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Atmosfera de Tritão

A atmosfera de Tritão é a camada de gases que rodeia a lua de Netuno, Tritão. A pressão de superfície é de apenas 14 microbars (1,4 Pa ou 0,0105 mmHg ), ou 0.0014% da pressão à superfície da Terra. A atmosfera deste satélite é composta de nitrogênio, semelhantes às atmosferas de Titã e da Terra.[1] A atmosfera estende-se 800 quilômetros acima de sua superfície[2] e observações recentes mostraram um aumento de temperatura.[3]

Composição da atmosfera de Tritão
Gás Pressão parcial em 1989, μbar Pressão parcial em 2010, μbar
N2 [4] 14±1 19+1.8
−1.5 ou 39±4 [5]
CH4 [6] 0.98±0.37
CO ?

Composição editar

O nitrogênio é o principal gás na atmosfera de Tritão.[7] Os dois outros componentes conhecidos são o metano e o monóxido de carbono, que são gases mais raros que o nitrogênio. O monóxido de carbono, que foi descoberto apenas em 2010 pelas observações terrestres, é um pouco mais abundante que o metano. A abundância de metano em relação ao nitrogênio aumentou quatro a cinco vezes desde 1986, devido ao aquecimento sazonal observado em Tritão, que passou pelo solstício do hemisfério sul em 2001.[6]

Outros componentes possíveis da atmosfera de Triton incluem argônio e néon. Entretanto, como não foram detectados no espectro ultravioleta, obtido pela Voyager 2 em 1989, é pouco provável que suas concentrações excedam poucos pontos percentuais.[8] Além dos gases mencionados acima, a atmosfera superior contém quantidades significativas de hidrogênio molecular e atômico, que é produzido pela fotólise do metano. Esse hidrogênio escapa rapidamente para o espaço, servindo como fonte de plasma na magnetosfera de Netuno.

Outros planetas do Sistema Solar, planetas anões e luas com atmosferas de composição semelhante incluem Terra, Titã, Plutão e, possivelmente, Eris.[1]

Estrutura editar

A atmosfera de Triton é bem estruturada e global.[9] A atmosfera se estende até 800 quilômetros acima da superfície, onde está localizada a exobase, e mensurações em 1989 calcularam uma pressão superficial de cerca de 14 microbares. Isso representa apenas 1/70.000 da pressão da superfície da Terra.[2] A temperatura da superfície era de pelo menos 35,6 K (−237,6  °C) porque o nitrogênio sólido de Tritão está no estado cristalino hexagonal mais quente e a transição de fase entre o gelo de nitrogênio cúbico e hexagonal ocorre nessa temperatura.[10] Um limite superior na casa dos 40 K pode ser definido a partir do equilíbrio da pressão de vapor com o gás nitrogênio na atmosfera de Tritão.[11] Considerando o ano de medição como 1989, a temperatura mais provável foi 38±1 K. Nos anos 90, provavelmente aumentou cerca de 1K, devido ao aquecimento global em geral quando Tritão se aproxima do verão do hemisfério sul.[6]

A convecção perto da superfície de Tritão, aquecida pelo Sol, cria uma troposfera (uma "região climática") subindo a uma altitude de cerca de 8 km. Nela a temperatura diminui com a altura atingindo um mínimo de cerca de 36 K na tropopausa. Tritão não tem uma estratosfera, definida como uma camada em que o aquecimento da troposfera e da termosfera é equilibrado pelo resfriamento radiativo.[12] As regiões mais altas incluem a termosfera (8-850 km) e exosfera (acima de 850 km).[13] Na termosfera, a temperatura aumenta, atingindo um valor constante de cerca de 95 K acima de 300 km.[8] A atmosfera superior vaza continuamente no espaço devido à fraca gravidade de Tritão. A taxa de perda é de cerca de 1 ×1025 moléculas de nitrogênio por segundo, o que equivale a cerca de 0,3 kg/s.

Clima editar

 
Uma nuvem sobre Tritão, capturada pela Voyager 2

As partículas de gelo de nitrogênio formam nuvens na troposfera a poucos quilômetros acima da superfície de Tritão.[2] Acima deles, uma névoa está presente, estendendo-se até 30 km da superfície.[14] Acredita-se que essa névoa seja composta principalmente de hidrocarbonetos e nitrilos criados pela ação da luz ultravioleta do Sol e estelar no metano.[12]

Em 1989, a Voyager 2 descobriu que perto da superfície existem ventos soprando para leste ou nordeste com uma velocidade de cerca de 5 a 15 m/s. Sua direção foi determinada por observações de faixas escuras localizadas sobre a calota do polo sul, que geralmente se estendem de sudoeste ao nordeste. Especula-se que esses ventos estejam relacionados à sublimação do gelo de nitrogênio da calota sul, pois houve verão no hemisfério sul em 1989. O nitrogênio gasoso se move para o norte e é desviado pela força de Coriolis para o leste, formando um anticiclone próximo à superfície. Os ventos troposféricos são capazes de mover material com mais de um micrômetro de tamanho, formando as estrias.[9]

Oito quilômetros de altura na atmosfera perto da tropopausa, os ventos mudam de direção.[7] Neste ponto, eles fluem para o oeste e são impulsionados por diferenças de temperatura entre os pólos e o equador.[9] Esses ventos fortes podem distorcer a atmosfera de Tritão, tornando-o assimétrico. Uma assimetria foi observada durante a ocultação de estrelas por Tritão, na década de 1990.[15]

A atmosfera é densa o suficiente para permitir a formação de dunas.[16]

Observações e exploração editar

Antes da Voyager 2 editar

Antes da chegada da Voyager 2, especulava-se que Tritão conteria uma atmosfera de nitrogênio e metano com uma densidade de até 30% da Terra. Isso provou ser uma grande superestimação, semelhante às previsões da densidade atmosférica de Marte, mas, como em Marte, é postulada uma atmosfera inicial mais densa.[17]

Voyager 2 editar

A Voyager 2 passou por Tritão cinco horas após a aproximação mais próxima de Netuno em meados de agosto de 1989.[18] Durante o sobrevôo, a Voyager 2 fez medições da atmosfera,[19] encontrando metano e nitrogênio na atmosfera.[7]

Observações posteriores editar

Na década de 1990, foram feitas observações da Terra sobre a ocultação de estrelas através do fenômeno óptico de escurecimento de bordo. Essas observações indicaram a presença de uma atmosfera mais densa do que foi inferido a partir dos dados da Voyager 2.[20] Pensa-se que a pressão superficial no final dos anos 90 tenha aumentado para pelo menos 19 μbar[4] ou, possivelmente, até 40 μbar.[5] Outras observações mostraram um aumento de temperatura de 5% entre 1989 e 1998.[3] Um dos cientistas envolvidos na investigação de Triton, James L. Elliot, disse:

"Pelo menos desde 1989, Tritão está passando por um período de aquecimento global. Em porcentagem, é um aumento muito grande ".

Essas observações indicam que Tritão está tendo uma estação quente de verão no hemisfério sul, que só acontece uma vez a cada centenas de anos, perto dos solstícios.[6] As teorias para esse aquecimento incluem a sublimação da geada na superfície de Triton e uma diminuição no albedo de gelo, o que permitiria que mais calor fosse absorvido.[21] Outra teoria argumenta que as mudanças de temperatura são resultado da deposição de material vermelho escuro de processos geológicos na lua. Como o albedo Tritão está entre os mais altos doSistema Solar, a lua é sensível a pequenas variações no albedo espectral.[22]

Relógio Triton editar

O programa Triton Watch usa astrônomos para monitorar mudanças na atmosfera. Foi criado a partir de fundos da NASA.[23][24]

Ver também editar

Referências

  1. ↑ a b «Neptune: Moons: Triton». Solar System Exploration 
  2. ↑ a b c «Triton». Voyager 
  3. ↑ a b «MIT researcher finds evidence of global warming on Neptune's largest moon». Massachusetts Institute of Technology 
  4. ↑ a b Elliot; et al. «The Thermal Structure of Triton's Middle Atmosphere» (PDF). Icarus. 143: 425–428. Bibcode:2000Icar..143..425E. doi:10.1006/icar.1999.6312 
  5. ↑ a b Elliot; et al. «Global warming on Triton» (PDF). Nature. 393: 765–767. Bibcode:1998Natur.393..765E. doi:10.1038/31651 
  6. ↑ a b c d Lellouch; et al. «Detection of CO in Triton's atmosphere and the nature of surface-atmosphere interactions». Astronomy and Astrophysics. 512: L8. Bibcode:2010A&A...512L...8L. arXiv:1003.2866 . doi:10.1051/0004-6361/201014339 
  7. ↑ a b c Miller, Ron; William K. Hartmann (maio de 2005). The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System. Workman Publishing 3rd ed. Thailand: [s.n.] pp. 172–173. ISBN 0-7611-3547-2 
  8. ↑ a b Broadfoot; et al. «Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton» (PDF). Science. 246: 1459–1466. Bibcode:1989Sci...246.1459B. PMID 17756000. doi:10.1126/science.246.4936.1459 
  9. ↑ a b c Ingersoll. «Dynamics of Triton's atmosphere». Nature. 344: 315–317. Bibcode:1990Natur.344..315I. doi:10.1038/344315a0 
  10. ↑ «The Phase Composition of Triton's Polar Caps». Science. 261: 748–751. Bibcode:1993Sci...261..748D. ISSN 0036-8075. PMID 17757213. doi:10.1126/science.261.5122.748 
  11. ↑ «Spectroscopic Determination of the Phase Composition and Temperature of Nitrogen Ice on Triton». Science. 261: 751–754. Bibcode:1993Sci...261..751T. ISSN 0036-8075. PMID 17757214. doi:10.1126/science.261.5122.751 
  12. ↑ a b McKinnon, William B.; Randolph L. Kirk (2007) [2007]. «Triton». Encyclopedia of the Solar System. Academic Press 2nd. ed. [S.l.: s.n.] pp. 483–502. ISBN 978-0-12-088589-3 
  13. ↑ «A model of Triton's atmosphere and ionosphere». Advances in Space Research. 12: 113–121. Bibcode:1992AdSpR..12..113L. doi:10.1016/0273-1177(92)90427-Y 
  14. ↑ «Triton». nineplanets.org 
  15. ↑ Elliot; et al. «Triton's Distorted Atmosphere». Science. 278: 436–439. Bibcode:1997Sci...278..436E. PMID 9334297. doi:10.1126/science.278.5337.436 
  16. ↑ Wondrous dunes on Pluto are made of grains of frozen methane
  17. ↑ «A massive early atmosphere on Triton». Icarus. 100: 221–234. Bibcode:1992Icar..100..221L. doi:10.1016/0019-1035(92)90031-2 
  18. ↑ «Profile of Neptune's Main Moon: Small, Bright, Cold, and It's Pink». The New York Times 
  19. ↑ «Triton: Background and Science». Planetary Science Directorate, Boulder Office 
  20. ↑ Weaver, D. «Hubble Space Telescope Helps Find Evidence that Neptune's Largest Moon Is Warming Up». Hubblesite 
  21. ↑ «Global Warming Detected on Triton». Scienceagogo.com 
  22. ↑ Buratti. «Does global warming make Triton blush?» (PDF). Nature. 397: 219–20. Bibcode:1999Natur.397..219B. PMID 9930696. doi:10.1038/16615 
  23. ↑ «About the Triton Watch Project». Planetary Science Directorate, Boulder Office 
  24. ↑ Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Banfield, D.; et al. (1989). «Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results». Science. 246 (4936): 1422–1449. Bibcode:1989Sci...246.1422S. PMID 17755997. doi:10.1126/science.246.4936.1422 

Ligações externas editar

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