EL PERFIL DE VENTS ZONALS

Històricament les observacions de detalls ennuvolats de l'atmosfera del planeta gegant han mostrat que les velocitats a què es mouen aquests semblen seguir una pauta determinada, fins al punt que es van identificar el que es van denominar "corrents", que indicaven que tots els detalls que apareixien a latituds específiques es movien a unes velocitats característiques. Per exemple, són clàssics els estudis de les erupcions de la NTB, en les que tant el material blanc convectiu com els detalls foscos que després es formaven en el seu costat sud es movien amb grans velocitats de deriva, a vegades les majors mesures en tot el planeta. També són conegudes les observacions de les erupcions de la SEB, en les que la dispersió del material convectiu segueix una distribució fortament dependent de la latitud.

La raó de tals comportaments encara que sospitat, no es va desvelar completament fins que les imatges d'alta resolució enviades per les sondes Voyager van permetre determinar que l'estructura de bandes i zones era en realitat el resultat d'una circulació global, i que aquesta estructura marcava la situació de corrents en doll. De fet, les bandes i zones del planeta estan limitades per corrents en doll de vents que arriben a assolir els 160m/s, és a dir, quasi la meitat de la velocitat del so a l'atmosfera de la Terra, i els seus sentits de circulació s'alternen en les direccions est i oest i es col·loquen paral·leles a l'equador.
 

En aquesta figura es representa com les bandes i les zones queden confinades entre els corrents en doll de Júpiter. Als límits d'algunes bandes, la velocitat del vent canvia molt ràpidament amb la latitud provocant un fort cizalla i creant grans zones turbulentes on la força de Coriolis pot propiciar l'aparició de vòrtex i ovals.

Planisferi del planeta Júpiter segons imatges del telescopi espacial Hubble preses el 5 d'octubre de 1995 a la banda de 430 nm, i processades mitjançant el programa LAIA. S'ha superposat el perfil de vents obtingut a partir d'imatges del Voyager 2, per a mostrar la correspondència entre la posició dels corrents en doll i la de les bandes i zones del planeta.

 

Després dels resultats obtinguts a partir de la informació enviada per les sondes Voyager, se segueix estudiant el perfil de vents segons la informació que va subministrant el Telescopi Espacial Hubble i la sonda Galileu, ja que són necessàries imatges d'alta resolució per a poder traçar-el. Pel seguiment de detalls en Júpiter que històricament s'ha efectuat des de la Terra abans de l'arribada de les sondes Voyager a Júpiter (el 5 de març de 1979 el Voyager 1, i el 9 de juliol del mateix any el Voyager 2), i pels resultats que es van obtenint després, sembla ben acceptat pels estudiosos del planeta que la situació dels jets i la forma general del perfil de vents zonals s'ha mantingut constant des que s'estudia el planeta, és a dir, que ens trobem enfront d'un fenomen molt estable capaç de perdurar durant molt de temps, pel que qualsevol teoria hauria de donar compte d'aquest comportament. Tal vegada un dels camps d'investigació actuals més actius pel que fa a Júpiter, és l'intent de comprovació d'aquesta teoria, i la detecció de possibles alteracions de la intensitat dels diferents jets.

L'explicació de per què Júpiter presenta aquest perfil de vents constitueix tot un desafiament per a les ciències teòriques planetàries, ja que no només ha d'explicar-se per què existeix una distribució zonal de vents, sinó també per què presenta l'aspecte observat. Per exemple, amb només examinar-el podem adonar-nos de que gairebé tots els corrents en doll més intensos es troben confinats en una zona més o menys estreta al voltant de l'equador, i que també existeix una forta asimetria nord-sud en quant a la distribució i les intensitats dels diferents "jets", asimetria que encara espera una explicació.