Clima de Titã

O clima de Titã, a maior lua de Saturno, é semelhante em muitos aspectos ao da Terra, apesar de possuir uma temperatura de superfície muito inferior. Sua espessa atmosfera, a chuva de metano e o possível criovulcanismo criam um análogo, embora com materiais diferentes, às mudanças climáticas sofridas pela Terra durante o ano terrestre, que é muito mais curto.

Titã recebe apenas cerca de 1% da quantidade de luz solar que a Terra recebe.^[1] A temperatura média da superfície é de cerca de 90,6 K (-182,55 °C).^[2] A essa temperatura, o gelo de água tem uma pressão de vapor extremamente baixa, de modo que a atmosfera é quase desprovida de vapor de água. No entanto, o metano na atmosfera causa um substancial efeito estufa, que mantém a superfície de Titã a uma temperatura muito superior ao que seria o equilíbrio térmico.^[3][4][5]

A neblina na atmosfera de Titã contribui para um efeito antiestufa ao refletir a luz solar de volta para o espaço, tornando a sua superfície significativamente mais fria do que a sua alta atmosfera.^[3] Isso compensa parcialmente o aquecimento do efeito estufa e mantém a superfície um pouco mais fria do que o esperado apenas com o efeito estufa.^[6] De acordo com McKay et al., "o efeito antiestufa em Titã reduz a temperatura da superfície em 9 K, enquanto o efeito estufa a aumenta em 21 K. O efeito líquido é que a temperatura da superfície (94 K) é 12 K mais quente do que a temperatura efetiva de 82 K [isto é, o equilíbrio que seria alcançado na ausência de qualquer atmosfera]."^[3]

A inclinação orbital de Titã em relação ao Sol é muito próxima da inclinação axial de Saturno (cerca de 27°), e sua inclinação axial em relação à sua órbita é zero. Isso significa que a direção da luz solar incidente é guiada quase inteiramente pelo ciclo de dia e noite de Titã e pelo ciclo anual de Saturno. O ciclo diurno em Titã dura 15,9 dias terrestres, que é o tempo que Titã leva para orbitar Saturno. Titã tem rotação síncrona, então a mesma parte de Titã sempre está voltada para Saturno, e não existe um ciclo de "mês" separado.

A mudança sazonal é orientada pelo ano de Saturno: Saturno leva cerca de 29,5 anos terrestres para orbitar o Sol, expondo os hemisférios norte e sul de Titã a diferentes quantidades de luz solar durante diferentes partes do ano saturniano. As mudanças climáticas sazonais incluem lagos de hidrocarbonetos maiores no hemisfério norte durante o inverno, diminuição da névoa em torno dos equinócios devido à mudança na circulação atmosférica e nuvens de gelo associadas nas regiões polares do sul.^[7][8] O último equinócio ocorreu em 11 de agosto de 2009; esse foi o equinócio da primavera para o hemisfério norte, o que significa que o hemisfério sul está recebendo menos luz solar e caminhando para o inverno.^[9]

Os ventos de superfície costumam ser baixos (<1 metro por segundo). Simulações recentes de computador indicam que as enormes dunas de material semelhante à fuligem que chove da atmosfera nas regiões equatoriais podem, em vez disso, ser moldadas por raras tempestades de vento que acontecem apenas a cada quinze anos, quando Titã está no equinócio.^[10] As tempestades produzem fortes correntes descendentes, fluindo para o leste a até 10 metros por segundo quando chegam à superfície. No final de 2010, o equivalente ao início da primavera no hemisfério norte de Titã, uma série de tempestades de metano foram observadas nas regiões desérticas equatoriais de Titã.^[11]

Devido à excentricidade da órbita de Saturno, Titã fica cerca de 12% mais próximo do Sol durante o verão do hemisfério sul, o que torna os verões do sul mais curtos, mas mais quentes do que os verões do norte. Essa assimetria pode contribuir para diferenças topológicas entre os hemisférios - o hemisfério norte possui muito mais lagos de hidrocarbonetos.^[12] Os lagos de Titã são, em sua grande maioria, serenos, com poucas ondas ou ondulações; no entanto, a Cassini encontrou evidências de aumento de turbulência durante o verão no hemisfério norte, sugerindo que os ventos de superfície podem se fortalecer durante certas épocas do ano titaniano.^[13] Ondas e ondulações também foram vistas pela Cassini.^[14]

As descobertas da sonda Huygens indicam que a atmosfera de Titã chove periodicamente metano líquido e outros compostos orgânicos sobre a superfície da lua.^[15] Em outubro de 2007, observadores notaram um aumento na aparente opacidade das nuvens acima da região equatorial de Xanadu, sugestivo de "garoa de metano", embora isso não fosse uma evidência direta de chuva.^[16] No entanto, as imagens subsequentes de lagos no hemisfério sul de Titã capturadas ao longo de um ano mostraram que eles aumentam de volume e são preenchidos pelas chuvas sazonais de hidrocarbonetos.^[5][17] É possível que áreas da superfície de Titã possam ser cobertas por uma camada de tolinas, mas isso não foi confirmado.^[18] A presença de chuvas indica que Titã pode ser o único corpo do Sistema Solar além da Terra onde arco-íris podem se formar. No entanto, dada a extrema opacidade da atmosfera à luz visível, a grande maioria de quaisquer arco-íris seria visível apenas no infravermelho.^[19]

O número de lagos de metano visíveis perto do polo sul de Titã é definitivamente menor que o número observado perto do polo norte. Como o polo sul encontra-se no verão e o polo norte no inverno, a hipótese que vem surgindo é de que chove metano nos polos no inverno e evapora no verão.^[20] De acordo com um artigo de Tetsuya Tokano da Universidade de Colônia, espera-se que ciclones movidos por essa evaporação, envolvendo chuvas e ventos com força de ventania de até 20 m/s se formem sobre os grandes mares do norte (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) apenas no verão do hemisfério norte, durando até dez dias.^[21] Os cálculos sugerem que, conforme o hemisfério norte, onde a maioria dos lagos se encontra, adentrar no longo verão titaniano, as velocidades do vento podem aumentar para 3 km/h, níveis suficientes para gerar ondas.^[22] Ondas foram observadas em diversas ocasiões pelo radar da Cassini e pelo Espectrômetro de Mapeamento Visual e Infravermelho desde 2014, o que foi provavelmente gerado por ventos de verão^[23][24] ou correntes de maré.^[25][26]

As simulações de padrões globais de ventos com base nos dados de velocidade do vento obtidos pela Huygens durante a descida sugeriram que a atmosfera de Titã circula numa única e enorme célula de Hadley. O gás quente sobe no hemisfério sul de Titã — que vivenciava o verão durante a descida da Huygens — e desce no hemisfério norte, resultando num fluxo de gás de alta altitude de sul para norte e num fluxo de gás de baixa altitude de norte para sul. Uma célula de Hadley tão grande só é possível num mundo de rotação lenta como Titã.^[27] O padrão de célula de circulação de ventos entre os polos parece estar centrado na estratosfera; simulações sugerem que ela deve mudar a cada doze anos, com um período de transição de três anos, durante o decorrer do ano de Titã (30 anos terrestres).^[28] Essa célula cria uma faixa global de baixa pressão — o que é, na verdade, uma variação da Zona de Convergência Intertropical da Terra (ZCIT). Ao contrário da Terra, porém, onde os oceanos confinam a ZCIT aos trópicos, em Titã, a zona vagueia de um polo para o outro, levando consigo nuvens de chuva de metano. O que quer dizer que se pode afirmar que Titã, apesar das suas temperaturas frígidas, possui um clima tropical.^[29]

Em junho de 2012, a Cassini registrou a imagem de um vórtice polar em rotação no polo sul de Titã, o qual a equipe de imagem acredita estar relacionado a um "capuz polar" — uma área de neblina densa em alta altitude, vista sobre o polo norte desde a chegada da sonda em 2004. Como os hemisférios estão agora mudando de estação desde o equinócio de 2009, com o polo sul adentrando no inverno e o polo norte adentrando no verão, a hipótese é a de que esse vórtice possa sinalizar a formação de um novo capuz polar ao sul.^[30][31]

As nuvens de Titã, provavelmente compostas de metano, etano ou outros compostos orgânicos simples, são dispersas e variáveis, pontuando a névoa geral.^[32]

Em setembro de 2006, a Cassini capturou a imagem de uma grande nuvem a uma altitude de 40 km sobre o polo norte de Titã. Embora se saiba que o metano se condensa na atmosfera de Titã, era mais provável que a nuvem fosse de etano, pois o tamanho detectado das partículas era de apenas 1–3 micrômetros e o etano também pode congelar nessas altitudes. Em dezembro, a Cassini observou novamente a cobertura de nuvens e detectou metano, etano e outros compostos orgânicos. A nuvem tinha mais de 2.400 km de diâmetro e ainda era visível durante um sobrevoo seguinte, um mês depois. Uma hipótese é que atualmente esteja chovendo (ou, se estiver frio o suficiente, nevando) no polo norte; as correntes descendentes em altas latitudes do norte são fortes o suficiente para impulsionar partículas orgânicas em direção à superfície. Essas foram as evidências mais fortes até o momento para o ciclo "metanológico" (análogo ao ciclo hidrológico da Terra) há muito hipotetizado em Titã.^[33]

Nuvens também foram encontradas sobre a região polar sul. Embora normalmente cubram 1% do disco de Titã, foram observados eventos de explosão nos quais a cobertura de nuvens se expande rapidamente para até 8%. Uma hipótese afirma que as nuvens do sul se formam quando níveis elevados de luz solar (insolação) durante o verão titaniano geram elevação na atmosfera, resultando em convecção. Essa explicação é complicada pelo fato de que a formação de nuvens foi observada não apenas após o solstício de verão, mas também no meio da primavera. O aumento da umidade do metano no polo sul possivelmente contribui para os rápidos aumentos no tamanho das nuvens.^[34] Houve verão no hemisfério sul de Titã até 2010, quando a órbita de Saturno, que rege o movimento da lua, inclinou o hemisfério norte em direção ao Sol.^[27] Quando as estações mudarem, espera-se que o etano comece a se condensar sobre o polo sul.^[35]

Modelos de pesquisa que se alinham bem com as observações sugerem que as nuvens em Titã se agrupam em coordenadas preferenciais e que a cobertura de nuvens varia de acordo com a distância da superfície em diferentes partes do satélite. Nas regiões polares (acima de 60 graus de latitude), nuvens de etano amplas e permanentes aparecem dentro e acima da troposfera; em latitudes mais baixas, principalmente nuvens de metano são encontradas entre 15 e 18 km, sendo mais esporádicas e localizadas. No hemisfério de verão, nuvens de metano frequentes, espessas, mas esporádicas, parecem se agrupar em torno de 40°.^[28]

Observações baseadas em solo também revelam variações sazonais na cobertura de nuvens. Ao longo da órbita de 30 anos de Saturno, os sistemas de nuvens de Titã parecem se manifestar por 25 anos e, em seguida, desaparecem por quatro a cinco anos antes de reaparecerem.^[33]

A Cassini também detectou nuvens brancas de alta altitude, do tipo cirrus, na alta atmosfera de Titã, provavelmente formadas por metano.^[37]

Embora nenhuma evidência de atividade de raios tenha sido observada até o momento em Titã, modelos de computador sugerem que as nuvens na baixa troposfera da lua podem acumular carga suficiente para gerar raios a partir de uma altitude de cerca de 20 km.^[38] A presença de raios na atmosfera de Titã favoreceria a produção de materiais orgânicos. A Cassini não detectou nenhum raio na atmosfera de Titã,^[39] embora raios ainda pudessem estar presentes se fossem fracos demais para serem detectados.^[40] Simulações recentes de computador mostraram que, sob certas circunstâncias, descargas do tipo streamer (descargas ramificadas que antecedem os raios) podem se formar em Titã.^[41]

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