Atmosfera de Ganimedes | |
A distribuição da temperatura em Ganimedes. | |
Informações gerais | |
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Composição volumétrica | |
Oxigênio | A maior parte |
Dihidrogênio | Traços |
A atmosfera de Ganimedes , uma lua de Júpiter , foi descoberta em 1972 por uma equipe de astrônomos americanos, indianos e britânicos no Observatório Bosscha, na Indonésia . Foi detectado durante uma ocultação . Eles estimaram que a pressão superficial era de 1 μBar (ou 0,1 Pa ).
Em 1979, a Voyager 1 observou a ocultação de uma estrela ( κ Centauri ) durante seu voo sobre a lua, com resultados diferentes dos usados em 1972. As medições feitas nesta ocasião foram feitas nos comprimentos de onda inferiores de 200 nm ; eles eram mais sensíveis à presença de gás do que as medições feitas no espectro visível em 1972. Nenhuma atmosfera foi detectada pelos dados da Voyager . O limite superior da densidade numérica na superfície foi 1,5 × 10 9 cm −3 , o que corresponde a uma pressão de superfície inferior a 2,5 × 10 −5 μBar. Isso mostra que os registros de 1972 eram muito otimistas.
Apesar das leituras da Voyager , o Telescópio Espacial Hubble em 1995 revelou a presença de uma fina atmosfera composta de oxigênio sobre Ganimedes, que é semelhante à da Europa . Hubble observou luz noturna devido ao oxigênio em raios ultravioleta em comprimentos de onda de 130,4 nm e 135,6 nm. Essas emissões de luz ocorrem quando o dioxigênio é dissociado pelo impacto de elétrons, o que evidencia a presença de uma atmosfera composta principalmente por O 2 . A densidade numérica na superfície varia de 1,2–7 × 10 8 cm −3 , correspondendo a uma pressão de superfície de 0,2–1,2 × 10 −5 μBar. Esses valores estão de acordo com os dados coletados pela Voyager no limite superior em 1981. O oxigênio não é evidência da presença de vida; é provavelmente produzido quando o gelo de água na superfície de Ganimedes é separado em hidrogênio e oxigênio por radiação, com o hidrogênio escapando rapidamente para o espaço devido à sua baixa massa.
Outra evidência da presença de oxigênio vem da detecção espectral de gases presos no gelo na superfície de Ganimedes. A detecção de uma camada de ozônio foi anunciada em 1996. Em 1997, análises espectroscópicas revelaram a função absorvente de dímeros de dioxigênio . Essa absorção só pode ocorrer se o oxigênio estiver em uma fase densa. O melhor candidato é, portanto, o oxigênio preso no gelo. A profundidade das camadas de dímero de absorção depende da latitude e longitude , ao invés do albedo - eles tendem a diminuir à medida que a latitude aumenta sobre Ganimedes, enquanto O 3 exibe o fenômeno oposto.
A busca pelo sódio na atmosfera, logo após sua descoberta na Europa, não rendeu nada em 1997. O sódio é pelo menos 13 vezes menos abundante em Ganimedes do que em toda a Europa, provavelmente por diferenças na superfície ou porque a magnetosfera ejeta partículas energéticas. Outro componente menor da atmosfera ganimediana é o hidrogênio atômico . Os átomos de hidrogênio foram detectados a até 3.000 km da superfície da lua. Sua densidade superficial é 1,5 × 10 4 cm -3 .
A existência de uma atmosfera neutra significa que deve existir uma ionosfera , pois sem ela o dioxigênio teria que ser ionizado pelo impacto dos elétrons vindos da magnetosfera e pela radiação solar. No entanto, a natureza da ionosfera de Ganimedes é tão controversa quanto a natureza de sua atmosfera. Algumas medições feitas por Galileo encontraram uma alta densidade de elétrons perto da lua, sugerindo a presença de uma ionosfera, enquanto outras sondas não detectaram nada. A densidade dos elétrons perto da superfície é estimada, de acordo com várias fontes, em 400-2.500 cm- 3 .
As emissões de luz acima de Ganimedes não são homogêneas como na Europa. Hubble observou dois pontos brilhantes nos hemisférios norte e sul, perto de ± 50 ° de latitude, que é o limite exato entre o campo magnético aberto e fechado da magnetosfera Ganimedes. Os pontos brilhantes são provavelmente auroras polares , causadas pelo plasma que encontra o campo magnético.