TEORIES

 

Fins ara són dues les teoria que competeixen per a explicar la circulació observada a Júpiter. Per un costat està el model de Gareth P. Williams, i per un altre el dels cilindres coaxials de F. H. Busse. Williams va intentar simular la circulació atmosfèrica de Júpiter utilitzant un model per ordinador. Per a això va suposar que l'atmosfera de Júpiter és prima i fluida, amb un gruixr molt inferior al del radi del planeta. També va reduir dràsticament els paràmetres de dissipació respecte dels models terrestres, és a dir, va suposar que la dissipació tèrmica era baixa així com la mecànica. Aquesta última està completament justificada si acceptem que el planeta no posseeix una escorça sòlida. Williams va ignorar les fonts de calor interna, que com ja sabem són almenys tan importants com la calor que rep del Sol, per la qual cosa va postular l'existència d'un gradient de temperatura des de l'equador fins al pols, gradient de temperatura que sabem que en realitat és petit a causa de les fonts internes de calor. I per descomptat, va imposar els paràmetres de rotació i radi de Júpiter. El resultat és el que es mostra en aquesta figura, on apareix que la ràpida rotació crea una circulació i una estructura de bandes semblant a l'observada, a pesar de que puguin semblar errònies algunes de les suposicions fetes. A la simulació de Williams apareix l'estructura de bandes i un perfil de vents, encara que aquesta és incapaç d'explicar per què la distribució zonal de velocitats és asimètrica.  

Un altre dels models més acceptats és el dels cilindres de Busse. Busse va descobrir que en un fluid en rotació els moviments de convecció s'estructuren formant columnes també en rotació. Aquestes columnes ofereixen resistència a canviar la seva longitud al llarg del seu eix. Com a resultat, si el recipient que conté el fluid té forma esfèrica, cada columna una vegada constituïda ha de romandre a una distància més o menys fixa de l'eix de rotació. La presència de aquestes columnes es manifesta a la superfície com una distribució de corrents que es manté originant possiblement corrents en doll com les observades.

Aquest model té l'avantatge que explica per què el perfil de vents zonals de Júpiter és tan estable, ja que la inèrcia de tals cilindres seria immensa. No obstant això, aquest model està construït sobre la base que el fluid en rotació posseeix una densitat constant i baixa viscositat. Com sabem, la densitat de l'oceà d'hidrogen molecular creix contínuament cap a profunditats creixents, i seria necessari comprovar si en tal situació també es manté la integritat dels cilindres. Finalment, el model de Busse tampoc no sap predir les asimetries del perfil, i hauria també de tenir en compte l'interior d'hidrogen metàl·lic que limita l'extensió dels cilindres. Aquesta limitació impedeix l'existència de corrents en doll per damunt d'uns 40è a 45è de latitud, quan en realitat el perfil s'estén fins on s'han efectuats mesuraments, que són 60è de latitud nord i sud.

Dos gràfics de Bill O'Neil (NASA Ames Research Center) mostrant alguns dels experiments de la sonda atmosfèrica de la missió Galileu.

 
Un dels experiments més importants de la sonda atmosfèrica de la missió Galileu va ser la de mesurar la velocitat del vent a mesura que descendia a l'atmosfera. El resultat obtingut va ser que la intensitat del vent creix amb la profunditat de l'atmosfera. Aquest resultat per si sol no serveix per a rebutjar a acceptar cap de les dues teories, ja que encara s'ha explorat poca profunditat l'atmosfera de Júpiter.