Space Scoops

Esta é a quarta parte duma série de artigos sobre o instrumento Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS), a bordo da sonda espacial americana Galileu, que se encontra em órbita do planeta Júpiter. Nesta parte continuo o resumo do conhecimento principal que temos da atmosfera de Júpiter.

Vejamos mais em pormenor a composição química da atmosfera superior de Júpiter. A tabela indica alguns gases que foram observados e para os quais tem sido possível medir as abundâncias. Os números são dados relativamente ao hidrogénio, pois este é tão abundante que se pode considerar constante. Depois do hidrogénio molecular (H$$₂) e hélio (He), é o metano (CH$$₄) que é a componente mais abundante, seguido por amoníaco (NH$$₃), água (H$$₂O) e - em quantidades muito menores - gases como a fosfina (PH$$₃).

Porque é interessante conhecer as quantidades relativas dos gases que constituem a atmosfera ? Uma das razões é que este conhecimento nos dá informação sobre o nascimento e evolução dos planetas gigantes. Existem dois modelos que tentam descrever este problema. No primeiro, o planeta gigante nasce pela contracção constante e homogénea dos gases da nebulosa solar primitiva, da qual também o Sol surge. Neste caso, espera-se uma composição química do planeta muito semelhante à composição química do Sol. No outro modelo, são primeiro objectos proto-planetários, grandes pedras com gelo de água, amoníaco, metano, etc., que chocam uns com outros e que se juntam formando assim um grande núcleo rochoso. Este começa a atrair o gás que se encontra à sua volta, o mesmo gás da nebulosa solar primitiva que no primeiro modelo. Pela atmosfera cada vez mais densa que assim se forma, o núcleo aquece, e o gelo que nele se encontra evapora. Estes gases misturam-se com a atmosfera já presente, resultando uma atmosfera enriquecida (relativamente ao Sol) em oxigénio (da água), azoto (do amoníaco) e carbono (do metano).

Ao comparar as quantidades dos diferentes elementos que se encontram na atmosfera solar e na atmosfera joviana, podemos distinguir entre os dois cenários de formação planetária. Neste momento, as medições parecem cada vez mais inclinar-se para o segundo modelo, mas ainda não há certezas.

Como vimos, a espectroscopia pode ajudar a determinar as diferentes quantidades dos gases. No entanto, isto não é muito simples, pois é necessário tomar em conta muitos parâmetros que são pouco ou mal conhecidos. Um exemplo: podemos extrapolar uma medição espectroscópica duma parte do planeta para todo o planeta ? Comparemos com a Terra. Se obtivermos um espectro duma zona desértica, encontraremos muito menos água que numa zona tropical. Também só podemos observar até uma certa profundidade na atmosfera. Será que os resultados obtidos são também válidos na atmosfera muito profunda ? Temos que preocupar-nos com os movimentos na atmosfera, a dinâmica, que modifica a composição química de lugar para lugar. E a formação de nuvens ? Todos estas incertezas fazem com que a interpretação de dados espectroscópicos seja muito difícil, mas ao mesmo tempo, muito interessante.

Tabela: Composição da Atmosfera Joviana

Molécula	Quantidade Relativa a H$$2	Variação com a Altitude	Medida por: *Módulo (m) **Espectro (e)
H$$2	1		m,e
HD	0,00005		m,e
He	0,156		m,e
CH$$4	0,0021		m,e
CH$$3D	0,0000003		m,e
NH$$3	0,0003	sim	m,e
H$$2O	0,00014	sim	m,e
H$$2S	0,000077	sim	m
PH$$3	0,0000005	sim	m,e
CO	0,000000003		e
GeH$$4	0,0000000007		e
AsH$$3	0,0000000003		e

* Módulo (m): Detecção directa efectuada pelo módulo que desceu na atmosfera de Júpiter.
** Espectro (e): Detecção remota efectuada a partir da sonda Galileu.