1. Wormell, T.W. e Pierce, E.T., 1948, Atmospherics: Journal of the Institution of Electrical Engineers - Parte III: Engenharia de Rádio e Comunicação: v. 95, no. 37: p. 331-332.
BibTeX
@article{wormell1948atmospherics,
author = "Wormell, T.W. e Pierce, E.T.",
title = "Atmospherics",
year = "1948",
journal = "Journal of the Institution of Electrical Engineers - Parte III: Engenharia de Rádio e Comunicação",
url = "https://doi.org/10.1049/ji-3-2.1948.0078",
doi = "10.1049/ji-3-2.1948.0078",
number = "37",
pages = "331-332",
volume = "95"
}
2. Brown, H, 1949, Gases Raros e a Formação da Atmosfera da Terra, em Kuiper, G. P., ed., As Atmosferas da Terra e dos Planetas: Chicago, Ill., University of Chicago Press.
BibTeX
@book{brown1949rare4,
author = "Brown, H",
title = "Gases Raros e a Formação da Atmosfera da Terra, em Kuiper, G. P., ed., As Atmosferas da Terra e dos Planetas",
year = "1949",
publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Brown, H., 1949, Gases Raros e a Formação da Atmosfera da Terra, em Kuiper, G. P., ed., As Atmosferas da Terra e dos Planetas: Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}
3. Kuiper, G. P, 1949, The Atmospheres of the Earth and Planets: Chicago, Ill., University of Chicago Press.
BibTeX
@book{kuiper1949the8,
author = "Kuiper, G. P",
title = "The Atmospheres of the Earth and Planets",
year = "1949",
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4. Byers, H. G, 1954, A atmosfera até 30 quilômetros, em Kuiper, G. P., ed., A Terra como um Planeta: Chicago, University of Chicago Press.
BibTeX
@book{byers1954the5,
author = "Byers, H. G",
title = "A atmosfera até 30 quilômetros, em Kuiper, G. P., ed., A Terra como um Planeta",
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publisher = "Chicago, University of Chicago Press",
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}
5. Berkner, L. V. e Marshall, L. C, 1964, em Brancazio, P. J., e Cameron, A. G. W., eds., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans: New York, John Wiley and Sons, p. 102-126.
BibTeX
@book{berkner1964in2,
author = "Berkner, L. V. e Marshall, L. C",
title = "em Brancazio, P. J., e Cameron, A. G. W., eds., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans",
year = "1964",
publisher = "New York, John Wiley and Sons, p. 102-126",
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}
6. Brekner, L. V. e Marshall, L. C, 1965, History of the Major Atmospheric Components, in Symposium on the Evolution of the Earth's Atmosphere: v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences.
BibTeX
@inproceedings{brekner1965history3,
author = "Brekner, L. V. e Marshall, L. C",
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}
7. Connes, P. e Connes, J. e Benedict, W. S. e Kaplan, L. D, 1967, Rastros de HCl e HF na Atmosfera de Vênus.
BibTeX
@misc{connes1967traces7,
author = "Connes, P. e Connes, J. e Benedict, W. S. e Kaplan, L. D",
title = "Rastros de HCl e HF na Atmosfera de Vênus",
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howpublished = "Ap. J., v. 147, p. 1230",
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}
8. Safronov, Viktor Sergeevich, 1972, Evolução da nuvem protoplanetária e formação da Terra e dos planetas: Entomologia Médica e Zoologia.
BibTeX
@book{openalexw1667069063,
author = "Safronov, Viktor Sergeevich",
title = "Evolução da nuvem protoplanetária e formação da Terra e dos planetas",
year = "1972",
journal = "Entomologia Médica e Zoologia",
openalex = "W1667069063"
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9. Ruderman, M. A, 1974, Possíveis consequências de explosões de supernovas próximas para o ozônio atmosférico e a vida terrestre.
BibTeX
@misc{ruderman1974possible10,
author = "Ruderman, M. A",
title = "Possíveis consequências de explosões de supernovas próximas para o ozônio atmosférico e a vida terrestre",
year = "1974",
howpublished = "Science, v. 184, p. 1079-1081",
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10. Ninkovich, D. e Donn, W. L, 1976, Vulcanismo explosivo do Cenozóico e implicações climáticas.
BibTeX
@misc{ninkovich1976explosive9,
author = "Ninkovich, D. e Donn, W. L",
title = "Vulcanismo explosivo do Cenozóico e implicações climáticas",
year = "1976",
howpublished = "Science, v. 194, p. 899-906",
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}
11. Walker, J. C. G, 1977, Evolução da Atmosfera.
BibTeX
@misc{walker1977evolution11,
author = "Walker, J. C. G",
title = "Evolução da Atmosfera",
year = "1977",
howpublished = "Nova York, Macmillan",
note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Walker, J. C. G., 1977, Evolução da Atmosfera: Nova York, Macmillan.}"
}
12. Watson, Andrew e Donahue, T. M. e Walker, James C. G., 1981, A dinâmica de uma atmosfera que escapa rapidamente: Aplicações à evolução da Terra e de Vênus: Icarus.
DOI: 10.1016/0019-1035(81)90101-9
BibTeX
@article{doi1010160019103581901019,
author = "Watson, Andrew e Donahue, T. M. e Walker, James C. G.",
title = "A dinâmica de uma atmosfera que escapa rapidamente: Aplicações à evolução da Terra e de Vênus",
year = "1981",
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openalex = "W2106231443"
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13. Stevenson, D. J., 1981, Modelos do Núcleo da Terra: Science.
DOI: 10.1126/science.214.4521.611
Resumo
Inferências combinadas da sismologia, experimentos de alta pressão e teoria, geomagnetismo, dinâmica de fluidos e visões atuais da evolução planetária terrestre levam a modelos do núcleo da Terra com as seguintes propriedades. A formação do núcleo foi contemporânea à acreção da Terra; o núcleo não está em equilíbrio químico com o manto; o núcleo externo é uma liga de ferro líquida contendo quantidades significativas de elementos mais leves e é provavelmente quase adiabático e composicionalmente uniforme; o núcleo interno sólido mais rico em ferro é uma consequência do congelamento parcial do núcleo externo, e a liberação de energia deste processo sustenta o campo magnético da Terra; e as propriedades termodinâmicas do núcleo são bem restringidas pela aplicação da teoria do estado líquido a dados sísmicos e de laboratório.
BibTeX
@article{doi101126science2144521611,
author = "Stevenson, D. J.",
title = "Modelos do Núcleo da Terra",
year = "1981",
journal = "Science",
abstract = "Inferências combinadas da sismologia, experimentos de alta pressão e teoria, geomagnetismo, dinâmica de fluidos e visões atuais da evolução planetária terrestre levam a modelos do núcleo da Terra com as seguintes propriedades. A formação do núcleo foi contemporânea à acreção da Terra; o núcleo não está em equilíbrio químico com o manto; o núcleo externo é uma liga de ferro líquida contendo quantidades significativas de elementos mais leves e é provavelmente quase adiabático e composicionalmente uniforme; o núcleo interno sólido mais rico em ferro é uma consequência do congelamento parcial do núcleo externo, e a liberação de energia deste processo sustenta o campo magnético da Terra; e as propriedades termodinâmicas do núcleo são bem restringidas pela aplicação da teoria do estado líquido a dados sísmicos e de laboratório.",
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doi = "10.1126/science.214.4521.611",
openalex = "W2074267811"
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14. Austin, S. A, 1982, A Terra tinha uma atmosfera redutora?
BibTeX
@misc{austin1982did1,
author = "Austin, S. A",
title = "A Terra tinha uma atmosfera redutora?",
year = "1982",
howpublished = "ICR Impact Series, no. 109, p. i-iv",
note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Austin, S. A., 1982, A Terra tinha uma atmosfera redutora?: ICR Impact Series, no. 109, p. i-iv.}"
}
15. Clemmey, H. e Badham, N, 1982, Oxigênio na atmosfera do Pré-Cambriano: uma avaliação das evidências geológicas: The Geographical Review, v. 10, p. 141-146.
BibTeX
@article{clemmey1982oxygen6,
author = "Clemmey, H. e Badham, N",
title = "Oxigênio na atmosfera do Pré-Cambriano",
year = "1982",
journal = "uma avaliação das evidências geológicas: The Geographical Review, v. 10, p. 141-146",
note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Clemmey, H., e Badham, N., 1982, Oxigênio na atmosfera do Pré-Cambriano: uma avaliação das evidências geológicas: The Geographical Review, v. 10, p. 141-146.}"
}
16. Pollack, James B. e Black, David C., 1982, Gases nobres nas atmosferas planetárias: Implicações para a origem e evolução das atmosferas: Icarus.
DOI: 10.1016/0019-1035(82)90079-3
BibTeX
@article{doi1010160019103582900793,
author = "Pollack, James B. e Black, David C.",
title = "Gases nobres nas atmosferas planetárias: Implicações para a origem e evolução das atmosferas",
year = "1982",
journal = "Icarus",
url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(82)90079-3",
doi = "10.1016/0019-1035(82)90079-3",
openalex = "W2044634350"
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17. Holland, Heinrich, 1984, A Evolução Química da Atmosfera e dos Oceanos: Princeton University Press eBooks.
Resumo
Nesta primeira tentativa em grande escala de reconstruir a evolução química da atmosfera e dos oceanos da Terra, Heinrich Holland reúne dados de um amplo espectro de campos para traçar a história do sistema oceano-atmosfera. Um pioneiro em uma área de estudos cada vez mais importante, ele apresenta um tratamento abrangente do conhecimento sobre este assunto, fornece uma extensa bibliografia e esboça problemas e abordagens para pesquisas futuras. Os primeiros quatro capítulos tratam dos primeiros meio bilhão de anos turbulentos da história da Terra. Os próximos quatro capítulos, dedicados principalmente à Terra entre 3,9 e 0,6 bilhões de anos atrás, demonstram que as mudanças na atmosfera e nos oceanos durante este período não foram dramáticas. O último capítulo do livro trata do Eon Fanerozoico; embora a composição isotópica do enxofre e do estrôncio na água do mar tenha variado muito durante este período da história da Terra, a composição química da água do mar não mudou.
BibTeX
@book{doi1015159780691220239,
author = "Holland, Heinrich",
title = "The Chemical Evolution of the Atmosphere and Oceans",
year = "1984",
booktitle = "Princeton University Press eBooks",
abstract = "In this first full-scale attempt to reconstruct the chemical evolution of the Earth's atmosphere and oceans, Heinrich Holland assembles data from a wide spectrum of fields to trace the history of the ocean-atmosphere system. A pioneer in an increasingly important area of scholarship, he presents a comprehensive treatment of knowledge on this subject, provides an extensive bibliography, and outlines problems and approaches for further research. The first four chapters deal with the turbulent first half billion years of Earth history. The next four chapters, devoted largely to the Earth from 3.9 to 0.6 b.y.b.p., demonstrate that changes in the atmosphere and oceans during this period were not dramatic. The last chapter of the book deals with the Phanerozoic Eon; although the isotopic composition of sulfur and strontium in seawater varied greatly during this period of Earth history, the chemical composition of seawater did not.",
url = "https://doi.org/10.1515/9780691220239",
doi = "10.1515/9780691220239",
openalex = "W1638884317"
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18. Zahnle, Kevin e Kasting, James F. e Pollack, James B., 1988, Evolução de uma atmosfera de vapor durante a acreção da Terra: Icarus.
DOI: 10.1016/0019-1035(88)90031-0
BibTeX
@article{doi1010160019103588900310,
author = "Zahnle, Kevin e Kasting, James F. e Pollack, James B.",
title = "Evolução de uma atmosfera de vapor durante a acreção da Terra",
year = "1988",
journal = "Icarus",
url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90031-0",
doi = "10.1016/0019-1035(88)90031-0",
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}
19. Kasting, James F., 1988, Atmosferas de efeito estufa desenfreado e úmido e a evolução da Terra e de Vênus: Icarus.
DOI: 10.1016/0019-1035(88)90116-9
BibTeX
@article{doi1010160019103588901169,
author = "Kasting, James F.",
title = "Atmosferas de efeito estufa desenfreado e úmido e a evolução da Terra e de Vênus",
year = "1988",
journal = "Icarus",
url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90116-9",
doi = "10.1016/0019-1035(88)90116-9",
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references = "doi1010160019103578900210, doi1010160019103588900310"
}
20. 1989, Atmospherics: Europhysics News: v. 20, no. 10: p. 154-154.
BibTeX
@article{crossref1989atmospherics,
title = "Atmospherics",
year = "1989",
journal = "Europhysics News",
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doi = "10.1051/epn/19892010154b",
number = "10",
pages = "154-154",
volume = "20"
}
21. Pepin, Robert O., 1991, On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles: Icarus.
DOI: 10.1016/0019-1035(91)90036-s
BibTeX
@article{doi101016001910359190036s,
author = "Pepin, Robert O.",
title = "On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles",
year = "1991",
journal = "Icarus",
url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(91)90036-s",
doi = "10.1016/0019-1035(91)90036-s",
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references = "doi1010160019103583900325, doi1010160032063363901132, doi101029jb087ib07p05611, doi101038338487a0, doi101126science2214611651"
}
22. Zahnle, K e Pollack, J B e Grinspoon, D e Dones, L, 1992, Atmosferas geradas por impacto sobre Titã, Ganimedes e Calisto.: Icarus.
DOI: 10.1016/0019-1035(92)90187-c Fonte
Resumo
A competição entre a erosão por impacto e o fornecimento de voláteis por impacto às atmosferas planetárias pode determinar se um planeta ou satélite acumula uma atmosfera. Na ausência de outros processos (por exemplo, degassing), encontramos que uma atmosfera planetária deve ser espessa, ou que não deve haver atmosfera alguma. A fronteira entre os dois casos extremos é definida pelas distribuições de massa e velocidade e pelo conteúdo intrínseco de voláteis dos impactores. Aplicamos nosso modelo especificamente a Titã, Calisto e Ganimedes. A população de impactores é identificada com cometas, seja na forma de planetesimais vagantes de Urano-Netuno ou como cometas do cinturão de Kuiper desalojados. Velocidades de impacto sistematicamente mais baixas em Titã permitem que ele retenha uma atmosfera espessa, enquanto Calisto e Ganimedes não obtêm nada. A atmosfera de Titã pode, portanto, ser uma expressão de um manto rico em voláteis de acreção tardia. Uma origem por impacto para a atmosfera de Titã explica naturalmente a alta razão D/H que ela compartilha com a Terra, os meteoritos carbonáceos e Halley. Também explica a semelhança geral da atmosfera de Titã com as de Tritão e Plutão, o que é, de outra forma, intrigante dada as histórias radicalmente diferentes e composições em massa desses objetos.
BibTeX
@article{doi101016001910359290187c,
author = "Zahnle, K e Pollack, J B e Grinspoon, D e Dones, L",
title = "Atmosferas geradas por impacto sobre Titã, Ganimedes e Calisto.",
year = "1992",
journal = "Icarus",
abstract = "A competição entre a erosão por impacto e o fornecimento de voláteis por impacto às atmosferas planetárias pode determinar se um planeta ou satélite acumula uma atmosfera. Na ausência de outros processos (por exemplo, degassing), encontramos que uma atmosfera planetária deve ser espessa, ou que não deve haver atmosfera alguma. A fronteira entre os dois casos extremos é definida pelas distribuições de massa e velocidade e pelo conteúdo intrínseco de voláteis dos impactores. Aplicamos nosso modelo especificamente a Titã, Calisto e Ganimedes. A população de impactores é identificada com cometas, seja na forma de planetesimais vagantes de Urano-Netuno ou como cometas do cinturão de Kuiper desalojados. Velocidades de impacto sistematicamente mais baixas em Titã permitem que ele retenha uma atmosfera espessa, enquanto Calisto e Ganimedes não obtêm nada. A atmosfera de Titã pode, portanto, ser uma expressão de um manto rico em voláteis de acreção tardia. Uma origem por impacto para a atmosfera de Titã explica naturalmente a alta razão D/H que ela compartilha com a Terra, os meteoritos carbonáceos e Halley. Também explica a semelhança geral da atmosfera de Titã com as de Tritão e Plutão, o que é, de outra forma, intrigante dada as histórias radicalmente diferentes e composições em massa desses objetos.",
url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11538396/",
doi = "10.1016/0019-1035(92)90187-c",
openalex = "W2080496895",
pmid = "11538396",
references = "doi101016001670378990286x, doi1010160019103583900325, doi1010160019103588900310, doi1010160022286070900190, doi1010160734743x87900698, doi101038338487a0, doi101038343129a0, doi101126science11538074, doi101130spe190, doi102307jctv1v3gr3r6"
}
23. Kasting, James F., 1993, A Atmosfera Primordial da Terra: Science.
Resumo
As ideias sobre a composição atmosférica e o clima na Terra primitiva evoluíram consideravelmente nos últimos 30 anos, mas muitas incertezas ainda permanecem. Geralmente concorda-se que a atmosfera continha pouco ou nenhum oxigênio livre inicialmente e que as concentrações de oxigênio aumentaram significativamente há cerca de 2,0 bilhões de anos, mas o tempo exato e as razões para esse aumento permanecem inexplicados. Da mesma forma, geralmente se admite que o efeito estufa atmosférico deve ter sido maior no passado para compensar a luminosidade solar reduzida, mas os níveis de dióxido de carbono atmosférico e outros gases de efeito estufa necessários permanecem especulativos. Uma melhor compreensão da evolução atmosférica passada é importante para entender a evolução da vida e para prever se planetas semelhantes à Terra podem existir em outras partes da galáxia.
BibTeX
@article{doi101126science11536547,
author = "Kasting, James F.",
title = "Earth's Early Atmosphere",
year = "1993",
journal = "Science",
abstract = "As ideias sobre a composição atmosférica e o clima na Terra primitiva evoluíram consideravelmente nos últimos 30 anos, mas muitas incertezas ainda permanecem. Geralmente concorda-se que a atmosfera continha pouco ou nenhum oxigênio livre inicialmente e que as concentrações de oxigênio aumentaram significativamente há cerca de 2,0 bilhões de anos, mas o tempo exato e as razões para esse aumento permanecem inexplicados. Da mesma forma, geralmente se admite que o efeito estufa atmosférico deve ter sido maior no passado para compensar a luminosidade solar reduzida, mas os níveis de dióxido de carbono atmosférico e outros gases de efeito estufa necessários permanecem especulativos. Uma melhor compreensão da evolução atmosférica passada é importante para entender a evolução da vida e para prever se planetas semelhantes à Terra podem existir em outras partes da galáxia.",
url = "https://doi.org/10.1126/science.11536547",
doi = "10.1126/science.11536547",
openalex = "W2001363398",
references = "doi101006icar19931010, doi101007bf00151270, doi101016001670379290064p, doi1010160019103588900310, doi101029gm032, doi101029jc086ic10p09776, doi101038321832a0, doi101038331612a0, doi101038342139a0, doi101038343129a0, doi101111j150239311988tb02083x, doi101126science11536492, doi101126science11538074, doi101126science1173046528, doi101126science1303370245, doi101126science1585174, doi101126science1631544, doi101126science177404352, doi101130001676061951621111ghosw20co2, doi1015159780691220239, doi102475ajs2837641, miller1953a, openalexw2026796374"
}
24. 1999, Atmospherics: Shakespeare: The Comedies.
DOI: 10.5040/9781350391055.ch-001
BibTeX
@incollection{crossref1999atmospherics,
title = "Atmospherics",
year = "1999",
booktitle = "Shakespeare: The Comedies",
url = "https://doi.org/10.5040/9781350391055.ch-001",
doi = "10.5040/9781350391055.ch-001"
}
25. Hauschildt, P. H. e Allard, F. e Baron, E., 1999, The NextGen Model Atmosphere Grid para \documentclass{aastex} \usepackage{amsbsy} \usepackage{amsfonts} \usepackage{amssymb} \usepackage{bm} \usepackage{mathrsfs} \usepackage{pifont} \usepackage{stmaryrd} \usepackage{textcomp} \usepackage{portland,xspace} \usepackage{amsmath,amsxtra} \usepackage[OT2,OT1]{fontenc} \newcommand\cyr{\renewcommand\rmdefault{wncyr} \renewcommand\sfdefault{wncyss} \renewcommand\encodingdefault{OT2} \normalfont \selectfont} \DeclareTextFontCommand{\textcyr}{\cyr} \pagestyle{empty} \DeclareMathSizes{10}{9}{7}{6} \begin{document} \landscape $3000\leq T_{\mathrm{eff}\,}\leq \mathrm{10,000}\,$ \end{document} K: The Astrophysical Journal.
Resumo
Apresentamos nossa grade de Model Atmosphere NextGen para estrelas de baixa massa, para temperaturas efetivas maiores que 3000 K. Estes modelos LTE são calculados com as mesmas suposições básicas do modelo e física de entrada como a parte VLMS da grade NextGen, de modo que a grade completa possa ser usada, por exemplo, para cálculos consistentes de evolução estelar e para análise internamente consistente de espectros de estrelas frias. Esta grade também é o ponto de partida para uma grande grade de atmosferas de modelos NLTE detalhadas para anãs e gigantes. Os modelos foram calculados de 3000 a 10.000 K (em passos de 200 K) para 3,5 ≤ log g ≤ 5,5 (em passos de 0,5) e metalicidades de -4,0 ≤ [M/H] ≤ 0,0.
BibTeX
@article{doi101086306745,
author = "Hauschildt, P. H. e Allard, F. e Baron, E.",
title = "The NextGen Model Atmosphere Grid para \documentclass{aastex} \usepackage{amsbsy} \usepackage{amsfonts} \usepackage{amssymb} \usepackage{bm} \usepackage{mathrsfs} \usepackage{pifont} \usepackage{stmaryrd} \usepackage{textcomp} \usepackage{portland,xspace} \usepackage{amsmath,amsxtra} \usepackage[OT2,OT1]{fontenc} \newcommand\cyr{\renewcommand\rmdefault{wncyr} \renewcommand\sfdefault{wncyss} \renewcommand\encodingdefault{OT2} \normalfont \selectfont} \DeclareTextFontCommand{\textcyr}{\cyr} \pagestyle{empty} \DeclareMathSizes{10}{9}{7}{6} \begin{document} \landscape $3000\leq T\_{\mathrm{eff}\,}\leq \mathrm{10,000}\,$ \end{document} K",
year = "1999",
journal = "The Astrophysical Journal",
abstract = "Apresentamos nossa grade de Model Atmosphere NextGen para estrelas de baixa massa, para temperaturas efetivas maiores que 3000 K. Estes modelos LTE são calculados com as mesmas suposições básicas do modelo e física de entrada como a parte VLMS da grade NextGen, de modo que a grade completa possa ser usada, por exemplo, para cálculos consistentes de evolução estelar e para análise internamente consistente de espectros de estrelas frias. Esta grade também é o ponto de partida para uma grande grade de atmosferas de modelos NLTE detalhadas para anãs e gigantes. Os modelos foram calculados de 3000 a 10.000 K (em passos de 200 K) para 3,5 ≤ log g ≤ 5,5 (em passos de 0,5) e metalicidades de -4,0 ≤ [M/H] ≤ 0,0.",
url = "https://doi.org/10.1086/306745",
doi = "10.1086/306745",
openalex = "W4292406868"
}
26. Morbidelli, Alessandro e Chambers, John e Lunine, J. I. e Petit, Jean-Marc e Robert, F. e Valsecchi, G. B. e Cyr, K. E., 2000, Regiões de origem e escalas de tempo para a entrega de água à Terra: Meteoritics and Planetary Science.
DOI: 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x
Resumo
Resumo— No sistema solar primordial, as fontes mais plausíveis da água acrecida pela Terra estavam no cinturão de asteroides externo, nas regiões dos planetas gigantes e no Cinturão de Kuiper. Investigamos as implicações sobre a origem da água da Terra de modelos dinâmicos da evolução primordial dos corpos do sistema solar e verificamos-os em relação a restrições químicas. Encontramos que é plausível que a Terra acreceu água ao longo de toda a sua formação, desde as fases iniciais quando a nebulosa solar ainda estava presente até as fases tardias do varredura livre de gás de planetesimais dispersos. Asteroides e cometas da região de Júpiter-Saturno foram os primeiros entregadores de água, quando a Terra tinha menos da metade de sua massa atual. A maior parte da água atualmente na Terra foi transportada por alguns embriões planetários, originalmente formados no cinturão de asteroides externo e acrecidos pela Terra na fase final de sua formação. Finalmente, um manto tardio, representando no máximo 10% da massa de água atual, ocorreu devido a cometas da região de Urano-Netuno e do Cinturão de Kuiper. O resultado líquido da acreção desses vários reservatórios é que a água na Terra tinha essencialmente a razão D/H típica da água condensada no cinturão de asteroides externo. Isso está em acordo com a observação de que a razão D/H nos oceanos é muito próxima do valor médio da razão D/H das inclusões de água em condritos carbonáceos.
BibTeX
@article{doi101111j194551002000tb01518x,
author = "Morbidelli, Alessandro e Chambers, John e Lunine, J. I. e Petit, Jean-Marc e Robert, F. e Valsecchi, G. B. e Cyr, K. E.",
title = "Regiões de origem e escalas de tempo para a entrega de água à Terra",
year = "2000",
journal = "Meteoritics and Planetary Science",
abstract = "Resumo— No sistema solar primordial, as fontes mais plausíveis da água acrecida pela Terra estavam no cinturão de asteroides externo, nas regiões dos planetas gigantes e no Cinturão de Kuiper. Investigamos as implicações sobre a origem da água da Terra de modelos dinâmicos da evolução primordial dos corpos do sistema solar e verificamos-os em relação a restrições químicas. Encontramos que é plausível que a Terra acreceu água ao longo de toda a sua formação, desde as fases iniciais quando a nebulosa solar ainda estava presente até as fases tardias do varredura livre de gás de planetesimais dispersos. Asteroides e cometas da região de Júpiter-Saturno foram os primeiros entregadores de água, quando a Terra tinha menos da metade de sua massa atual. A maior parte da água atualmente na Terra foi transportada por alguns embriões planetários, originalmente formados no cinturão de asteroides externo e acrecidos pela Terra na fase final de sua formação. Finalmente, um manto tardio, representando no máximo 10\% da massa de água atual, ocorreu devido a cometas da região de Urano-Netuno e do Cinturão de Kuiper. O resultado líquido da acreção desses vários reservatórios é que a água na Terra tinha essencialmente a razão D/H típica da água condensada no cinturão de asteroides externo. Isso está em acordo com a observação de que a razão D/H nos oceanos é muito próxima do valor médio da razão D/H das inclusões de água em condritos carbonáceos.",
url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
doi = "10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
openalex = "W2014359877",
references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19960190, doi101006icar19986007, doi101006icar19996299, doi1010079781461261674, doi101007bf00642464, doi1010160019103588900310, doi101016001910359190036s, doi101017cbo9780511545986, doi101126science25550501391, doi101126science27653191670"
}
27. Ehrenfreund, P. e Charnley, Steven B., 2000, Moléculas Orgânicas no Meio Interestelar, Cometas e Meteoritos: Uma Viagem das Nuvens Escuras à Terra Primordial: Annual Review of Astronomy and Astrophysics.
DOI: 10.1146/annurev.astro.38.1.427
Resumo
▪ Resumo Nossa compreensão da evolução de moléculas orgânicas e de sua jornada das nuvens moleculares ao sistema solar primitivo e à Terra mudou drasticamente. Incorporando resultados observacionais recentes da superfície e do espaço, bem como experimentos de simulação laboratorial e novos métodos de modelagem teórica, esta revisão resume o inventário e a distribuição de moléculas orgânicas em diferentes ambientes. A evolução, sobrevivência, transporte e transformação de orgânicos são monitorados, desde nuvens moleculares e o meio interestelar difuso até sua incorporação em material do sistema solar, como cometas e meteoritos. Restringimos os caminhos de formação na fase gasosa e na superfície de grãos para moléculas orgânicas em nuvens interestelares densas, usando observações recentes com o Observatório Espacial Infravermelho (ISO) e radiotelescópios baseados na superfície. Discute-se a principal evidência espectroscópica para compostos carbonáceos no meio interestelar difuso (pico UV em 2200 Å, bandas interestelares difusas, emissão vermelha estendida e bandas de absorção e emissão infravermelha). Criticamente revisamos as assinaturas e problemas não resolvidos relacionados aos principais componentes orgânicos sugeridos para estarem presentes no gás difuso, como hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (HAPs), fullerenos, diamantes e sólidos carbonáceos. Discutimos brevemente também a formação circumestelar de orgânicos ao redor de estrelas de tipo tardio. No sistema solar, missões espaciais ao cometa Halley e observações dos cometas brilhantes Hyakutake e Hale-Bopp permitiram recentemente uma reexaminação da química orgânica de poeira e voláteis em cometas de longo período. Revisamos os avanços nesta área e também discutimos o progresso feito na elucidação do complexo inventário orgânico de meteoritos carbonáceos. O conhecimento da química orgânica em nuvens moleculares, cometas e meteoritos e seu elo comum fornece restrições para os processos que levam à origem, evolução e distribuição da vida na Galáxia.
BibTeX
@article{doi101146annurevastro381427,
author = "Ehrenfreund, P. e Charnley, Steven B.",
title = "Moléculas Orgânicas no Meio Interestelar, Cometas e Meteoritos: Uma Viagem das Nuvens Escuras à Terra Primordial",
year = "2000",
journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
abstract = "▪ Resumo Nossa compreensão da evolução de moléculas orgânicas e de sua jornada das nuvens moleculares ao sistema solar primitivo e à Terra mudou drasticamente. Incorporando resultados observacionais recentes da superfície e do espaço, bem como experimentos de simulação laboratorial e novos métodos de modelagem teórica, esta revisão resume o inventário e a distribuição de moléculas orgânicas em diferentes ambientes. A evolução, sobrevivência, transporte e transformação de orgânicos são monitorados, desde nuvens moleculares e o meio interestelar difuso até sua incorporação em material do sistema solar, como cometas e meteoritos. Restringimos os caminhos de formação na fase gasosa e na superfície de grãos para moléculas orgânicas em nuvens interestelares densas, usando observações recentes com o Observatório Espacial Infravermelho (ISO) e radiotelescópios baseados na superfície. Discute-se a principal evidência espectroscópica para compostos carbonáceos no meio interestelar difuso (pico UV em 2200 Å, bandas interestelares difusas, emissão vermelha estendida e bandas de absorção e emissão infravermelha). Criticamente revisamos as assinaturas e problemas não resolvidos relacionados aos principais componentes orgânicos sugeridos para estarem presentes no gás difuso, como hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (HAPs), fullerenos, diamantes e sólidos carbonáceos. Discutimos brevemente também a formação circumestelar de orgânicos ao redor de estrelas de tipo tardio. No sistema solar, missões espaciais ao cometa Halley e observações dos cometas brilhantes Hyakutake e Hale-Bopp permitiram recentemente uma reexaminação da química orgânica de poeira e voláteis em cometas de longo período. Revisamos os avanços nesta área e também discutimos o progresso feito na elucidação do complexo inventário orgânico de meteoritos carbonáceos. O conhecimento da química orgânica em nuvens moleculares, cometas e meteoritos e seu elo comum fornece restrições para os processos que levam à origem, evolução e distribuição da vida na Galáxia.",
url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.38.1.427",
doi = "10.1146/annurev.astro.38.1.427",
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references = "doi101006icar19996299, doi101038318162a0, doi101038347354a0, doi101038355125a0, doi101038359707a0, doi101086155591, doi101126science11538074, doi101126science2735277924, doi101146annurevaa09090171000245, doi101146annurevaa28090190000345, doi105860choice312093"
}
28. Owen, T C e Bar-Nun, A, 2001, Contribuições de planetesimais gelados para a atmosfera primitiva da Terra.: Origens da vida e evolução da biosfera: a revista da Sociedade Internacional para o Estudo da Origem da Vida.
DOI: 10.1023/a:1011809412925 Fonte
Resumo
Experimentos de laboratório sobre a captura de gases por gelo formado em baixas temperaturas implicam cometas como principais transportadores dos gases nobres pesados para os planetas internos. Esses planetesimais gelados também podem ter trazido os compostos de nitrogênio que, em última análise, produziram o N2 atmosférico. No entanto, se a amostra de três cometas analisados até agora for típica, os oceanos da Terra não podem ter sido produzidos apenas por cometas; eles requerem uma fonte adicional de água com baixo D/H. O neônio altamente fracionado na atmosfera da Terra também pode indicar a importância de transportadores não gelados de voláteis. O transportador adicional mais importante é provavelmente o material rochoso que compõe a maior parte da massa desses planetas. Vênus pode requerer uma contribuição de planetesimais gelados formados nas baixas temperaturas características do Cinturão de Kuiper.
BibTeX
@article{doi101023a1011809412925,
author = "Owen, T C and Bar-Nun, A",
title = "Contributions of icy planetesimals to the Earth's early atmosphere.",
year = "2001",
journal = "Origins of life and evolution of the biosphere: the journal of the International Society for the Study of the Origin of Life",
abstract = "Experimentos de laboratório sobre a captura de gases por gelo formado em baixas temperaturas implicam cometas como principais transportadores dos gases nobres pesados para os planetas internos. Esses planetesimais gelados também podem ter trazido os compostos de nitrogênio que, em última análise, produziram o N2 atmosférico. No entanto, se a amostra de três cometas analisados até agora for típica, os oceanos da Terra não podem ter sido produzidos apenas por cometas; eles requerem uma fonte adicional de água com baixo D/H. O neônio altamente fracionado na atmosfera da Terra também pode indicar a importância de transportadores não gelados de voláteis. O transportador adicional mais importante é provavelmente o material rochoso que compõe a maior parte da massa desses planetas. Vênus pode requerer uma contribuição de planetesimais gelados formados nas baixas temperaturas características do Cinturão de Kuiper.",
url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11599179/",
doi = "10.1023/a:1011809412925",
openalex = "W2257792074",
pmid = "11599179",
references = "doi101006icar19951190, doi1010160012821x76901187, doi101016001670378990286x, doi101016001910359190036s, doi101029js082i028p04341, doi101029js082i028p04635, doi101038190389a0, doi101111j194551001994tb01092x, doi101126science27553081904, doi101146annurevaa32090194001203"
}
29. Kopp, Robert E. e Kirschvink, Joseph L. e Hilburn, Isaac A. e Nash, Cody Z., 2005, A Terra bola de neve do Paleoproterozoico: Um desastre climático desencadeado pela evolução da fotossíntese oxigênica: Proceedings of the National Academy of Sciences.
Resumo
Embora evidências de biomarcadores, elementos traço e isotópicos tenham sido usadas para alegar que a fotossíntese oxigênica evoluiu até 2,8 giga-ano antes do presente (Ga) e talvez tão cedo quanto 3,7 Ga, um exame cético levanta dúvidas consideráveis sobre a presença de produtores de oxigênio nesses períodos. Características geológicas sugestivas de oxigênio, como camadas vermelhas, paleossolos lateríticos e o retorno de depósitos sedimentares de sulfato após uma pausa de aproximadamente 900 milhões de anos, ocorrem pouco antes da aproximadamente 2,3-2,2 Ga Makganyene "Terra bola de neve" (glaciação global). A deposição maciça de Mn, que tem um alto potencial redox, praticamente requer a presença de oxigênio ambiental após a bola de neve. Novas restrições de idade do Supergroupo Transvaal da África do Sul sugerem que todas as três glaciações no Supergroupo Huronian do Canadá antecedem o evento da Bola de Neve. Um modelo simples de crescimento de cianobactérias incorporando a faixa de fluxos de C, Fe e P esperados durante uma glaciação parcial em um mundo anóxico com oceanos ricos em Fe indica que a fotossíntese oxigênica poderia ter destruído um efeito estufa de metano e desencadeado um evento de bola de neve em escalas de tempo tão curtas quanto 1 milhão de anos. Como as evidências geológicas que exigem oxigênio não aparecem durante a glaciação de Pongola em 2,9 Ga ou durante as glaciações de Huronian, argumentamos que as cianobactérias oxigênicas evoluíram e se irradiaram pouco antes da bola de neve de Makganyene.
BibTeX
@article{doi101073pnas0504878102,
author = "Kopp, Robert E. and Kirschvink, Joseph L. and Hilburn, Isaac A. and Nash, Cody Z.",
title = "The Paleoproterozoic snowball Earth: A climate disaster triggered by the evolution of oxygenic photosynthesis",
year = "2005",
journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
abstract = {Embora evidências de biomarcadores, elementos traço e isotópicos tenham sido usadas para alegar que a fotossíntese oxigênica evoluiu até 2,8 giga-ano antes do presente (Ga) e talvez tão cedo quanto 3,7 Ga, um exame cético levanta dúvidas consideráveis sobre a presença de produtores de oxigênio nesses períodos. Características geológicas sugestivas de oxigênio, como camadas vermelhas, paleossolos lateríticos e o retorno de depósitos sedimentares de sulfato após uma pausa de aproximadamente 900 milhões de anos, ocorrem pouco antes da aproximadamente 2,3-2,2 Ga Makganyene "Terra bola de neve" (glaciação global). A deposição maciça de Mn, que tem um alto potencial redox, praticamente requer a presença de oxigênio ambiental após a bola de neve. Novas restrições de idade do Supergroupo Transvaal da África do Sul sugerem que todas as três glaciações no Supergroupo Huronian do Canadá antecedem o evento da Bola de Neve. Um modelo simples de crescimento de cianobactérias incorporando a faixa de fluxos de C, Fe e P esperados durante uma glaciação parcial em um mundo anóxico com oceanos ricos em Fe indica que a fotossíntese oxigênica poderia ter destruído um efeito estufa de metano e desencadeado um evento de bola de neve em escalas de tempo tão curtas quanto 1 milhão de anos. Como as evidências geológicas que exigem oxigênio não aparecem durante a glaciação de Pongola em 2,9 Ga ou durante as glaciações de Huronian, argumentamos que as cianobactérias oxigênicas evoluíram e se irradiaram pouco antes da bola de neve de Makganyene.},
url = "https://doi.org/10.1073/pnas.0504878102",
doi = "10.1073/pnas.0504878102",
openalex = "W2145815106",
references = "doi101146annurevearth241191, doi102113gsecongeo6871135"
}
30. Ribas, I. e Guinan, E. F. e Güdel, M. e Audard, M., 2005, Evolução da Atividade Solar ao Longo do Tempo e Efeitos nas Atmosferas Planetárias. I. Irradianças de Alta Energia (1–1700 Å): The Astrophysical Journal.
Resumo
Relatamos os resultados do programa multi-comprimento de onda Sun in Time (raios-X a UV) de análogos solares com idades cobrindo ∼0,1-7 Gyr. Os principais objetivos científicos são estudar o dínamo magnético solar e determinar as propriedades radiativas e magnéticas do Sol durante sua evolução ao longo da sequência principal. O presente artigo foca no último objetivo, que tem o propósito final de fornecer a evolução da irradiância espectral de estrelas do tipo solar para ser usada no estudo e modelagem de atmosferas planetárias. Os resultados do programa Sun in Time sugerem que as emissões de raios-X-EUV da coroa do Sol jovem da sequência principal eram ∼100-1000 vezes mais fortes do que as do Sol atual. Da mesma forma, espera-se que as emissões FUV-UV da região de transição e da cromosfera do Sol jovem sejam 20-60 e 10-20 vezes mais fortes, respectivamente, do que atualmente. Quando consideramos a emissão de alta energia integrada de 1 a 1200 Å, a relação resultante indica que há cerca de 2,5 Gyr o fluxo de alta energia solar era cerca de 2,5 vezes o valor atual e há cerca de 3,5 Gyr era cerca de 6 vezes o valor atual (quando a vida supostamente surgiu na Terra). As fortes emissões de radiação inferidas devem ter tido grandes influências na estrutura térmica, fotoquímica e fotoionização das atmosferas planetárias e desempenhado um papel importante no desenvolvimento da vida primitiva no sistema solar. Alguns exemplos da aplicação dos resultados do Sun in Time em exoplanetas e em planetas do sistema solar primitivo são discutidos.
BibTeX
@article{doi101086427977,
author = "Ribas, I. and Guinan, E. F. and Güdel, M. and Audard, M.",
title = "Evolução da Atividade Solar ao Longo do Tempo e Efeitos nas Atmosferas Planetárias. I. Irradianças de Alta Energia (1–1700 Å)",
year = "2005",
journal = "The Astrophysical Journal",
abstract = "Relatamos os resultados do programa multi-comprimento de onda Sun in Time (raios-X a UV) de análogos solares com idades cobrindo ∼0,1-7 Gyr. Os principais objetivos científicos são estudar o dínamo magnético solar e determinar as propriedades radiativas e magnéticas do Sol durante sua evolução ao longo da sequência principal. O presente artigo foca no último objetivo, que tem o propósito final de fornecer a evolução da irradiância espectral de estrelas do tipo solar para ser usada no estudo e modelagem de atmosferas planetárias. Os resultados do programa Sun in Time sugerem que as emissões de raios-X-EUV da coroa do Sol jovem da sequência principal eram ∼100-1000 vezes mais fortes do que as do Sol atual. Da mesma forma, espera-se que as emissões FUV-UV da região de transição e da cromosfera do Sol jovem sejam 20-60 e 10-20 vezes mais fortes, respectivamente, do que atualmente. Quando consideramos a emissão de alta energia integrada de 1 a 1200 Å, a relação resultante indica que há cerca de 2,5 Gyr o fluxo de alta energia solar era cerca de 2,5 vezes o valor atual e há cerca de 3,5 Gyr era cerca de 6 vezes o valor atual (quando a vida supostamente surgiu na Terra). As fortes emissões de radiação inferidas devem ter tido grandes influências na estrutura térmica, fotoquímica e fotoionização das atmosferas planetárias e desempenhado um papel importante no desenvolvimento da vida primitiva no sistema solar. Alguns exemplos da aplicação dos resultados do Sun in Time em exoplanetas e em planetas do sistema solar primitivo são discutidos.",
url = "https://doi.org/10.1086/427977",
doi = "10.1086/427977",
openalex = "W2082329580",
references = "doi101006icar19931010, doi101038342139a0, doi101086304264"
}
31. Furnham, Adrian, 2006, Atmospherics: Management Mumbo-Jumbo: p. 23-25.
BibTeX
@incollection{furnham2006atmospherics,
author = "Furnham, Adrian",
title = "Atmospherics",
year = "2006",
booktitle = "Management Mumbo-Jumbo",
url = "https://doi.org/10.1057/9780230626591\_5",
doi = "10.1057/9780230626591\_5",
pages = "23-25"
}
32. Lämmer, H. e Kasting, James F. e Chassefière, Éric e Johnson, Robert E. e Kulikov, Yuri N. e Tian, Feng, 2008, Escape Atmosférico e Evolução de Planetas e Satélites Terrestres: Space Science Reviews.
DOI: 10.1007/s11214-008-9413-5
BibTeX
@article{doi101007s1121400894135,
author = "Lämmer, H. e Kasting, James F. e Chassefière, Éric e Johnson, Robert E. e Kulikov, Yuri N. e Tian, Feng",
title = "Escape Atmosférico e Evolução de Planetas e Satélites Terrestres",
year = "2008",
journal = "Space Science Reviews",
url = "https://doi.org/10.1007/s11214-008-9413-5",
doi = "10.1007/s11214-008-9413-5",
openalex = "W1972266886",
references = "doi1010160019103583900325"
}
33. Murray‐Clay, Ruth e Chiang, Eugene e Murray, Norman, 2009, FUGA ATMOSFÉRICA DE JÚPITERES QUENTES: The Astrophysical Journal.
DOI: 10.1088/0004-637x/693/1/23
Resumo
O aquecimento por fotoionização causado pela radiação UV incidente nas atmosferas de Júpiteres quentes pode impulsionar a perda de massa planetária. Construímos um modelo de fuga que inclui aquecimento e resfriamento realistas, equilíbrio de ionização, gravidade de maré e confinamento de pressão pelo vento da estrela hospedeira. Mostramos que a perda de massa assume a forma de um vento hidrodinâmico ("Parker"), emitido do lado diurno do planeta durante períodos de calmaria no vento estelar. Quando os ventos diurnos são suprimidos pela ação confinante do vento estelar, os ventos noturnos podem se intensificar se houver transporte horizontal suficiente de calor. Um Júpiter quente perde massa nas taxas máximas de ~2 x 10^12 g/s durante a fase pré-sequência principal de sua estrela hospedeira e ~2 x10^10 g/s durante a vida de sequência principal da estrela, resultando em perdas máximas totais de ~0,06% e ~0,6% da massa do planeta, respectivamente. Para fluxos de UV F_UV < 10^4 erg/cm^2/s, a taxa de perda de massa é aproximadamente limitada pela energia e é proporcional a F_UV^0.9. Para fluxos de UV maiores, como os típicos de estrelas T Tauri, as perdas radiativas e a recombinação de plasma forçam a taxa de perda de massa a aumentar mais lentamente, como F_UV^0.6. Os ventos diurnos são suprimidos durante a fase T Tauri devido ao confinamento pela pressão esmagadora do vento estelar. Concluímos que, embora a radiação UV possa de fato impulsionar ventos de Júpiteres quentes, tais ventos não podem alterar significativamente as massas planetárias durante qualquer estágio evolutivo. Eles podem, no entanto, produzir assinaturas observáveis. Candidatos para explicar por que os fótons de Lyman-alpha de HD 209458 são absorvidos em velocidades deslocadas por Doppler de +/- 100 km/s incluem a troca de carga no choque entre os ventos planetário e estelar.
BibTeX
@article{doi1010880004637x693123,
author = "Murray‐Clay, Ruth e Chiang, Eugene e Murray, Norman",
title = "FUGA ATMOSFÉRICA DE JÚPITERES QUENTES",
year = "2009",
journal = "The Astrophysical Journal",
abstract = {O aquecimento por fotoionização causado pela radiação UV incidente nas atmosferas de Júpiteres quentes pode impulsionar a perda de massa planetária. Construímos um modelo de fuga que inclui aquecimento e resfriamento realistas, equilíbrio de ionização, gravidade de maré e confinamento de pressão pelo vento da estrela hospedeira. Mostramos que a perda de massa assume a forma de um vento hidrodinâmico ("Parker"), emitido do lado diurno do planeta durante períodos de calmaria no vento estelar. Quando os ventos diurnos são suprimidos pela ação confinante do vento estelar, os ventos noturnos podem se intensificar se houver transporte horizontal suficiente de calor. Um Júpiter quente perde massa nas taxas máximas de \textasciitilde 2 x 10^12 g/s durante a fase pré-sequência principal de sua estrela hospedeira e \textasciitilde 2 x10^10 g/s durante a vida de sequência principal da estrela, resultando em perdas máximas totais de \textasciitilde 0,06\% e \textasciitilde 0,6\% da massa do planeta, respectivamente. Para fluxos de UV F\_UV < 10^4 erg/cm^2/s, a taxa de perda de massa é aproximadamente limitada pela energia e é proporcional a F\_UV^0.9. Para fluxos de UV maiores, como os típicos de estrelas T Tauri, as perdas radiativas e a recombinação de plasma forçam a taxa de perda de massa a aumentar mais lentamente, como F\_UV^0.6. Os ventos diurnos são suprimidos durante a fase T Tauri devido ao confinamento pela pressão esmagadora do vento estelar. Concluímos que, embora a radiação UV possa de fato impulsionar ventos de Júpiteres quentes, tais ventos não podem alterar significativamente as massas planetárias durante qualquer estágio evolutivo. Eles podem, no entanto, produzir assinaturas observáveis. Candidatos para explicar por que os fótons de Lyman-alpha de HD 209458 são absorvidos em velocidades deslocadas por Doppler de +/- 100 km/s incluem a troca de carga no choque entre os ventos planetário e estelar.},
url = "https://doi.org/10.1088/0004-637x/693/1/23",
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34. 2011, Atmospherics: Encyclopedia of Sports Management and Marketing.
DOI: 10.4135/9781412994156.n42
BibTeX
@misc{crossref2011atmospherics,
title = "Atmospherics",
year = "2011",
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35. Greenland, Steve e Newman, Andrew, 2015, Atmospherics: Enciclopédia Wiley de Gestão: p. 1-1.
DOI: 10.1002/9781118785317.weom090343
Resumo
"Atmospherics é a adaptação do ambiente projetado (às vezes referido como 'construído' – veja Mehrabian e Russell, 1974) para aumentar a probabilidade de efeitos ou resultados desejados nos usuários" (Greenland e McGoldrick, 1994).
BibTeX
@misc{greenland2015atmospherics,
author = "Greenland, Steve e Newman, Andrew",
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booktitle = "Enciclopédia Wiley de Gestão",
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pages = "1-1"
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36. Yung, Y.L. e Wong, M.L. e Gaidos, E.J., 2015, SISTEMA SOLAR/SOL, ATMOSFERAS, EVOLUÇÃO DAS ATMOSFERAS | Evolução da Atmosfera da Terra: Encyclopedia of Atmospheric Sciences: p. 163-167.
DOI: 10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4
BibTeX
@incollection{yung2015solar,
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37. Catling, David C. e Kasting, James F., 2017, Evolução Atmosférica em Mundos Habitados e Inabitados: Cambridge University Press eBooks.
Resumo
À medida que a busca por exoplanetas semelhantes à Terra ganha ritmo, para entendê-los, precisamos de teorias abrangentes sobre como as atmosferas planetárias se formam e evoluem. Escrito por dois cientistas planetários bem conhecidos, este texto explica os princípios físicos e químicos da evolução atmosférica e das atmosferas planetárias, no contexto de como a composição atmosférica e o clima determinam a habitabilidade de um planeta. Os autores revisam nosso entendimento atual da evolução atmosférica e do clima na Terra, em outros planetas rochosos dentro do nosso Sistema Solar e em planetas muito além. Incorporando um tratamento matemático rigoroso, cobrem conceitos e equações que governam uma variedade de tópicos, incluindo química atmosférica, termodinâmica, transferência radiativa e dinâmica atmosférica, e fornecem uma visão integrada das atmosferas planetárias e de sua evolução. Este texto interdisciplinar é um recurso indispensável de parada única para estudantes de pós-graduação e pesquisadores que trabalham nas áreas de ciência atmosférica, geoquímica, ciência planetária, astrobiologia e astronomia.
BibTeX
@book{doi1010179781139020558,
author = "Catling, David C. and Kasting, James F.",
title = "Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds",
year = "2017",
booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
abstract = "As the search for Earth-like exoplanets gathers pace, in order to understand them, we need comprehensive theories for how planetary atmospheres form and evolve. Written by two well-known planetary scientists, this text explains the physical and chemical principles of atmospheric evolution and planetary atmospheres, in the context of how atmospheric composition and climate determine a planet\'s habitability. The authors survey our current understanding of the atmospheric evolution and climate on Earth, on other rocky planets within our Solar System, and on planets far beyond. Incorporating a rigorous mathematical treatment, they cover the concepts and equations governing a range of topics, including atmospheric chemistry, thermodynamics, radiative transfer, and atmospheric dynamics, and provide an integrated view of planetary atmospheres and their evolution. This interdisciplinary text is an invaluable one-stop resource for graduate-level students and researchers working across the fields of atmospheric science, geochemistry, planetary science, astrobiology, and astronomy.",
url = "https://doi.org/10.1017/9781139020558",
doi = "10.1017/9781139020558",
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38. Gebauer, S. e Grenfell, J.L. e Stock, J.W. e Lehmann, R. e Godolt, M. e von Paris, P. e Rauer, H., 2017, Evolução de atmosferas planetárias extrasolares semelhantes à Terra: Avaliando as atmosferas e biosferas de planetas análogos à Terra primitiva com um modelo acoplado de atmosfera e biogeoquímica: Astrobiologia: v. 17, no. 1: p. 27-54.
BibTeX
@article{gebauer2017evolution,
author = "Gebauer, S. e Grenfell, J.L. e Stock, J.W. e Lehmann, R. e Godolt, M. e von Paris, P. e Rauer, H.",
title = "Evolução de atmosferas planetárias extrasolares semelhantes à Terra: Avaliando as atmosferas e biosferas de planetas análogos à Terra primitiva com um modelo acoplado de atmosfera e biogeoquímica",
year = "2017",
journal = "Astrobiology",
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doi = "10.1089/ast.2015.1384",
number = "1",
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pages = "27-54",
volume = "17",
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39. Lämmer, H. e Zerkle, Aubrey L. e Gebauer, S e Tosi, Nicola e Noack, Lena e Scherf, Manuel e Pilat‐Lohinger, Elke e Güdel, M. e Grenfell, John Lee e Godolt, M. e Nikolaou, Athanasia, 2018, Origem e evolução das atmosferas da Vênus primitiva, da Terra e de Marte: The Astronomy and Astrophysics Review.
DOI: 10.1007/s00159-018-0108-y
BibTeX
@article{doi101007s001590180108y,
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title = "Origem e evolução das atmosferas da Vênus primitiva, da Terra e de Marte",
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journal = "The Astronomy and Astrophysics Review",
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40. Gebauer, S. e Grenfell, J.L. e Lehmann, R. e Rauer, H., 2018, Evolução de atmosferas planetárias semelhantes à Terra ao redor de Estrelas M Dwarf: Avaliando as atmosferas e biosferas com um modelo acoplado de atmosfera e biogeoquímica: Astrobiologia: v. 18, no. 7: p. 856-872.
BibTeX
@article{gebauer2018evolution,
author = "Gebauer, S. e Grenfell, J.L. e Lehmann, R. e Rauer, H.",
title = "Evolução de atmosferas planetárias semelhantes à Terra ao redor de Estrelas M Dwarf: Avaliando as atmosferas e biosferas com um modelo acoplado de atmosfera e biogeoquímica",
year = "2018",
journal = "Astrobiology",
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doi = "10.1089/ast.2017.1723",
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pages = "856-872",
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}
41. Wunderlich, Fabian e Godolt, M. e Grenfell, John Lee e Städt, Steffen e Smith, A. M. S. e Gebauer, S e Schreier, Franz e Hedelt, Pascal e Rauer, H., 2019, Detectabilidade de características atmosféricas de planetas semelhantes à Terra na zona habitável ao redor de anãs M: Astronomy and Astrophysics.
DOI: 10.1051/0004-6361/201834504
Resumo
Contexto. A caracterização da atmosfera de exoplanetas é uma das principais metas da ciência de exoplanetas nas próximas décadas. Objetivos. Investigamos a detectabilidade de características espectrais atmosféricas de planetas semelhantes à Terra na zona habitável (HZ) ao redor de anãs M com o futuro Telescópio Espacial James Webb (JWST). Métodos. Utilizamos um modelo acoplado de 1D clima-química para simular a influência de uma gama de espectros de anãs M observados e modelados em planetas semelhantes à Terra. As atmosferas simuladas serviram como entrada para o cálculo dos espectros de transmissão dos planetas hipotéticos, usando um modelo de transferência radiativa espectral linha por linha. Para investigar a detectabilidade espectroscópica de bandas de absorção com o JWST, desenvolvemos ainda mais um modelo de razão sinal-ruído (S/N) e aplicamos-o aos nossos espectros de transmissão. Resultados. Altas abundâncias de metano (CH 4) e água (H 2 O) na atmosfera de planetas semelhantes à Terra ao redor de anãs M de médio a final aumentam a detectabilidade das características espectrais correspondentes em comparação com planetas de anãs M iniciais. Temperaturas aumentadas na atmosfera média de planetas de anãs M de médio a final expandem a atmosfera e aumentam ainda mais a detectabilidade de bandas de absorção. Para detectar CH 4, H 2 O e dióxido de carbono (CO 2) na atmosfera de um planeta semelhante à Terra ao redor de uma anã M de médio a final, observar apenas um trânsito com o JWST pode ser suficiente até uma distância de 4 pc e menos de dez trânsitos até uma distância de 10 pc. Como consequência dos limites de saturação do JWST e de bandas de absorção menos pronunciadas, a detecção de características espectrais de planetas hipotéticos semelhantes à Terra ao redor da maioria das anãs M iniciais exigiria mais de dez trânsitos. Identificamos 276 anãs M existentes (incluindo GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 e LHS 1140) ao redor das quais características de absorção atmosférica de planetas hipotéticos semelhantes à Terra poderiam ser detectadas somando apenas alguns trânsitos. Conclusões. O satélite TESS provavelmente encontrará novos planetas terrestres em trânsito dentro de 15 pc da Terra. Mostramos que, usando espectroscopia de transmissão, o JWST pode fornecer precisão suficiente para ser capaz de caracterizar parcialmente a atmosfera das descobertas do TESS com uma composição semelhante à Terra ao redor de anãs M de médio a final.
BibTeX
@article{doi10105100046361201834504,
author = "Wunderlich, Fabian e Godolt, M. e Grenfell, John Lee e Städt, Steffen e Smith, A. M. S. e Gebauer, S e Schreier, Franz e Hedelt, Pascal e Rauer, H.",
title = "Detectabilidade de características atmosféricas de planetas semelhantes à Terra na zona habitável ao redor de anãs M",
year = "2019",
journal = "Astronomy and Astrophysics",
abstract = "Contexto. A caracterização da atmosfera de exoplanetas é uma das principais metas da ciência de exoplanetas nas próximas décadas. Objetivos. Investigamos a detectabilidade de características espectrais atmosféricas de planetas semelhantes à Terra na zona habitável (HZ) ao redor de anãs M com o futuro Telescópio Espacial James Webb (JWST). Métodos. Utilizamos um modelo acoplado de 1D clima-química para simular a influência de uma gama de espectros de anãs M observados e modelados em planetas semelhantes à Terra. As atmosferas simuladas serviram como entrada para o cálculo dos espectros de transmissão dos planetas hipotéticos, usando um modelo de transferência radiativa espectral linha por linha. Para investigar a detectabilidade espectroscópica de bandas de absorção com o JWST, desenvolvemos ainda mais um modelo de razão sinal-ruído (S/N) e aplicamos-o aos nossos espectros de transmissão. Resultados. Altas abundâncias de metano (CH 4) e água (H 2 O) na atmosfera de planetas semelhantes à Terra ao redor de anãs M de médio a final aumentam a detectabilidade das características espectrais correspondentes em comparação com planetas de anãs M iniciais. Temperaturas aumentadas na atmosfera média de planetas de anãs M de médio a final expandem a atmosfera e aumentam ainda mais a detectabilidade de bandas de absorção. Para detectar CH 4, H 2 O e dióxido de carbono (CO 2) na atmosfera de um planeta semelhante à Terra ao redor de uma anã M de médio a final, observar apenas um trânsito com o JWST pode ser suficiente até uma distância de 4 pc e menos de dez trânsitos até uma distância de 10 pc. Como consequência dos limites de saturação do JWST e de bandas de absorção menos pronunciadas, a detecção de características espectrais de planetas hipotéticos semelhantes à Terra ao redor da maioria das anãs M iniciais exigiria mais de dez trânsitos. Identificamos 276 anãs M existentes (incluindo GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 e LHS 1140) ao redor das quais características de absorção atmosférica de planetas hipotéticos semelhantes à Terra poderiam ser detectadas somando apenas alguns trânsitos. Conclusões. O satélite TESS provavelmente encontrará novos planetas terrestres em trânsito dentro de 15 pc da Terra. Mostramos que, usando espectroscopia de transmissão, o JWST pode fornecer precisão suficiente para ser capaz de caracterizar parcialmente a atmosfera das descobertas do TESS com uma composição semelhante à Terra ao redor de anãs M de médio a final.",
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doi = "10.1051/0004-6361/201834504",
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references = "gebauer2017evolution, gebauer2018evolution"
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42. Schlessinger, Monroe, 2019, Atmospherics: Fundamentos da Tecnologia de Infravermelho: p. 76-92.
BibTeX
@incollection{schlessinger2019atmospherics,
author = "Schlessinger, Monroe",
title = "Atmospherics",
year = "2019",
booktitle = "Infrared Technology Fundamentals",
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doi = "10.1201/9780203750834-4",
pages = "76-92"
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43. Hannah, Dehlia, 2021, Atmospherics: Routledge Handbook of Art, Science, and Technology Studies: p. 591-645.
BibTeX
@incollection{hannah2021atmospherics,
author = "Hannah, Dehlia",
title = "Atmospherics",
year = "2021",
booktitle = "Routledge Handbook of Art, Science, and Technology Studies",
url = "https://doi.org/10.4324/9780429437069-47",
doi = "10.4324/9780429437069-47",
pages = "591-645"
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44. Menten, Stephanie M e Sori, Michael M e Bramson, Ali M, 2022, Voláteis de origem endógena em Caronte e outros objetos do cinturão de Kuiper.: Nature Communications.
DOI: 10.1038/s41467-022-31846-8 Fonte
Resumo
Os objetos do cinturão de Kuiper (KBOs) possuem composições de superfície diversas, e a missão New Horizons ao sistema Plutão-Charonte permite testar hipóteses sobre a origem e evolução dessas superfícies de KBO. Trabalhos anteriores propuseram que o polo norte rico em compostos orgânicos de Caronte se formou a partir de voláteis processados radioliticamente, provenientes da atmosfera em escape de Plutão. Aqui, mostramos que uma fonte endógena de voláteis do interior de Caronte é plausível. Calculamos que a resurfacing criovulcânica liberou 1,29 × 1015-3,47 × 1015 kg de metano para a superfície de Caronte a partir de seu interior. Modelamos o transporte de voláteis e encontramos que a vasta maioria desse metano liberado vulcanicamente migra para os polos de Caronte, com taxas de deposição suficientes para ser processado nos compostos orgânicos observados. Produtos de metano irradiados aparecem em KBOs de tamanho similar que não orbitam um objeto do tamanho de Plutão para obter uma atmosfera em escape, portanto, voláteis de origem interna podem ser um processo comum e importante em todo o cinturão de Kuiper.
BibTeX
@article{doi101038s41467022318468,
author = "Menten, Stephanie M e Sori, Michael M e Bramson, Ali M",
title = "Voláteis de origem endógena em Caronte e outros objetos do cinturão de Kuiper.",
year = "2022",
journal = "Nature Communications",
abstract = "Os objetos do cinturão de Kuiper (KBOs) possuem composições de superfície diversas, e a missão New Horizons ao sistema Plutão-Charonte permite testar hipóteses sobre a origem e evolução dessas superfícies de KBO. Trabalhos anteriores propuseram que o polo norte rico em compostos orgânicos de Caronte se formou a partir de voláteis processados radioliticamente, provenientes da atmosfera em escape de Plutão. Aqui, mostramos que uma fonte endógena de voláteis do interior de Caronte é plausível. Calculamos que a resurfacing criovulcânica liberou 1,29 × 1015-3,47 × 1015 kg de metano para a superfície de Caronte a partir de seu interior. Modelamos o transporte de voláteis e encontramos que a vasta maioria desse metano liberado vulcanicamente migra para os polos de Caronte, com taxas de deposição suficientes para ser processado nos compostos orgânicos observados. Produtos de metano irradiados aparecem em KBOs de tamanho similar que não orbitam um objeto do tamanho de Plutão para obter uma atmosfera em escape, portanto, voláteis de origem interna podem ser um processo comum e importante em todo o cinturão de Kuiper.",
url = "https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC9363412/",
doi = "10.1038/s41467-022-31846-8",
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pmcid = "PMC9363412",
pmid = "35945207",
references = "doi1010160009254194001404, doi1010160019103584901428, doi101016jepsl200605041, doi101017s0305004100023197, doi101038s41467022318468, doi101086191050, doi101126science1106818, doi101126scienceaad1815, doi101126scienceaad7055, doi101126scienceaad9189, doi1012019781315380476"
}
45. Moran, Sarah E. e Stevenson, Kevin B. e Sing, David K. e MacDonald, Ryan J. e Kirk, James e Lustig‐Yaeger, Jacob e Peacock, Sarah e Mayorga, L. C. e Bennett, Katherine A. e López‐Morales, Mercedes e May, Erin e Rustamkulov, Zafar e Valenti, Jeff A. e Redai, Jéa Adams e Alam, Munazza K. e Batalha, Natasha E. e Fu, Guangwei e Gonzalez-Quiles, Junellie e Highland, Alicia N. e Kruse, Ethan e Lothringer, Joshua D. e Ceballos, Kevin Ortiz e Sotzen, Kristin S. e Wakeford, Hannah R., 2023, High Tide or Riptide on the Cosmic Shoreline? A Water-rich Atmosphere or Stellar Contamination for the Warm Super-Earth GJ 486b from JWST Observations: The Astrophysical Journal Letters.
Resumo
Resumo Planetas orbitando estrelas de anão-m são alvos principais na busca por atmosferas de exoplanetas rochosos. O pequeno tamanho dos anões-m torna seus planetas alvos excepcionais para espectroscopia de transmissão, facilitando a caracterização atmosférica. No entanto, permanece desconhecido se os ambientes de radiação extremo-UV altamente variáveis de suas estrelas hospedeiras permitem que as atmosferas persistam. Com o JWST, começamos a determinar se os mundos rochosos mais favoráveis orbitando anões-m possuem atmosferas detectáveis. Aqui, apresentamos um espectro de transmissão JWST NIRSpec/G395H de 2,8–5,2 μm do super-Terra quente (700 K, 40,3× a insolação da Terra) GJ 486b (1,3 R ⊕ e 3,0 M ⊕). O espectro medido de nossos dois trânsitos de GJ 486b desvia-se de uma linha plana em 2,2 σ − 3,3 σ, com base em três reduções independentes. Por meio de uma combinação de modelos de forward e retrieval, determinamos que GJ 486b possui ou uma atmosfera rica em água (com a restrição mais rigorosa sobre a abundância de água recuperada de H 2 O > 10% a 2 σ) ou o espectro de transmissão é contaminado por água presente em manchas estelares frias não ocultadas. Também encontramos que o espectro estelar medido é melhor ajustado por um modelo estelar com manchas estelares frias e facúlas quentes. Embora ambos os cenários de retrieval forneçam ajustes de igual qualidade (χ ν 2 = 1,0) às nossas observações NIRSpec/G395H, observações em comprimentos de onda mais curtos podem quebrar essa degenerescência e revelar se GJ 486b sustenta uma atmosfera rica em água.
BibTeX
@article{doi10384720418213accb9c,
author = "Moran, Sarah E. e Stevenson, Kevin B. e Sing, David K. e MacDonald, Ryan J. e Kirk, James e Lustig‐Yaeger, Jacob e Peacock, Sarah e Mayorga, L. C. e Bennett, Katherine A. e López‐Morales, Mercedes e May, Erin e Rustamkulov, Zafar e Valenti, Jeff A. e Redai, Jéa Adams e Alam, Munazza K. e Batalha, Natasha E. e Fu, Guangwei e Gonzalez-Quiles, Junellie e Highland, Alicia N. e Kruse, Ethan e Lothringer, Joshua D. e Ceballos, Kevin Ortiz e Sotzen, Kristin S. e Wakeford, Hannah R.",
title = "High Tide or Riptide on the Cosmic Shoreline? A Water-rich Atmosphere or Stellar Contamination for the Warm Super-Earth GJ 486b from JWST Observations",
year = "2023",
journal = "The Astrophysical Journal Letters",
abstract = "Resumo Planetas orbitando estrelas de anão-m são alvos principais na busca por atmosferas de exoplanetas rochosos. O pequeno tamanho dos anões-m torna seus planetas alvos excepcionais para espectroscopia de transmissão, facilitando a caracterização atmosférica. No entanto, permanece desconhecido se os ambientes de radiação extremo-UV altamente variáveis de suas estrelas hospedeiras permitem que as atmosferas persistam. Com o JWST, começamos a determinar se os mundos rochosos mais favoráveis orbitando anões-m possuem atmosferas detectáveis. Aqui, apresentamos um espectro de transmissão JWST NIRSpec/G395H de 2,8–5,2 μm do super-Terra quente (700 K, 40,3× a insolação da Terra) GJ 486b (1,3 R ⊕ e 3,0 M ⊕). O espectro medido de nossos dois trânsitos de GJ 486b desvia-se de uma linha plana em 2,2 σ − 3,3 σ, com base em três reduções independentes. Por meio de uma combinação de modelos de forward e retrieval, determinamos que GJ 486b possui ou uma atmosfera rica em água (com a restrição mais rigorosa sobre a abundância de água recuperada de H 2 O > 10\% a 2 σ) ou o espectro de transmissão é contaminado por água presente em manchas estelares frias não ocultadas. Também encontramos que o espectro estelar medido é melhor ajustado por um modelo estelar com manchas estelares frias e facúlas quentes. Embora ambos os cenários de retrieval forneçam ajustes de igual qualidade (χ ν 2 = 1,0) às nossas observações NIRSpec/G395H, observações em comprimentos de onda mais curtos podem quebrar essa degenerescência e revelar se GJ 486b sustenta uma atmosfera rica em água.",
url = "https://doi.org/10.3847/2041-8213/accb9c",
doi = "10.3847/2041-8213/accb9c",
openalex = "W4376983012",
references = "doi10384715384357aa7846"
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46. Regoli, Leonardo e Brandt, Pontus e Andre, Mats e Brain, David e Chaffin, Mike e Cohen, Ian e Dandouras, Iannis e Gkioulidou, Matina e Holmstrom, Mats e Ilie, Raluca e Jasinski, Jamie e Keika, Kunihiro e Kollmann, Peter e Lillis, Robert e Nikoukar, Romina e Nordheim, Tom e Rymer, Abigail e Seki, Kanako e Tucker, Orenthal e Vourlidas, Angelos, 2023, Compreendendo a Evolução das Atmosferas Planetárias: a necessidade de uma missão de escape atmosférico baseada na Terra: Bulletin of the AAS.
DOI: 10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf
BibTeX
@article{regoli2023understanding,
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47. STEWART, KATHLEEN, 2023, Atmospherics: A to Z de Métodos de Escrita Criativa.
DOI: 10.5040/9781350184244.ch-3
BibTeX
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48. Lee, Jason W., 2024, Atmospherics: Encyclopedia of Sport Management: p. 70-72.
DOI: 10.4337/9781035317189.ch41
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