Júpiter, el senyor dels vents - II

La missió Voyager

La base dels coneixements que tenim dels planetes gegants es deu a les dades aportades per les naus Voyager 1 i 2 (Figura 3). Els dos robots van ser llançats al 1977, i en "només" dotze anys van visitar Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. El primer planeta el 1979 i l'últim el 1989. Aquest viatge va poder programar-se en un espai tan curt de temps gràcies a una configuració planetària que només es repeteix una vegada cada 180 anys.

Figura 3. Imatge d'una de les sondes Voyager llançades el 1977. El 1979 van assolir la seva mínima distància a Júpiter i encara avui en dia continuen enviant informació des de més enllà de l'òrbita de Plutó. Foto NASA.

Els Voyager 1 i 2 van aprofitar els intensos camps gravitatoris dels planetes gegants per a impulsar-se i anar saltant cada cop amb major velocitat d'un a l'altre. Aquesta estratègia de navegació interplanetària només és possible si els planetes es troben disposats en les seves òrbites de manera especial (Figura 4). Per exemple el Voyager 2, a mesura que es va acostar a Júpiter va anar guanyant velocitat accelerat pel camp gravitatori jovià. Aquest efecte, anomenat de "fona gravitatòria" va impulsar la nau cap a l'exterior de Júpiter a major velocitat. Si les persones encarregades de la missió no haguessin tingut en compte res més, la sonda simplement hagués estat expulsada cap a l'exterior del sistema planetari, però el vol sobre Júpiter es va planificar d'una manera tal que quan va creuar l'òrbita de Saturn, el planeta dels anells es trobava allà esperant-el, per a llançar-el després sobre Urà.

Figura 4. L'especial configuració de Júpiter, Saturn, Urà i Neptú va permetre els Voyager "saltar" d'un planeta al següent sense la necessitat d'un sistema de propulsió excessivament gran. El sobrevol per damunt de cada planeta va permetre accelerar la nau i modificar la seva trajectòria en direcció cap al següent món. Utilitzant aquesta tècnica de navegació, un viatge "convencional" a Neptú veu reduït el seu temps de creuer de 30 anys a tan sols 12. Foto FOED, NASA.

Durant els encontres de les sondes Voyager 1 i 2 amb Júpiter es va poder mesurar per primera vegada amb precisió l'estructura de la circulació global del planeta gegant a l'alçàda del sostre de núvols, és a dir, dels núvols visibles des de l'espai. Quan parlem de circulació global ens referim simplement a la distribució, a escala planetària, dels vents atmosfèrics.

Com que no podem mesurar directament la velocitat dels vents de Júpiter "in situ", perquè no tenim estacions meteorològiques al planeta, l'única opció és seguir petits detalls ennuvolats anomenats traçadors, i calcular els seus desplaçaments. Els Voyager van confirmar les sospites basades en un segle d'observacions telescòpiques, i per fi es va poder determinar que la circulació global de Júpiter ve dominada per una distribució de corrents en doll zonals, és a dir paral·lels a l'equador, que de forma alternada es dirigeixen cap a l'est i l'oest (Figura 5).

Figura 5. Distribució dels vents zonals mesurats a partir de les dades enviades per la sonda Voyager 2 el 1979. Pot observar-se que aquests consisteixen en una alternancia de corrents en doll dirigits a l'est (pics amb velocitats positives), i cap a l'oest (pics amb velocitats negatives). Gràfic FOED.

Les observacions històriques suggereixen que aquests corrents en doll s'han mantingut extraordinàriament estables al llarg del temps. Mentre que els vents zonals són fàcils de mesurar i presenten un ordre de magnitud mitjà de 30m/s, amb màxims de velocitat al voltant dels 180 m/s (180 m/s correspon a una velocitat de 650 km/h, un autèntic huracà), els vents meridionals, és a dir, els que circulen de nord a sud en el sentit dels meridians, són en canvi tremendament dèbils i difícils de mesurar, amb intensitats que no superen 2 m/s (7 km/h). Conseqüentment la circulació global ve dominada pels vents zonals. Aquests són també una peça clau per a entendre l'estructura de bandes tan característica del planeta. Però abans d'explicar quina és la relació existent entre els vents zonals i les bandes, introduirem el concepte d'equilibri geostròfic.

Equilibri geostròfic

Les propietats dels fluids en rotació són fascinants, i certament l'atmosfera d'un planeta (i els seus oceans), són fluids en rotació. En absència de rotació qualsevol fluid tendeix de forma natural a equilibrar les diferències de pressió movent-se des de les regions de pressió més elevada cap aquelles on és més baixa. És un fenomen que l'experiència quotidiana s'ha encarregat de transformar en sentit comú. Per exemple, l'aire d'un pneumàtic inflat que es punxa és expulsat des de l'interior de la càmera on es troba a alta pressió a l'atmosfera i no a l'inrevés. O l'aigua d'una canonada circula des d'on la pressió és més elevada cap a on és més baixa. És com si la naturalesa tingués "horror vacui", i intentés per tots els medis reomplir els buits.

No obstant això en un fluid en rotació, si gira suficientment ràpid, no passa així. A velocitats de gir elevades, arriba un moment en què el fluid, per comptes d'omplir els buits de pressió, tendeix a rodejar-els, a preservant-els!. Això és el que passa a gran escala en planetes com la Terra o Júpiter on els períodes de rotació són relativament curts. La imatge de com es comporta l'atmosfera terrestre enfront d'una zona de baixa pressió la dóna un mapa convencional del temps (Figura 6), on les isòbares, o línies de pressió constant, assenyalen també la direcció del vent. L'aire, per comptes de precipitar-se cap al centre de baixes pressions per a "reomplir-les", es dedica a circular al voltant d'elles seguint les isòbares. A l'hemisferi nord els vents circulen en sentit contrari a les busques del rellotge, moviment ciclònic, al voltant d'una borrasca, mentre que al rodejar una zona d'alta pressió els vents giren en el sentit de les busques del rellotge, o anticiclònic. A l'hemisferi sud la situació és l'oposada.

A què es deu aquest comportament de l'atmosfera? Aquí intervé l'equilibri geostròfic. Si no hi hagués rotació, davant d'una borrasca apareixeria una força en direcció cap a la baixa pressió que tindria la tendència a mobilitzar l'aire per a reomplir-la. No obstant això, al girar el fluid entra en joc la denominada força de Coriolis, una força que tendeix a desviar el moviment de l'aire fins a obligar-el a girar al voltant de la zona d'alta o baixa pressió (Figura 7). L'equilibri entre les forces de Coriolis i la deguda a les diferències de pressió, és el anomenat equilibri geostròfic que força els vents a moure's seguint les línies isòbares.

La força de Coriolis és més intensa com més gran és la velocitat de gir, tendint a ser en el cas de la Terra, Mart, i dels planetes gegants l'efecte dominant junt amb les forces derivades de les diferències de pressió. Per exemple Venus, amb un període de rotació de 243 dies, la força de Coriolis no és tan important i no es formen vòrtex com a la Terra o a Júpiter (Figura 8).

	Figura 6a. Mapa convencional de superfície on es representa mitjançant isòbares la pressió atmosfèrica. Els vents es disposen principalment seguint les isòbares i rodejant els centres d'altes i baixes pressions. En aquesta figura apareix un nucli de baixa pressió centrat l'Atlàntic nord, i per tant els vents circularan en sentit ciclònic o contrari al de les busques del rellotge. Imatge INM.
	Figura 6b. La formació en espiral dels núvols en aquesta fotografia del satèl·lit Terra delata la presència d'una borrasca a l'Atlàntic nord on els vents giren en sentit ciclònic. Foto NASA.

El perfil de vents zonals i l'estructura de bandes de Júpiter

Tornem a Júpiter. Si se superposen els vents zonals sobre l'aspecte visible del planeta, trobem que els corrents en doll estan perfectament correlacionats amb l'estructura de zones i bandes (Figura 9). Júpiter és un planeta de ràpida rotació, així que podem aplicar el criteri d'equilibri geostròfic segons el qual els vents es mouen seguint les isòbares. Aplicant aquest criteri, s'arriba a la conclusió de que les zones de Júpiter són regions d'alta pressió i les bandes regions de baixa pressió.

Figura 7. Per causa dels efectes de la força de Coriolis, els moviments a gran escala a l'atmosfera d'un planeta amb una rotació ràpida, com per exemple la Terra, no es precipiten per a eliminar directament les diferències de pressió (adalt a l'esquerra), sinó que són desviats al voltant de les diferències de pressió, fins a circular seguint les isòbares (abaix a la dreta). Foto FOED, mapa d'Europa Cartographic Research Lab, Universitat d'Alabama.

Des del punt de vista atmosfèric, el fet de que a les bandes dominen les baixes pressions respecte de les zones, també ens indica que el sostre de núvols de les zones ha de ser més alt que el de les bandes. A aquesta conclusió s'arriba a través de raonaments físics que no exposarem aquí, però ja que un gas es dilata quan s'escalfa, si la columna d'aire situada per sota les zones és més alta que la situada per sota les bandes, llavors podem suposar que l'aire davall d'aquestes és més càlid que el que es troba per sota de les bandes. No obstant això l'efecte que s'observa per damunt del sostre de núvols és l'oposat.

Figura 8. A Venus, amb un període de rotació molt més llarg que el de la Terra o Júpiter, les forces de Coriolis són molt dèbils i no s'observa la formació de vòrtex a l'atmosfera. Foto NASA.

A les zones de coloració típicament blanques, els núvols són més gruixuts i es troben a major altura, per la qual cosa el sostre de núvols està més fred i a més a més bloqueja amb major efectivitat la radiació tèrmica que prové de l'interior. Malgrat això el sostre de núvols de les bandes, més fosques, es troba més avall i no és tan gruixut, i per consegüent no està tan fred i radia amb més efectivitat a longituds d'ones tèrmiques (Figura 10).

Quines evidències existeixen en relació a aquestes hipòtesis?. No tenim registres baromètrics directes de l'atmosfera de Júpiter, però si que podem prendre imatges del planeta a diverses longituds d'ona. Per un costat les imatges preses en longituds d'ona visibles mostren clarament la relació directa entre l'estructura de bandes del planeta i la distribució de vents zonals, relació que també apareix en altres longituds d'ona.

Les imatges en infraroig tèrmic (4 mm) indiquen quines són les regions més calentes i més fredes del planeta, i finalment les imatges preses en la banda principal d'absorció del metà (980 nm, veure explicacions a la Figura 11) donen informació sobre l'altura del sostre de núvols. L'anàlisi de les imatges preses en diverses longituds d'ona suggereixen que les zones són regions on els núvols són més alts i espessos bloquejant de manera més efectiva la radiació tèrmica provinent de l'interior (Figura 12).

	Figura 10. D'acord amb la interpretació d'equilibri geostròfic, les zones són més altes que les bandes. L'aire per sota de les zones possiblement estigui més calent que el que es troba sota les bandes. No obstant això, la major altura i gruix de les zones provoca un major refredament del sostre de núvols i un bloqueig més efectiu de la radiació tèrmica que prové de l'interior.

Grup d'Estudis Astronòmics