma tempestade visível (a mancha escura), que a Voyager 2 não capturou.

Magnetosfera

Urano possui um campo magnético, cujo eixo está orientado a 60 ° de seu eixo de rotação e, além disso, está deslocado do centro de massa em até um terço do raio do planeta. A comparação do presente momento de dipolo magnético de Urano com o momento de dipolo magnético esperado na criação [7] sugere uma meia-vida do campo magnético de 2.215 anos julianos, um pouco mais de 1,5 vezes a meia-vida do campo magnético da Terra.


Satélites planetários, naturais

IV.E Os Satélites de Urano

O eixo de rotação de Urano está inclinado 98 ° s em relação ao plano dos observadores do Sistema Solar na Terra, portanto, vêem o planeta e seu sistema de satélites quase polarizados. As órbitas de Ariel, Umbriel, Titania e Oberon são regulares, enquanto a órbita de Miranda & # x27s é ligeiramente inclinada. A Figura 14 é uma imagem telescópica dos satélites.Os modelos teóricos sugerem que os satélites são compostos de gelo de água (possivelmente ligado com monóxido de carbono, nitrogênio e metano) e rocha de silicato. A maior densidade de Umbriel implica que sua composição em massa inclui uma fração maior de material rochoso. O derretimento e a diferenciação ocorreram em alguns dos satélites. Cálculos teóricos indicam que as interações das marés podem fornecer uma fonte de calor adicional no caso de Ariel.

FIGURA 14a. Visão telescópica de Urano e seus cinco satélites obtida por C. Veillet no telescópio Danish – ESO de 154 cm. Para fora de Urano, eles são os seguintes: Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon.

O gelo de água foi detectado espectroscopicamente em todos os cinco satélites. Seus albedos relativamente escuros (Tabela I) são provavelmente devido à contaminação superficial por material carbonáceo. Outro mecanismo de escurecimento que pode ser importante é o bombardeio da superfície por radiação ultravioleta. Todos os quatro satélites externos exibem grandes picos de oposição, o que pode indicar que os rególitos desses objetos são compostos de material muito poroso.

O Voyager 2 espaçonave encontrou Urano em janeiro de 1986 para fornecer observações indicando que pelo menos alguns dos principais satélites sofreram derretimento e recapeamento. Um recurso em Miranda consiste em uma série de cristas e vales variando de 0,5 a 5 km de altura (Fig. 14b). Ariel, que é o mais jovem geologicamente dos cinco satélites, e Titânia são cobertos por terreno com crateras cortadas por grabens, que são vales delimitados por falhas. Umbriel tem muitas crateras e é o mais escuro dos principais satélites, o que indica que sua superfície é a mais antiga. Oberon é igualmente coberto por crateras, algumas das quais com depósitos muito escuros em seus pisos. Os satélites são espectralmente planos, com albedos geométricos visuais variando de 0,2 a 0,4, o que é consistente com uma composição de gelo de água (ou metano-gelo de água) misturado com um componente escuro como grafite ou material condrítico carbonáceo.

FIGURA 14b. Um mosaico de Miranda produzido a partir de imagens tiradas pela Voyager 2 nave espacial a 30.000-40.000 km da lua. A resolução é de 560 a 740 m. O terreno mais antigo com crateras é cortado por cristas e vales, indicando atividade geológica mais recente.

Voyager 2 também descobriu 10 novas luas pequenas, incluindo duas que atuam como pastoras para o anel externo (épsilon) de Urano (Tabela I). Esses satélites têm albedos geométricos visuais de apenas 4–9%. Eles se movem em órbitas regularmente espaçadas em distância radial de Urano e têm baixas inclinações orbitais e excentricidades. Cinco pequenos satélites adicionais (raios de 10 a 20 km) foram subsequentemente descobertos por observadores baseados no solo (ver Tabela I).


Visão e viagens para a ciência planetária na década de 2013-2022 (2011)

Júpiter, Saturno, Urano e Netuno são os gigantes do sistema solar (Figura 7.1). Esses quatro planetas definem as características dominantes de nosso sistema planetário de várias maneiras - por exemplo, eles contêm mais de 99% da massa do sistema solar e do momento angular total. Sua formação e evolução governaram a história do sistema solar. Como articulado o levantamento da década de exploração planetária de 2003, & ldquothe gigante planeta história é a história do sistema solar. & Rdquo 1

Um dos avanços mais significativos (Tabela 7.1) desde o levantamento da década de 2003 foi a descoberta de que planetas gigantes também residem em sistemas planetários descobertos em torno de outras estrelas. Até o momento, a grande maioria dos planetas conhecidos em torno de outras estrelas (exoplanetas) são gigantes próximos de suas estrelas-mãe, embora o viés de observação desempenhe um papel nas estatísticas. Este capítulo discute os quatro planetas gigantes locais, colocando-os no contexto da crescente população de exoplanetas e na compreensão do sistema solar. Ambas as medições remotas e in situ de suas composições atmosféricas externas são discutidas, bem como medições externas que sondam seus interiores mais profundos tanto por meio de seus campos de gravidade e por meio de seus campos magnéticos e interações magnetosféricas com o sol. Este capítulo também aborda os sistemas de anéis e luas menores desses mundos, que, juntamente com as luas maiores, constituem efetivamente sistemas solares em miniatura. Exclui explicitamente uma discussão sobre as maiores luas dos planetas gigantes, que são abordadas no Capítulo 8 deste relatório.

Estudar os planetas gigantes é vital para abordar muitas das questões prioritárias desenvolvidas no Capítulo 3. Por exemplo, o ponto central do tema, a construção de novos mundos, é a questão: Como os planetas gigantes e seus sistemas de satélites se acumularam e há evidências de que eles migraram para novas posições orbitais? Acredita-se que a formação e migração dos planetas gigantes tenham desempenhado um papel dominante na escultura e evolução futura de todo o sistema solar. Os planetas gigantes são particularmente importantes para investigar várias questões-chave no funcionamento do tema dos sistemas solares, por exemplo, a pergunta: Como os planetas gigantes servem como laboratórios para entender a Terra, o sistema solar e os sistemas planetários extra-solares? A maioria dos planetas extra-solares descobertos até hoje são gigantes, com um espectro de tipos que inclui nosso próprio gelo e gigantes de gás. O estudo de perto dos gigantes do sistema solar fornece insights cruciais sobre o que os astrônomos estão vendo ao redor de estrelas distantes. Nossos planetas gigantes, particularmente Júpiter, são centrais para a questão, quais corpos do sistema solar põem em perigo a biosfera da Terra e do rsquos, e quais mecanismos a protegem? Na verdade, Júpiter pode proteger a Terra do impacto (Figura 7.2). As atmosferas dos planetas gigantes fornecem laboratórios importantes para abordar a questão: A compreensão dos papéis da física, química, geologia e dinâmica na condução das atmosferas e climas planetários pode levar a um melhor entendimento das mudanças climáticas na Terra? Finalmente, abrigando a maior parte da massa e energia de nosso sistema planetário, os planetas gigantes são um

FIGURA 7.1 Os planetas gigantes & mdashNeptuno, Urano, Saturno e Júpiter & mdashexhibit uma diversidade de propriedades e processos relevantes para a ciência planetária, tanto em nossa vizinhança local do sistema solar e em sistemas planetários descobertos em torno de estrelas próximas. FONTE: NASA disponível em http://www.astrophys-assist.com/educate/robot/page11.htm.

elemento principal para a compreensão da questão: como a miríade de processos químicos e físicos que moldaram o sistema solar operaram, interagiram e evoluíram ao longo do tempo?

Planetas gigantes dominaram a história da evolução planetária: os processos de sua formação e migração esculpiram o sistema solar nascente no ambiente habitável de hoje. Os materiais que compõem os planetas gigantes preservam as assinaturas químicas do material nebular primitivo a partir do qual o sistema solar se formou. Compreender os interiores e as atmosferas desses planetas e suas luas, anéis e campos, tanto gravitacionais quanto magnéticos, ilumina as propriedades e processos que ocorrem em todo o sistema solar. Uma chave

TABELA 7.1 Principais realizações de estudos terrestres e espaciais de planetas gigantes na última década

Grande Realização Missão e / ou técnica
O censo de exoplanetas conhecidos aumentou dramaticamente, de cerca de 50 em 2000 para mais de 520 em 2011, com mais 1.200 candidatos aguardando confirmação uma a maioria deles são gigantes, com evidências crescentes de que planetas gigantes de gelo são mais abundantes do que Júpiter. As primeiras medições composicionais foram adquiridas e os sistemas multiplanetários complexos foram descobertos. Telescópios terrestres e espaciais
Uma nave espacial a caminho de Plutão observou o relâmpago polar de Júpiter e rsquos, o ciclo de vida de novas nuvens de amônia, a velocidade de ondas atmosféricas extensas, aglomerados do tamanho de pedras acelerando através dos anéis fracos do planeta e rsquos, e o caminho de partículas carregadas no comprimento anteriormente inexplorado do planeta & rsquos longa cauda magnética. Novos horizontes
As descobertas em Saturno incluem a confirmação do vórtice polar sul quente, relâmpagos profundos, grandes mudanças do vento equatorial e efeitos sazonais, fontes de anel e luas pastor, estruturas de anel semelhantes a hélices, bem como raios e ondas, e a provável fonte de emissões de rádio quilométrica de Saturno e rsquos . Cassini
O equinócio de Urano e Rsquos em 2007 foi observado com instrumentos modernos (o equinócio mais recente foi em 1965), revelando atividade de nuvem sem precedentes com características atmosféricas claras e escuras, dois novos anéis coloridos e várias novas pequenas luas. Telescópios terrestres
Os arcos do anel de Netuno e rsquos mudaram de localização e brilho de uma forma inexplicada, e surgiram evidências de um vórtice polar quente em Netuno. Telescópios terrestres
Três impactos gigantes em Júpiter foram registrados desde junho de 2009, um deles foi grande o suficiente para criar um campo de destroços do tamanho do Oceano Pacífico. Júpiter também exibiu nuvens em todo o planeta e mudanças de cor pela primeira vez em duas décadas. Telescópios terrestres

uma W. Borucki e a equipe do Kepler, Características dos candidatos planetários observados por Kepler, II: Análise dos primeiros quatro meses de dados. Astrophysical Journal 736(1):19, 2011.

A lição do estudo de planetas gigantes é esta: não existe um planeta estático, todos os planetas (incluindo a Terra) mudam constantemente devido a processos internos e externos. Planetas gigantes ilustram essas mudanças de muitas maneiras, incluindo clima, resposta a impactos, auroras e migração orbital.

Os pesquisadores também devem compreender as propriedades e processos que atuam no sistema solar, a fim de extrapolar a partir dos dados básicos que os astrônomos têm sobre sistemas exoplanetários para entender como eles se formaram e evoluíram. No sistema solar e possivelmente em outros sistemas planetários, as propriedades dos gigantes e os processos em andamento conduzidos pelos gigantes podem levar à formação de um planeta terrestre que sustenta a biosfera. 2, 3

Atualmente, a Terra é o único exemplo conhecido de um mundo habitado, e os gigantes do sistema solar e rsquos possuem pistas de como a Terra surgiu. Tendo isso em mente, o comitê articula três objetivos gerais para a exploração do sistema de planetas gigantes, cada um dos quais é discutido com mais profundidade nas seções subsequentes.

e planetas gigantes como base para exoplanetas. Explore os processos e propriedades que influenciam planetas gigantes no sistema solar (incluindo formação, evolução orbital, migração, composição, estrutura atmosférica e ambiente) para caracterizar e compreender os planetas observáveis ​​em outros sistemas planetários.

O papel dos planetas gigantes na promoção de um sistema planetário habitável. Teste a hipótese de que a existência, localização e migração dos planetas gigantes do sistema solar contribuíram diretamente para a evolução dos planetas terrestres na zona habitável.

Planetas gigantes como laboratórios de propriedades e processos na Terra. Estabelecer a relevância dos processos e atividades observáveis ​​de planetas gigantes, como ondas de mesoescala, oscilações estratosféricas forçadas e estabilidade de vórtices, como uma ajuda para a compreensão de processos e atividades semelhantes na Terra e em outros planetas.

FIGURA 7.2 Deixou: Esta imagem de Júpiter do Telescópio Espacial Hubble mostra as consequências de um impacto em 2009. A colisão criou um campo de destroços do tamanho do Oceano Pacífico (região escura no canto inferior direito), semelhante aos locais criados pelos impactos do Shoemaker-Levy 9 fragmentos em 1994. Direito: Ainda outro impacto ocorreu em Júpiter em 2010, desta vez visto apenas durante sua fase de bola de fogo (ponto brilhante na borda direita do planeta). Dois astrônomos amadores capturaram individualmente o meteoro em vídeo, mas o impacto não deixou vestígios detectáveis ​​na atmosfera, mesmo em observações com os telescópios mais poderosos do mundo, incluindo Hubble e Gemini. FONTE: Deixou: Cortesia da NASA, ESA, M.H. Wong, H.B. Hammel e a Equipe de Impacto do Hubble. Direito: Cortesia de Anthony Wesley.

No momento em que este livro foi escrito, o tamanho da amostra anterior de quatro gigantes (nossos gigantes & ldquolocais & rdquo: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) havia crescido para incluir mais de 520 planetas orbitando outras estrelas (& ldquoexoplanets & rdquo ou & ldquoextrasolar & rdquo), com mais de mil planetas candidatos esperando nos bastidores. 4 Centenas desses exoplanetas são gigantes. Dezenas residem em sistemas multiplanetários, e suas órbitas variam de circular a elíptica, alguns gigantes existem em órbitas retrógradas.

Evidências emergentes sugerem um continuum nas propriedades do planeta, de Júpiteres maciços (mais fácil de encontrar com a maioria das técnicas) a gigantes de gelo do tamanho de Netuno (ou mundos aquáticos), e além de planetas ainda menores, um planeta do tamanho da Terra pode estar ao nosso alcance durante o período coberto por esta pesquisa decadal. 5 Os resultados das buscas de planetas por meio de trânsitos 6 e microlentes 7 sugerem que gigantes de gelo, como Netuno e Urano, são muito comuns entre os exoplanetas. Na verdade, crescem as evidências de que os gigantes de gelo são pelo menos três vezes mais prevalentes do que os gigantes gasosos além da linha de neve do disco planetário. 8 A recente descoberta de um sistema planetário com cinco planetas com a massa de Netuno, bem como dois outros incluindo uma massa de cerca de 1,4 vezes a da Terra, ressalta esse resultado. 9

Até o momento, os planetas em trânsito têm sido mais receptivos a uma caracterização física adicional, especificamente por meio de suas posições em um diagrama de massa-raio. Antes de 1999, apenas os planetas do sistema solar podiam ser assim plotados. No momento em que este livro foi escrito, mais de 80 exoplanetas em trânsito conhecidos foram adicionados, a missão Kepler tem uma lista de candidatos com mais de 300 e a espaçonave de Rotação de Convecção e Trânsitos Planetários (CoRoT) também continua a encontrar candidatos. Esse grande número de objetos permite correlações de massa com a composição em massa em um sentido estatístico, abrindo uma nova janela para os processos de formação de planetas.

Planetas gigantes na faixa de massa de Júpiter (100 a 300 massas terrestres) são compostos principalmente de hidrogênio e hélio capturados de nebulosas que estavam presentes nos primeiros milhões de anos de formação do planeta. Menor

planetas como Urano e Netuno (cerca de 15 massas terrestres), ou planetas terrestres ainda menores, como a Terra, estão totalmente esgotados em gases leves. Urano e Netuno, embora essencialmente dominados pela água, retêm envelopes profundos de hidrogênio-hélio que provavelmente foram capturados da nebulosa inicial do Sol e Rsquos.

Três exoplanetas em trânsito confirmados semelhantes a Urano e Netuno foram descobertos até o momento desta escrita, e muitos mais são aparentes nos dados de liberação antecipada da missão Kepler. 10 Mais desses objetos serão descobertos, permitindo-nos mapear a eficiência da captura do gás nebular, a formação planetária e os processos de migração, e as variações na composição do volume com a massa planetária. O retorno da ciência sobre essas informações estatísticas é significativamente aprimorado pela combinação com dados altamente detalhados sobre os planetas gigantes do sistema solar, que podem ser visitados por espaçonaves e estudados in situ por meio de sondas de entrada atmosférica.

No futuro, planetas com imagens diretas ao redor de estrelas jovens fornecerão uma grande quantidade de novos dados. Os principais objetivos no estudo de exoplanetas incluem o seguinte: determinar a variação da composição atmosférica e a granel com a distância orbital, massa e as propriedades da estrela primária, bem como compreender os processos físicos e químicos que afetam a estrutura atmosférica, tanto vertical quanto globalmente. 11

Nosso conhecimento dos gigantes do sistema solar informa diretamente os estudos de exoplanetas, porque podemos estudar gigantes locais com resolução espacial requintada e sensibilidade, bem como com análises in situ por sondas planetárias. Assim, os principais objetivos no estudo de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno espelham aqueles declarados acima para exoplanetas, com mais exemplos incluindo estudos de estrutura interna e evidências de núcleos, mecanismos de aquecimento estratosférico, o papel das nuvens na formação de espectros refletidos e emitidos, e a importância da fotoquímica e da química atmosférica de desequilíbrio. A extrapolação do sistema solar & rsquos magnetospheres para aqueles esperados para exoplanetas também pode ser abordada ganhando conhecimento de magnetospheres comparativos estes devem incluir a Terra e os quatro planetas gigantes, e relações de escala devem ser determinadas entre o tamanho magnetosférico, densidade, força de interação com o solar / vento estelar e outras propriedades. Com a instrumentação adequada, a maioria das missões aos planetas gigantes seria capaz de contribuir para responder a essas perguntas. Nosso conhecimento é mais insuficiente para os gigantes de gelo. Os objetivos associados ao objetivo de usar planetas gigantes como verdade fundamental para exoplanetas incluem o seguinte:

& bull Entenda o fluxo de calor e o balanço de radiação em planetas gigantes,

& bull Investigue a química das atmosferas de planetas gigantes,

& bull Sondar o interior de planetas gigantes com precessão planetária,

& bull Explore extremos planetários no sistema solar e planetas gigantes rsquos,

& bull Analisar as propriedades e processos nas magnetosferas planetárias, e

& bull Use sistemas de anéis como laboratórios para processos de formação planetária.

As seções subsequentes examinam cada um desses objetivos por vez, identificando as questões-chave a serem abordadas e futuras investigações e medições que podem fornecer respostas.

Entenda o fluxo de calor e o equilíbrio da radiação em planetas gigantes

Conforme os planetas gigantes envelhecem, eles esfriam. A atmosfera de um planeta gigante não apenas controla a taxa na qual o calor pode ser perdido do interior profundo, mas responde dinâmica e quimicamente conforme o planeta inteiro esfria. O equilíbrio da energia atmosférica depende da profundidade e da maneira pela qual a energia solar incidente é depositada e dos processos pelos quais o calor interno é transportado para a superfície. Além disso, as ondas de propagação vertical provavelmente desempenham um papel no aquecimento das atmosferas superiores, uma vez que as ionosferas de planetas gigantes são mais quentes do que o esperado. Essa visão geral da evolução dos planetas gigantes foi bem compreendida desde o início dos anos 1970 e parece descrever muito bem a evolução térmica de Júpiter e Rsquos.

Saturno, no entanto, está muito mais quente hoje do que os modelos evolucionários simples poderiam prever. Um & ldquorain & rdquo de hélio pode estar prolongando a evolução do planeta, mantendo-o mais quente por mais tempo. À medida que as gotículas de hélio se separam e chovem das pressões do megabar, eventualmente redissolvendo-se em pressões e temperaturas mais altas, o hélio é aprimorado nas profundezas do interior. Uma compreensão completa e confiável da evolução térmica de Saturno não pode ser reivindicada até que a abundância de hélio atmosférico seja conhecida em Saturno e este mecanismo possa ser testado. Saturno está exibindo variação sazonal detectável (discutida mais adiante), que também está ligada ao balanço de energia, mas as causas principais não são bem compreendidas.

A evolução de Urano e de Netuno também é mal compreendida, em parte porque o conhecimento do equilíbrio energético de suas atmosferas é limitado. Dados do encontro da Voyager 2 com Netuno mostraram que o fluxo de calor global intrínseco do interior de Netuno e rsquos é cerca de 10 vezes maior do que a produção de calor radioativo de uma massa de Netuno de material condrítico.Os dados radiométricos da Voyager 2 e rsquos para Urano colocaram um limite superior no fluxo de calor intrínseco desse planeta que era cerca de um fator de três abaixo do valor de Netuno, cerca de três vezes maior do que o valor condrítico. 12, 13 A determinação do valor real do fluxo de calor de Urano, em vez de um limite superior, restringiria muito a estrutura interna por meio de modelos de história térmica e esclareceria a diferença no fluxo de calor em comparação com Saturno e Netuno. De particular interesse é se os gradientes de composição nos mantos gigantes de gelo podem estar inibindo o resfriamento e influenciando a morfologia do campo magnético. Sugestões de mudanças sazonais ou impulsionadas pelo sol estão surgindo para os gigantes do gelo também. Estudos mais precisos de equilíbrio de calor infravermelho e visual desses planetas restringiriam melhor suas histórias térmicas.

Fora do sistema solar, a teoria & ldquostandard & rdquo de resfriamento de planetas gigantes falha novamente, desta vez para explicar os raios dos Júpiteres quentes em trânsito. Os raios de mais de 50 planetas em trânsito já foram medidos, e aproximadamente 40% desses planetas têm raios maiores do que os que podem ser acomodados por modelos de resfriamento padrão. Uma melhor compreensão da evolução dos planetas gigantes do sistema solar irá informar a caracterização e interpretação do processo de evolução planetária, levando a uma melhor compreensão de por que um número tão substancial de exoplanetas parece ser anômalo.

Além de questões sobre o fluxo de calor global e evolução de planetas gigantes extrasolares, questões permanecem sobre o balanço de radiação e mecanismos de aquecimento dentro de suas atmosferas detectáveis. O Telescópio Espacial Spitzer revelou-se extraordinariamente hábil na detecção de inversões térmicas atmosféricas (estratosferas quentes) em exoplanetas, portanto, o estudo da estrutura térmica atmosférica de exoplanetas tem recebido grande atenção. Mecanismos variados, incluindo absorção por espécies químicas em equilíbrio e fora de equilíbrio, provavelmente desempenham um papel no aquecimento estratosférico do exoplaneta. Uma melhor compreensão da química atmosférica de planetas gigantes do sistema solar e do equilíbrio de energia iluminará nossa compreensão dos processos de exoplanetas também.

Algumas questões importantes associadas ao objetivo de compreender o fluxo de calor e o balanço de radiação em planetas gigantes incluem o seguinte:

& bull Qual é o balanço de energia e calor dos gigantes de gelo, e qual o papel da água e da convecção úmida?

& bull Que fração da luz solar incidente Urano e Netuno absorvem e quanta energia térmica eles emitem?

& bull Qual é a fonte de energia para as coroas quentes / atmosferas superiores de todos os quatro planetas gigantes?

& bull Que mecanismo prolongou a evolução térmica de Saturno & rsquos?

& bull A chuva de hélio desempenha um papel na redução da razão H / He no envelope molecular de Saturno & rsquos?

& bull Por que e como a temperatura atmosférica e a composição das nuvens variam com a profundidade e localização no planeta?

& bull Quais processos influenciam o perfil térmico atmosférico, e como eles variam com a localização?

Orientações futuras para investigações e medições

Dentro do sistema solar, um dos dois planetas gigantes gasosos não se encaixa na imagem homogênea simples do resfriamento planetário, e nenhum dos gigantes de gelo é bem compreendido. Dada a abundância de gigantes de gelo extrasolares, a estrutura interna e a composição atmosférica de Urano e Netuno são de particular interesse para a ciência de exoplanetas. Para Urano e Netuno, no entanto, o entendimento é muito limitado em relação às suas estruturas térmicas atmosféricas e à natureza de seu aquecimento estratosférico, particularmente em comparação com o que já é conhecido para Júpiter e Saturno. As abundâncias elementares e isotópicas atmosféricas são pouco limitadas e as abundâncias de nitrogênio e oxigênio no interior profundo não são conhecidas (Figuras 7.3 e 7.4). 14, 15, 16, 17

FIGURA 7.3 Urano no equinócio em 2007 revela detalhes atmosféricos complexos nessas imagens do telescópio Keck de 10 metros a 1,6 mícron (a passagem de banda mais longa da câmera Voyager e rsquos foi de 0,6 mícron). Algumas imagens Keck contêm mais de três dúzias de feições discretas, três vezes mais do que as vistas em todo o encontro da Voyager Uranus. Essas imagens foram selecionadas para mostrar a estrutura em rápida evolução de um grande complexo de nuvem particular no sul (mais à esquerda) hemisfério. As imagens na linha superior foram obtidas em 2007, o ano do equinócio de Urano e rsquos. A linha inferior mostra uma imagem em 2008 (esquerda longínqua) e duas imagens em 2009. Observe que as observações fotométricas baseadas no solo do padrão de faixas assimétricas indicam que essa assimetria é determinada sazonalmente. FONTE: Cortesia de I. de Pater, L. Sromovsky e H. Hammel.

A melhor abordagem para entender verdadeiramente o fluxo de calor de planetas gigantes e o balanço de radiação seria um programa sistemático para fornecer orbitadores com sondas de entrada a todos os quatro planetas gigantes do sistema solar. As sondas determinariam a composição, as estruturas das nuvens e os ventos em função da profundidade e localização em cada planeta. Eles seriam entregues por uma espaçonave em órbita capaz de fornecer sensoriamento remoto do deck de nuvens em luz visível, bem como os regimes de infravermelho próximo e térmico, e produziriam medições gravitacionais detalhadas para restringir a estrutura interna do planeta. 18, 19

A missão Galileo iniciou este programa em Júpiter. Na verdade, Júpiter foi bem estudado por sete missões de sobrevôo, bem como pela espaçonave Galileo que passou quase 8 anos em órbita joviana e entregou uma sonda atmosférica in situ. Júpiter também é o alvo da missão Juno, a encarnação atual da principal prioridade do Painel de Planetas Gigantes na pesquisa da década de 2003. 20 Juno restringirá a abundância de água e possivelmente detectará perturbações convectivas profundas do campo gravitacional. O Jupiter Europa Orbiter (JEO), contribuição da NASA e rsquos para a proposta da NASA-Agência Espacial Européia (ESA) Europa Jupiter System Mission, pode fornecer alguma confirmação das medições de albedo térmico e visível feitas pela Cassini e da Terra dependendo da instrumentação final. No entanto, a órbita selecionada de JEO e a necessidade de proteger a nave dos cinturões de radiação jovianos produzirão apenas

FIGURA 7.4 As luminosidades específicas intrínsecas de alguns objetos do sistema solar são dispostas horizontalmente por regimes predominantes de produção interna de calor na época atual. O Sol (azul) obtém um aquecimento quase constante por meio da fusão termonuclear, enquanto o aquecimento da flexão de maré é importante em Io (azul claro) e possivelmente em alguns exoplanetas. Júpiter, Saturno e Netuno (vermelho) liberam predominantemente calor de acréscimo primordial. Na Terra e em outros objetos rochosos de composição aproximadamente condrítica (preto), a decomposição radioativa é importante para a produção de calor. FONTE: Cortesia de William Hubbard.

informações limitadas para complementar a determinação de Juno & rsquos dos momentos gravitacionais e da natureza do campo magnético interno. Júpiter é o análogo mais estudado e mais bem compreendido para a formação de exoplanetas. Outros estudos jovianos se beneficiariam mais com o desenvolvimento de uma compreensão científica mais completa dos outros planetas gigantes, sobre os quais se sabe muito menos. 21, 22

Uma sonda de entrada atmosférica de Saturno acoplada aos dados da Cassini (sensoriamento remoto e informações gravitacionais de sua fase final) pode testar a hipótese de diferenciação do hélio por meio da medição da abundância do hélio. Tal medição por uma sonda de entrada de Saturno resolveria uma questão fundamental de décadas atrás na ciência do sistema solar. A sonda também forneceria abundâncias elementares e isotópicas atmosféricas, incluindo abundâncias de metano. Essas medições abordam o histórico de formação e ajudam a restringir melhor a opacidade atmosférica para modelagem evolutiva de gigantes gasosos. 23, 24

Uma sonda de entrada de gigante de gelo medirá da mesma forma as abundâncias atmosféricas elementares e isotópicas & mdashhence sondando mecanismos de formação & mdashand novamente medirá abundâncias de metano e perfis térmicos necessários para a modelagem evolutiva de gigantes de gelo. Um orbitador gigante de gelo & mdash fornecendo medições bolométricas de alta precisão e albedo de Bond, funções de fase e luminosidade térmica de infravermelho médio e distante & mdash fornecerá avanços significativos na compreensão do equilíbrio de energia em atmosferas gigantes de gelo. Um orbitador com capacidade ultravioleta pode resolver o problema da corona quente observando a extensão altitudinal da atmosfera superior. Uma missão combinando um orbitador e uma sonda irá revolucionar a compreensão das propriedades e processos dos gigantes de gelo, proporcionando uma visão significativa de sua história evolutiva.

Ao longo da próxima década, o apoio de pesquisa e análise (R & ampA) deve ser fornecido para interpretar os resultados das espaçonaves dos gigantes gasosos e para continuar as observações térmicas e de albedo dos gigantes de gelo. O último

é de particular importância por causa do tempo extremamente longo entre as visitas da espaçonave: isso requer observações regulares de instalações baseadas na Terra de última geração para fornecer um contexto de longo prazo para os encontros de curta duração da espaçonave. 25, 26, 27

Investigue a química das atmosferas de planetas gigantes

Para ajudar a conectar o sistema solar e planetas gigantes rsquos àqueles ao redor de outras estrelas e para apreciar as restrições que a composição interna e atmosférica impõem aos modelos de formação e interior planetários, precisamos entender melhor a química dos gigantes locais Júpiter, Saturno, Urano e Netuno . Planetas gigantes, por definição, têm um componente de massa principal derivado da nebulosa gasosa que estava presente durante o sistema planetário & rsquos primeiros vários milhões de anos, a mesma nebulosa da qual a Terra se formou. Este componente principal, principalmente hidrogênio e hidretos mais hélio e outros gases nobres, oferece a possibilidade de acesso remoto e in situ a diagnósticos sensíveis de processos que governaram a fase nebular inicial da evolução do sistema solar. Ao mesmo tempo, essa massa e sua química podem ser modificadas por interações com o ambiente e a estrela hospedeira.

Mais de 15 anos atrás, a sonda Galileo de entrada atmosférica forneceu as únicas medições in situ de um planeta gigante até hoje. Antes das medições da sonda e rsquos, era geralmente esperado que os gases nobres mais pesados ​​(argônio, criptônio e xenônio) estariam presentes em abundâncias solares, já que todos deveriam se acumular com hidrogênio durante a captura gravitacional de gases nebulares. A sonda fez uma descoberta surpreendente: argônio, criptônio e xenônio parecem ser significativamente mais abundantes na atmosfera joviana do que no Sol, em melhorias geralmente comparáveis ​​ao que foi visto para voláteis quimicamente ativos, como nitrogênio, carbono e enxofre. O néon, em contraste, foi esgotado. Estudos recentes implicaram a chuva de hélio-néon como um mecanismo ativo para Júpiter para explicar o esgotamento do néon detectado pela sonda Galileo. 28

Várias teorias tentaram explicar os resultados inesperados das sondagens para argônio, criptônio e xenônio. Suas abundâncias aumentadas exigem que esses gases nobres sejam separados do hidrogênio na nebulosa solar ou no interior de Júpiter. Uma maneira de fazer isso seria por condensação em grãos nebulares e planetesimais em temperaturas muito baixas, provavelmente não superiores a 25 K. 29 Tal cenário pareceria exigir que muito ou a maior parte da massa do núcleo de Júpiter e rsquos acumulada desses objetos muito frios caso contrário, o nitrogênio, carbono e enxofre menos voláteis seriam significativamente mais abundantes do que argônio, criptônio e xenônio. Outros caminhos para o aumento dos gases nobres pesados ​​também foram postulados. Os gases nobres podem ter sido fornecidos a Júpiter e Saturno por meio de clatratos hidratados. 30, 31 Uma teoria alternativa 32 sugere que as razões de abundância de Júpiter são devidas à formação relativamente tardia dos planetas gigantes em um disco parcialmente evaporado. Uma possibilidade completamente diferente é que o interior de Júpiter e rsquos exclua os gases nobres mais pesados, enxofre, nitrogênio e carbono, mais ou menos igualmente, de modo que, em certo sentido, Júpiter teria uma atmosfera sem gás.

Cada uma dessas teorias faz previsões específicas e testáveis ​​para a abundância dos gases nobres. A única maneira de lidar com a abundância de gases nobres em planetas gigantes é por meio de medições in situ (abundância de nitrogênio, carbono e enxofre podem ser medidos remotamente usando moléculas opticamente ativas, como NH3, CH4, e H2S). Uma sonda Saturn oferece um excelente teste das possibilidades concorrentes. Por exemplo, a hipótese 33 do clatrato hidratado usa um modelo de nebulosa solar para prever que o xenônio é intensificado em Saturno devido à sua condensação, enquanto o argônio e o criptônio não são, uma vez que precisam de temperaturas mais baixas para condensar. A hipótese do condensado frio, em contraste, prevê que o argônio e o criptônio, assim como o xenônio, seriam duas vezes mais abundantes em Saturno, com base na evidência de que o carbono em Saturno é duas vezes mais abundante do que em Júpiter. A discriminação entre vários modelos influenciará profundamente a compreensão da evolução nebular solar e da formação do planeta.

Algumas perguntas importantes

Algumas questões importantes sobre a química das atmosferas de planetas gigantes incluem o seguinte:

& bull Como as atmosferas de planetas gigantes se formaram e evoluíram até seu estado atual?

& bull Quais são os perfis atuais de pressão-temperatura para esses planetas?

& bull Qual é a composição atmosférica dos gigantes de gelo?

Orientações futuras para investigações e medições

A determinação precisa e direta da abundância relativa de hidrogênio, hélio e outros gases nobres e seus isótopos nas atmosferas de Saturno e gigantes de gelo é um objetivo de alta prioridade que aborda diretamente os processos fundamentais de evolução nebular e origem de planetas gigantes. Este objetivo é melhor abordado por medições in situ de um raso (até

10 bar) sonda de entrada. Uma sonda in situ é o único meio de medir definitivamente o perfil de pressão-temperatura abaixo do nível de 1 bar. 35, 36, 37, 38, 39

Para compreender os fundamentos do equilíbrio da radiação atmosférica em atmosferas gigantes de gelo, é necessária uma missão que possa fornecer observações de alta resolução espacial do fluxo zonal, emissão térmica e estrutura atmosférica. Um orbitador gigante de gelo pode realizar melhor essas observações.

Sondar o interior de planetas gigantes com precessão planetária

Os processos dinâmicos internos afetam diretamente o transporte de calor e a distribuição da condutividade elétrica interna, mas não podem ser observados diretamente (as magnetosferas são discutidas em mais detalhes abaixo). No entanto, medições precisas de estrutura de alta ordem (e possível variação de tempo) de campos gravitacionais de planetas gigantes podem gerar restrições importantes sobre esses processos. Tais medições também podem elucidar o grau de diferenciação interna (isto é, presença ou ausência de um núcleo de alta densidade), relacionado ao modo de formação dos planetas e subsequente história térmica. Medições baseadas na órbita da posição do pólo planetário e anomalias de gravidade agora podem ser realizadas com precisões superiores a 1 parte em 107. Quando combinadas com linhas de base temporais ao longo de anos a décadas, tais observações trazem dados geofísicos sobre o sistema solar e planetas gigantes em um reino comparável a a dos planetas terrestres, fornecendo uma & ldqualificação detalhada & rdquo para as observações muito mais grosseiras dos exoplanetas.

Algumas questões importantes sobre a sondagem do interior de planetas gigantes com precessão planetária incluem o seguinte:

& bull Quais são as taxas de precessão polar para planetas gigantes?

& bull Quanto eles restringem os modelos da estrutura interna dos planetas gigantes?

Orientações futuras para investigações e medições

Determinar a estrutura interna de Júpiter é um objetivo de medição chave para Juno. A missão orbital Cassini para Saturno concluiu a missão Equinox e iniciou a missão Solstice. Juntos, a missão Juno e os planos de fim de vida da Cassini abordarão, para Júpiter e Saturno, muitas das medições geofísicas de precisão defendidas acima. É improvável que uma única medição com a missão orbital Juno de um ano forneça restrições adequadas, mas poderia, em última análise, ser combinada com medições de outras épocas para produzir o momento angular de Júpiter e, portanto, um valor independente do modelo para o momento de inércia de Júpiter.

Explore o Extrema Planetário no Sistema Solar e planetas gigantes rsquos

Os planetas gigantes do sistema solar fornecem laboratórios valiosos em escala planetária que são relevantes para a compreensão de processos físicos importantes encontrados em outras partes do sistema solar e em sistemas exoplanetários. Um exemplo é o equilíbrio entre o fluxo solar incidente e o fluxo interno de calor. Júpiteres quentes vistos ao redor de outras estrelas habitam um regime onde o fluxo de calor interno é trivial em comparação com o enorme fluxo incidente. Os jovens planetas com a massa de Júpiter em grande separação de suas estrelas, como os três planetas fotografados ao redor da estrela HR 8799, 40 habitam o extremo oposto, onde o fluxo incidente é trivial em comparação com o fluxo de calor interno. Curiosamente, o fluxo de calor interno de Urano também é, na melhor das hipóteses, uma pequena fração do fluxo incidente, enquanto em Júpiter os dois fluxos de energia são comparáveis. A grande obliquidade de Urano, que impõe mudanças sazonais extremas, torna ainda mais este gigante de gelo um excelente objeto de teste para estudar

extremos planetários. Compreender como os planetas respondem a tais extremos, tanto em termos de estrutura térmica quanto de estado dinâmico global, é inestimável para entender os exoplanetas. Na verdade, os mesmos modelos de circulação geral dos ventos atmosféricos que são usados ​​para estudar os gigantes do sistema solar também foram aplicados aos exoplanetas em trânsito. Contribuições para a compreensão virão de um melhor conhecimento do fluxo de calor interno de Urano e Netuno e de sua dinâmica atmosférica e ventos em função da altitude e latitude. 41, 42, 43, 44, 45

Outro exemplo são os raios de muitos planetas extrasolares, que são muito maiores do que o esperado com base nos modelos tradicionais de estrutura planetária. Uma explicação para essa anomalia é que à medida que o planeta migra e sua órbita se torna mais circular, a dissipação da maré no interior do gigante fornece um pulso de calor, prolongando a evolução do planeta. 46 A eficiência e, portanto, a viabilidade desse mecanismo dependem da relação entre a energia armazenada e a energia dissipada (o chamado fator Q das marés) do planeta.

Um exemplo final de um extremo local são as condições transitórias e altamente chocantes alcançadas durante o impacto de um objeto na atmosfera de Júpiter. Agora entendemos que tais impactos não são raros, tendo testemunhado os impactos do Shoemaker-Levy 9 em 1994 47 e os impactos subsequentes em 2009 48 e 2010. 49 Estudo dos detritos escuros do impacto (Jovian & ldquoair & rdquo altamente chocado que atingiu temperaturas de milhares de graus) ajuda a testar modelos de termoquímica joviana que são usados ​​para modelar as atmosferas dos Júpiteres quentes. 50 As observações terrestres e espaciais das consequências de tais impactos fornecem dados sobre os produtos pirolíticos criados no evento de impacto.

Algumas questões importantes sobre os extremos planetários incluem o seguinte:

& bull Como os planetas gigantes respondem a cenários extremos de equilíbrio de calor, tanto em termos de estrutura térmica quanto de estado dinâmico global?

& bull Como a energia é dissipada em planetas gigantes?

Orientações futuras para investigações e medições

Estudos das estruturas internas de gigantes do sistema solar ajudam a restringir a dissipação de energia interna. Para Júpiter, Juno tentará medir protuberâncias de maré jupiterianas produzidas por Io e Europa, medições que fornecerão novos dados sobre o interior de Júpiter e rsquos. A medição direta do fator Q de maré de Júpiter e rsquos a partir das defasagens de fase de maré correspondentes exigiria consideravelmente mais precisão do que os dados de gravidade Juno podem fornecer, mas medições de alta precisão das órbitas dos satélites galileanos (talvez de JEO) podem ser capazes de detectar mudanças seculares associadas em orbitais períodos e, assim, restringir o fator Q de maré.

Um orbitador de Netuno ou Urano fornecerá um melhor conhecimento do fluxo de calor interno de um gigante de gelo, bem como informações essenciais sobre a dinâmica atmosférica do gigante de gelo e ventos em função da altitude e latitude.

Analise as propriedades e processos em magnetosferas planetárias

Exoplanetas gigantes orbitando perto de suas estrelas-mãe existem em um regime extremo de condições físicas. Espera-se que eles tenham interações muito mais fortes com os ventos estelares do que Júpiter ou a Terra. De fato, a detecção de exoplanetas por meio de suas emissões aurorais tem sido freqüentemente discutida. 51, 52 Os quatro planetas gigantes e a Terra nos fornecem uma compreensão da física básica e das leis de escala das interações com um vento estelar necessárias para compreender os exoplanetas. As intensidades do campo magnético interno do exoplaneta não são conhecidas, mas podem ser aproximadamente estimadas se a taxa de rotação do planeta for igual ao seu período orbital devido aos torques das marés. Exoplanetas e atmosferas quentes podem se estender além da magnetopausa e estar sujeitas a uma rápida perda no vento estelar, importante para estimar a vida útil desses objetos.

A interação de um exoplaneta magnetosfera com sua estrela hospedeira pode assumir várias formas. Uma interação semelhante à de Vênus com rápida perda de massa do topo da atmosfera pode resultar se o campo magnético interno do planeta for fraco. Uma interação auroral semelhante à da Terra pode resultar se o campo interno for mais forte, ou uma interação semelhante à de Júpiter se o planeta estiver girando rapidamente e sua magnetosfera contiver uma grande fonte interna de plasma. Muito mais forte

a interação estrela-planeta poderia resultar se a taxa de rotação estrela e rsquos fosse rápida em comparação com o período orbital planeta e rsquos: o movimento do planeta e rsquos através do campo magnético estrela e rsquos geraria um grande potencial elétrico em todo o planeta, conduzindo uma forte corrente entre o planeta e a estrela. Isso poderia resultar em uma & ldquostarspot & rdquo análogo a uma mancha solar. A observação de manchas estelares pode ser uma abordagem promissora para detectar remotamente a interação eletrodinâmica de exoplanetas com suas estrelas.

Os planetas gigantes do sistema solar têm fortes campos magnéticos e magnetosferas gigantes, levando a interações do vento solar bem diferentes do que é visto na Terra. As escalas de tamanho são muito maiores, e as escalas de tempo são ainda mais longas, as auroras em Júpiter e Saturno são afetadas por mudanças no vento solar. Ao contrário da Terra, a magnetosfera de Júpiter e a aurora são dominadas por fontes internas de plasma, e a fonte de energia primária é a rotação do planeta. Saturno é um caso intermediário entre a Terra e Júpiter: ele tem uma grande magnetosfera em rotação rápida com fontes internas de plasma, embora a aurora e as emissões de rádio não térmicas aumentem de forma consistente quando uma frente de choque do vento solar chega ao planeta. Os gigantes de gelo têm magnetosferas substancialmente inclinadas que são significativamente deslocadas dos centros dos planetas, configurações que diferem completamente das de Júpiter e Saturno.

A compreensão dos ambientes magnetosféricos de Júpiter e Saturno se aprofundou desde o levantamento da década de 2003. A missão Galileo em Júpiter foi concluída. A Cassini passou por Júpiter, entrou em órbita ao redor de Saturno e completou com sucesso sua missão nominal. NASA & rsquos Infrared Telescope Facility (IRTF) obteve imagens infravermelhas de Saturn & rsquos aurorae. Um grande programa do Telescópio Espacial Hubble para observar as emissões aurorais ultravioleta de Júpiter e Saturno foi conduzido juntamente com medições do New Horizons em Júpiter e com medições da Cassini em Saturno, este programa mostrou a extensão do controle do vento solar sobre auroras de planetas gigantes. Não houve missões comparáveis ​​a Urano ou Netuno, entretanto, o conhecimento das magnetosferas gigantes de gelo é limitado aos dados da Voyager 2 sobrevoando há mais de duas décadas, suplementado por observações subsequentes, escassas, baseadas na Terra. A escassez de medições de curto alcance de gigantes de gelo limitou seriamente o avanço do nosso conhecimento sobre suas magnetosferas e ambientes de plasma. Novas medições de Urano e / ou Netuno, portanto, têm alta prioridade na comunidade das magnetosferas de planetas externos.

Algumas perguntas importantes

Algumas questões importantes sobre as propriedades e processos nas magnetosferas planetárias incluem o seguinte:

& bull Qual é a natureza das magnetosferas deslocadas e inclinadas de Urano e Netuno, e como as condições variam com as mudanças sazonais pronunciadas em cada planeta?

& bull Qual é a composição detalhada do plasma em qualquer um desses sistemas, particularmente para gigantes de gelo?

& bull O que causa as enormes diferenças nas proporções íon-neutro nesses sistemas?

& bull O que a compreensão das magnetosferas de planetas gigantes pode nos dizer sobre as condições que podem ser esperadas em planetas gigantes extrasolares?

Orientações futuras para investigações e medições

Apesar das observações concentradas de Júpiter e Saturno, tanto in situ quanto de instalações baseadas na Terra, permanecem muitas perguntas sem resposta. Isso pode ser resolvido em parte por medições de JEO durante sua fase orbital inicial, incluindo observações da distribuição de emissão auroral e propriedades associadas de passagens orbitais polares próximas, bem como da energética da alta atmosfera. 53, 54

Quase nada se sabe sobre os campos magnéticos e magnetosferas de Urano e Netuno, além do que foi aprendido através dos breves encontros com a Voyager, mais de duas décadas atrás. Tanto uma espaçonave flyby quanto um orbitador poderia abordar alguns aspectos da ciência magnetosférica do gigante de gelo, mas um orbitador avançaria tremendamente a compreensão das magnetosferas gigantes de gelo. 55, 56, 57

A extrapolação do sistema solar & rsquos magnetospheres para aqueles esperados para exoplanetas pode ser abordada ganhando conhecimento de magnetospheres comparativos. Estes devem incluir a Terra e os quatro planetas gigantes, e as relações de escala devem ser determinadas entre o tamanho magnetosférico, densidade, força de interação com o

vento estelar e outros parâmetros. A maioria das missões em planetas gigantes pode contribuir para responder a essas questões que nosso conhecimento mais falta para os gigantes de gelo.

Use sistemas de anel como laboratórios para processos de formação planetária

As investigações dos anéis planetários podem estar intimamente ligadas aos estudos dos discos circunstelares. Anéis planetários são análogos acessíveis nos quais processos gerais de disco, como acreção, formação de lacunas, ondas de autogravidade, ondas espirais e transferência de momento angular com massas incorporadas podem ser estudados em detalhes. A recomendação de maior prioridade sobre os anéis na pesquisa decadal de 2003 58 foi cumprida: operar e estender a missão orbital Cassini em Saturno. 59, 60 O progresso também veio do trabalho teórico e observacional baseado na Terra, conforme recomendado pela pesquisa da década de 2003 e outros. 61, 62

Dados da Cassini, apoiados por modelos numéricos e teóricos, revelaram uma riqueza de estruturas dinâmicas em anéis de Saturno e rsquos, incluindo texturas nos anéis principais produzidos por interações interpartículas e padrões gerados por perturbações de satélites distantes e embutidos. Suas observações das órbitas de luas & ldquopropeller & rdquo embutidas nos anéis de Saturno & rsquos revelam uma evolução orbital surpreendentemente robusta em escalas de tempo de aproximadamente 1 ano, possivelmente devido a interações gravitacionais ou colisionais com o disco. 63 As interações coletivas interpartículas produzem fenômenos, incluindo o que agora é denominado auto-gravidade acorda (estruturas alongadas em escala quilométrica formadas por um processo constante de aglomeração contrabalançado por cisalhamento de maré), oscilações radiais nas partes mais densas dos anéis que podem ser devido à superestabilidade viscosa e texturas semelhantes a palha vistas em regiões de empacotamento colisional intenso, tais como ondas de forte densidade e borda de anel confinada.

Observou-se que luas embutidas nos anéis produzem lacunas, embora as origens de muitas outras lacunas permaneçam desconhecidas. No anel F de Saturno e Rsquos, as imagens da Cassini mostram evidências de acreção ativa desencadeada por aproximações próximas da lua Prometheus, 64 enquanto a acreção recente é inferida para outras luas anelares conhecidas. 65, 66, 67 Dados dos espectrômetros Cassini & rsquos e outros instrumentos estão elucidando a composição e as propriedades térmicas das partículas geladas nos anéis de Saturno & rsquos, bem como as características do regolito cobrindo as partículas maiores do anel. Essas propriedades variam sutilmente entre as diferentes regiões dos anéis, por razões que atualmente não são compreendidas.

Os processos e propriedades evidentes do sistema de anéis de Saturno & rsquos fornecem pistas essenciais sobre como todos os anéis e outros discos de material se comportam (incluindo discos circunstelares e discos protoplanetários). Forças não gravitacionais, incluindo eletromagnetismo, conduzem a evolução de anéis empoeirados como o anel E de Saturno e rsquos (bem como os anéis de Júpiter e rsquos e provavelmente o anel zeta empoeirado de Urano e rsquos), mas ainda é necessário muito trabalho para esclarecer os processos envolvidos. A Cassini continuará rastreando as órbitas das estruturas da hélice até o final de sua missão Solstice em 2017. A detecção direta da migração orbital continua sendo um dos principais objetivos da Cassini na missão Solstice, seja para luas próximas interagindo gravitacionalmente com os anéis ou para as incorporadas e moonlets de hélice invisíveis. A Cassini também fará observações adicionais sobre a microestrutura do anel. Os resultados da Cassini também chamaram a atenção renovada sobre a origem e idade dos anéis de Saturno: a compreensão de que o anel B pode ser muito mais massivo do que se pensava anteriormente tem o potencial de aliviar uma restrição primária nos anéis & rsquo age & mdashnamely, poluição por massa interplanetária infall uma continuação objetivo da Cassini é medir esse fluxo.

As características mais notáveis ​​dos anéis de Netuno e rsquos são os arcos confinados azimutalmente embutidos no anel de Adams. Embora um mecanismo de ressonância tenha sido proposto para o confinamento desses arcos, observações pós-Voyager no Observatório Keck lançaram pelo menos os detalhes deste modelo em dúvida. 68 As mesmas observações também revelam que os arcos estão evoluindo em escalas de tempo tão curtas quanto décadas, consistente com nossa perspectiva emergente da natureza dinâmica dos anéis difusos. Outras observações de perto de ambos os anéis e seus arcos associados serão necessárias para resolver as questões pendentes sobre sua natureza, origem e persistência.

FIGURA 7.5 Principal: Este composto compara os anéis opticamente grossos, como o épsilon (linha superior), e anéis opticamente finos, como o zeta (linha inferior), em diferentes ângulos de visão. Inferior: Imagens do telescópio Keck de 10 metros mostram a mudança no aspecto de Urano conforme ele se aproximava do equinócio de 2007, bem como a melhoria da qualidade do sistema óptico adaptativo Keck & rsquos conforme ele foi ajustado para Urano. Neste comprimento de onda (2,2 mícrons), a absorção de metano escurece o planeta, exceto para feições de nuvens discretas atingindo altitudes altas o suficiente para estar acima do volume do metano. FONTE: Principal: Cortesia de Imke de Pater, Heidi B. Hammel e W.M. Observatório Keck. Inferior: De I. de Pater, H.B. Hammel, M.R. Showalter e M.A. van Dam, O lado negro dos anéis de Urano, Ciência 317 (5846): 1888-1890, 2007. Reimpresso com permissão de AAAS.

O sistema de anéis uranianos é maciço, complexo e diverso, e muito sobre ele permanece pouco compreendido. Inclui vários anéis densos estreitos e de arestas vivas cujo mecanismo de confinamento permanece obscuro. O equinócio de Urano de 2007 proporcionou uma oportunidade sem precedentes para estudar seu sistema de anéis. Durante a aparição lateral (que ocorreu pela última vez em 1965), dois novos anéis uranianos difusos foram descobertos em imagens do Hubble em 2005. 69 Eles aparecem assustadoramente semelhantes aos anéis E e G de Saturno e Rsquos em cor e distância planetocêntrica 70, mas ainda precisam ser caracterizados em qualquer detalhe. As observações equinociais de Keck em Urano também detectaram o anel zeta interno empoeirado e difuso pela primeira vez desde o sobrevôo da Voyager em 1986 e revelaram que ele mudou substancialmente desde então. 71 A razão para essa mudança são os efeitos temporais desconhecidos das estações extremas de Urano e rsquos nos anéis podem ser fatores contribuintes (Figura 7.5).

Algumas questões importantes sobre os sistemas de anéis como laboratórios para processos de formação planetária incluem o seguinte:

& bull O que as diferenças significativas entre os sistemas de anéis nos ensinam sobre as diferentes origens, histórias ou estados atuais desses sistemas de planetas gigantes?

& bull As formas altamente estruturadas dos sistemas de anéis de Urano e Netuno podem ser mantidas por bilhões de anos ou são & ldquoyoung & rdquo? Suas superfícies escuras são um exemplo extremo de intemperismo espacial?

& bull O que impulsiona a evolução orbital de moonlets embutidos como eles interagem com seus discos?

& bull O que impulsiona o acúmulo de massa em um sistema de anéis?

Orientações futuras para investigações e medições

As propriedades químicas e físicas das partículas do anel uraniano e neptuniano permanecem quase completamente desconhecidas, além do antigo albedo muito baixo. Observar os anéis de Urano e Netuno de perto no infravermelho próximo aumentaria consideravelmente nossa compreensão de sua origem e composição. As observações em ângulos de fase elevados inacessíveis da Terra são a chave para estimar o tamanho das partículas. Observações terrestres detectaram mudanças nos anéis de Netuno e nos anéis difusos de Urano em escalas de tempo decadais ou mais curtas. A Cassini também viu mudanças estruturais significativas nos anéis D e F de Saturno e Rsquos em escalas de tempo semelhantes. Os mecanismos por trás dessas mudanças permanecem misteriosos e é altamente desejável estudar essas estruturas em mudança em detalhes. Portanto, as missões orbitais para Urano e / ou Netuno representam a maior prioridade para o avanço da ciência dos anéis na próxima década. 72, 73, 74

O recente sobrevôo da New Horizons demonstrou o valor das observações contínuas dos anéis de Júpiter e rsquos, revelando uma nova estrutura que ainda não foi totalmente compreendida. As missões a Júpiter, assim como qualquer missão que encontre Júpiter a caminho de outro alvo, deve observar este sistema de anéis mal caracterizado conforme as oportunidades permitirem. 75

A missão Cassini Solstice continuará a produzir ciência de anéis significativa, conforme articulado acima. Nas décadas futuras, uma missão dedicada do Observador do Anel de Saturno poderia potencialmente obter dados do anel de Saturno & ldquoin situ & rdquo com resolução espacial e cobertura temporal sem precedentes. Existem estudos iniciais de engenharia para tal missão (Apêndice G), mas é necessário um maior desenvolvimento de tecnologia durante a próxima década para desenvolver um perfil de missão robusto (Figura 7.6). 76, 77, 78

FIGURA 7.6 Esta imagem obtida pela espaçonave Cassini mostra Saturno e seus magníficos anéis iluminados pelo sol. A Terra é apenas visível em cerca de 10 o & rsquoclock posição entre os fracos e difusos anéis E e G externos. FONTE: NASA / JPL / Space Science Institute.

Quase todas as partículas constituintes do anel são muito pequenas para serem observadas individualmente, mesmo de uma espaçonave em órbita, então uma interpretação adequada de qualquer observação requer uma compreensão dos efeitos coletivos das partículas e do comportamento. Assim, por exemplo, análises teóricas e numéricas da dinâmica dos anéis são essenciais para interpretar a fotometria dos anéis de Saturno e Rsquos conforme observada pela Cassini e de telescópios baseados na Terra. Estudos de laboratório de materiais potenciais formadores de anel também são necessários para entender a espectroscopia de anel. 79, 80, 81, 82

O sistema solar contém uma miríade de objetos & mdashsmall e grandes & mdashorbiting o Sol, e esses corpos podem afetar diretamente a habitabilidade da Terra. Por exemplo, grandes impactos planetários são um processo contínuo, não apenas um fato. As observações de Júpiter deixam isso muito claro: testemunhe o impacto espetacular de Shoemaker-Levy 9 com Júpiter em 1994. Os efeitos das colisões de Júpiter levaram a estudos e pesquisas de asteróides potencialmente perigosos no espaço próximo à Terra. A surpreendente segunda colisão de um corpo com Júpiter em 2009, seguida por mais dois impactos jovianos em 2010, ressalta os perigos no ambiente interplanetário.

O próprio Sol é altamente variável e a variabilidade tem consequências potencialmente significativas. A liberação explosiva de energia magnética armazenada na atmosfera do Sol leva a tempestades solares extremamente grandes, causando mudanças na radiação eletromagnética emitida em todas as energias, ejetando partículas energéticas e aumentando o vento solar na Terra. Os exemplos mais proeminentes das manifestações de tempestades solares incluem não apenas espetáculos naturais, como exibições aurorais, mas também impactos diretos nas atividades humanas, como falhas catastróficas de redes elétricas e equipamentos de espaçonaves. As auroras de Júpiter e Saturno fornecem pontos de dados importantes para a compreensão da propagação dessas tempestades pelo sistema solar. Compreender essas erupções solares e sua propagação para a Terra e além desempenha um papel importante na física solar contemporânea e gerou seu próprio campo de clima espacial.

Ao estudar os planetas gigantes no contexto dos processos que ocorrem em todo o sistema solar, ganhamos uma compreensão mais profunda de como esses processos atuam aqui na Terra. Isso é ilustrado com exemplos específicos sobre equilíbrio de energia, interações com o campo magnético do Sol e como as superfícies em sistemas de planetas gigantes são & ldquementos & rdquo.

Os objetivos específicos associados à meta de explorar o papel dos planetas gigantes na elaboração de um sistema planetário habitável incluem o seguinte:

& bull Busca por evidências químicas de migração planetária,

& bull Explore o papel dos planetas gigantes & rsquo na criação de nossa Terra habitável por meio de grandes impactos, e

& bull Determine o papel da modificação da superfície por meio de impactos menores.

As seções subsequentes examinam cada um desses objetivos por vez, identificando questões importantes a serem abordadas e futuras investigações e medições que poderiam fornecer respostas.

Pesquisa por evidências químicas de migração planetária

No passado, vários modelos foram propostos para a formação de sistemas planetários em geral e especificamente para o sistema solar. Todos esses modelos fizeram suposições básicas sobre a condensação dos componentes formadores de planetas e a maneira como foram acumulados pelos planetas.Nas últimas duas décadas, o aumento do poder de computação levou à rejeição de alguns modelos e aumentou o suporte para um modelo no qual Júpiter e Saturno interagiam para perturbar os planetas em sua configuração atual. O grau em que os planetas foram formados por impactos colisionais de corpos portadores de voláteis ou pelo colapso de gases em corpos maiores deve ter deixado para trás evidências que podem ser encontradas na composição composicional dos corpos sobreviventes. Assim, a determinação da composição química (ou seja, a razão D / H, outras abundâncias isotópicas, gases nobres, água) discriminará entre os modelos que restringirão as condições iniciais e iluminarão como os planetas evoluíram.

A distribuição dos elementos pesados ​​(massa atômica maior que 4) em função da distância do Sol pode fornecer fortes restrições para discriminar entre teorias e modelos dinâmicos de formação do sistema solar e

evolução. Uma das previsões dos modelos é que a massa do núcleo central dos planetas gigantes deve aumentar com a distância do sol. Isso deve resultar em um aumento correspondente na abundância dos elementos mais pesados. Atualmente, o único elemento medido para todos os quatro planetas é o carbono, aumentando de 3 vezes o solar em Júpiter para cerca de 30 vezes o solar em Netuno. A fim de discriminar entre os modelos de formação, abundâncias são necessárias para os elementos pesados ​​(nitrogênio, enxofre, oxigênio e fósforo), hélio e os outros gases nobres e seus isótopos e razões isotópicas de hidrogênio, hélio, nitrogênio, oxigênio e carbono .

Embora a informação isotópica seja limitada, os esforços de modelagem produziram teorias divergentes sobre a formação do sistema solar. Modelos que colocaram as formações de Urano e Netuno em suas posições atuais foram incapazes de produzir núcleos gigantes de gelo adequados antes que a proto-nebulosa se dissipasse. Diante desse obstáculo, modeladores dinâmicos foram levados a concluir que os planetas externos mudaram significativamente suas posições orbitais desde sua formação original. O & ldquoNicemodelo & rdquo & mdash o cenário de formação do sistema solar padrão atualmente aceito & mdash propõe que durante as primeiras centenas de milhões de anos após a formação dos planetas, Netuno estava a menos de 20 UA do sol. 83, 84 À medida que as órbitas evoluíram, Saturno e Júpiter entraram em uma ressonância de movimento média de 2: 1 e a perturbação resultante da excentricidade de Saturno e Rsquos levou as órbitas de Urano e Netuno para fora, levando à configuração atual de planetas gigantes.

Muitas variações do cenário de formação dinâmica foram propostas. 85, 86, 87, 88, 89, 90 Outras abordagens para o nascimento do sistema solar tratam da maneira como os elementos pesados ​​foram entregues aos planetas gigantes, como discutido acima. Para ajudar a distinguir entre essas teorias ou para gerar outras, exigimos medições in situ da abundância de elementos pesados ​​e razões isotópicas nas atmosferas bem misturadas dos planetas gigantes.

Algumas perguntas importantes

Algumas questões importantes sobre evidências químicas de migração planetária incluem o seguinte:

& bull Como e por que as abundâncias elementares e isotópicas variam em função da distância do Sol?

& bull Como e por que a abundância dos elementos pesados ​​e seus isótopos, a razão deutério / hidrogênio, a razão hidrogênio / hélio e gases nobres diferem entre as duas classes de planetas gigantes representados no sistema solar?

Orientações futuras para investigações e medições

Sondas de entrada rasas (& lt10 barras em Saturno) permitirão a determinação das abundâncias para a maioria das espécies requeridas. As abundâncias elementares e informações isotópicas obtidas a partir das sondas rasas fornecerão grandes restrições para a abundância de modelos de formação do sistema solar e um guia para estender os modelos para sistemas exoplanetários. Chegar bem abaixo da nuvem de água em Saturno e determinar a abundância de água em uma região bem misturada seria desejável, mas muito mais desafiador tecnicamente. 91, 92, 93

O acoplamento de uma sonda com um orbitador, particularmente para um dos gigantes de gelo relativamente inexplorados, avançará substancialmente a ciência dos planetas gigantes. Um orbitador poderia fornecer a distribuição global de espécies de desequilíbrio e relações orto / para de hidrogênio por meio de sensoriamento remoto infravermelho com resolução de alta frequência. Isso produziria uma estrutura para interpretar os resultados da sonda elementar e isotópica in situ. 94, 95, 96, 97, 98

Explore o papel dos planetas gigantes na criação de nossa Terra habitável por meio de grandes impactos

Em média, cometas e asteróides de diâmetro de 1 km ou maior impactam a Terra cerca de uma vez a cada 100.000 anos. Impactos desse tamanho e maiores produzem grandes tsunamis se um oceano for atingido, e eles podem destruir áreas de terra equivalentes a estados de tamanho moderado. Impactos maiores, como o impactador do Cretáceo / Paleógeno 65 milhões de anos atrás, podem afetar dramaticamente a vida em toda a superfície da Terra. Embora o risco do impactor para a vida na Terra não seja desprezível, é menor do que poderia ser o caso sem os planetas gigantes. Acredita-se que cerca de 1 milhão de asteróides sejam maiores do que 1 km, e provavelmente há muito mais cometas deste tamanho e maiores. Todos esses objetos representam potenciais impactadores da Terra.

O sistema solar e os planetas gigantescos, particularmente Júpiter, exercem uma grande influência nas órbitas de tais objetos. Asteróides ou cometas em órbitas elípticas que os trariam ao sistema solar interno devem cruzar a órbita de Júpiter. Encontros próximos com Júpiter podem alterar drasticamente a órbita de um corpo e rsquos potencialmente perigoso, possivelmente enviando-o para fora do sistema solar. Embora em alguns casos Júpiter possa fazer com que um objeto inofensivo faça uma curva perigosa, algumas simulações de n-corpos sugerem que em outros casos Júpiter protege a Terra. 99

O número e o tempo dos impactos de Júpiter fornecem uma visão sobre a taxa com que Júpiter desvia pequenos corpos. Cada impacto entrega espécies à estratosfera de Júpiter e rsquos que não seriam produzidas por processos jovianos internos. Um melhor inventário da composição estratosférica joviana junto com modelos atmosféricos aprimorados e modelos numéricos de órbitas de asteróides e cometas restringiriam a história do impacto.

Mais importante, esses eventos servem como laboratórios para a física de grandes explosões aéreas. Agora temos uma fonte aberta e não classificada de dados observacionais do bólido da Terra, mas são para eventos relativamente pequenos. Aqueles que estudaram o assunto dos impactos da Terra estimam intervalos de centenas de anos entre eventos do tamanho do impacto de Tunguska na Sibéria em 1908. No entanto, até o momento em que escrevo este livro, os astrônomos observaram quatro desses eventos de impacto em Júpiter nos últimos 16 anos (contando o fim do Shoemaker-Levy 9 em 1994 como evento & ldquoone & rdquo). Ao compreender a física de grandes explosões aéreas, podem ser feitas melhores estimativas de sua ameaça à Terra.

Algumas questões importantes sobre o papel dos planetas gigantes na criação de uma Terra habitável por meio de grandes impactos incluem o seguinte:

& bull Qual é a taxa de impacto atual em Júpiter?

& bull Até que ponto a composição atmosférica atual de Júpiter & rsquos pode ser utilizada como um registro da história do impacto?

& bull Quais são as características dos bólidos e grandes explosões de ar em Júpiter, e como eles se comparam aos bólidos e explosões de ar conhecidos na Terra?

Orientações futuras para investigações e medições

A melhor abordagem para determinar a taxa e as características dos impactos atmosféricos de Júpiter é através da observação contínua de Júpiter. Hoje, esse trabalho depende de um pequeno número de amadores altamente motivados - esses observadores voluntários sem fundos, no entanto, não podem cobrir Júpiter em todos os momentos. Telescópios pequenos e automatizados de monitoramento planetário podem fornecer um levantamento abrangente dos impactos futuros em Júpiter, talvez como um projeto da National Science Foundation (NSF). O Large Synoptic Survey Telescope (LSST) ou outros telescópios de pesquisa também podem fornecer restrições de observação em objetos em movimento que poderiam estar nas trajetórias de impacto de Júpiter. 100, 101

Determine o papel da modificação da superfície por meio de impactos menores

Vários processos externos importantes governam o tamanho, a estrutura e a dinâmica dos planetas gigantes, seus sistemas de anéis e seus satélites (além do papel óbvio da iluminação solar). Muitos desses processos são análogos aos que operam em planetas terrestres e no sistema Terra-Lua. Impactos por objetos asteroidais e / ou cometários com quilômetros de extensão são reconhecidos há muito tempo como um processo dominante na escultura das superfícies da maioria dos corpos no sistema solar.

Menos óbvio e muito menos compreendido é o papel desempenhado por impactadores menores, até o tamanho do pó, na modificação da composição e textura da superfície. Exemplos no sistema solar externo incluem o material de cor neutra que escurece o anel C e a Divisão Cassini no Saturno 102 e o material escuro que cobre o lado frontal de Jápeto, que se acredita ser derivado de Febe ou de outros satélites externos. 103 Mais especulativos são os efeitos de longo prazo sobre a estrutura e a vida útil dos sistemas de anéis de planetas externos devido a colisões de partículas de anéis e colisões de impactadores externos.

Algumas questões importantes sobre o papel da modificação da superfície por meio de impactos menores incluem o seguinte:

& bull Quais são o fluxo, a distribuição de tamanho e a composição química das várias populações de impactadores, desde os planetesimais em estágio avançado há 4 bilhões de anos até a poeira interplanetária atual?

& bull Quais são os mecanismos de modificação de superfície para alvos gelados menores e de baixa temperatura?

Orientações futuras para investigações e medições

Detectores de poeira sofisticados transportados por espaçonaves como Galileo, Ulysses e Cassini já refinaram e, em alguns casos, revolucionaram o conhecimento da poeira interplanetária, e muito mais ainda precisa ser aprendido aqui. Estudos espectrais no infravermelho próximo das luas e anéis galileanos e saturnianos levaram a novos modelos de poeira e contaminação de superfícies geladas, mas a identificação definitiva das espécies químicas envolvidas permanece indefinida e pode exigir amostragem in situ. Estudos espectrais no infravermelho próximo dos anéis e pequenas luas nos sistemas gigantes de gelo são necessários para caracterizar completamente as diferenças das populações de poeira nas regiões mais distantes do sistema solar. 104, 105, 106, 107

O planeta que mais importa para a humanidade é a Terra. A saúde do planeta e a estabilidade ecológica são de suma importância para todos nós. A Terra, no entanto, é um planeta notoriamente difícil de entender. A atmosfera interage de forma complexa com a litosfera, hidrosfera, criosfera e biosfera (superfícies que são, respectivamente, rochosas, líquidas, geladas ou biologicamente ativas). No entanto, o conhecimento dessa interação é fundamental para a compreensão dos processos que determinam as condições de habitabilidade dentro do fino verniz da superfície da Terra.

Planetas gigantes, embora maiores que a Terra, são em muitos aspectos mais simples que a Terra. A física e a química que conduzem os processos em suas densas atmosferas externas podem ser entendidas sem referência a uma litosfera, criosfera, hidrosfera ou biosfera. Os processos em sistemas de anéis de planetas gigantes às vezes se assemelham a exemplos puros da física Kepleriana, com interações adicionais de colisões, ressonâncias e autogravidade. Em um sentido muito real, os planetas gigantes e seus arredores podem servir como laboratórios para os processos físicos fundamentais que afetam todas as atmosferas e superfícies planetárias.

Os objetivos fundamentais associados à meta de usar os planetas gigantes como laboratórios para propriedades e processos de relevância direta para a Terra incluem o seguinte:

& bull Investigue os processos dinâmicos atmosféricos no laboratório do planeta gigante,

& bull Avaliar a evolução das marés em sistemas de planetas gigantes,

& bull Elucidar a mudança sazonal em planetas gigantes, e

& bull Avalie as interações do vento solar e do campo magnético com os planetas.

As seções subsequentes examinam cada um desses objetivos por vez, identificando questões críticas a serem abordadas e futuras investigações e medições que poderiam fornecer respostas.

Investigar Processos Dinâmicos Atmosféricos no Laboratório do Planeta Gigante

Nos planetas gigantes, as correntes de jato dominam as camadas atmosféricas acessíveis para sensoriamento remoto e medições in situ. Dados visíveis e infravermelhos gerados com espaçonaves (por exemplo, Voyager, Galileo, Cassini, New Horizons) e grandes telescópios baseados na Terra e no espaço (por exemplo, Hubble Space Telescope, Keck, Gemini, o Very Large Telescope [VLT]) estabeleceram dois distintos regimes de circulação atmosférica: Júpiter e Saturno mostram fortes jatos equatoriais a leste e jatos polares alternados leste-oeste, enquanto Urano e Netuno exibem jatos equatoriais a oeste

ventos e amplos jatos progressivos de latitude média. Esses resultados, em conjunto com as diferenças inferidas na composição em massa, implicam que regimes distintos de planetas gigantes são representados dentro do sistema solar: o de gigantes gasosos (90 por cento de hidrogênio em massa) com regiões convectivas profundas e o de gigantes de gelo ( as composições a granel são dominadas por elementos mais pesados) que sustentam uma estrutura na qual a água se torna um fluido supercrítico com a profundidade. Estudos de ambos os tipos de planetas, para amostrar uma gama de obliquidades, valores de insolação e valores de fluxo de calor interno, são necessários para desvendar o papel de cada mecanismo de força.

Dentro da atmosfera dos gigantes gasosos, os jatos sopram nas direções leste-oeste (ou seja, zonal). Ao lado das correntes de jato, vórtices grandes e pequenos apimentam as camadas visíveis, algumas aparecem como características turbulentas de dinâmica de fluidos de livros didáticos, que também são vistas na Terra. A existência estável de características atmosféricas em grande escala combinadas com observações raras de espaçonaves de curto alcance e longos ciclos sazonais dos planetas externos deu a impressão geral de que os planetas gigantes são estáticos (Figura 7.7).

Longos dados de linha de base temporal e capacidades de observação em constante melhoria provam que esses mundos são tão dinâmicos quanto a Terra. Na última década, Júpiter passou por uma reviravolta global, durante a qual as cores das nuvens mudaram em várias faixas zonais associadas às correntes de jato. Em Saturno, as medições da Cassini e do Hubble em 2003 mostraram que o jato equatorial no nível das nuvens diminuiu em comparação com os ventos vistos durante os voos da Voyager em 1980-1981. 108 Uma campanha de longo prazo do Infrared Telescope Facility da NASA, combinada com dados da Cassini, revelou uma nova oscilação de temperatura estratosférica em Saturno análoga às de Júpiter, Terra e Marte. 109, 110

Uma nova geração de telescópios terrestres armados com ótica adaptativa (incluindo o Keck, Gemini e Subaru) permitiu a descoberta de muitos recursos dinâmicos de nuvem em Urano e Netuno, revelando as mudanças das estações nesses planetas orbitando lentamente. Essas instalações também revelaram que Saturno, Urano e Netuno têm pólos quentes (Figura 7.8), 111, 112, 113, embora os pólos de Júpiter e rsquos nunca tenham sido fotografados (o eixo de rotação de Júpiter e rsquos tem pouca inclinação, tornando as observações baseadas na Terra difíceis missões que já voaram por ou orbitado Júpiter permaneceram perto do plano equatorial). Juntas, essas novas observações mostram que as atmosferas dos planetas gigantes são dinâmicas e estão evoluindo.

A sonda Galileo estabeleceu limites nas abundâncias isotópicas críticas na atmosfera de Júpiter e rsquos e revelou ventos zonais aumentando com a profundidade, e estamos começando a entender a natureza dos campos de vento e vórtices. No entanto, nosso conhecimento sobre os gigantes gasosos não está completo; precisamos de medições in situ dos ventos de Saturno e Rsquos. Urano e Netuno são ainda menos compreendidos: devido à escassez de dados observacionais, os ciclos de vida de grandes e pequenos vórtices são desconhecidos e a dinâmica temporal dos ventos zonais, bem como suas estruturas horizontais e verticais, não foram examinadas . Ao contrário do caso da Terra, para esses planetas não temos informações tridimensionais verdadeiras em alta resolução espacial em escalas de tempo razoáveis ​​para permitir uma comparação completa com modelos teóricos e de laboratório.

Algumas questões importantes sobre os processos dinâmicos atmosféricos nos planetas gigantes incluem o seguinte:

& bull Quais processos conduzem o fluxo atmosférico visível e como eles se acoplam à estrutura interna e à circulação profunda?

& bull Quais são as fontes de ondas de propagação vertical que impulsionam as oscilações da atmosfera superior e elas desempenham um papel em todos os planetas?

& bull. Existem processos semelhantes em Urano e Netuno, e como todos eles se comparam com as variações do vento estratosférico, da temperatura e da abundância (ozônio, água) da própria Terra?

& bull Como a convecção úmida molda a estratificação troposférica?

& bull Quais são as naturezas de explosões periódicas, como a turbulência global em Júpiter e as raras grandes manchas brancas em Saturno?

FIGURA 7.7 Fenômenos turbulentos são uma característica comum das atmosferas planetárias. Estas imagens de Júpiter, Saturno e Terra (de Galileo, Cassini e Landsat 7, respectivamente) mostram ruas de vórtice K & aacuterm & aacuten semelhantes (ou seja, um padrão de repetição de vórtices rodopiantes) formando a jusante de uma perturbação, tais fenômenos são independentes de escala. FONTE: Composto por Amy Simon-Miller. Júpiter: NASA / JPL Saturno: NASA / JPL / Instituto de Ciências Espaciais Terra: NASA / GSFC / JPL, Equipe do espectrorradiômetro de imagem multi-ângulo.

FIGURA 7.8 Saturno e Netuno mostram evidências de atividade dinâmica e pólos & ldquohot & rdquo. UMA: Saturno em 8,0 & mum mostra forte emissão de metano de seu pólo sul. B: Netuno em 7,7 & mum também mostra a emissão de metano da região polar sul nesta imagem do Telescópio Gemini Norte. C: Uma imagem simultânea a 1,6 & mum obtida com imagens ópticas adaptativas no telescópio Keck 2 mostra que a circulação zonal de Netuno & rsquos está tão confinada na região polar quanto a de Saturno. FONTE: H.B. Hammel, M.L. Sitko, D.K. Lynch, G.S. Orton, R.W. Russell, T.R. Geballe, e I. de Pater, Distribuição de etano e emissão de metano em Netuno, Astronomical Journal 134:637-641, 2007.

Orientações futuras para investigações e medições

Para responder às importantes questões listadas acima, devemos resolver a estrutura tridimensional dos campos de fluxo atmosférico, incluindo regiões polares, com alta resolução espacial e temporal. Os movimentos verticais na troposfera envolvem os movimentos rápidos e localizados causados ​​pela convecção úmida e a circulação meridional lenta, global e invertida causada pelas células de convecção da zona do cinturão previstas (semelhantes a Hadley).

A determinação do movimento atmosférico e do acoplamento inclui o estudo das ondas atmosféricas e das respostas estratosféricas à força das ondas (oscilações) que essas ondas podem ter uma assinatura química. As oscilações estratosféricas que foram descobertas na Terra, Marte, Júpiter e Saturno fornecem um raro estágio para a realização de investigação planetológica comparativa entre planetas terrestres e gigantes. Também pode ser possível detectar oscilações semelhantes em Urano e Netuno.

Finalmente, é necessário explorar os fenômenos polares. Os pólos de Júpiter e rsquos exibem numerosos pequenos vórtices e, até o momento, sua estrutura de fluxo médio zonal não foi observada em detalhes.O pólo norte de Saturno e rsquos tem um jato circumpolar que serpenteia em forma hexagonal, enquanto o pólo sul tem uma estrutura semelhante a um furacão com uma parede ocular bem definida. Pouco se sabe sobre as regiões polares de Urano e Netuno.

Alguns dos objetivos atmosféricos acima podem ser abordados por Juno e JEO para Júpiter e, até certo ponto, pela Cassini para Saturno. Avanços significativos em Júpiter por JEO exigiriam longas observações temporais, resolução espacial adequada em Júpiter e instrumentação relevante. Para Urano ou Netuno, esses objetivos atmosféricos são mal limitados por dados baseados na Terra. Um orbitador seria ideal para investigar tais fenômenos. Pesquisas teóricas e de modelagem significativas também devem ser apoiadas para inferir as estruturas atmosféricas subjacentes às camadas observadas e para avançar na compreensão das instabilidades de cisalhamento. 114, 115, 116, 117, 118, 119

Juno pode realizar medições de assinaturas gravitacionais de fluxos zonais profundos para Júpiter, e a missão Cassini pode fazer o mesmo para Saturno durante suas órbitas proximais finais. Essas informações revelarão a estrutura básica do escoamento profundo impulsionado pela convecção interna e fornecerão informações sobre o transporte interno de calor. Juno e Cassini devem colocar limites úteis nos momentos de ordem superior dos campos magnéticos internos e, potencialmente, detectar alguma evolução temporal (ou seja, variação secular). Para um gigante de gelo, um sobrevôo poderia melhorar moderadamente nossa compreensão, enquanto um orbitador com uma abordagem de baixo periapse aumentaria muito a compreensão científica dos interiores e campos magnéticos dos gigantes de gelo. 120

Avalie a evolução das marés nos sistemas de planetas gigantes

Um exemplo onipresente de um processo externo dentro dos sistemas planetários é a maré elevada em um planeta por um satélite interno e a transferência resultante do momento angular do giro do planeta para a órbita da lua (ou vice-versa no caso de retrógrado ou subsíncrono satélites como Tritão e Fobos). Acredita-se que tais torques de maré tenham estabelecido as arquiteturas orbitais dos sistemas satélites internos de Júpiter, Saturno e Urano, incluindo suas numerosas ressonâncias orbitais e mdashas, ​​bem como os estados atuais dos sistemas Terra-Lua e Plutão-Caronte. Marés levantadas por planetas gigantes em seus satélites, em conjunto com excentricidades impulsionadas por ressonâncias orbitais, são responsáveis ​​por aquecimento significativo em Io e provavelmente também em Europa e Enceladus. Embora a teoria da evolução das marés seja bem conhecida, a natureza precisa e o nível de dissipação da energia das marés nos planetas jovianos (que por sua vez determina a escala de tempo para a evolução das marés) são muito menos certas: as estimativas variam em muitas ordens de magnitude para Júpiter.

Algumas questões importantes sobre a evolução das marés nos sistemas de planetas gigantes são as seguintes:

& bull Até que ponto os vários satélites evoluíram para fora de seus locais de formação?

& bull Em que medida as excentricidades e inclinações observadas dos satélites refletem esta evolução?

Orientações futuras para investigações e medições

Os avanços na compreensão das influências das marés na Lua e em Marte vieram da capacidade de rastrear os pousadores de superfície, seja com alcance a laser ou com rastreamento Doppler. Medições precisas da evolução orbital dos satélites oferecem o único caminho realista para medir as taxas de dissipação dentro dos planetas gigantes & mdash por exemplo, pelo rastreamento preciso de múltiplos voos de espaçonaves (Cassini em Titã) ou orbitadores de satélites (o JEO proposto). 121, 122 Trabalhos recentes sugerem que a detecção direta da expansão orbital para as luas jovianas internas pode ser possível com imagens de espaçonaves abrangendo muitas décadas & mdash, por exemplo, da Voyager ao JEO. 123 As luas internas em Urano e Netuno podem oferecer oportunidades semelhantes para orbitadores nesses planetas.

Elucidar a mudança sazonal em planetas gigantes

A variação sazonal da atmosfera terrestre é bem conhecida: a extensão em que as mudanças sazonais impactam as atmosferas dos planetas gigantes é um campo de intensa especulação. As observações em qualquer época não podem ser interpretadas adequadamente se a variabilidade de longo prazo não for compreendida. Na última década, a interpretação contínua dos dados do Galileo e do Telescópio Espacial Hubble forneceu restrições para os modelos dinâmicos de Júpiter. 124 Juno promete fornecer restrições adicionais em relação à abundância de água na Júpiter e distribuição global que não foram obtidas com a sonda Galileo.

O fluxo zonal de Saturno e rsquos exibe variação detectável que pode ser de natureza sazonal. 125, 126, 127 Também estamos começando a entender os efeitos da sombra do anel na insolação e na resposta atmosférica, uma complicação adicional para Saturno. 128 Imagens infravermelhas com o instrumento Cassini & rsquos VIMS revelaram que sob a alta cobertura de nuvens sobrepostas, a atmosfera saturnina é altamente convectiva e restrita latitudinalmente. A extensão da missão Cassini ao solstício de verão no hemisfério norte oferece uma oportunidade para observações detalhadas de Saturno. Informações semelhantes sobre vento profundo e composição são necessárias para Saturno, no entanto, o que requer uma sonda atmosférica.

Compreender como as mudanças sazonais são causadas pelos gigantes de gelo em oposição aos gigantes gasosos é necessário para uma compreensão mais completa do tempo e dos processos climáticos. Sem missões de voo para Urano ou Netuno desde 1989, o progresso na compreensão desses processos tem sido desafiador e é exacerbado pelas exigências de observação extremas apresentadas por esses corpos frios distantes: alta resolução espacial, rastreamento de alvos móveis e (particularmente nos ricos em moléculas regime infravermelho) alta sensibilidade.

Durante os mais de 20 anos desde o último sobrevôo de um gigante de gelo, construímos bancos de dados com linhas de tempo longas o suficiente para começar a estudar as mudanças sazonais nos planetas gigantes (os anos em Saturno, Urano e Netuno são aproximadamente 29, 84, e 165 anos terrestres, respectivamente). Tanto a resolução espacial quanto a sensibilidade requerem o uso dos melhores (e, portanto, os mais difíceis de adquirir) recursos telescópicos: Hubble e Keck. Nenhuma outra instalação & mdash por exemplo, VLT e Gemini & mdash têm a capacidade de produzir imagens comparáveis ​​de alta resolução visível e infravermelho próximo a esses objetos com sua capacidade óptica adaptativa de estrela guia de laser atual. Além disso, a vida útil do Hubble & rsquos agora é limitada. Usando Hubble e Keck (complementado por Gemini, VLT e Subaru no infravermelho médio, o Very Large Array [VLA] em comprimentos de onda de rádio e observações de baixa resolução do Observatório Lowell, NASA IRTF e outras instalações), mudanças sazonais estão começando a surgir em Urano e Netuno, 129, 130, 131 e estamos começando a obter uma visão sobre a vida e o comportamento de características atmosféricas de grande e média escala. 132, 133, 134 No entanto, algumas das propriedades físicas mais básicas desses planetas gigantes de gelo permanecem desconhecidas, e as missões planetárias são o único meio de descobrir essas propriedades.

Uma questão importante entre muitas relacionadas à mudança sazonal em planetas gigantes é esta:

& bull Como as variações na insolação e na temperatura (ou seja, equilíbrio térmico) geram mudanças na dinâmica e na composição?

Orientações futuras para investigações e medições

É desejado um esforço sistemático que forneça várias sondas de entrada a todos os quatro planetas para determinar a composição e a estrutura da nuvem e os ventos em função da profundidade e localização no planeta. Uma espaçonave em órbita capaz forneceria essas sondas e também forneceria sensoriamento remoto do deck de nuvens em infravermelho e luz visível, bem como medições gravitacionais detalhadas para restringir a estrutura interna. No entanto, o custo de tal abordagem é proibitivo. 135, 136

Mais realisticamente, os próximos passos lógicos para um progresso significativo nos estudos de planetas gigantes são uma sonda de entrada atmosférica de Saturno e uma missão orbital com uma sonda de entrada para Urano ou Netuno. Para Júpiter, é improvável que uma segunda sonda rasa refine ainda mais nossa compreensão, e a missão Juno (restringindo a água e possivelmente detectando perturbações convectivas profundas no campo gravitacional) continuará a retornar novos dados de Júpiter. 137, 138, 139, 140, 141

Ao mesmo tempo, o apoio à pesquisa e análise permitirá a interpretação dos resultados do Cassini Saturn e possibilitará estudos contínuos do tempo e do clima nos gigantes de gelo. Estudos mais precisos de equilíbrio de calor infravermelho e visual de todos esses planetas restringiriam melhor suas histórias térmicas. Parte desse trabalho, mas não todo, pode ser feito com instalações baseadas na Terra.

Avalie as interações do vento solar e do campo magnético com os planetas

Para comparação com a Terra, os planetas gigantes são os únicos exemplos do sistema solar de planetas com fortes campos magnéticos interagindo com o vento solar. As dimensões da maioria das magnetosferas planetárias são definidas por uma competição entre a pressão do vento solar e a densidade de energia no próprio campo magnético do planeta. Muitos dos fenômenos observados nas regiões externas de uma magnetosfera são controlados em parte por interações com o vento solar. Esses fenômenos incluem as espetaculares exibições aurorais vistas perto dos pólos magnéticos da Terra, Júpiter e Saturno, que são alimentados pelo plasma magnetosférico. No caso da Terra, a maior parte do plasma magnetosférico é na verdade derivado do vento solar aprisionado, mas em Júpiter e Saturno as principais fontes parecem ser Io e os anéis ou os satélites gelados (especialmente Enceladus).

Na Terra, essas interações têm consequências importantes para a civilização humana. Fortes correntes podem fluir através da ionosfera em resposta às tempestades induzidas pelo vento solar na magnetosfera, resultando em interrupções nas redes de distribuição de energia no solo e nas comunicações por satélite no espaço (incluindo telefones celulares

e o Sistema de Posicionamento Global). Essas tempestades geralmente ocorrem quando frentes de choque no vento solar chegam à Terra, muitas vezes geradas por ejeções de massa coronal, e a previsão detalhada desses eventos é o assunto do Centro para Modelagem de Clima Espacial Integrado financiado pela NSF. Compreender as interações em todos os planetas ajuda a compreender os processos físicos na Terra. Além disso, os objetos do sistema solar fornecem nossa única oportunidade de fazer medições in situ de processos de plasma. Tais processos são importantes em todas as áreas da astrofísica. 142 observações de plasma do sistema solar, portanto, desempenham um papel na formação de nossas idéias sobre hospedeiros de outros sistemas cósmicos.

Além das magnetosferas globais, intemperismo espacial é a coleção de processos físicos que corroem e modificam quimicamente as superfícies expostas diretamente ao ambiente espacial, seja o vento solar ou uma magnetosfera planetária. Compreender os efeitos do intemperismo no espaço é fundamental para a interpretação correta das observações de superfície de sensoriamento remoto e estudos in situ. A exposição ao intemperismo espacial resulta em uma fina pátina de material que cobre e às vezes obscurece os materiais de superfície endogênicos que costumam ser o principal interesse das observações de sensoriamento remoto. A meteorização espacial também abrange processos de remoção de superfície, como pulverização por partículas energéticas, erosão de micrometeoróides e dessorção estimulada por fótons. Um processo menos conhecido (mas potencialmente importante) é a dessorção por elétrons. Esses processos podem ser mais importantes para anéis planetários do que para satélites gelados, onde podem resultar em tempos de vida relativamente curtos para anéis empoeirados como os de Júpiter e Urano. Os produtos químicos da meteorização espacial também podem afetar os processos de subsuperfície em pequenos satélites. Finalmente, a irradiação pode afetar o ambiente eletrostático e magnético de corpos sem ar por meio do acúmulo de carga estática. O efeito do acúmulo de poeira carregada nos painéis solares do Mars rover é bem conhecido, não se sabe se tais efeitos são importantes ou não nas superfícies de pequenos satélites gelados ou em sistemas de anéis.

Algumas questões importantes sobre as interações do vento solar e do campo magnético com os planetas incluem o seguinte:

& bull Como as magnetosferas interagem com o vento solar?

& bull Como o material da superfície é modificado exogenicamente (por exemplo, por processos como interações e impactos magnetosféricos) versus ser puro ou relativamente inalterado?

Orientações futuras para investigações e medições

Para todas as magnetosferas planetárias, da Terra ao sistema solar externo, medições in situ de campos magnéticos locais e ambientes de plasma devem ser combinadas com observações remotas da magnetosfera global. As medições locais devem incluir campos e partículas para determinar claramente a densidade local, as correntes e os fluxos em grande escala. As medições globais podem ser uma combinação de imagens aurorais e espectroscopia (ultravioleta orbital da Terra e / ou medições infravermelhas baseadas no solo), observações de emissões de rádio não térmicas e medições de átomos neutros energéticos. As medições in situ requerem missões aos planetas. Observações remotas podem ser fornecidas da Terra ou de outros pontos de observação & mdash por exemplo, uma espaçonave a caminho de Netuno ou Urano poderia observar Júpiter e Saturno. Em todos os casos, entretanto, cobertura de tempo suficiente é essencial para um contexto completo.

Os processos de meteorização espacial são interdisciplinares e & ldquouniversais & rdquo por natureza, exigindo fundamentação em laboratório e estudos teóricos, bem como instalações de simulação.

Conexões com outras partes do sistema solar

Estudos planetários comparativos oferecem grande potencial para melhorar nossa compreensão dos sistemas planetários em geral. O conhecimento adquirido sobre qualquer um dos planetas terrestres nos ajuda a compreender a origem e a evolução dos planetas semelhantes à Terra em geral. Na mesma linha, as missões aos planetas gigantes nos ajudarão a entender as propriedades físicas básicas dos planetas gigantes de gás e gelo como uma classe. Em termos de origem e evolução do planeta gigante

sistemas, aprender sobre os planetas, seus satélites e até mesmo outras regiões do sistema solar exterior (objetos do cinturão de Kuiper, cometas e assim por diante) nos ajudam a entender como as condições começaram e evoluíram ao longo da vida do sistema solar. Vários aspectos da ciência de planetas gigantes têm conexões com planetas terrestres, incluindo, mas não se limitando a vórtices polares, oscilações estratosféricas, efeitos de migração planetária e distribuição de voláteis e a física de grandes explosões de ar.

Conexões com Heliofísica

Os planetas gigantes são os únicos exemplos do sistema solar, além da Terra, de planetas com fortes campos magnéticos internos interagindo com o vento solar. Muitos dos fenômenos observados nas regiões externas de uma magnetosfera & mdashincluindo as exibições aurorais vistas perto dos pólos magnéticos da Terra, Júpiter e Saturno & mdashare controlados em parte por interações com o vento solar. No caso da Terra, a maior parte do plasma magnetosférico é realmente derivado do vento solar aprisionado, mas em Júpiter e Saturno as principais fontes parecem ser, respectivamente, Io e os anéis ou os satélites gelados (especialmente Enceladus). Na Terra, essas interações têm consequências importantes para a civilização humana (por exemplo, interrupção nas redes de distribuição de energia e comunicações por satélite). Compreender as interações do vento solar em todos os planetas ajuda a compreender os processos físicos na Terra.

Conexões com planetas extra-solares

Os campos em rápida expansão de exoplanetas e discos protoplanetários & mdashfueled por dados de observatórios espaciais, bem como instalações baseadas em terra & mdashbring uma riqueza de novas idéias sobre os processos que constroem e moldam sistemas planetários. A maioria dos exoplanetas descobertos até agora são planetas gigantes, embora o campo esteja evoluindo rapidamente à medida que o Kepler, o CoRoT e outras missões estudam centenas de objetos candidatos. 143 Os estudos atuais das atmosferas e magnetosferas dos planetas gigantes são cada vez mais realizados com um olhar voltado para a aplicação em planetas gigantes extrasolares. É extremamente importante entender a física básica dos planetas gigantes do sistema solar se quisermos entender os mais de 500 exoplanetas que foram descobertos em torno de estrelas próximas, para os quais há uma pequena fração dos dados que temos sobre o gigantes locais Júpiter, Saturno, Urano e Netuno (Figura 7.9). 144, 145

Atmosferas de planetas gigantes exibem super e subrotação em relação aos seus núcleos, mas os mecanismos de direção não são totalmente compreendidos. Se não pudermos entender a origem e a física da dinâmica atmosférica nas atmosferas e nuvens gigantes locais, nossas previsões para a circulação diurna a noturna em um gigante extra-solar que está bloqueado em fase de sua estrela serão de robustez limitada. Compreender o equilíbrio térmico e os efeitos das marés é fundamental para compreender a evolução das atmosferas e órbitas de planetas gigantes extrasolares.

Notavelmente, os perfis térmicos de muitos exoplanetas foram medidos e as estratosferas quentes foram encontradas em toda parte. Se não entendermos as fontes de energia das estratosferas quentes e das atmosferas superiores coronais dos planetas gigantes locais (e não entendemos), não seremos capazes de prever as condições na atmosfera superior de um planeta joviano a uma distância orbital menor do que a de Mercúrio de sua estrela. Isso é fundamental para a compreensão da rápida fuga para o espaço das atmosferas de gigantes extrasolares que se aproximam muito de suas estrelas hospedeiras. Essa fuga pode definir um limite para a distância mínima de um gigante com uma determinada massa (e, portanto, gravidade) de sua estrela hospedeira .

Todos os gigantes locais exibem fortes campos magnéticos da ação do dínamo em seus interiores fluidos; os campos magnéticos de Urano e Netuno são deslocados e inclinados de maneiras que não foram explicadas, e a origem física e a variabilidade de seus dínamos não são bem compreendidas. Se não compreendermos os princípios básicos dos campos magnéticos dos gigantes locais e dos ambientes de plasma, não podemos prever a força e a orientação dos campos magnéticos dos gigantes extrasolares, que podem ser bloqueados por fase com suas estrelas hospedeiras, nem podemos saber como eles irá interagir com os fortes ventos estelares esperados. Essa interação é crítica para o acoplamento da estrela e do planeta e pode potencialmente dominar a perda de massa do planeta, bem como a dinâmica de rotação da interação planeta-estrela.

FIGURA 7.9 Os planetas agora preenchem um continuum de tamanhos e distâncias de suas estrelas hospedeiras. Neste diagrama de raio de massa (MR), sete planetas do sistema solar (círculos pretos com letras M = Marte) são comparados com exoplanetas em trânsito: exoplanetas gigantes de gás (círculos vermelhos) exoplanetas gigantes de gelo (círculos azuis) e super-Terras (círculos verdes). As três linhas inferiores são relações MR teóricas para super-Terras sem um envelope de hidrogênio-hélio, mas com três diferentes composições sólidas (dominado por água, silicato e ferro). As linhas indicadas & ldquoH / He & rdquo no aglomerado de gigantes marcam o raio esperado para planetas gigantes sem núcleo com uma idade presumida de 4,5 bilhões de anos na distância indicada de suas estrelas. Muitos objetos, denominados gigantes inflados, estão muito mais altos do que essas linhas, indicando que ainda não entendemos a evolução dos planetas gigantes sob severa insolação estelar.O sistema solar e os gigantes gasosos Júpiter e Saturno foram estudados com alguns detalhes; seus gigantes de gelo Urano e Netuno são menos compreendidos. FONTE: Cortesia de Jonathan Fortney.

O progresso nos estudos dos planetas gigantes deve ser feito em várias frentes, a fim de compreender os numerosos processos entrelaçados que operam dentro desses sistemas dinâmicos e complexos. Os exemplos específicos discutidos neste capítulo são representativos de apenas um subconjunto de esforços de pesquisa e análise focados em planetas gigantes. Uma única missão espacial dura pouco tempo em comparação com os longos períodos orbitais dos planetas exteriores, e estudar os processos com escalas de tempo mais longas requer programas de pesquisa com visão de longo prazo. Programas robustos de R & ampA, juntamente com observações terrestres de planetas gigantes e seus anéis e luas, fornecem a base que une missões separadas por décadas. 146

Desenvolvimento de Tecnologia

Os desafios comuns a todas as missões de planetas gigantes & mdashlarge distâncias, longos tempos de vôo e estritas limitações de massa, potência e taxa de dados & mdashm significa que todas as missões podem se beneficiar de avanços técnicos em uma série de áreas amplas. A amplitude de tecnologia necessária para a exploração de planetas gigantes exige uma estratégia de desenvolvimento de tecnologia agressiva e focada. As tecnologias específicas necessárias para permitir futuras missões aos planetas gigantes incluem fontes de energia, sistemas de proteção térmica para sondas atmosféricas, aerocaptura e / ou propulsão elétrica nuclear e recursos robustos de comunicação no espaço profundo. 147, 148

Eletrônicos de baixa massa e baixa potência, bem como instrumentos de alta resolução e alta sensibilidade, são necessários em muitas aplicações, incluindo instrumentação terrestre. O apoio direcionado a programas de instrumentos que contribuam para essas áreas de desenvolvimento será particularmente benéfico.

Alguns dos avanços mais importantes na pesquisa de planetas exteriores vieram do acesso a instalações como o Gemini e o Observatório Nacional de Astronomia Óptica (NOAO), bem como ao acesso aos telescópios Keck, por meio do NSF Telescope System Instrumentation Program (TSIP). O TSIP fornece financiamento para desenvolver novos instrumentos para aumentar a capacidade científica de telescópios operados por observatórios privados (não financiados pelo governo federal), em troca de acesso público a essas instalações. Por exemplo, muito do trabalho observacional da travessia do plano do anel de Urano foi apoiado em Keck durante o período NOAO / TSIP.

Telescópios baseados na Terra e no Espaço

O Telescópio Espacial Hubble tem sido crucial para a pesquisa de planetas gigantes, especialmente para imagens de alta resolução dos gigantes de gelo. O estudo da atividade auroral nos gigantes gasosos foi realizado quase completamente com a capacidade ultravioleta do Hubble e rsquos. Não há alternativa ultravioleta-óptica de alta resolução do solo e, portanto, as observações do Hubble permanecem uma alta prioridade para a pesquisa de planetas gigantes durante a vida restante da missão e rsquos. 149, 150

O Telescópio Espacial James Webb (JWST) é um telescópio otimizado para infravermelho a ser colocado no segundo ponto Lagrangiano Sol-Terra. Requisitos de rastreamento não-sideral (alvo móvel) foram identificados e estão sendo implementados. O grupo de trabalho científico JWST & rsquos está avaliando a viabilidade de observar Júpiter e Saturno, o que pode exigir a restrição dos comprimentos de onda ou o uso de subarranjos de observações de Urano e Netuno, assim como as observações de seus satélites e sistemas de anéis. 151

O Infrared Telescope Facility da NASA de 3 metros é uma instalação importante na pesquisa de planetas gigantes: fornece observações de apoio para missões de espaçonaves e produz dados científicos originais para pesquisas em uma variedade de áreas de planetas gigantes, do infravermelho próximo ao infravermelho térmico. O IRTF patrocina um programa de equipamentos para visitantes que fornece recursos exclusivos e cobertura de comprimento de onda fora do escopo dos instrumentos da instalação, bem como treinamento para novos alunos em instrumentação. 152

Telescópios da classe maior que 8 metros são cruciais para observações de planetas gigantes. As observações de grande abertura acopladas a sistemas AO fornecem o único meio de se obter a resolução espacial necessária para a evolução detalhada das características atmosféricas, por exemplo. Em particular, o sistema Keck 2 & rsquos AO foi otimizado para as fontes planetárias estendidas Urano e Netuno, bem como Io, Titã e Plutão. A estrela guia de laser AO pode algum dia permitir que outros telescópios rivalizem com a qualidade de imagem de Keck & rsquos. Uma vez que esta não é uma opção viável até o momento, no entanto, o tempo da NASA em Keck é crítico para o planejamento adequado de futuras missões espaciais para esses alvos. O LSST, com seu campo amplo e capacidades sinóticas, pode fornecer restrições de observação em objetos nas proximidades dos gigantes, particularmente para objetos que podem estar nas trajetórias de impacto de Júpiter.

Com aberturas de 30 metros e maiores, os futuros telescópios extremamente grandes (ELTs) desempenharão um papel significativo na pesquisa de planetas exteriores. Uma vantagem chave dos ELTs é a resolução espacial no infravermelho médio e comprimentos de onda mais longos, que é comandada pelo limite de difração, mesmo telescópios de 8 a 10 metros têm dificuldade com os pequenos tamanhos angulares de Urano e Netuno. Observações usando um telescópio de 30 metros podem resolver a emissão térmica de Netuno com resolução comparável à obtida pelo IRTF de 3 metros para Saturno.

Na outra extremidade do espectro do tamanho de uma instalação, pequenos telescópios amadores desempenham um papel cada vez mais importante no estabelecimento de bases para os profissionais. Os impactos de Júpiter em 2009 e 2010 foram descobertos por amadores e, poucas horas depois de cada evento, telescópios ao redor do mundo foram mobilizados para fazer o acompanhamento. Da mesma forma, o monitoramento de Urano e Netuno quanto à atividade anômala de nuvens está solidamente dentro do alcance dos amadores. A NSF poderia desempenhar um papel no apoio aos amadores com um investimento modesto, por exemplo, em equipamentos ou conjuntos de filtros, o que aumentaria a sinergia atual com a comunidade profissional do planeta exterior. 153

O Observatório Estratosférico para Astronomia Infravermelha (SOFIA), uma instalação operada em conjunto pela NASA e o Centro Aeroespacial Alemão (DLR), é um telescópio de 2,5 metros voando a 40.000 pés de altitude. SOFIA fornecerá importantes observações infravermelhas dos planetas externos, observando todos os quatro planetas gigantes em todo o seu espectro bolométrico. A cobertura e resolução espectral de SOFIA e rsquos podem descobrir e mapear muitas moléculas-chave espacialmente e (por meio da modelagem de perfis de linha) verticalmente (Figuras 7.10 e 7.11).

Um trabalho planetário significativo pode ser feito a partir de missões baseadas em balões voando a mais de 45.000 pés. Esta altitude fornece acesso à radiação eletromagnética que de outra forma seria absorvida pela atmosfera terrestre e permite imagens de alta resolução espacial não afetadas pela turbulência atmosférica. Essas instalações oferecem uma combinação de custo, flexibilidade, tolerância ao risco e suporte para soluções inovadoras que são ideais para a busca de certas oportunidades científicas, o desenvolvimento de nova instrumentação e suporte de infraestrutura. Dada a raridade das missões em planetas gigantes, esses tipos de plataformas de observação (telescópios de alta altitude em balões e foguetes de sondagem) podem ser usados ​​para preencher uma lacuna de dados importante. 154, 155, 156

O Very Long Baseline Array (VLBA) é capaz de determinar as posições das espaçonaves com alta precisão (o que permite o refinamento das efemérides planetárias). O VLBA também ajudou a rastrear a liberação e a descida da sonda (a espaçonave Cassini & rsquos Huygens é um exemplo).

Nas regiões de microondas e comprimentos de onda submilimétricos, duas instalações terrestres são de grande importância para planetas gigantes: o Atacama Large Millimeter Array (ALMA) e o VLA Expandido. O projeto de expansão do VLA será concluído nesta década e, ao ser concluído, produzirá imagens de alta fidelidade e banda larga dos planetas em todo o espectro de microondas. Com um conjunto completo de receptores das bandas X e Ka, o VLA também fornece um local de downlink de backup para a Deep Space Network (a Cassini foi recentemente rastreada com sucesso com o VLA na banda Ka). Estudos de missão realizados para esta pesquisa decadal mostraram, por exemplo, que o melhor local de downlink para uma missão gigante de gelo seria o Goldstone Deep Space Communication Complex, uma vez que o VLA está na mesma pegada que Goldstone, poderia fornecer um backup crítico. A matriz submilimétrica, ALMA, também estará online durante a próxima década, e fornecerá imagens sem precedentes dos planetas gigantes na região de comprimento de onda relativamente inexplorada de 0,3 a 3,6 milímetros (84 GHz a 950 GHz). O ALMA será uma ferramenta importante para sondar a atmosfera de planetas gigantes em altitude e latitude. Para os gigantes de gelo, o ALMA irá sondar a estratosfera até a troposfera e terá amostragem espacial suficiente para obter muitos elementos de resolução em cada hemisfério.


  • 1781: William Herschel, um astrônomo britânico estava procurando estrelas e descobriu Urano. É considerado o primeiro planeta descoberto nos tempos modernos.
  • 1787-1851: Há uma descoberta de 4 luas ao redor de Urano e elas recebem os nomes: Titânia, Oberon, Ariel e Umbriel.
  • 1948: A lua Miranda é descoberta em torno de Urano.
  • 1977: Cientistas do Observatório Aerotransportado Kuiper e do Observatório de Perth, na Austrália, estavam observando o caminho de uma estrela distante quando Urano passava na frente dela e descobriram que Urano tinha anéis.
  • 1986: A Voyager 2 da NASA fez a única visita até agora a Urano. Quando a nave chegou a 50.600 mi / 81.500 km do topo das nuvens, ela descobriu 10 novas luas, 2 novos anéis e que Urano tinha um campo magnético mais forte do que Saturno.
  • 2005: Usando imagens obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble de Urano, a NASA foi capaz de lançar a nova descoberta de um novo par de anéis e 2 novas luas (chamadas Cupido e Mab).
  • 2006: Resultados do estudo do Telescópio Espacial Hubble e do Observatório Keck, os cientistas foram capazes de mostrar que o anel externo de Urano é azul e o anel interno tem uma cor avermelhada.
  • 2011: A nave espacial New Horizons passa por Urano em direção a Plutão. A New Horizons é a primeira espaçonave a ir além da órbita de Urano desde a Voyager 2. Infelizmente, Urano não estava perto do ponto de travessia.
  • Urano tem as temperaturas mais frias de todos os planetas, chegando a -224 graus C.
  • Urano tem um eixo inclinado e acredita-se que uma colisão com outro grande objeto celeste foi a causa disso.
  • A cor de Urano é azul devido ao fato de ter uma atmosfera composta de água, amônia e metano.
  • Urano pode ser um dos “gigantes gasosos”, mas também é o mais leve em massa.
  • No ano em que Urano foi descoberto, eles também descobriram um novo elemento e o chamaram de Urânio em homenagem ao planeta.
  • As luas de Urano têm o nome de personagens criados por William Shakespeare e Alexandre Pope.
  • Todas as luas ao redor de Urano têm superfícies escuras e estão congeladas.
  • A lua Miranda, ao redor de Urano, tem terraços, desfiladeiros de gelo e muitas áreas de aparência estranha em sua superfície.
  • Parte da atmosfera de Urano contém gelo.
  • Urano tem um total de 27 luas.
  • Urano é tão brilhante que às vezes pode ser visto pelo olho humano, sem a ajuda de um telescópio.

Como Marte é o único planeta além da Terra que pode ser capaz de abrigar vida, Marte e suas luas são muito populares na cultura da Terra.

Jonathan Swift escreveu sobre as duas luas de Marte em seu livro chamado Gulliver & # 8217s Travels mais de um século antes de serem descobertos. Ele também previu quase com precisão o período orbital do satélite interno de Marte que é Fobos.

Muitos desses filmes, programas de TV, livros e videogames apresentam Marte e as luas de Marte como um tema de fascínio para pessoas de todas as idades.


Uranus Pathfinder: explorando as origens e a evolução dos planetas gigantes do gelo

Os “gigantes de gelo” Urano e Netuno são uma classe diferente de planeta em comparação com Júpiter e Saturno. Estudar esses objetos é importante para aprofundar nossa compreensão da formação e evolução dos planetas e desvendar os processos físicos e químicos fundamentais no Sistema Solar. A importância de preencher essas lacunas em nosso conhecimento do Sistema Solar é particularmente aguda quando tentamos aplicar nossa compreensão aos numerosos sistemas planetários que foram descobertos em torno de outras estrelas. A missão Uranus Pathfinder (UP) representa, portanto, os aspectos essenciais dos objetivos da comunidade planetária europeia, conforme expresso na Cosmic Vision da ESA 2015–2025. UP foi proposto para a chamada M3 da Agência Espacial Europeia para missões de classe média em 2010 e proposto para ser o primeiro orbitador de um planeta gigante de gelo. Como o Gigante de Gelo mais acessível dentro do envelope da missão classe M, Urano foi identificado como o alvo da missão. Embora não tenha sido selecionado para esta chamada, o conceito de missão UP fornece uma estrutura de base para a exploração de Urano com as plataformas de baixo custo existentes e destaca a necessidade de desenvolver fontes de energia adequadas para o Sistema Solar exterior. O caso científico da UP é baseado na exploração das origens, evolução e processos em funcionamento nos sistemas planetários do Gigante de Gelo. Três grandes temas foram identificados: (1) Urano como um gigante de gelo, (2) Um sistema planetário gigante de gelo e (3) Uma magnetosfera assimétrica. Devido à longa transferência interplanetária da Terra para Urano, um tema científico significativo da fase de cruzeiro também foi desenvolvido. O conceito de missão UP exige o uso de uma plataforma do tipo Mars Express / Rosetta para lançar em um Soyuz – Fregat em 2021 e entrar em uma órbita polar excêntrica ao redor de Urano no período de 2036–2037. A carga útil científica tem uma forte herança na Europa e além e não requer nenhum desenvolvimento tecnológico significativo.

Esta é uma prévia do conteúdo da assinatura, acesso através de sua instituição.


Assista o vídeo: ORIGEM DA VIDA. QUER QUE DESENHE. MAPA MENTAL. DESCOMPLICA (Outubro 2021).