La atmósfera de Júpiter es la atmósfera planetaria más grande del Sistema Solar . Está compuesta principalmente de hidrógeno molecular y helio en proporciones aproximadamente solares ; otros compuestos químicos están presentes solo en pequeñas cantidades e incluyen metano , amoníaco , sulfuro de hidrógeno y agua . Aunque se cree que el agua reside en las profundidades de la atmósfera, su concentración medida directamente es muy baja. Las abundancias de nitrógeno , azufre y gases nobles en la atmósfera de Júpiter superan los valores solares en un factor de aproximadamente tres. [2]
La atmósfera de Júpiter carece de un límite inferior claro y gradualmente pasa al interior líquido del planeta. [3] De más baja a más alta, las capas atmosféricas son la troposfera , la estratosfera , la termosfera y la exosfera . Cada capa tiene gradientes de temperatura característicos . [4] La capa más baja, la troposfera, tiene un complicado sistema de nubes y neblinas compuesto por capas de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua. [5] Las nubes de amoníaco superiores visibles en la superficie de Júpiter están organizadas en una docena de bandas zonales paralelas al ecuador y están delimitadas por poderosos flujos atmosféricos zonales (vientos) conocidos como chorros, que exhiben un fenómeno conocido como superrotación atmosférica . Las bandas se alternan en color: las bandas oscuras se llaman cinturones , mientras que las claras se llaman zonas . Las zonas, que son más frías que los cinturones, corresponden a afloramientos, mientras que los cinturones marcan el gas descendente. [6] Se cree que el color más claro de las zonas es el resultado del hielo de amoníaco; No se sabe con certeza qué es lo que da a los cinturones sus colores más oscuros. [6] Los orígenes de la estructura en bandas y de los chorros no se comprenden bien, aunque existe un "modelo superficial" y un "modelo profundo". [7]
La atmósfera joviana muestra una amplia gama de fenómenos activos, incluyendo inestabilidades de bandas, vórtices ( ciclones y anticiclones ), tormentas y relámpagos. [8] Los vórtices se revelan como grandes manchas rojas, blancas o marrones (óvalos). Las dos manchas más grandes son la Gran Mancha Roja (GRS) [9] y el Óvalo BA, [10] que también es rojo. Estos dos y la mayoría de las otras manchas grandes son anticiclónicas. Los anticiclones más pequeños tienden a ser blancos. Se cree que los vórtices son estructuras relativamente poco profundas con profundidades que no superan varios cientos de kilómetros. Ubicado en el hemisferio sur, el GRS es el vórtice más grande conocido en el Sistema Solar. Podría engullir dos o tres Tierras y ha existido durante al menos trescientos años. El Óvalo BA, al sur de GRS, es una mancha roja de un tercio del tamaño de GRS que se formó en 2000 a partir de la fusión de tres óvalos blancos. [11]
Júpiter tiene tormentas potentes, a menudo acompañadas de rayos. Las tormentas son el resultado de la convección húmeda en la atmósfera relacionada con la evaporación y condensación del agua. Son sitios de fuerte movimiento ascendente del aire, lo que conduce a la formación de nubes brillantes y densas. Las tormentas se forman principalmente en las regiones del cinturón. Los rayos que caen en Júpiter son cientos de veces más potentes que los que se ven en la Tierra, y se supone que están asociados con las nubes de agua. [12] Las recientes observaciones de Juno sugieren que los rayos jovianos ocurren por encima de la altitud de las nubes de agua (3-7 bares). [13] Una separación de carga entre las gotas de amoníaco líquido y agua que caen y las partículas de hielo de agua puede generar rayos a mayor altitud. [13] También se han observado rayos en la atmósfera superior a 260 km por encima del nivel de 1 bar. [14]
La atmósfera de Júpiter se clasifica en cuatro capas, según su altitud: la troposfera , la estratosfera , la termosfera y la exosfera . A diferencia de la atmósfera de la Tierra , la de Júpiter carece de mesosfera . [15] Júpiter no tiene una superficie sólida, y la capa atmosférica más baja, la troposfera, pasa suavemente al interior fluido del planeta. [3] Esto es el resultado de tener temperaturas y presiones muy por encima de las de los puntos críticos para el hidrógeno y el helio, lo que significa que no hay un límite definido entre las fases gaseosa y líquida. El hidrógeno se considera un fluido supercrítico cuando la temperatura es superior a 33 K y la presión es superior a 13 bar. [3]
Como el límite inferior de la atmósfera no está bien definido, el nivel de presión de 10 bares , a una altitud de unos 90 km por debajo de 1 bar con una temperatura de alrededor de 340 K , se considera habitualmente la base de la troposfera. [4] En la literatura científica, el nivel de presión de 1 bar suele elegirse como punto cero para las altitudes: una "superficie" de Júpiter. [3] Como suele ser el caso, la capa atmosférica superior, la exosfera, no tiene un límite superior específico. [16] La densidad disminuye gradualmente hasta que pasa suavemente al medio interplanetario aproximadamente a 5.000 km por encima de la "superficie". [17]
Los gradientes verticales de temperatura en la atmósfera joviana son similares a los de la atmósfera de la Tierra . La temperatura de la troposfera disminuye con la altura hasta alcanzar un mínimo en la tropopausa , [18] que es el límite entre la troposfera y la estratosfera. En Júpiter, la tropopausa está aproximadamente a 50 km por encima de las nubes visibles (o nivel de 1 bar). La presión y la temperatura en la tropopausa son de aproximadamente 0,1 bar y 110 K. [4] [19] (Esto da una caída de 340−110=230 °C durante 90+50=140 km. La tasa de disminución adiabática en la Tierra es de alrededor de 9,8 °C por km. La tasa de disminución adiabática es proporcional al peso molecular promedio y a la fuerza gravitacional . Esta última es aproximadamente 2,5 veces más fuerte que en la Tierra, pero el peso molecular promedio es aproximadamente 15 veces menor). En la estratosfera, las temperaturas aumentan a aproximadamente 200 K en la transición a la termosfera, a una altitud y presión de alrededor de 320 km y 1 μbar. [4] En la termosfera, las temperaturas continúan aumentando, alcanzando finalmente 1000 K a aproximadamente 1000 km, donde la presión es de aproximadamente 1 nbar. [20]
La troposfera de Júpiter contiene una estructura de nubes complicada. [21] Las nubes superiores, ubicadas en el rango de presión de 0,6 a 0,9 bar, están hechas de hielo de amoníaco. [22] Debajo de estas nubes de hielo de amoníaco, se cree que existen nubes más densas hechas de hidrosulfuro de amonio ((NH 4 )SH) o sulfuro de amonio ((NH 4 ) 2 S, entre 1 y 2 bar) y agua (3 a 7 bar). [23] [24] No hay nubes de metano ya que las temperaturas son demasiado altas para que se condense. [21] Las nubes de agua forman la capa más densa de nubes y tienen la influencia más fuerte en la dinámica de la atmósfera. Esto es resultado del mayor calor de condensación del agua y la mayor abundancia de agua en comparación con el amoníaco y el sulfuro de hidrógeno (el oxígeno es un elemento químico más abundante que el nitrógeno o el azufre). [15] Varias capas de neblina troposférica (a 200–500 mbar) y estratosférica (a 10–100 mbar) residen por encima de las capas principales de nubes. [23] [25] Las capas de neblina estratosférica están hechas de hidrocarburos aromáticos policíclicos pesados condensados o hidracina , que se generan en la estratosfera superior (1–100 μbar) a partir del metano bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar (UV). [21] La abundancia de metano en relación con el hidrógeno molecular en la estratosfera es de aproximadamente 10 −4 , [17] mientras que la relación de abundancia de otros hidrocarburos ligeros, como el etano y el acetileno, con el hidrógeno molecular es de aproximadamente 10 −6 . [17]
La termosfera de Júpiter se encuentra a presiones inferiores a 1 μbar y muestra fenómenos como el resplandor atmosférico , las auroras polares y las emisiones de rayos X. [26] En su interior se encuentran capas de mayor densidad de electrones e iones que forman la ionosfera . [17] Las altas temperaturas que prevalecen en la termosfera (800-1000 K) aún no se han explicado; [20] los modelos existentes predicen una temperatura no superior a unos 400 K. [17] Pueden ser causadas por la absorción de la radiación solar de alta energía (UV o rayos X), por el calentamiento de las partículas cargadas que precipitan desde la magnetosfera joviana o por la disipación de las ondas de gravedad que se propagan hacia arriba . [27] La termosfera y la exosfera en los polos y en latitudes bajas emiten rayos X, que fueron observados por primera vez por el Observatorio Einstein en 1983. [28] Las partículas energéticas que vienen de la magnetosfera de Júpiter crean óvalos aurorales brillantes, que rodean los polos. A diferencia de sus análogos terrestres, que aparecen solo durante las tormentas magnéticas , las auroras son características permanentes de la atmósfera de Júpiter. [28] La termosfera fue el primer lugar fuera de la Tierra donde el catión trihidrógeno ( H+
3) fue descubierto. [17] Este ion emite fuertemente en la parte infrarroja media del espectro, en longitudes de onda entre 3 y 5 μm; este es el principal mecanismo de enfriamiento de la termosfera. [26]
La composición de la atmósfera de Júpiter es similar a la del planeta en su conjunto. [2] La atmósfera de Júpiter es la más completa de todas las de los planetas gigantes porque fue observada directamente por la sonda atmosférica Galileo cuando entró en la atmósfera joviana el 7 de diciembre de 1995. [29] Otras fuentes de información sobre la composición atmosférica de Júpiter incluyen el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO), [30] los orbitadores Galileo y Cassini , [31] y observaciones basadas en la Tierra. [2]
Los dos componentes principales de la atmósfera joviana son el hidrógeno molecular ( H
2) y helio . [2] La abundancia de helio es de 0,157 ± 0,004 en relación con el hidrógeno molecular por número de moléculas, y su fracción de masa es de 0,234 ± 0,005 , que es ligeramente inferior al valor primordial del Sistema Solar . [2] La razón de esta baja abundancia no se entiende por completo, pero parte del helio puede haberse condensado en el núcleo de Júpiter. [22] Es probable que esta condensación se produzca en forma de lluvia de helio: a medida que el hidrógeno se convierte en estado metálico a profundidades de más de 10.000 km, el helio se separa de él formando gotitas que, al ser más densas que el hidrógeno metálico, descienden hacia el núcleo. Esto también puede explicar el grave agotamiento del neón (véase la Tabla), un elemento que se disuelve fácilmente en gotitas de helio y que también sería transportado en ellas hacia el núcleo. [32]
La atmósfera contiene varios compuestos simples como agua , metano (CH 4 ), sulfuro de hidrógeno (H 2 S), amoniaco (NH 3 ) y fosfina (PH 3 ). [2] Su abundancia en la troposfera profunda (por debajo de 10 bar) implica que la atmósfera de Júpiter está enriquecida en los elementos carbono , nitrógeno , azufre y posiblemente oxígeno [b] por un factor de 2-4 en relación con el Sol. [c] [2] Los gases nobles argón , criptón y xenón también aparecen en abundancia en relación con los niveles solares (véase la tabla), mientras que el neón es más escaso. [2] Otros compuestos químicos como la arsina (AsH 3 ) y el germano (GeH 4 ) están presentes solo en cantidades traza. [2] La atmósfera superior de Júpiter contiene pequeñas cantidades de hidrocarburos simples como etano , acetileno y diacetileno , que se forman a partir del metano bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar y partículas cargadas que vienen de la magnetosfera de Júpiter . [2] Se cree que el dióxido de carbono , el monóxido de carbono y el agua presentes en la atmósfera superior se originan a partir del impacto de cometas , como Shoemaker-Levy 9. El agua no puede provenir de la troposfera porque la tropopausa fría actúa como una trampa fría, impidiendo efectivamente que el agua suba a la estratosfera (ver Estructura vertical arriba). [2]
Las mediciones realizadas desde la Tierra y desde naves espaciales han permitido conocer mejor las proporciones isotópicas en la atmósfera de Júpiter. En julio de 2003, el valor aceptado para la abundancia de deuterio es (2,25 ± 0,35) × 10 −5 , [2] que probablemente representa el valor primordial en la nebulosa protosolar que dio origen al Sistema Solar. [30] La proporción de isótopos de nitrógeno en la atmósfera joviana, 15 N a 14 N , es 2,3 × 10 −3 , un tercio menor que en la atmósfera de la Tierra (3,5 × 10 −3 ). [2] Este último descubrimiento es especialmente significativo ya que las teorías anteriores sobre la formación del Sistema Solar consideraban que el valor terrestre de la proporción de isótopos de nitrógeno era primordial. [30]
La superficie visible de Júpiter se divide en varias bandas paralelas al ecuador. Hay dos tipos de bandas: zonas de color claro y cinturones relativamente oscuros. [6] La zona ecuatorial (ZE) más amplia se extiende entre latitudes de aproximadamente 7°S a 7°N. Por encima y por debajo de la ZE, los cinturones ecuatoriales norte y sur (NEB y SEB) se extienden hasta 18°N y 18°S, respectivamente. Más lejos del ecuador se encuentran las zonas tropicales norte y sur (NtrZ y STrZ). [6] El patrón alternante de cinturones y zonas continúa hasta las regiones polares a aproximadamente 50 grados de latitud, donde su apariencia visible se vuelve algo apagada. [33]
La diferencia en la apariencia entre zonas y cinturones se debe a diferencias en la opacidad de las nubes. La concentración de amoniaco es mayor en las zonas, lo que conduce a la aparición de nubes más densas de hielo de amoniaco a mayores altitudes, lo que a su vez conduce a su color más claro. [18] Por otro lado, en los cinturones las nubes son más delgadas y se ubican a altitudes más bajas. [18] La troposfera superior es más fría en las zonas y más cálida en los cinturones. [6] No se conoce la naturaleza exacta de los químicos que hacen que las zonas y bandas jovianas sean tan coloridas, pero pueden incluir compuestos complicados de azufre , fósforo y carbono . [6]
Las bandas jovianas están delimitadas por flujos atmosféricos zonales (vientos), llamados chorros . Los chorros hacia el este ( prógrados ) se encuentran en la transición de zonas a cinturones (alejándose del ecuador), mientras que los chorros hacia el oeste ( retrógrados ) marcan la transición de cinturones a zonas. [6] Estos patrones de velocidad de flujo significan que el impulso hacia el este de los chorros disminuye en los cinturones y aumenta en las zonas desde el ecuador hasta el polo. Por lo tanto, la cizalladura del viento en los cinturones es ciclónica , mientras que en las zonas es anticiclónica . [24] La EZ es una excepción a esta regla, mostrando un fuerte chorro hacia el este (prógrado) y tiene un mínimo local de la velocidad del viento exactamente en el ecuador. Las velocidades de los chorros son altas en Júpiter, alcanzando más de 100 m/s. [6] Estas velocidades corresponden a nubes de amoníaco ubicadas en el rango de presión de 0,7 a 1 bar. Los chorros prógrados son generalmente más potentes que los chorros retrógrados. [6] Los chorros se extienden miles de kilómetros hacia el interior, según lo medido por el instrumento gravitómetro a bordo de la nave espacial Juno . [34] La dirección en la que los chorros se extienden hacia el planeta es paralela al eje de rotación de Júpiter [35] en lugar de en una dirección radial (hacia el centro del planeta), en consonancia con el teorema de Taylor-Proudman . [36] La sonda Galileo midió el perfil vertical de un chorro a lo largo de su trayectoria de descenso hacia la atmósfera de Júpiter, encontrando que los vientos decaen en dos o tres alturas de escala [a] por encima de las nubes, mientras que por debajo del nivel de las nubes, los vientos aumentan ligeramente y luego permanecen constantes hasta al menos 22 bar, la profundidad operativa máxima alcanzada por la sonda. [19]
El origen de la estructura de bandas coloreadas de Júpiter no está completamente claro, aunque puede parecerse a la estructura de nubes de las células de Hadley de la Tierra . La interpretación más simple es que las zonas son sitios de afloramiento atmosférico , mientras que los cinturones son manifestaciones de afloramiento descendiente . [37] Cuando el aire enriquecido con amoníaco se eleva en las zonas, se expande y se enfría, formando nubes blancas altas y densas. En los cinturones, sin embargo, el aire desciende, calentándose adiabáticamente como en una zona de convergencia en la Tierra, y las nubes blancas de amoníaco se evaporan, revelando nubes más bajas y oscuras. La ubicación y el ancho de las bandas, la velocidad y la ubicación de los chorros en Júpiter son notablemente estables, habiendo cambiado solo ligeramente entre 1980 y 2000. Un ejemplo de cambio es una disminución de la velocidad del chorro más fuerte hacia el este ubicado en el límite entre la zona tropical norte y los cinturones templados del norte a 23°N. [7] [37] Sin embargo, las bandas varían en coloración e intensidad con el tiempo (ver "banda específica"). Estas variaciones se observaron por primera vez a principios del siglo XVII. [38]
Las células de circulación meridional son un movimiento atmosférico a gran escala donde el gas se eleva a una cierta latitud, viaja en dirección norte-sur (meridional), desciende y regresa al origen en una circulación celular cerrada. [39] En la Tierra, la circulación meridional se compone de 3 células en cada hemisferio: células Hadley , Ferrel y Polar . En Júpiter, las bandas de nubes visibles dieron indicación de movimiento ascendente en las zonas y movimiento descendente en los cinturones, indicativo solo para las pocas barras superiores. [40] Sin embargo, una mayor frecuencia de relámpagos en los cinturones, indicativa de movimiento atmosférico ascendente, dio indicación de un movimiento inverso en la atmósfera más profunda. [41] [42] Las mediciones de microondas de Juno sondean la atmósfera hasta ~240 bar. [43] Estas mediciones confirmaron la existencia de estos movimientos como parte de grandes células de circulación de latitudes medias con movimiento ascendente en los cinturones y movimientos descendentes en las zonas, que se extienden desde ~1 bar hasta al menos ~240 bar. [44] Hasta ahora, se han identificado 8 células en cada uno de los hemisferios de Júpiter a lo largo de latitudes 20°-60° N\S. [44] Las células de latitudes medias son impulsadas por la ruptura de las ondas atmosféricas , similar a las células de Ferrel en la Tierra. [44] Mientras que en la Tierra, el flujo de retorno en la rama inferior de las células se equilibra por la fricción en la capa de Ekman , el equilibrio en Júpiter aún se desconoce, pero una posibilidad es que la fricción se mantenga por arrastre magnético. [45]
Los cinturones y zonas que dividen la atmósfera de Júpiter tienen sus propios nombres y características únicas. Comienzan debajo de las regiones polares norte y sur, que se extienden desde los polos hasta aproximadamente 40–48° N/S. Estas regiones de color gris azulado no suelen tener rasgos distintivos. [33]
La región templada norte-norte rara vez muestra más detalles que las regiones polares, debido al oscurecimiento de los bordes , el escorzo y la difusión general de las características. Sin embargo, el cinturón templado norte-norte (NNTB) es el cinturón distintivo más septentrional, aunque ocasionalmente desaparece. Las perturbaciones tienden a ser menores y de corta duración. La zona templada norte-norte (NNTZ) es quizás más prominente, pero también generalmente tranquila. Ocasionalmente se observan otros cinturones y zonas menores en la región. [46]
La Región Templada del Norte es parte de una región latitudinal fácilmente observable desde la Tierra, y por lo tanto tiene un magnífico historial de observación. [47] También presenta la corriente en chorro prograda más fuerte del planeta, una corriente occidental que forma el límite sur del Cinturón Templado del Norte (NTB). [47] El NTB se desvanece aproximadamente una vez por década (este fue el caso durante los encuentros de la Voyager ), lo que hace que la Zona Templada del Norte (NTZ) aparentemente se fusione con la Zona Tropical del Norte (NTropZ). [47] Otras veces, la NTZ está dividida por un cinturón estrecho en componentes norte y sur. [47]
La región tropical norte está compuesta por la NTropZ y el cinturón ecuatorial norte (NEB). La NTropZ es generalmente estable en coloración, cambiando de tono sólo en tándem con la actividad en la corriente en chorro sur de la NTB. Al igual que la NTZ, también a veces está dividida por una banda estrecha, la NTropB. En raras ocasiones, la NTropZ sur alberga "Pequeñas Manchas Rojas". Como sugiere el nombre, son equivalentes septentrionales de la Gran Mancha Roja. A diferencia de la GRS, tienden a aparecer en pares y siempre son de corta duración, durando un año en promedio; una estuvo presente durante el encuentro del Pioneer 10. [48]
El NEB es uno de los cinturones más activos del planeta. Se caracteriza por óvalos blancos anticiclónicos y "barcazas" ciclónicas (también conocidas como "óvalos marrones"), donde los primeros suelen formarse más al norte que los segundos; al igual que en la NTropZ, la mayoría de estas características tienen una vida relativamente corta. Al igual que el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB), el NEB a veces se ha desvanecido y "revivido" de manera espectacular. La escala de tiempo de estos cambios es de unos 25 años. [49]
La región ecuatorial (EZ) es una de las regiones más estables del planeta, tanto en latitud como en actividad. El borde norte de la EZ alberga columnas espectaculares que se desplazan hacia el suroeste desde la NEB, que están delimitadas por características oscuras y cálidas (en el infrarrojo ) conocidas como festones (puntos calientes). [50] Aunque el límite sur de la EZ suele estar inactivo, las observaciones realizadas a finales del siglo XIX y principios del XX muestran que este patrón se invirtió en relación con la actualidad. La EZ varía considerablemente en coloración, desde un tono pálido a ocre , o incluso cobrizo; en ocasiones está dividida por una banda ecuatorial (EB). [51] Las características de la EZ se mueven aproximadamente a 390 km/h en relación con las otras latitudes. [52] [53]
La Región Tropical Sur incluye el Cinturón Ecuatorial Sur (CES) y la Zona Tropical Sur. Es, con diferencia, la región más activa del planeta, ya que alberga la corriente en chorro retrógrada más potente . El CES suele ser el cinturón más ancho y oscuro de Júpiter; a veces está dividido por una zona (CESZ) y puede desaparecer por completo cada 3 a 15 años antes de reaparecer en lo que se conoce como ciclo de reactivación del CES. Un período de semanas o meses tras la desaparición del cinturón, se forma una mancha blanca y estalla material de color marrón oscuro que se extiende hasta formar un nuevo cinturón por los vientos de Júpiter. El cinturón desapareció por última vez en mayo de 2010. [54] Otra característica del CES es una larga serie de perturbaciones ciclónicas tras la Gran Mancha Roja. Al igual que la NTropZ, la STropZ es una de las zonas más destacadas del planeta; No sólo contiene la GRS, sino que ocasionalmente es desgarrada por una Disturbio Tropical Sur (STropD), una división de la zona que puede ser muy duradera; el más famoso duró desde 1901 hasta 1939. [55]
La Región Templada del Sur, o Cinturón Templado del Sur (STB), es otro cinturón oscuro y prominente, más que el NTB; hasta marzo de 2000, sus características más famosas eran los óvalos blancos de larga duración BC, DE y FA, que desde entonces se han fusionado para formar el óvalo BA ("Red Jr."). Los óvalos eran parte de la Zona Templada del Sur, pero se extendieron hacia STB bloqueándola parcialmente. [6] La STB se ha desvanecido ocasionalmente, aparentemente debido a interacciones complejas entre los óvalos blancos y la GRS. La apariencia de la Zona Templada del Sur (STZ), la zona en la que se originaron los óvalos blancos, es muy variable. [57]
Existen otras características de Júpiter que son temporales o difíciles de observar desde la Tierra. La región templada sur-sur es más difícil de discernir incluso que la NNTR; sus detalles son sutiles y solo se pueden estudiar bien con telescopios grandes o naves espaciales. [58] Muchas zonas y cinturones son de naturaleza más transitoria y no siempre son visibles. Estos incluyen la banda ecuatorial (EB), [59] la zona del cinturón ecuatorial norte (NEBZ, una zona blanca dentro del cinturón) y la zona del cinturón ecuatorial sur (SEBZ). [60] Los cinturones también se dividen ocasionalmente por una perturbación repentina. Cuando una perturbación divide un cinturón o zona normalmente singular, se agrega una N o una S para indicar si el componente es el norte o el sur; por ejemplo, NEB(N) y NEB(S). [61]
La circulación en la atmósfera de Júpiter es marcadamente diferente a la de la atmósfera de la Tierra . El interior de Júpiter es fluido y carece de cualquier superficie sólida. Por lo tanto, la convección puede ocurrir a lo largo de la envoltura molecular exterior del planeta. A fecha de 2008, no se ha desarrollado una teoría integral de la dinámica de la atmósfera joviana. Cualquier teoría de este tipo debe explicar los siguientes hechos: la existencia de bandas estrechas y estables y chorros que son simétricos en relación con el ecuador de Júpiter, el fuerte chorro progrado observado en el ecuador, la diferencia entre zonas y cinturones, y el origen y persistencia de grandes vórtices como la Gran Mancha Roja. [7]
Las teorías sobre la dinámica de la atmósfera joviana pueden dividirse en dos grandes grupos: superficiales y profundas. Las primeras sostienen que la circulación observada se limita en gran medida a una delgada capa exterior (meteorológica) del planeta, que recubre el interior estable. La segunda hipótesis postula que los flujos atmosféricos observados son sólo una manifestación superficial de una circulación profundamente arraigada en la envoltura molecular exterior de Júpiter. [62] Como ambas teorías tienen sus propios éxitos y fracasos, muchos científicos planetarios creen que la teoría verdadera incluirá elementos de ambos modelos. [63]
Los primeros intentos de explicar la dinámica atmosférica joviana se remontan a la década de 1960. [62] [64] Se basaron en parte en la meteorología terrestre , que ya se había desarrollado bastante en ese momento. Esos modelos superficiales asumieron que los chorros en Júpiter son impulsados por una turbulencia de pequeña escala , que a su vez se mantiene por la convección húmeda en la capa exterior de la atmósfera (por encima de las nubes de agua). [65] [66] La convección húmeda es un fenómeno relacionado con la condensación y evaporación del agua y es uno de los principales impulsores del clima terrestre. [67] La producción de los chorros en este modelo está relacionada con una propiedad bien conocida de la turbulencia bidimensional: la llamada cascada inversa, en la que pequeñas estructuras turbulentas (vórtices) se fusionan para formar otras más grandes. [65] El tamaño finito del planeta significa que la cascada no puede producir estructuras más grandes que una escala característica, que para Júpiter se llama escala de Rhines. Su existencia está relacionada con la producción de ondas de Rossby . Este proceso funciona de la siguiente manera: cuando las estructuras turbulentas más grandes alcanzan un cierto tamaño, la energía comienza a fluir hacia las ondas de Rossby en lugar de hacia estructuras más grandes, y la cascada inversa se detiene. [68] Dado que en el planeta esférico que gira rápidamente la relación de dispersión de las ondas de Rossby es anisotrópica , la escala de Rhines en la dirección paralela al ecuador es mayor que en la dirección ortogonal a él. [68] El resultado final del proceso descrito anteriormente es la producción de estructuras alargadas de gran escala, que son paralelas al ecuador. La extensión meridional de las mismas parece coincidir con el ancho real de los chorros. [65] Por lo tanto, en los modelos poco profundos los vórtices en realidad alimentan los chorros y deberían desaparecer fusionándose con ellos.
Aunque estos modelos de capas climáticas pueden explicar con éxito la existencia de una docena de chorros estrechos, tienen serios problemas. [65] Un fallo evidente del modelo es el chorro ecuatorial progrado (superrotativo): con algunas raras excepciones, los modelos poco profundos producen un chorro retrógrado (subrotativo) fuerte, al contrario de lo que se observa. Además, los chorros tienden a ser inestables y pueden desaparecer con el tiempo. [65] Los modelos poco profundos no pueden explicar cómo los flujos atmosféricos observados en Júpiter violan los criterios de estabilidad. [69] Las versiones multicapa más elaboradas de los modelos de capas climáticas producen una circulación más estable, pero persisten muchos problemas. [70] Mientras tanto, la sonda Galileo descubrió que los vientos en Júpiter se extienden muy por debajo de las nubes de agua a 5-7 bar y no muestran ninguna evidencia de decaimiento hasta el nivel de presión de 22 bar, lo que implica que la circulación en la atmósfera joviana puede de hecho ser profunda. [19]
El modelo profundo fue propuesto por primera vez por Busse en 1976. [71] [72] Su modelo se basó en otra característica bien conocida de la mecánica de fluidos, el teorema de Taylor-Proudman . Sostiene que en cualquier líquido ideal barotrópico de rotación rápida , los flujos se organizan en una serie de cilindros paralelos al eje de rotación. Las condiciones del teorema probablemente se cumplen en el interior fluido de Júpiter. Por lo tanto, el manto de hidrógeno molecular del planeta puede dividirse en cilindros, cada cilindro con una circulación independiente de los demás. [73] Aquellas latitudes donde los límites exterior e interior de los cilindros se cruzan con la superficie visible del planeta corresponden a los chorros; los cilindros en sí se observan como zonas y cinturones.
El modelo profundo explica fácilmente el fuerte chorro progrado observado en el ecuador de Júpiter; los chorros que produce son estables y no obedecen al criterio de estabilidad 2D. [73] Sin embargo, tiene grandes dificultades; produce una cantidad muy pequeña de chorros anchos y, a partir de 2008, no es posible realizar simulaciones realistas de flujos 3D, lo que significa que los modelos simplificados utilizados para justificar la circulación profunda pueden no captar aspectos importantes de la dinámica de fluidos dentro de Júpiter. [73] Un modelo publicado en 2004 reprodujo con éxito la estructura de chorro en banda joviana. [63] Supuso que el manto de hidrógeno molecular es más delgado que en todos los demás modelos; ocupa solo el 10% exterior del radio de Júpiter. En los modelos estándar del interior joviano, el manto comprende el 20-30% exterior. [74] El impulso de la circulación profunda es otro problema. Los flujos profundos pueden ser causados tanto por fuerzas superficiales (convección húmeda, por ejemplo) como por convección profunda a nivel planetario que transporta calor fuera del interior joviano. [65] Aún no está claro cuál de estos mecanismos es más importante.
Como se sabe desde 1966, [75] Júpiter irradia mucho más calor del que recibe del Sol. Se estima que la relación entre la potencia térmica emitida por el planeta y la potencia térmica absorbida del Sol es de 1,67 ± 0,09 . El flujo de calor interno de Júpiter es de 5,44 ± 0,43 W/m 2 , mientras que la potencia total emitida es de 335 ± 26 petavatios . Este último valor es aproximadamente igual a una milmillonésima parte de la potencia total irradiada por el Sol. Este exceso de calor es principalmente el calor primordial de las primeras fases de la formación de Júpiter, pero puede resultar en parte de la precipitación de helio en el núcleo. [76]
El calor interno puede ser importante para la dinámica de la atmósfera joviana. Si bien Júpiter tiene una pequeña oblicuidad de unos 3° y sus polos reciben mucha menos radiación solar que su ecuador, las temperaturas troposféricas no cambian apreciablemente del ecuador a los polos. Una explicación es que el interior convectivo de Júpiter actúa como un termostato, liberando más calor cerca de los polos que en la región ecuatorial. Esto conduce a una temperatura uniforme en la troposfera. Si bien el calor se transporta desde el ecuador a los polos principalmente a través de la atmósfera en la Tierra, en Júpiter la convección profunda equilibra el calor. Se cree que la convección en el interior joviano es impulsada principalmente por el calor interno. [77]
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La atmósfera de Júpiter alberga cientos de vórtices , estructuras circulares giratorias que, como en la atmósfera terrestre, se pueden dividir en dos clases: ciclones y anticiclones . [8] Los ciclones giran en una dirección similar a la rotación del planeta ( en sentido contrario a las agujas del reloj en el hemisferio norte y en el sentido de las agujas del reloj en el sur); los anticiclones giran en la dirección inversa. Sin embargo, a diferencia de la atmósfera terrestre , los anticiclones predominan sobre los ciclones en Júpiter: más del 90% de los vórtices de más de 2000 km de diámetro son anticiclones. [78] La vida útil de los vórtices joviales varía de varios días a cientos de años, dependiendo de su tamaño. Por ejemplo, la vida útil promedio de un anticiclón entre 1000 y 6000 km de diámetro es de 1 a 3 años. [79] Nunca se han observado vórtices en la región ecuatorial de Júpiter (dentro de los 10° de latitud), donde son inestables. [11] Como en cualquier planeta que gira rápidamente, los anticiclones de Júpiter son centros de alta presión , mientras que los ciclones son centros de baja presión. [50]
Los anticiclones en la atmósfera de Júpiter siempre están confinados dentro de zonas, donde la velocidad del viento aumenta en dirección desde el ecuador a los polos. [79] Por lo general, son brillantes y aparecen como óvalos blancos. [8] Pueden moverse en longitud , pero permanecen aproximadamente a la misma latitud ya que no pueden escapar de la zona de confinamiento. [11] Las velocidades del viento en su periferia son de aproximadamente 100 m/s. [10] Los diferentes anticiclones ubicados en una zona tienden a fusionarse cuando se aproximan entre sí. [81] Sin embargo, Júpiter tiene dos anticiclones que son algo diferentes de todos los demás. Son la Gran Mancha Roja (GRS) [9] y el Óvalo BA; [10] este último se formó solo en 2000. En contraste con los óvalos blancos, estas estructuras son rojas, posiblemente debido al dragado de material rojo de las profundidades del planeta. [9] En Júpiter, los anticiclones suelen formarse a través de la fusión de estructuras más pequeñas, incluidas las tormentas convectivas (véase más abajo), [79] aunque pueden formarse óvalos de gran tamaño a partir de la inestabilidad de los chorros. Esto último se observó en 1938-1940, cuando aparecieron unos pocos óvalos blancos como resultado de la inestabilidad de la zona templada del sur; más tarde se fusionaron para formar el óvalo BA. [10] [79]
A diferencia de los anticiclones, los ciclones jovianos tienden a ser estructuras pequeñas, oscuras e irregulares. Algunas de las características más oscuras y regulares se conocen como óvalos marrones (o insignias). [78] Sin embargo, se ha sugerido la existencia de unos pocos ciclones grandes de larga duración. Además de los ciclones compactos, Júpiter tiene varios parches filamentosos irregulares grandes, que demuestran la rotación ciclónica . [8] Uno de ellos está ubicado al oeste de la GRS (en su región de estela ) en el cinturón ecuatorial sur. [82] Estos parches se denominan regiones ciclónicas (CR). Los ciclones siempre se ubican en los cinturones y tienden a fusionarse cuando se encuentran entre sí, de manera muy similar a los anticiclones. [79]
La estructura profunda de los vórtices no está del todo clara. Se cree que son relativamente delgados, ya que cualquier espesor mayor de unos 500 km provocará inestabilidad. Se sabe que los grandes anticiclones se extienden sólo unas pocas decenas de kilómetros por encima de las nubes visibles. A partir de 2008, la hipótesis inicial de que los vórtices son penachos convectivos profundos (o columnas convectivas) no es compartida por la mayoría de los científicos planetarios . [11]
La Gran Mancha Roja (GMR) es una tormenta anticiclónica persistente , 22° al sur del ecuador de Júpiter; las observaciones desde la Tierra establecen una duración mínima de tormenta de 350 años. [84] [85] Una tormenta fue descrita como una "mancha permanente" por Gian Domenico Cassini después de observar la característica en julio de 1665 con su fabricante de instrumentos Eustachio Divini . [86] Según un informe de Giovanni Battista Riccioli en 1635, Leander Bandtius, a quien Riccioli identificó como el abad de Dunisburgh que poseía un "telescopio extraordinario", observó una gran mancha que describió como "ovalada, igualando a una séptima parte del diámetro de Júpiter en su parte más larga". Según Riccioli, "estas características rara vez se pueden ver, y solo con un telescopio de calidad y aumento excepcionales". [87] Sin embargo, la Gran Mancha ha sido observada continuamente desde la década de 1870.
La Gran Mancha Roja gira en sentido antihorario, con un período de unos seis días terrestres [88] o 14 días jovianos . Sus dimensiones son de 24.000 a 40.000 km de este a oeste y de 12.000 a 14.000 km de norte a sur. La mancha es lo suficientemente grande como para contener dos o tres planetas del tamaño de la Tierra. A principios de 2004, la Gran Mancha Roja tenía aproximadamente la mitad de la extensión longitudinal que tenía hace un siglo, cuando tenía 40.000 km de diámetro. Al ritmo actual de reducción, podría llegar a ser circular en 2040, aunque esto es poco probable debido al efecto de distorsión de las corrientes en chorro vecinas [89] . No se sabe cuánto durará la mancha, o si el cambio es resultado de fluctuaciones normales [90] .
Según un estudio realizado por científicos de la Universidad de California en Berkeley , entre 1996 y 2006 la mancha roja perdió el 15 por ciento de su diámetro a lo largo de su eje mayor. Xylar Asay-Davis, que formó parte del equipo que llevó a cabo el estudio, señaló que la mancha roja no está desapareciendo porque "la velocidad es una medida más robusta, ya que las nubes asociadas con la mancha roja también están fuertemente influenciadas por numerosos otros fenómenos en la atmósfera circundante". [91]
Los datos infrarrojos indican desde hace tiempo que la Gran Mancha Roja es más fría (y, por tanto, más alta en altitud) que la mayoría de las otras nubes del planeta; [92] las cimas de las nubes de la Gran Mancha Roja están a unos 8 km por encima de las nubes circundantes. Además, un seguimiento cuidadoso de las características atmosféricas reveló la circulación en sentido antihorario de la mancha ya en 1966, observaciones confirmadas dramáticamente por las primeras películas de lapso de tiempo de los sobrevuelos de la Voyager . [93] La mancha está confinada espacialmente por una modesta corriente en chorro hacia el este (prógrada) al sur y una muy fuerte corriente en chorro hacia el oeste (retrógrada) al norte. [94] Aunque los vientos alrededor del borde de la mancha alcanzan un máximo de unos 120 m/s (432 km/h), las corrientes en su interior parecen estancadas, con poco flujo de entrada o salida. [95] El período de rotación de la mancha ha disminuido con el tiempo, tal vez como resultado directo de su constante reducción de tamaño. [96] En 2010, los astrónomos fotografiaron la GRS en el infrarrojo lejano (de 8,5 a 24 μm) con una resolución espacial más alta que nunca y descubrieron que su región central, la más roja, es más cálida que sus alrededores entre 3 y 4 K. La masa de aire cálido se encuentra en la troposfera superior en el rango de presión de 200 a 500 mbar. Este punto central cálido gira lentamente en sentido contrario y puede estar causado por un débil hundimiento del aire en el centro de la GRS. [97]
La latitud de la Gran Mancha Roja se ha mantenido estable durante la duración de buenos registros de observación, variando típicamente alrededor de un grado. Sin embargo, su longitud está sujeta a variación constante. [98] [99] Debido a que las características visibles de Júpiter no rotan uniformemente en todas las latitudes, los astrónomos han definido tres sistemas diferentes para definir la longitud. El Sistema II se utiliza para latitudes de más de 10°, y originalmente se basó en la velocidad de rotación promedio de la Gran Mancha Roja de 9 h 55 m 42 s. [100] [101] A pesar de esto, la mancha ha "rodado" al planeta en el Sistema II al menos 10 veces desde principios del siglo XIX. Su tasa de deriva ha cambiado drásticamente a lo largo de los años y se ha relacionado con el brillo del Cinturón Ecuatorial Sur y la presencia o ausencia de una Perturbación Tropical Sur. [102]
No se sabe exactamente qué causa el color rojizo de la Gran Mancha Roja. Las teorías apoyadas por experimentos de laboratorio suponen que el color puede ser causado por moléculas orgánicas complejas, fósforo rojo u otro compuesto de azufre. La GRS varía mucho en tono, desde casi rojo ladrillo hasta salmón pálido, o incluso blanco. La temperatura más alta de la región central más roja es la primera evidencia de que el color de la Mancha se ve afectado por factores ambientales. [97] La mancha desaparece ocasionalmente del espectro visible, haciéndose evidente solo a través del Hueco de la Mancha Roja, que es su nicho en el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB). La visibilidad de la GRS aparentemente está acoplada a la apariencia del SEB; cuando el cinturón es blanco brillante, la mancha tiende a ser oscura, y cuando es oscura, la mancha suele ser clara. Los períodos en que la mancha es oscura o clara ocurren a intervalos irregulares; En los 50 años transcurridos entre 1947 y 1997, la mancha fue más oscura en los períodos 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 y 1992-1993. [103] En noviembre de 2014, un análisis de datos de la misión Cassini de la NASA reveló que el color rojo probablemente sea producto de la descomposición de sustancias químicas simples por la irradiación ultravioleta solar en la atmósfera superior del planeta. [104] [105] [106]
La Gran Mancha Roja no debe confundirse con la Gran Mancha Oscura, una formación que la sonda Cassini-Huygens observó cerca del polo norte de Júpiter (abajo) en el año 2000. [107] Una formación en la atmósfera de Neptuno también se denominó Gran Mancha Oscura . Esta última formación, fotografiada por la Voyager 2 en 1989, puede haber sido un agujero atmosférico en lugar de una tormenta. Ya no estaba presente en 1994, aunque había aparecido una mancha similar más al norte. [108]
Oval BA es una tormenta roja en el hemisferio sur de Júpiter de forma similar a la Gran Mancha Roja, aunque más pequeña (a menudo se la conoce cariñosamente como "Mancha Roja Jr.", "Red Jr." o "La Pequeña Mancha Roja"). Oval BA es una formación del Cinturón Templado Sur que se observó por primera vez en el año 2000 tras la colisión de tres pequeñas tormentas blancas y se ha intensificado desde entonces. [109]
La formación de las tres tormentas ovaladas blancas que luego se fusionaron para formar el óvalo BA se remonta a 1939, cuando la Zona Templada Sur se vio desgarrada por características oscuras que dividieron la zona en tres largas secciones. El observador joviano Elmer J. Reese denominó las secciones oscuras AB, CD y EF. Las grietas se expandieron, reduciendo los segmentos restantes de la STZ hasta formar los óvalos blancos FA, BC y DE. [110] Los óvalos BC y DE se fusionaron en 1998, formando el óvalo BE. Luego, en marzo de 2000, BE y FA se unieron, formando el óvalo BA. [109] (ver óvalos blancos, a continuación)
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El óvalo BA comenzó lentamente a tornarse rojo en agosto de 2005. [111] El 24 de febrero de 2006, el astrónomo aficionado filipino Christopher Go descubrió el cambio de color, notando que había alcanzado el mismo tono que el GRS. [111] Como resultado, el escritor de la NASA Dr. Tony Phillips sugirió que se le llamara "Red Spot Jr." o "Red Jr." [112]
En abril de 2006, un equipo de astrónomos, creyendo que Oval BA podría converger con GRS ese año, observó las tormentas a través del Telescopio Espacial Hubble . [113] Las tormentas se cruzan aproximadamente cada dos años, pero los pasos de 2002 y 2004 no produjeron nada emocionante. La Dra. Amy Simon -Miller, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard , predijo que las tormentas tendrían su paso más cercano el 4 de julio de 2006. [113] El 20 de julio, las dos tormentas fueron fotografiadas por el Observatorio Gemini mientras se cruzaban sin converger. [114]
No se entiende bien por qué el óvalo BA se volvió rojo. Según un estudio de 2008 del Dr. Santiago Pérez-Hoyos de la Universidad del País Vasco, el mecanismo más probable es "una difusión ascendente y hacia el interior de un compuesto coloreado o un vapor que lo recubre que puede interactuar más tarde con fotones solares de alta energía en los niveles superiores del óvalo BA". [115] Algunos creen que las pequeñas tormentas (y sus correspondientes manchas blancas) en Júpiter se vuelven rojas cuando los vientos se vuelven lo suficientemente fuertes como para extraer ciertos gases de las profundidades de la atmósfera, que cambian de color cuando esos gases se exponen a la luz solar. [116]
Según las observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble en 2007, la tormenta oval BA se está haciendo más fuerte. Las velocidades del viento han alcanzado los 618 km/h, aproximadamente las mismas que en la Gran Mancha Roja y mucho más fuertes que cualquiera de las tormentas progenitoras. [117] [118] En julio de 2008, su tamaño era aproximadamente el diámetro de la Tierra , aproximadamente la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. [115]
La BA ovalada no debe confundirse con otra gran tormenta en Júpiter, la Pequeña Mancha Roja Tropical Sur (LRS) (apodada "la Mancha Roja Bebé" por la NASA [119] ), que fue destruida por el GRS. [116] La nueva tormenta, anteriormente una mancha blanca en las imágenes del Hubble, se volvió roja en mayo de 2008. Las observaciones fueron dirigidas por Imke de Pater de la Universidad de California, en Berkeley, EE. UU . [120] La Mancha Roja Bebé se encontró con el GRS a fines de junio y principios de julio de 2008, y en el curso de una colisión, la mancha roja más pequeña se desmenuzó en pedazos. Los restos de la Mancha Roja Bebé primero orbitaron, luego fueron consumidos por el GRS. El último de los restos con un color rojizo que habían sido identificados por los astrónomos había desaparecido a mediados de julio, y los pedazos restantes volvieron a colisionar con el GRS, y luego finalmente se fusionaron con la tormenta más grande. Los pedazos restantes de la Baby Red Spot habían desaparecido por completo en agosto de 2008. [119] Durante este encuentro, Oval BA estaba presente cerca, pero no jugó ningún papel aparente en la destrucción de la Baby Red Spot. [119]
Las tormentas en Júpiter son similares a las tormentas eléctricas en la Tierra. Se revelan a través de nubes brillantes y grumosas de unos 1000 km de tamaño, que aparecen de vez en cuando en las regiones ciclónicas de los cinturones, especialmente dentro de los fuertes chorros hacia el oeste (retrógrados). [122] A diferencia de los vórtices, las tormentas son fenómenos de corta duración; los más fuertes de ellos pueden durar varios meses, mientras que la duración media es de sólo 3-4 días. [122] Se cree que se deben principalmente a la convección húmeda dentro de la troposfera de Júpiter. Las tormentas son en realidad altas columnas convectivas ( plumas ), que llevan el aire húmedo desde las profundidades a la parte superior de la troposfera, donde se condensa en nubes. Una extensión vertical típica de las tormentas jovianas es de unos 100 km; ya que se extienden desde un nivel de presión de unos 5-7 bar, donde se encuentra la base de una hipotética capa de nubes de agua, hasta 0,2-0,5 bar. [123]
Las tormentas en Júpiter siempre están asociadas con relámpagos . Las imágenes del hemisferio nocturno de Júpiter obtenidas por las naves espaciales Galileo y Cassini revelaron destellos de luz regulares en los cinturones jovianos y cerca de las ubicaciones de los chorros hacia el oeste, particularmente en las latitudes 51°N, 56°S y 14°S. [124] En Júpiter, los rayos son en promedio unas pocas veces más potentes que los de la Tierra. Sin embargo, son menos frecuentes; la potencia de la luz emitida desde un área determinada es similar a la de la Tierra. [124] Se han detectado algunos destellos en las regiones polares, lo que convierte a Júpiter en el segundo planeta conocido después de la Tierra en exhibir relámpagos polares. [125] Un radiómetro de microondas ( Juno ) detectó muchos más en 2018.
Cada 15-17 años, Júpiter se caracteriza por tormentas especialmente potentes. Aparecen en la latitud 23°N, donde se encuentra el chorro más fuerte que se dirige hacia el este, que puede alcanzar los 150 m/s. La última vez que se observó un evento de este tipo fue en marzo-junio de 2007. [123] Dos tormentas aparecieron en el cinturón templado del norte, separadas 55° en longitud, y perturbaron significativamente el cinturón. El material oscuro que fue desprendido por las tormentas se mezcló con las nubes y cambió el color del cinturón. Las tormentas se movieron a una velocidad de hasta 170 m/s, ligeramente más rápido que el chorro en sí, lo que indica la existencia de fuertes vientos en las profundidades de la atmósfera. [123] [d]
Otras características notables de Júpiter son sus ciclones cerca de los polos norte y sur del planeta. Estos se llaman ciclones circumpolares (CPC) y han sido observados por la nave espacial Juno utilizando JunoCam y JIRAM. Los ciclones ahora se han observado durante aproximadamente 5 años, ya que Juno completó 39 órbitas alrededor de Júpiter. [126] El polo norte tiene ocho ciclones que se mueven alrededor de un ciclón central (NPC) mientras que el polo sur solo tiene cinco ciclones alrededor de un ciclón central (SPC), con un espacio entre el primer y el segundo ciclón. [127] Los ciclones se parecen a los huracanes en la Tierra con brazos espirales posteriores y un centro más denso, aunque hay diferencias entre los centros dependiendo del ciclón individual. Los CPC del norte generalmente mantienen su forma y posición en comparación con los CPC del sur y esto podría deberse a las velocidades del viento más rápidas que se experimentan en el sur, donde las velocidades máximas del viento están alrededor de 80 m / s a 90 m / s. [128] Aunque hay más movimiento entre los CPC del sur, tienden a mantener la estructura pentagonal con respecto al polo. También se ha observado que la velocidad angular del viento aumenta a medida que se acerca al centro y el radio se hace más pequeño, a excepción de un ciclón en el norte, que puede tener rotación en la dirección opuesta. La diferencia en el número de ciclones en el norte en comparación con el sur probablemente se debe al tamaño de los ciclones. [129] Los CPC del sur tienden a ser más grandes con radios que van desde 5.600 km a 7.000 km, mientras que los CPC del norte varían de 4.000 km a 4.600 km. [130]
El mecanismo para la estabilidad de estas dos estructuras simétricas de ciclones es un resultado de la deriva beta , un efecto conocido que hace que los ciclones se muevan hacia los polos y los anticiclones hacia el ecuador debido a la conservación del momento a lo largo de las líneas de corriente en un vórtice, bajo el cambio del parámetro de Coriolis . [131] Por lo tanto, los ciclones que se forman en las regiones polares pueden congregarse en el polo y formar un ciclón polar como los observados en los polos de Saturno . [132] [133] El ciclón polar (el ciclón central en los polígonos) también emite un campo de vorticidad que puede repeler otros ciclones (ver efecto Fujiwhara ) similar al efecto beta. La latitud en la que se ubican los ciclones circumpolares (~84°) se ajusta, en los cálculos, a la hipótesis de que la fuerza de deriva beta hacia los polos equilibra el rechazo hacia el ecuador del ciclón polar sobre los ciclones circumpolares, [134] asumiendo que tienen un anillo anticiclónico a su alrededor, en consonancia con las simulaciones de modelos [135] y las observaciones. [134]
Los ciclones del norte tienden a mantener una estructura octogonal con el CPC como punto central. Los ciclones del norte tienen menos datos que los ciclones del sur debido a la iluminación limitada en el invierno polar norte, lo que dificulta que JunoCam obtenga mediciones precisas de las posiciones del CPC norte en cada perijove (53 días), pero JIRAM puede recopilar datos suficientes para comprender los CPC norteños. La iluminación limitada dificulta ver el ciclón central norteño, pero al realizar cuatro órbitas, el CPC se puede ver parcialmente y se puede identificar la estructura octogonal de los ciclones. La iluminación limitada también dificulta ver el movimiento de los ciclones, pero las primeras observaciones muestran que el CPC está desplazado del polo aproximadamente 0,5˚ y los CPC generalmente mantuvieron su posición alrededor del centro. A pesar de que los datos son más difíciles de obtener, se ha observado que los CPC norteños tienen una tasa de deriva de aproximadamente 1˚ a 2,5˚ por perijove hacia el oeste. El séptimo ciclón en el norte (n7) se desplaza un poco más que los demás y esto se debe a un óvalo blanco anticiclónico (AWO) que lo aleja del NPC, lo que hace que la forma octogonal se distorsione ligeramente.
Las ubicaciones instantáneas de los ciclones polares del sur han sido rastreadas durante 5 años por el instrumento JIRAM y por JunoCam . [136] [137] Se reveló que las ubicaciones a lo largo del tiempo forman un movimiento oscilatorio de cada uno de los 6 ciclones, con períodos de aproximadamente un año (terrestre) y radios de unos 400 km. [138] Se explicó que estas oscilaciones alrededor de las posiciones medias de los CPC eran el resultado de desequilibrios entre la deriva beta, que atrae a los CPC hacia el polo, y las fuerzas de rechazo que se desarrollan debido a las interacciones entre los ciclones, similar a un sistema de resorte de 6 cuerpos. [139] Además de este movimiento periódico, se observó que los ciclones polares del sur se desplazaban hacia el oeste a una velocidad de 7,5 ± 0,7˚ por año. [140] La razón de esta deriva aún se desconoce.
Los ciclones circumpolares tienen diferentes morfologías, especialmente en el norte, donde los ciclones tienen una estructura "llena" o "caótica". La parte interior de los ciclones "caóticos" tiene rayas y motas de nubes de pequeña escala. Los ciclones "llenos" tienen un área lobulada muy definida que es de color blanco brillante cerca del borde con una porción interior oscura. Hay cuatro ciclones "llenos" y cuatro ciclones "caóticos" en el norte. Los ciclones del sur tienen todos una extensa estructura espiral de escala fina en su exterior, pero todos difieren en tamaño y forma. Hay muy poca observación de los ciclones debido a los bajos ángulos del sol y una neblina que generalmente está sobre la atmósfera, pero lo poco que se ha observado muestra que los ciclones son de un color rojizo.
El patrón normal de bandas y zonas a veces se ve alterado durante períodos de tiempo. Una clase particular de alteración son los oscurecimientos de larga duración de la Zona Tropical Sur, normalmente denominados "Perturbaciones Tropicales Sur" (STD). La STD de mayor duración registrada en la historia se observó desde 1901 hasta 1939, habiendo sido observada por primera vez por Percy B. Molesworth el 28 de febrero de 1901. Tomó la forma de oscurecimiento sobre parte de la normalmente brillante Zona Tropical Sur. Desde entonces se han registrado varias perturbaciones similares en la Zona Tropical Sur. [141]
Algunas de las características más misteriosas de la atmósfera de Júpiter son los puntos calientes. En ellos, el aire está relativamente libre de nubes y el calor puede escapar de las profundidades sin mucha absorción. Los puntos parecen puntos brillantes en las imágenes infrarrojas obtenidas en la longitud de onda de aproximadamente 5 μm. [50] Se ubican preferentemente en los cinturones, aunque hay una serie de puntos calientes prominentes en el borde norte de la Zona Ecuatorial. La sonda Galileo descendió en uno de esos puntos ecuatoriales. Cada punto ecuatorial está asociado con una columna de nubes brillantes ubicada al oeste de él y que alcanza hasta 10.000 km de tamaño. [6] Los puntos calientes generalmente tienen formas redondas, aunque no se parecen a vórtices. [50]
El origen de los puntos calientes no está claro. Pueden ser corrientes descendentes , donde el aire descendente se calienta y seca adiabáticamente , o, alternativamente, pueden ser una manifestación de ondas a escala planetaria. Esta última hipótesis explica el patrón periódico de los puntos ecuatoriales. [6] [50]
En 1953, el experimento Miller-Urey demostró que la combinación de relámpagos y compuestos existentes en la atmósfera de la Tierra primitiva puede formar materia orgánica (incluidos aminoácidos), que puede usarse como piedra angular de la vida. La atmósfera simulada consta de moléculas de agua, metano, amoníaco e hidrógeno; todas estas sustancias se encuentran en la atmósfera de Júpiter actual. La atmósfera de Júpiter tiene un fuerte flujo de aire vertical que lleva estos compuestos a regiones inferiores. Pero hay temperaturas más altas dentro de Júpiter, que descompondrán estos químicos y obstaculizarán la formación de vida similar a la de la Tierra. [142] Esto fue especulado por Carl Sagan y Edwin E. Salpeter .
Los primeros astrónomos modernos, utilizando pequeños telescopios, registraron el aspecto cambiante de la atmósfera de Júpiter. [25] Sus términos descriptivos (cinturones y zonas, manchas marrones y manchas rojas, penachos, barcazas, festones y serpentinas) todavía se utilizan. [143] Otros términos como vorticidad, movimiento vertical y alturas de las nubes comenzaron a usarse más tarde, en el siglo XX. [25]
Las primeras observaciones de la atmósfera joviana con una resolución mayor que la que es posible con los telescopios terrestres fueron tomadas por las sondas espaciales Pioneer 10 y 11. Las primeras imágenes verdaderamente detalladas de la atmósfera de Júpiter fueron proporcionadas por las Voyager . [25] Las dos sondas espaciales pudieron obtener imágenes de detalles con una resolución de tan solo 5 km en varios espectros, y también pudieron crear "películas de aproximación" de la atmósfera en movimiento. [25] La sonda Galileo , que sufrió un problema de antena, vio menos de la atmósfera de Júpiter pero con una mejor resolución promedio y un ancho de banda espectral más amplio. [25]
Hoy en día, los astrónomos tienen acceso a un registro continuo de la actividad atmosférica de Júpiter gracias a telescopios como el Telescopio Espacial Hubble. Estos muestran que la atmósfera se ve sacudida ocasionalmente por perturbaciones masivas, pero que, en general, es notablemente estable. [25] El movimiento vertical de la atmósfera de Júpiter fue determinado en gran medida por la identificación de gases traza por telescopios terrestres. [25] Los estudios espectroscópicos después de la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 dieron una idea de la composición de Júpiter debajo de las cimas de las nubes. Se registró la presencia de azufre diatómico (S 2 ) y disulfuro de carbono (CS 2 ) - la primera detección de ambos en Júpiter, y solo la segunda detección de S 2 en un objeto astronómico - junto con otras moléculas como amoníaco (NH 3 ) y sulfuro de hidrógeno (H 2 S), mientras que las moléculas portadoras de oxígeno como el dióxido de azufre no se detectaron, para sorpresa de los astrónomos. [144]
La sonda atmosférica Galileo , al sumergirse en Júpiter, midió el viento, la temperatura, la composición, las nubes y los niveles de radiación hasta 22 bares. Sin embargo, por debajo de 1 bar en otras partes de Júpiter hay incertidumbre en las cantidades. [25]
El primer avistamiento del GRS se atribuye a menudo a Robert Hooke , quien describió una mancha en el planeta en mayo de 1664; sin embargo, es probable que la mancha de Hooke estuviera en el cinturón equivocado (el Cinturón Ecuatorial Norte, en lugar de la ubicación actual en el Cinturón Ecuatorial Sur). Mucho más convincente es la descripción de Giovanni Cassini de una "mancha permanente" en el año siguiente. [145] Con fluctuaciones en la visibilidad, la mancha de Cassini se observó desde 1665 hasta 1713. [146]
Un misterio menor se refiere a una mancha joviana representada alrededor de 1700 en un lienzo de Donato Creti , que se exhibe en el Vaticano . [147] [148] Es parte de una serie de paneles en los que diferentes cuerpos celestes (ampliados) sirven como telones de fondo para varias escenas italianas, la creación de todos ellos supervisada por el astrónomo Eustachio Manfredi para mayor precisión. La pintura de Creti es la primera conocida en representar la GRS como roja. Ninguna característica joviana fue descrita oficialmente como roja antes de fines del siglo XIX. [148]
La mancha actual fue vista por primera vez recién después de 1830 y estudiada en profundidad recién después de una aparición destacada en 1879. Una brecha de 118 años separa las observaciones hechas después de 1830 de su descubrimiento en el siglo XVII; se desconoce si la mancha original se disipó y se volvió a formar, si se desvaneció o incluso si el registro de observaciones fue simplemente deficiente. [103] Las manchas más antiguas tuvieron una historia de observación corta y un movimiento más lento que el de la mancha moderna, lo que hace que su identidad sea poco probable. [147]
El 25 de febrero de 1979, cuando la sonda espacial Voyager 1 se encontraba a 9,2 millones de kilómetros de Júpiter, transmitió a la Tierra la primera imagen detallada de la Gran Mancha Roja. Se pudieron ver detalles de nubes de hasta 160 km de diámetro. El patrón de nubes onduladas y coloridas que se ve al oeste (izquierda) de la Gran Mancha Roja es la región de la estela de la mancha, donde se observan movimientos de nubes extraordinariamente complejos y variables. [149]
Los óvalos blancos que luego se convertirían en el óvalo BA se formaron en 1939. Cubrieron casi 90 grados de longitud poco después de su formación, pero se contrajeron rápidamente durante su primera década; su longitud se estabilizó en 10 grados o menos después de 1965. [150] Aunque se originaron como segmentos de la ZTS, evolucionaron para quedar completamente incrustados en el Cinturón Templado Sur, lo que sugiere que se movieron hacia el norte, "cavando" un nicho en el Cinturón Templado Sur. [151] De hecho, al igual que el GRS, sus circulaciones estaban confinadas por dos corrientes en chorro opuestas en sus límites norte y sur, con un chorro hacia el este al norte y uno retrógrado hacia el oeste al sur. [150]
El movimiento longitudinal de los óvalos parecía estar influenciado por dos factores: la posición de Júpiter en su órbita (se volvieron más rápidos en el afelio ) y su proximidad a la GRS (se aceleraron cuando estaban a 50 grados de la mancha). [152] La tendencia general de la tasa de deriva del óvalo blanco fue la desaceleración, con una disminución a la mitad entre 1940 y 1990. [153]
Durante los sobrevuelos de la Voyager , los óvalos se extendían aproximadamente 9000 km de este a oeste, 5000 km de norte a sur y rotaban cada cinco días (en comparación con los seis que hacía la GRS en ese momento). [154]
