Saturno no equinócio, fotografado pelaCassini em agosto de 2009
Umgigante gasoso é umplaneta gigante composto principalmente dehidrogênio ehélio.[1]Júpiter eSaturno são os gigantes gasosos doSistema Solar. O termo "gigante gasoso" era originalmente sinônimo de “planeta gigante”, mas na década de 1990 tornou-se conhecido queUrano eNetuno são realmente uma classe distinta de planetas gigantes, sendo compostos principalmente de substâncias voláteis mais pesadas (que são referidas como "gelados"). Por esta razão, Urano e Netuno são agora frequentemente classificados na categoria separada degigantes gelados.[2]
Júpiter e Saturno consistem principalmente de hidrogênio e hélio, com elementos mais pesados representando entre 3 a 13% da massa.[3] Acredita-se que eles consistam em uma camada externa dehidrogênio molecular comprimido em torno de uma camada dehidrogênio metálico líquido, com provavelmente um núcleo rochoso derretido no interior. A porção mais externa de suaatmosfera de hidrogênio contém muitas camadas de nuvens visíveis que são compostas principalmente deágua eamônia. A camada de hidrogênio metálico localizada no meio do interior compõe a maior parte de todos os gigantes gasosos e é chamada de "metálica" porque apressão atmosférica muito grande transforma o hidrogênio em um condutor elétrico. Acredita-se que os núcleos dos gigantes gasosos consistam em elementos mais pesados em temperaturas tão altas (20.000K) e pressões que suas propriedades ainda não são completamente compreendidas.[3]
As diferenças definidoras entre umaanã marrom de massa muito baixa (que pode ter uma massa tão baixa quanto cerca de 13 vezes a de Júpiter)[4] e um gigante gasoso são debatidas.[5] Uma escola de pensamento é baseada na formação; o outro, sobre a física do interior.[5] Parte do debate diz respeito se asanãs marrons devem, por definição, ter experimentado afusão nuclear em algum momento de sua história.
O termogigante gasoso foi cunhado em 1952 pelo escritor deficção científicaJames Blish[6] e foi originalmente usado para se referir a todos osplanetas gigantes. É, sem dúvida, um nome impróprio porque na maior parte do volume de todos os planetas gigantes, a pressão é tão alta que a matéria não está na forma gasosa.[7] Além dos sólidos no núcleo e nas camadas superiores daatmosfera, toda a matéria está acima doponto crítico, onde não há distinção entre líquidos e gases.[8] O termo, no entanto, pegou, porque os cientistas planetários normalmente usam "rochoso" ou "terrestre", "gasoso" e "gelado" como abreviaturas para classes de elementos e compostos comumente encontrados como constituintes planetários, independentemente da fase em que a matéria possa aparecer. NoSistema Solar externo, ohidrogênio e ohélio são chamados de "gases";água,metano eamônia como "gelados"; esilicatos emetais como "rochoso" ou "terrestre". Nesta terminologia, uma vez queUrano eNetuno são compostos principalmente de gelo, não de gás, eles são mais comumente chamados degigantes gelados e distintos dos gigantes gasosos.
Teoricamente, os gigantes gasosos podem ser divididos em cinco classes distintas de acordo com suas propriedades atmosféricas físicas modeladas e, portanto, sua aparência: nuvens deamônia (I), nuvens deágua (II), sem nuvens (III), nuvens demetal alcalino (IV) e nuvens desilicato (V).Júpiter eSaturno são ambos classe I. OsJúpiter quentes são de classe IV ou V.
Um gigante gasoso frio rico emhidrogênio, mais massivo queJúpiter, mas com menos de 500 MTerra (1.6MJ) será apenas um pouco maior em volume que Júpiter.[9] Para massas acima de 500 MTerra, agravidade fará com que o planeta encolha (vejamatéria degenerada).[9]
Embora as palavras "gasoso" e "gigante" sejam frequentemente combinadas, os planetas dehidrogênio não precisam ser tão grandes quanto os conhecidos gigantes gasosos doSistema Solar. No entanto, planetas gasosos menores e planetas mais próximos de suaestrela perderão massa atmosférica mais rapidamente por meio deescape hidrodinâmico do que planetas maiores e planetas mais distantes.[12][13]
Um anão gasoso pode ser definido como um planeta com um núcleo rochoso que acumulou um espesso envelope dehidrogênio,hélio e outros voláteis, tendo como resultado um raio total entre 1.7 e 3.9raios terrestres.[14][15]
O menorexoplaneta conhecido que provavelmente é um "planeta gasoso" éKepler-138d, que tem a mesma massa que aTerra, mas é 60% maior e, portanto, tem uma densidade que indica um espesso envelope de gás.[16]
Um planeta gasoso de baixa massa ainda pode ter um raio semelhante ao de um gigante gasoso se tiver a temperatura certa.[17]
O calor que é canalizado para cima por tempestades locais é um dos principais fatores do clima em gigantes gasosos. Muito, se não todo, o calor profundo que escapa do interior flui através de grandes tempestades. Esses distúrbios se desenvolvem em pequenos redemoinhos que eventualmente formam tempestades como aGrande Mancha Vermelha emJúpiter. NaTerra e em Júpiter, os raios e o ciclo hidrológico estão intimamente ligados para criar tempestades intensas. Durante uma tempestade terrestre, a condensação libera calor que empurra o ar ascendente para cima. Este motor de "convecção úmida" pode segregar cargas elétricas em diferentes partes de uma nuvem; a reunião dessas cargas é um relâmpago. Portanto, podemos usar relâmpagos para nos sinalizar onde a convecção está acontecendo. Embora Júpiter não tenha oceano ou solo úmido, a convecção úmida parece funcionar de forma semelhante em comparação com a Terra.[18]
AGrande Mancha Vermelha é um sistema de alta pressão localizado no hemisfério sul deJúpiter.[19] A Grande Mancha Vermelha é um poderoso anticiclone, girando a cerca de 430 a 680 quilômetros por hora no sentido anti-horário ao redor do centro.[19] Desde então, a Mancha se tornou conhecido por sua ferocidade, alimentando-se até mesmo de tempestades jovianas menores.[19] As tolinas são compostos orgânicos marrons encontrados na superfície de váriosplanetas que são formados pela exposição à irradiação UV. As tolinas que existem na superfície de Júpiter são sugados para a atmosfera por tempestades e circulação; supõe-se que aqueles tolinas que são ejetados do regolito ficam presos na Grande Mancha Vermelha de Júpiter, fazendo com que ele fique vermelho.
A condensação dehélio cria chuva dehélio líquido em gigantes gasosos. EmSaturno, essa condensação de hélio ocorre em certas pressões e temperaturas quando o hélio não se mistura com ohidrogênio metálico líquido presente noplaneta.[20] As regiões de Saturno onde o hélio é insolúvel permitem que o hélio mais denso forme gotículas e atue como fonte de energia, tanto através da liberação de calor latente quanto descendo mais profundamente no centro do planeta.[21] Essa separação de fases leva a gotículas de hélio que caem como chuva através do hidrogênio metálico líquido até atingir uma região mais quente onde se dissolvem nohidrogênio.[20] ComoJúpiter e Saturno têm massas totais diferentes, as condições termodinâmicas no interior do planeta podem ser tais que esse processo de condensação seja mais prevalente em Saturno do que em Júpiter.[21] A condensação de hélio pode ser responsável pelo excesso de luminosidade de Saturno, bem como pelo esgotamento de hélio na atmosfera de Júpiter e Saturno de ambos.[21]
O calor interno deUrano é muito baixo. Urano é oplaneta mais frio doSistema Solar com uma temperatura atmosférica superior de -224°C.[22] As seções mais profundas do manto são tão quentes e sob tal pressão que ometano é decomposto em carbono elementar.[22] A chuva dediamantes é o resultado potencial desse fenômeno.[22] Mais acima na atmosfera, onde as condições são mais amenas, foram detectados produtos dafotólise do metano (comoacetileno ediacetileno); é provável que haja muita química orgânica interessante (processos potencialmente habilitadores devida) acontecendo nas regiões entre a zona de nucleação de diamantes e a atmosfera superior.[22]
↑abThe Interior of Jupiter, Guillot et al., inJupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
↑Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion».The Astrophysical Journal.770 (2): 120.Bibcode:2013ApJ...770..120B.arXiv:1305.0980.doi:10.1088/0004-637X/770/2/120
↑Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10 de março de 2005). «Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres».The Astrophysical Journal.621 (2): 1049–1060.Bibcode:2005ApJ...621.1049T.CiteSeerX10.1.1.122.9085.doi:10.1086/427204
