 |
Preguntes i més preguntes
Ja hem vist que existeix una relació entre l'aspecte
bandat del planeta i els vents zonals, però això no acaba d'explicar tot: quin és
l'origen dels vents zonals?, què controla la intensitat dels corrents en doll i la seva
amplària?, d'on obtenen els vents la seva energia?, s'estenen els vents cap a l'interior
fluid del planeta?, per què els colors dels núvols que formen les zones i bandes són
distints?, de què són els núvols?, etc. En definitiva, per què tenen bandes els
planetes gegants?. S'ignora amb certesa la resposta a totes aquestes preguntes, en alguns
casos, simplement s'ignora quina pot ser la resposta. Per exemple, la majoria dels
planetòlegs accepten que el sostre de núvols deu estar majoritàriament compost de
núvols de cristalls d'amoníac, però no hi ha seguretat quant a la composició química
dels núvols a diferentes profunditats.
 |
Figura 11. Encara que l'hidrogen és gairebé 1.000 vegades més abundant que el metà,
aquest darrer presenta una banda d'absorció tan intensa a l'infraroig pròxim a 890 nm,
que a aquesta longitud d'ona l'atmosfera de Júpiter és molt opaca a la radiació solar,
i només els núvols més alts són capaços de reflectir la llum incident (imatge
superior). Per aquesta raó, és molt freqüent l'ús de filtres centrats a la banda de
890 nm per a estudiar el planeta, ja que poden donar una certa idea del nivell a què es
troben situades les distintes formacions ennuvolades. Avall: imatge de la mateixa regió
de Júpiter presa pel Telescopi Espacial Hubble el 17 de juliol de 1994 en llum blauva
(esquerra, 430 nm), i metà (dreta, 889 nm), posant de manifest la diferència d'aspecte
que presenta el planeta. En primer lloc, la Gran Taca Roja apareix brillant en el metà,
ja que es considera que el sostre de núvols d'aquesta formació es troba a una alçada
superior a la resta dels núvols. D'altra banda, poden percebre's dos impactes de
fragments del cometa Shoemaker-Levy 9 en la part superior dreta del disc. Mentre que en
blau apareixen negres, en el metà es mostren brillants, ja que es tracta d'aerosols
dispersos en l'estratosfera de Júpiter per damunt del sostre de núvols. Per tant poden
reflectir eficaçment la radiació solar abans que aquesta sigui absorbida pel propi
metà. És interessant comparar ambdues imatges, i establir una correspondència entre els
detalls. Foto GEA-FOED. Fons de núvols de Bill
Schmitz, Plymouth State College Weather Center. |
Dues són les teories que competeixen per a explicar
l'existència dels vents zonals a Júpiter i en general als planetes gegants del Sistema
Solar. Una d'ella suposa que els vents zonals reflecteixen el comportament dinàmic d'una
atmosfera prima quina font d'energia principal és la que rep del Sol, com és el cas de
la Terra. No obstant això, l'increment de la velocitat del vent amb la profunditat, tal
com van indicar les dades de la sonda atmosfèrica Galileu que es va submergir a
l'interior del planeta al 1996 (en realitat només va esgarrapar les capes més altes de
l'atmosfera, ja que va transmetre dades fins una profunditat situada a unes 25 atmosferes
de pressió), tendeix a suggerir un origen més intern dels vents zonals. Júpiter
posseeix una font de calor interna important, ja que l'energia radiada a l'espai que
prové de l'interior del planeta és de la mateixa magnitud que la que rep del Sol.
Aquesta calor ha de ser transportada des de l'interior a l'exterior, principalment per
convecció a través del gran oceà d'hidrogen molecular. Simulacions numèriques de la
convecció tèrmica que es produeix en un casquet esfèric en rotació, mostren que el
fluid s'organitza en cilindres alineats amb l'eix de gir. Els cilindres s'estenen fins a
la superfície del planeta on es manifesten en forma de corrents en doll i bandes.
Aquestes simulacions poden predir les intensitats dels corrents en doll observats a
Júpiter i a Saturn, encara que el nombre de bandes que es produeix és inferior que
l'observat als planetes reals. Experiments de laboratori a la Terra i en condicions
d'ingravitació a l'espai, suggereixen que realment sorgeix una estructura de bandes i
vents zonals quan es produeix convecció dins d'un casquet esfèric de fluid (Figura 13).
|
| Figura 12. Imatges de Júpiter preses de dreta a esquerra en les bandes de 1.58 mm, 2.30 mm,
i 4.78 mm, per Glenn Orton, David Griep, William Golisch i Paul Fukumura-Sawada amb el
NASA Infrared Telescope Facility (IRTF), el 5 d'octubre de 2000. La imatge de la dreta
presa en infraroig pròxim mostra l'estructura visible de núvols i l'alternancia de zones
i bandes. La imatge del centre, capturada en una de les bandes d'absorció del metà,
mostra com a regions més clares els núvols més alts d'amoníac, on són paleses les
boires que cobreixen els casquets polars, la major altura del sostre de núvols de la Gran
Taca Roja, i on les zones, sobretot a la regió equatorial, apareixen com a franges més
brillants per causa de la major alçària dels núvols. A l'última imatge en l'extrem de
l'esquerra, presa a longituds d'ona tèrmiques, s'observa el bloqueig de la calor
provinent de l'interior del planeta pels núvols més alts, fredes i gruixudes de les
zones i de la pròpia taca roja. En aquesta imatge tèrmica de Júpiter es revela de forma
encara més espectacular l'alternancia de bandes i zones. |
Els vents zonals: un fenomen immutable?
Si realment els vents zonals són deguts a una circulació
interna de l'oceà d'hidrogen molecular, i el que veiem és la seva manifestació externa,
llavors la variabilitat en el temps ha de ser molt escassa a curt termini. A causa de la
immensa inèrcia de les gegantines masses de fluid a l'oceà d'hidrogen molecular de
Júpiter, aquestes tindran una tendència quasi nul·la a canviar els seus estats de
moviment en intervals de temps curts. Quines són les evidències observacionals de tot
això?
El registre històric d'observacions ens diu que la
distribució de bandes i zones, encara que amb grans alteracions d'albedo (brillantor) i
morfologia, s'ha mantingut essencialment constant, així com els "corrents"
descobertes pels observadors visuals. No obstant això el fragmentari registre històric i
la baixa resolució de la majoria de les observacions no ens permet fer afirmacions amb
molta seguretat abans de les visites dels Voyager a Júpiter.
|
| Figura 13. Els esquemes de la part superior de la figura ens mostren com influeix la
rotació en la formació de bandes i dels vents zonals a Júpiter. Segons A, si no
existís rotació, el fluid calent de l'interior seria transportat per convecció al
sostre de núvols del planeta, part de l'energia tèrmica es radiaria cap a l'espai, i el
material calent es dispersaria cap al pols i l'equador. No obstant això, a l'intervenir
la rotació (cas B), apareixen les forces de Coriolis que desvien el material que migra
vers el pol cap a l'est i el que migra vers l'equador cap a l'oest. D'aquesta forma
s'originen corrents en doll que circulen en sentits alternats. Aquesta imatge no deixa de
ser simplista i no sabem fins a quin punt és correcta (gràfic FOED). A la part inferior
esquerra es visualitza com ha de ser l'estructura interna de cilindres coaxials al
combinar-se rotació i convecció: els corrents en doll i les bandes són només la seva
manifestació externa (gràfic GEA). Experiments de laboratori (abaix, dreta) també
aconsegueixen reproduir bandes en fluids en rotació. Per a imitar el mecanisme que regeix
a Júpiter, en el muntatge experimental es disposa un casquet esfèric ple de fluid. La
part interna del casquet es manté a major temperatura que l'exterior per a simular la
convecció de l'interior a l'exterior. Al mateix temps es fa girar ràpidament el fluid.
Els experiments mostren que es produeix una estructura de bandes i de corrents en doll
(gràfic Manneville i Olson, Johns Hopkins University). Les naus Voyager van prendre imatges a alta resolució durant uns pocs mesos
l'any 1979. Més tard, a partir de 1996, la sonda Galileu es va posar en òrbita al
voltant de Júpiter transmetent imatges també a alta resolució del planeta i dels seus
satèl·lits, i realitzant experiments emprant una tecnologia superior a la que
transportaven els Voyager. Però la missió Galileu s'ha dedicat principalment a estudiar
els satèl·lits galileans, i ha enviat dades del sostre de núvols de Júpiter en
instants de temps molt puntuals.
La següent missió automàtica que s'ha acostat a Júpiter
és la Cassini, de pas en el seu viatge cap a Saturn, a la vigilia d'any nou del 2001, i
encara que la comunitat científica resta a l'espera de nous resultats, no hi ha previstes
més missions per a estudiar l'atmosfera de Júpiter a curt o mig termini.
Malgrat això, de manera més o menys sistemàtica el
telescopi espacial Hubble ha apuntat a Júpiter almenys en diverses ocasions cada any. La
resolució de les millors imatges assoleix els 150 km per pixel, molt semblant a les
imatges de resolució mitjana preses per les sondes Voyager (Figura 14). L'interès de
l'arxiu d'imatges de Júpiter preses pel Telescopi Espacial resideix en que cobreixen un
interval de temps de diversos anys, molt superior als intervals temporals d'observació de
Voyager i Cassini, i per tant permeten estudiar l'evolució dels vents zonals i
comparar-els amb els resultats aportats pels Voyager. |
 |
Figura 14. La resolució de les millors imatges de Júpiter preses pel HST és comparable a
la de les imatges de resolució mitjana enviada el 1979 per les naus Voyager. Foto NASA. |
El Dr. Agustín Sánchez-Lavega i l'autor,
de l'Observatori Esteve Duran, dins de l'Equip d'Atmosferes Planetàries del Departament
de Física Aplicada del País Basc, van mesurar i van estudiar el perfil de vents zonals
de Júpiter analitzant imatges preses pel HST des de 1995 a l'any 2000. Les mesures,
perfectament comparables en precisió a les basades en dades Voyager, indiquen que almenys
durant un període de 20 anys els vents de l'alta troposfera de Júpiter s'han mantingut
globalment estables, encara que localment s'han detectat diferències en la intensitat i
posició d'alguns corrents en doll (Figura 15).
Aquests resultats, a més d'enllaçar els períodes Voyager
i Cassini, també indiquen que existeix una certa variabilitat, en alguns casos lligada a
canvis morfològics importants mentre que en altres la relació entre la morfologia i
l'estructura del perfil de vents no és tan clara.
|
| Figura 15. Perfil de vents zonals mesurat partir d'imatges preses pel HST (negre), i
comparat amb el perfil mesurat a partir de les dades enviades pels Voyager (roig i blau),
i Galileu (verd). Per als perfils Voyager i HST es donen les barres d'error. Convé
destacar la variació en intensitat soferta pel corrent en doll situat a 24ºN, que va
passar de tenir velocitats màximes de 180m/s al 1979 a tan sols 120m/s entre 1995 i 2000.
També són notables les fluctuacions de latitud sofertes per la part nord del perfil junt
amb la intensitat d'alguns corrents en doll menors. Gràfic E. García Melendo i Agustín
Sánchez-Lavega, "A Study of the Stability of Jovian Zonal Winds from HST Images:
1995-2000", Icarus 152, 316-330, 2001. El
nostre resultats van indicar que el corrent en doll situat a 24ºN havia sofert una
notable alteració de velocitat, mentre que també es van trobar apreciables
discrepàncies, més enllà de la dispersió de les dades, en certes parts del perfil
zonal situat entre 30ºN i 60ºN. Una altra troballa interessant indica clarament que
l'alternancia de corrents en doll es prolonga almenys fins als ±80º de latitud, estenent
així el perfil Voyager més de 10° cap al pols.
Sens dubte els resultats que ofereixi la sonda Cassini ens
donaran una imatge molt precisa de la situació de la circulació global del planeta
durant les breus setmanes en què el va sobrevolar, però està clar que cal seguir
treballant per a sotmetre a revisió les teories sobre l'origen dels vents de Júpiter.
Les simulacions per ordinador i els experiments de laboratori, per exemple, no expliquen
per què existeixen tants corrents en doll i tan prop del pols, i ni tan sols una possible
alteració de latitud en només 20 anys. De tota manera algunes incògnites estan encara
dins del terreny d'allò que és desconegut, sense ni tan sols hi hagi teories que ens
puguin donar explicacions provisionals del que passa. Per exemple, és un complet misteri
la profunda asimetria que mostra el perfil de vents: la contrapartida meridional del gran
corrent en doll a 24ºN està absent, i el seu lloc l'ocupa la Gran Taca Roja. Una
coincidència?.
Júpiter posseeix un sistema atmosfèric molt més simple
que el terrestre. No posseeix continents que ofereixin resistència a la circulació
atmosfèrica, el gradient meridional de temperatura entre l'equador i el pols és
pràcticament nul, la variabilitat estacional és poca, i malgrat això encara som
incapaços de comprendre els principals mecanismes que mouen la maquinària atmosfèrica
del planeta gegant. |
Agraïments
Investigació finançada pel Projecte PNAYA2000-0932 i la
Fundació Observatori Esteve Duran.
Bibliografía
 Garcia-Melendo, E., Sanchez-Lavega, A., Gomez, J.M., Lecacheux, L.,
Colas, F., Miyazaki, I., Parker, D., 2000, Long-Lived Vortices and Profile Changes in the
23.7°N High-Speed Jovian Jet, Icarus 146, 514.
García Melendo, E., Sánchez-Lavega, A., 2001, A Study of the
Stability of Jovian Zonal Winds from HST Images: 1995-2000, Icarus 152,
316.
|
|
