COMPOSICIÓ QUÍMICA

COMPOSICIÓ QUÍMICA

La composició química de Júpiter presenta una gran semblança amb la solar, és a dir constituïda majoritàriament per hidrogen i heli, el que suposa que aquesta, en definitiva, ha de ser prou assemblada a la de la nebulosa primitiva que va donar origen al Sistema Solar, encara que amb algunes peculiaritats.

El que els elements predominants en la composició química del planeta siguin l'hidrogen i l'heli queda justificat per la baixa densitat mitjana del planeta, de tan sols 1,33 grams per centímetre cúbic. Amb aquest valor tan baix és impossible que la major part de la massa del planeta estigui composta d'elements més pesats com per exemple ocorre amb la Terra, la densitat mitjana de la qual és de 5,52 g per centímetre cúbic. El fet que Júpiter estigui compost principalment per aquests dos gasos lleugers implica que el planeta és bàsicament fluid, és a dir format per un vast oceà d'hidrogen i heli. Per tant Júpiter no posseeix una escorça sòlida que pugui ser visitada i en el futur llunyà, en tot cas haurem d'acontentar-nos a aterrar sobre la superfície de les seves principals llunes però mai no visitar Júpiter. Com es veu més endavant en el text, la naturalesa fluida del planeta ha de determinar en una gran mesura la dinàmica del sostre de núvols observables.

Les primeres substàncies a ser detectades a Júpiter, necessàriament utilitzant tècniques espectroscòpiques, van ser el metà i l'amoníac. L'espectre de la llum solar reflectida per l'atmosfera de Júpiter va revelar la presència de bandes d'absorció per aquestes dues molècules, i només va ser fins a 30 anys més tard que es va poder detectar la presència d'hidrogen. Tots els càlculs realitzats a partir d'observacions efectuades des de la Terra van apuntar que el constituent principal hauria de ser l'hidrogen.

Imatge d'un espectre primitiu de Júpiter. Les fletxes marquen la posició de bandes d'absorció de metà i amoníac.

Encara que l'hidrogen és quasi 1.000 vegades més abundant que el metà, aquest últim presenta una banda d'absorció tan intensa a l'infraroig pròxim a 889 nm, que a aqueixa 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. Per aquesta raó, és molt freqüent l'ús de filtres centrats a la banda de 889 nm per a estudiar el planeta, ja que poden donar una certa idea del nivell a què es troben situades les distintes formacions ennuvolades.

Imatge de la mateixa regió de Júpiter presa pel Telescopi Espacial Hubble el 17 de juliol de 1994 en llum blava (esquerra, 430nm), i metà (dreta, 889nm), posant de manifest la diferència d'aspecte que presenta el planeta. En primer lloc, la Gran Taca Roja apareix brillant en metà, ja que es considera que el sostre de núvols d'aquesta formació es troba a una altitud 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 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 siga absorbida pel propi metà. És interessant comparar ambdues imatges, i establir una correspondència entre els detalls.

Ja que per a mesurar la composició de l'atmosfera de Júpiter amb precisió hauria de fer-se un anàlisi químic in situ, això no va ser possible fins que el 7 de desembre de 1995 quan la sonda atmosfèrica de la missió Galileu va penetrar a la capa ennuvolada joviana. Els resultats dels instruments NMS (espectròmetre de masses) i HAD (detector d'abundància d'heli), van dictaminar que les abundàncies d'hidrogen i d'heli a l'atmosfera joviana són semblants a les solars. El diagrama circular mostra la proporció d'ambdós elements segons el nombre d'àtoms. També es va trobar una quantitat d'àtoms de carboni quasi tres vegades superior a l'abundància solar. Tota aquesta informació pot estar indicant per un costat quina va ser la composició primitiva a partir de la qual es va condensar el Sistema Solar. En efecte, el potent camp gravitatori de Júpiter ha sigut capaç de retenir tots els gasos lleugers que formaven l'antiga nebulosa, gasos que han escapat a l'espai en altres planetes més petits com és el cas de la Terra. Per un altre, la sobreabundància de carboni i altres elements més pesats reforcen la teoria de l'acreció de planetésims. Ja que tal excés pot molt bé explicar-se a partir de les contribucions produïdes per cometes i asteroides que van bombardejar Júpiter, sobretot al principi de la història del Sistema Solar.

Encara que la quantitat de sofre trobada va ser abundant, no va ocórrer així amb l'oxigen, que s'esperava detectar en una certa quantitat combinat amb hidrogen formant vapor d'aigua. Encara que l'aigua s'ha detectat espectroscòpicament des de la Terra, sembla que la regió en què es va precipitar la sonda atmosfèrica era molt seca, i per tant encara persisteix el dubte de si realment l'atmosfera del planeta és seca o bé si es va penetrar en una zona no representativa de la quantitat d'aigua en el planeta.


Lloc d'entrada de la sonda atmosfèrica de la missió Galileu a l'atmosfera de Júpiter. La zona, indicada amb una fletxa, es tracta d'una regió pràcticament sense núvols i que en aquesta imatge presa pel Telescopi Espacial Hubble apareix amb tonalitats blaves fosques. El color blau i fosc es deu possiblement que estem veient l'interior de l'atmosfera del planeta.