Porque é que as tempestades polares de Júpiter e Saturno são tão diferentes?

Semelhanças entre os dois maiores planetas - e um enigma nos pólos

Júpiter e Saturno, os dois maiores planetas do Sistema Solar, parecem quase “parentes próximos” em vários aspetos: a composição é muito parecida, ambos rodam a velocidades semelhantes e libertam calor interno de forma comparável. Até no que toca a luas, os dois gigantes gasosos exibem uma tendência semelhante para acumular dezenas de satélites.

Apesar disso, há uma discrepância que há décadas intriga a comunidade científica: as enormes tempestades em redemoinho (vórtices) que dominam as regiões polares de cada planeta.

Em Saturno, observa-se uma única tempestade gigantesca no topo de cada pólo. Já em Júpiter, cada pólo é comandado por um grande vórtice central, rodeado por uma “coroa” de tempestades mais pequenas dispostas em anel.

O que as missões Cassini e Juno mostraram sobre os vórtices polares de Júpiter e Saturno

A meteorologia de Júpiter e Saturno é famosa: atmosferas espessas e gasosas, faixas intensas de vento, nuvens densas e tempestades turbulentas que desenham padrões complexos e quase artísticos.

Estas dinâmicas não foram apenas inferidas à distância. Foram observadas de forma dedicada por duas missões emblemáticas: a Cassini, em Saturno, e a Juno, em Júpiter. Os dados destas sondas tornaram claro que, embora as semelhanças globais sejam muitas, a arquitectura dos vórtices polares em cada planeta é marcadamente distinta.

Como resume a cientista atmosférica Jiaru Shi, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts (MIT), tem havido um esforço prolongado para entender esta diferença: os planetas têm dimensões semelhantes e são compostos sobretudo por hidrogénio e hélio, mas não é óbvio porque razão os vórtices polares são tão diferentes.

A hipótese: o que muda é a forma como as tempestades “se ligam” ao interior

Dois cientistas planetários defendem agora que o contraste pode resultar do modo como as tempestades se formam e de como se acoplam às camadas profundas do planeta. A questão central seria saber se a atmosfera permite um crescimento relativamente livre das estruturas - como parece acontecer em Saturno - ou se, pelo contrário, impõe limites eficazes ao tamanho das tempestades - como em Júpiter.

No modelo proposto pela equipa, o fator decisivo é a força com que os vórtices à superfície estão ligados às camadas mais profundas.

“O nosso estudo mostra que, dependendo das propriedades do interior e da ‘maciez’ da base do vórtice, isso influencia o tipo de padrão de fluido que se observa à superfície”, explica a cientista planetária Wanying Kang, também do MIT.
“Não me parece que alguém tenha feito esta ligação entre o padrão de fluido à superfície e as propriedades internas destes planetas. Um cenário possível é que Saturno tenha uma base mais ‘rígida’ do que Júpiter.”

Um modelo 2D para reproduzir as tempestades polares

Para explorar o problema, Shi e Kang construíram um modelo bidimensional da dinâmica de fluidos à superfície, com o objetivo de reproduzir os vórtices observados em ambos os planetas.

A motivação é física e computacional: em sistemas de rotação muito rápida, o movimento do fluido tende a manter-se relativamente uniforme ao longo do eixo de rotação. Isso permite simplificar um problema dinâmico originalmente tridimensional (3D) para um enquadramento bidimensional (2D), sem perder os aspetos essenciais do padrão observado.

“Num sistema que roda rapidamente, o movimento do fluido tende a ser uniforme ao longo do eixo de rotação”, diz Kang.
“Por isso, partimos da ideia de que podemos reduzir um problema 3D a um problema 2D, porque o padrão do fluido não se altera em 3D. Isto torna a simulação e o estudo centenas de vezes mais rápidos e menos dispendiosos.”

Limites ao crescimento: camadas, forçamento e fricção

Nos gigantes gasosos, as grandes tempestades não “nascem” já gigantes. Formam-se a partir de blocos dinâmicos mais pequenos - como a convecção - que podem crescer e agregar-se ao longo do tempo. No entanto, o tamanho final das estruturas é travado por vários limites, incluindo:

• a profundidade e a organização das camadas atmosféricas;
• a intensidade com que a atmosfera é agitada (o chamado forçamento);
• a rapidez com que a energia se dissipa por fricção.

A equipa concluiu que a ordem pela qual estes limites entram em ação altera de forma decisiva o padrão de vórtices que emerge na parte visível da atmosfera.

Porque é que em Júpiter há “muitos” vórtices e em Saturno “um” vórtice

Segundo o modelo, a atmosfera de Júpiter é suficientemente profunda e energeticamente ativa para permitir o aparecimento de múltiplos vórtices. No entanto, a turbulência instala-se cedo e impede que estes redemoinhos se fundam num só. O resultado é um conjunto de tempestades polares discretas, dispostas de modo surpreendentemente regular em torno de um vórtice maior.

Reformulando a interpretação: em Júpiter, a estratificação em camadas seria mais fraca, o forçamento seria mais forte devido ao calor irradiado a partir do centro, e a energia não seria drenada tão rapidamente por fricção. Em conjunto, estas condições ajudam a manter a estrutura “segmentada” das tempestades à superfície.

Em Saturno, pelo contrário, a atmosfera parece estar organizada em camadas mais profundas. Aí, um forçamento mais fraco pode reduzir a turbulência em profundidade, ou então a fricção pode dissipar mais energia - ou ainda uma combinação destes dois fatores. Em qualquer destes cenários, desaparece a barreira que impediria os vórtices de se juntarem, permitindo que as tempestades acabem por se fundir numa única estrutura enorme em cada pólo.

Pistas sobre o interior: densidade na base, “maciez” e estratificação

Os autores acrescentam que o padrão observado à superfície pode ser sensível à densidade da camada inferior onde o vórtice se estabelece. Não se trata de uma prova definitiva, mas os resultados sugerem que as tempestades polares podem funcionar como “assinaturas” indiretas das condições internas onde se formaram.

“Aquilo que vemos à superfície - o padrão de fluido em Júpiter e Saturno - pode dizer-nos algo sobre o interior, como o quão ‘macia’ é a base”, afirma Shi.

A equipa aponta ainda um cenário com implicações relevantes: sob a superfície de Saturno, o interior poderá ser mais enriquecido em metais e conter mais material condensável. Essa combinação pode favorecer uma estratificação mais forte do que a de Júpiter, ajudando a explicar diferenças no acoplamento entre atmosfera e camadas profundas e, assim, no desenho final dos vórtices polares.

Porque é que isto importa e o que pode ser testado a seguir

Compreender como o forçamento, a fricção e as camadas internas moldam os vórtices polares não é apenas uma curiosidade meteorológica. Estas estruturas influenciam a circulação global, a forma como o calor é transportado do interior para a atmosfera e até a variabilidade de longo prazo do clima destes planetas.

Uma consequência prática desta linha de investigação é orientar novas análises de dados das missões existentes e de observações remotas: medições mais finas da gravidade, do perfil de ventos em profundidade e da composição em diferentes altitudes podem ajudar a discriminar entre uma “base” mais rígida ou mais macia e entre regimes de maior ou menor estratificação. Esse tipo de teste é crucial para transformar um cenário plausível numa explicação robusta.

A investigação foi publicada nas Atas da Academia Nacional de Ciências dos Estados Unidos (PNAS).