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Um gigante gasoso é um planeta gigante composto principalmente de hidrogênio e hélio.[1] Júpiter e Saturno são os gigantes gasosos do Sistema Solar. O termo "gigante gasoso" era originalmente sinônimo de “planeta gigante”, mas na década de 1990 tornou-se conhecido que Urano e Netuno são realmente uma classe distinta de planetas gigantes, sendo compostos principalmente de substâncias voláteis mais pesadas (que são referidas como "gelados"). Por esta razão, Urano e Netuno são agora frequentemente classificados na categoria separada de gigantes gelados.[2]
Júpiter e Saturno consistem principalmente de hidrogênio e hélio, com elementos mais pesados representando entre 3 a 13% da massa.[3] Acredita-se que eles consistam em uma camada externa de hidrogênio molecular comprimido em torno de uma camada de hidrogênio metálico líquido, com provavelmente um núcleo rochoso derretido no interior. A porção mais externa de sua atmosfera de hidrogênio contém muitas camadas de nuvens visíveis que são compostas principalmente de água e amônia. A camada de hidrogênio metálico localizada no meio do interior compõe a maior parte de todos os gigantes gasosos e é chamada de "metálica" porque a pressão atmosférica muito grande transforma o hidrogênio em um condutor elétrico. Acredita-se que os núcleos dos gigantes gasosos consistam em elementos mais pesados em temperaturas tão altas (20.000 K) e pressões que suas propriedades ainda não são completamente compreendidas.[3]
As diferenças definidoras entre uma anã marrom de massa muito baixa (que pode ter uma massa tão baixa quanto cerca de 13 vezes a de Júpiter)[4] e um gigante gasoso são debatidas.[5] Uma escola de pensamento é baseada na formação; o outro, sobre a física do interior.[5] Parte do debate diz respeito se as anãs marrons devem, por definição, ter experimentado a fusão nuclear em algum momento de sua história.
- ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). «Formation of Giant Planets». In: Deeg H., Belmonte J. Handbook of Exoplanets. [S.l.]: Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. pp. 2319–2343. Bibcode:2018haex.bookE.140D. ISBN 978-3-319-55332-0. arXiv:1806.05649
. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140
- ↑ National Aeronautics and Space Administration website, Ten Things to Know About Neptune
- ↑ a b The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
- ↑ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion». The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. Bibcode:2013ApJ...770..120B. arXiv:1305.0980. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120
- ↑ a b Burgasser, Adam J. (junho de 2008). «Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters» (PDF). Physics Today. Consultado em 11 de janeiro de 2016. Arquivado do original (PDF) em 8 de maio de 2013
