Space Scoops

Esta é a terceira 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 e na próxima parte resumirei o conhecimento principal que temos da atmosfera de Júpiter.

Júpiter é o maior planeta do sistema solar e é um dos gigantes gasosos. Com a espectroscopia só podemos observar directamente até uma profundidade de aproximadamente 100 km tendo a atmosfera uma espessura de 60.000 km ! É muito importante lembrarmo-nos disto, porque quer dizer que tudo o que se encontra por baixo desta camada acessível através de observação directa, tem de ser deduzido por meios indirectos. Também o módulo de entrada que penetrou na atmosfera no dia 7 de Dezembro de 1995, não atingiu muito mais que 150 km por baixo da camada visível de nuvens. Graças à grande quantidade de observações feitas nos anos 70 pelas sondas Pioneer e Voyager, sabemos bastante sobre a estrutura deste planeta e a sua composição.

Júpiter é constituido principalmente por gás de hidrogénio molecular (H$$₂, 86 %) e hélio (He, 14 %). Mais no interior, onde a temperatura e a pressão sobem consideravelmente, o hidrogénio molecular transforma-se em hidrogénio metálico (hidrogénio muito comprimido com características de metal). Além disso há provavelmente um núcleo rochoso, com 10 vezes a massa da Terra.

Limitar-nos-emos à parte da atmosfera que é acessível através de observação directa. Como não há superfície sólida, indica-se as alturas relativamente ao nível onde a pressão da atmosfera é de 1 bar (correspondente à pressão média à superfície terrestre), ou então fala-se simplesmente em termos de níveis de pressão. Com a espectroscopia, podemos sondar níveis de pressão desde alguns milibares até 8 bar, cobrindo uma região vertical de aproximadamente 200 km. Para pressões maiores que 0,15 bar, a temperatura aumenta com a pressão; é a chamada troposfera. A tropopausa é uma região de transição. Por cima dela encontra-se a estratosfera, onde se passa o contrário que na troposfera, i.e. a temperatura diminui quando a pressão aumenta (a pressão aumenta constantemente quando entramos na atmosfera, tanto na estratosfera como na troposfera). Esta estrutura térmica é uma das informações que, utilisando bandas de absorção apropriadas, se pode tirar dum espectro, como foi explicado na primeira parte desta série de artigos. No caso de Júpiter só é possível para pressões menores que 1 bar; para pressões acima de 1 bar, o perfil térmico é extrapolado.

Depois da entrada do módulo de Galileo na atmosfera, temos pela primeira vez medições directas da temperatura e da pressão. Viu-se que não estavamos muito longe da realidade quanto ao perfil térmico para pressões maiores que 1 bar. Mas é preciso ter cuidado em comparar resultados das medições do módulo e de espectroscopia, pois o módulo fez observações muito locais (numa escala de alguns metros), enquanto que com a espectroscopia vemos regiões de algumas centenas de quilómetros ou mais, e obtemos por isso uma média!

Figura 5: o perfil térmico da atmosfera de Júpiter