Uma comparação da dinâmica climática dos planetas do Sistema Solar
Sistema solar (imagem de NASA)
Sabe-se que o estudo do sistema atmosférico é muito complexo e exige uma quantidade de valores físicos e químicos que descrevam o seu comportamento geral. A tarefa ainda é mais difícil ao estudar a atmosfera de outros planetas, aqui em específico os do Sistema Solar. A aplicação de modelos matemáticos que possam ser medidos, auxilia em análises comparativas, que também são importantes para entender a origem e evolução do planeta Terra, para assim avaliar as perspectivas dos processos que moldam o ambiente de cada um dos planetas, suas diferenças e semelhanças.
Os planetas podem ser divididos entre terrestres e gasosos: os primeiros foram formados para o interior do Sistema Solar, e receberam uma grande quantidade de planetesimais para ganharem sua forma rochosa (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte); o segundo grupo (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) têm sua composição de gases, em especial o hidrogênio e o hélio, sendo possível também marcar a presença de metano e amônia em especial. Pela força da gravidade, esse reservatório de gases que revestem cada um dos oito planetas favorece uma série de trocas de energia multiescalar.
A origem da atmosfera dos planetas rochosos é resultado de geológicos, como o caso de vulcões que emanaram gases diversos. Este grupo de planetas é de maior interesse, pois se acredita que em algum momento da história do sistema solar ocorreu alguma forma de vida, isto porque a formação dos mesmos inicialmente era similar, mas posteriormente tomaram rumos diferentes. A atmosfera dos planetas de Vênus e Marte tem alta taxa de dióxido de carbono (CO2), enquanto no planeta Terra o nitrogênio é o principal gás; o dióxido de carbono teve sua presença atmosférica reduzida ao longo do tempo e depositado nas rochas carbonáticas no fundo do oceano. Já o oxigênio é o elemento crucial da Terra para as formas de vida, e se acredita que teve contribuição de bactérias fotossintetizantes, e sua permanência se deve por ser um gás muito ativo e interativo com os demais. Mercúrio é o planeta com maior taxa de oxigênio, mas sua atmosfera é marcada por instabilidade e baixa influência sobre a superfície.
A posição da Terra acaba sendo privilegiada, o suficiente para manter a água em forma líquida sob a temperatura e pressão considerados ótimos; a atmosfera de Vênus se torna incapacitante para isso, visto que é o planeta mais quente do Sistema Solar. Vênus, apesar do mais próximo, tem sua atmosfera fortemente influenciada por gases de efeito estufa e qualquer forma de precipitação seria imediatamente transformada em vapor antes de chegar no solo, e isso explica a sua superfície extremamente seca. A pressão superficial baixa de Marte, por sua vez, é muito incapacitante para a forma líquida de água, o que faria que a mesma fosse sublimada. A água presente em Marte está em forma de gelo, entretanto estudos apontam que em na evolução deste planeta marciano, já pode ter havido água líquida em razão de um clima mais temperado pretérito.
Outro fator a se observar são a circulação global atmosférica nestes planetas. Vênus, por ter uma rotação lenta, suprime as três células de circulação em cada hemisfério que existe na Terra, e o calor do equador, é eficientemente alocado para os polos a partir de uma única célula, criando uma homogeneidade de temperatura global. Outro fator é a inclinação de aproximadamente 3° de Vênus, não permitindo uma variação sazonal muito pronunciada, e, enquanto Marte tem um eixo de inclinação próxima da Terra de 23,5°, o seu orbital mais excêntrico causa verões mais intensos no Hemisfério Sul e tempestades de areias mais intensas devido ao acúmulo de energia. Em Júpiter, as células de Hadley são mais estreitas, em razão de sua rápida rotação, e a Terra e Marte se encontram em intermediários casos.
Já os planetas gigantes têm tamanha dimensão em razão de sua elevada massa, e isso faz com que os elementos mais leves como hélio e hidrogênio permaneçam em sua atmosfera; ao contrário dos planetas menos massivos, representados pelos interiores, que tem uma atmosfera mais fina, em que elementos como o CO2 se façam mais predominantes. Estes planetas são mais turbulentos, como efeito direto de agentes internos (como o calor ascendente de seu interior), como agentes da própria superfície, resultado de um aquecimento a partir da zona interior e transferência de calor pela alta atmosfera.
As camadas superiores de Júpiter e Saturno são um mosaico de horizontes e formas, marcando a presença de gases como gelo de amônia, o que lhe atribui a coloração mais amarelada. São recobertos de nuvens de grandes extensões acopladas a correntes de vento muito rápidas. Estes movimentos tempestuosos circulam em grande longevidade e velocidade de 400km/h, como o anticiclone Mancha Vermelha de Júpiter descoberta no século XVII e de dimensões de duas vezes o tamanho da Terra, que já está em ativa provavelmente há mais de 300 anos, tempo muito superior aos anticiclones que se observa na Terra.
Referências usadas
Brain, D. A., (2016), Climates of terrestrial planets, in Heliophysics Volume IV: Active Stars, Their Astrospheres, and Impacts on Planetary Environments, edited by C. J. Schrijver, F. Bagenal, and J. J. Sojka, pp. 147–174, Cambridge Univ. Press, Cambridge.
Rauf, K.M.; Hossieni, H.; Majeed, D.; Ibrahim, R. Comparing the Atmospheric Compositions of All Planets and Giant Moons in Solar System. Journal of Astrobiology & Outreach 3(3), 2015
Read, P.L., Young, R.M.B. & Kennedy, D. The turbulent dynamics of Jupiter’s and Saturn’s weather layers: order out of chaos?. Geosci. Lett. 7, 10 (2020).
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