Los vientos de Jupiter

Júpiter, el señor de los vientos - III

Preguntas y más preguntas

Ya hemos visto que existe una relación entre el aspecto bandeado del planeta y los vientos zonales, pero eso no acaba de explicarlo todo: ¿cuál es el origen de los vientos zonales?, ¿qué controla la intensidad de las corrientes en chorro y su anchura?, ¿de dónde obtienen los vientos su energía?, ¿se extienden los vientos hacia el interior fluido del planeta?, ¿por qué los colores de las nubes que forman las zonas y bandas son distintos?, ¿de qué son las nubes?, etc. En definitiva, ¿por qué tienen bandas los planetas gigantes?. Se ignora con certeza la respuesta a todas estas preguntas, en algunos casos, simplemente se ignora cuál puede ser la respuesta. Por ejemplo, la mayoría de los planetólogos aceptan que el techo de nubes debe de estar mayoritariamente compuesto de nubes de cristales de amoniaco, pero no hay seguridad en cuanto a la composición química de las nubes a diferentes profundidades.

Figura 11. Aunque el hidrógeno es casi 1.000 veces más abundante que el metano, este último presenta una banda de absorción tan intensa en el infrarrojo cercano a 890nm, que a esa longitud de onda la atmósfera de Júpiter es muy opaca a la radiación solar, y sólo las nubes más altas son capaces de reflejar la luz incidente (imagen superior). Por esa razón, es muy frecuente el uso de filtros centrados en la banda de 890nm para estudiar el planeta, ya que pueden dar una cierta idea del nivel al que se encuentran situadas las distintas formaciones nubosas. Abajo: imagen de la misma región de Júpiter tomada por el Telescopio Espacial Hubble el 17 de julio de 1994 en luz azul (izquierda, 430nm), y metano (derecha, 889nm), poniendo de manifiesto la diferencia de aspecto que presenta el planeta. En primer lugar, la Gran Mancha Roja aparece brillante en metano, ya que se considera que el techo de nubes de esta formación se encuentra a una altitud superior al resto de las nubes. Por otra parte, pueden apreciarse dos impactos de fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 en la parte superior derecha del disco. Mientras que en azul aparecen negros, en metano se muestran brillantes, ya que se trata de aerosoles dispersos en la estratosfera de Júpiter por encima del techo de nubes. Por tanto pueden reflejar eficazmente la radiación solar antes de que esta sea absorbida por el propio metano. Es interesante comparar ambas imágenes, y establecer una correspondencia entre los detalles. Foto GEA-FOED. Fondo de nubes de Bill Schmitz, Plymouth State College Weather Center.

Son dos las teorías que compiten para explicar la existencia de los vientos zonales en Júpiter y en general los planetas gigantes del Sistema Solar. Una de ella supone que los vientos zonales reflejan el comportamiento dinámico de una atmósfera delgada cuya fuente de energía principal es la que recibe del Sol, como es el caso de la Tierra. Sin embargo, el incremento de la velocidad del viento con la profundidad, tal y como indicaron los datos de la sonda atmosférica Galileo que se sumergió en el interior del planeta en 1996 (en realidad sólo arañó las capas más altas de la atmósfera, ya que transmitió datos hasta una profundidad situada a unas 25 atmósferas de presión), tiende a sugerir un origen más interno de los vientos zonales. Júpiter posee una fuente de calor interno importante, ya que la energía radiada al espacio que proviene del interior del planeta es de la misma magnitud que la que recibe del Sol. Dicho calor debe ser transportado desde el interior al exterior, principalmente por convección a través del gran océano de hidrógeno molecular. Simulaciones numéricas de la convección térmica que se produce en un casquete esférico en rotación, muestran que el fluido se organiza en cilindros alineados con el eje de giro. Los cilindros se extienden hasta la superficie del planeta donde se manifiestan en forma de corrientes en chorro y bandas. Estas simulaciones pueden predecir las intensidades de las corrientes en chorro observadas en Júpiter y Saturno, aunque el número de bandas que se produce es más pequeño que el observado en los planetas reales. Experimentos de laboratorio en la Tierra y en condiciones de ingravidez en el espacio, sugieren que realmente surge una estructura de bandas y vientos zonales cuando se produce convección dentro de un casquete esférico de fluido (Figura 13).

Figura 12. Imágenes de Júpiter tomadas de derecha a izquierda en las bandas de 1.58mm, 2.30mm, y 4.78mm, por Glenn Orton, David Griep, William Golisch y Paul Fukumura-Sawada con el NASA Infrared Telescope Facility (IRTF), el 5 de octubre de 2000. La imagen de la derecha tomada en infrarrojo cercano muestra la estructura visible de nubes y la alternancia de zonas y bandas. La imagen del centro, capturada en una de las bandas de absorción del metano, muestra como regiones más claras las nubes más altas de amoníaco, donde es patente las nieblas que cubren los casquetes polares, la mayor altura del techo de nubes de la Gran Mancha Roja, y donde las zonas, sobre todo en la región ecuatorial, aparecen como franjas más brillantes a causa de la mayor altura de las nubes. En la última imagen en el extremo de la izquierda, tomada a longitudes de onda térmicas, se observa el bloqueo del calor proveniente del interior del planeta por las nubes más altas, frías y gruesas de las zonas y de la propia mancha roja. En esta imagen térmica de Júpiter se revela de forma todavía más espectacular la alternancia de bandas y zonas.

Los vientos zonales: ¿un fenómeno inmutable?

Si realmente los vientos zonales son debidos a una circulación interna del océano de hidrógeno molecular, y lo que vemos es su manifestación externa, entonces la variabilidad en el tiempo debe ser muy escasa a corto plazo. Debido a la inmensa inercia de las gigantescas masas de fluido en el océano de hidrógeno molecular de Júpiter, éstas tendrán una tendencia casi nula a cambiar sus estados de movimiento en intervalos de tiempo cortos. ¿Cuáles son las evidencias observacionales?.

El registro histórico de observaciones nos dice que la distribución de bandas y zonas, aunque con grandes alteraciones de albedo (brillo) y morfología, se ha mantenido esencialmente constante, así como las “corrientes” descubiertas por los observadores visuales. Sin embargo el fragmentario registro histórico y la baja resolución de la mayoría de las observaciones no nos permite hacer afirmaciones con mucha seguridad antes de las visitas de los Voyager a Júpiter.

Figura 13. Los esquemas de la parte superior de la figura nos muestran como influye la rotación en la formación de bandas y de los vientos zonales en Júpiter. Según A, si no existiese rotación, el fluido caliente de interior sería transportado por convección al techo de nubes del planeta, parte de la energía térmica se radiaría hacia el espacio, y el material caliente se dispersaría hacia los polos y el ecuador. Sin embargo al intervenir la rotación (caso B), aparecen las fuerzas de Coriolis que desvían el material que migra hacia el polo hacia el este y el que migra hacia el ecuador hacia el oeste. De esta forma se originan corrientes en chorro que circulan en sentidos alternados. Esta imagen no deja de ser simplista y no sabemos hasta que punto es correcta (gráfico FOED). En la parte inferior izquierda se visualiza cómo debe ser la estructura interna de cilindros coaxiales al combinarse rotación y convección: las corrientes en chorro y las bandas son sólo su manifestación externa (gráfico GEA). Experimentos de laboratorio (abajo, derecha) también consiguen reproducir bandas en fluidos en rotación. Para imitar el mecanismo que rige en Júpiter, en el montaje experimental se dispone un casquete esférico lleno de fluido. La parte interna del casquete se mantiene a mayor temperatura que la exterior para simular la convección del interior al exterior. Al mismo tiempo se hace girar rápidamente el fluido. Los experimentos muestran que se produce una estructura de bandas y de corrientes en chorro (gráfico Manneville y Olson, Johns Hopkins University).

Las naves Voyager tomaron imágenes a alta resolución durante unos pocos meses en 1979. Más tarde, a partir de 1996, la sonda Galileo se puso en órbita alrededor de Júpiter transmitiendo imágenes también a alta resolución del planeta y sus satélites, y realizando experimentos empleando una tecnología superior a la que transportaban los Voyager. Pero la misión Galileo se ha dedicado principalmente a estudiar los satélites galileanos, y ha enviado datos del techo de nubes de Júpiter en instantes de tiempo muy puntuales.

La siguiente misión automática que se ha acercado a Júpiter es la Cassini, de paso en su viaje hacia Saturno, en la víspera de año nuevo del 2001, y aunque la comunidad científica está todavía a la espera de nuevos resultados, no hay previstas mas misiones para estudiar la atmósfera de Júpiter a corto o medio plazo.

Sin embargo de manera más o menos sistemática el telescopio espacial Hubble ha apuntado a Júpiter al menos en varias ocasiones cada año. La resolución de las mejores imágenes alcanza los 150 km por píxel, muy semejantes a las imágenes de resolución media tomadas por las sondas Voyager (Figura 14). El interés del archivo de imágenes de Júpiter tomadas por el Telescopio Espacial reside en que cubren un intervalo de tiempo de varios años, muy superior a los intervalos temporales de observación de Voyager y Cassini, y por tanto permiten estudiar la evolución de los vientos zonales y compararlos con los resultados aportados por los Voyager.

Figura 14. La resolución de las mejores imágenes de Júpiter tomadas por el HST es comparable a la de las imágenes de resolución media enviadas en 1979 por las naves Voyager. Foto NASA.

El Dr. Agustín Sánchez-Lavega y el autor, del Observatorio Esteve Duran, dentro del Equipo de Atmósferas Planetarias del Departamento de Física Aplicada del País Vasco, midieron y estudiaron el perfil de vientos zonales de Júpiter analizando imágenes tomadas por el HST desde 1995 al año 2000. Las mediciones, perfectamente comparables en precisión a las basadas en datos Voyager, indican que al menos durante un período de 20 años los vientos de la alta troposfera de Júpiter se han mantenido globalmente estables, aunque localmente se han detectado diferencias en la intensidad y posición de algunas corrientes en chorro (Figura 15).

Estos resultados, además de enlazar los períodos Voyager y Cassini, también indican que existe una cierta variabilidad, en algunos casos ligada a cambios morfológicos importantes mientras que en otros la relación entre la morfología y la estructura del perfil de vientos no es tan clara.

Figura 15. Perfil de vientos zonales medido partir de imágenes tomadas por el HST (negro), y comparado con el perfil medido a partir de los datos enviados por los Voyager (rojo y azul), y Galileo (verde). Para los perfiles Voyager y HST se dan las barras de error. Conviene destacar la variación en intensidad sufrida por la corriente en chorro situada a 24ºN, que pasó de tener velocidades máximas de 180m/s en 1979 a tan sólo 120m/s entre 1995 y 2000. También son notables las fluctuaciones de latitud sufridas por la parte norte del perfil junto con la intensidad de algunas corrientes en chorro menores. Gráfico E. García Melendo y Agustín Sánchez-Lavega, “A Study of the Stability of Jovian Zonal Winds from HST Images: 1995-2000”, Icarus 152, 316-330, 2001.

Nuestro resultados indicaron que la corriente en chorro situada a 24ºN había sufrido una notable alteración de velocidad, mientras que también se encontraron apreciables discrepancias, más allá de la dispersión de los datos, en ciertas partes del perfil zonal situado entre 30ºN y 60ºN. Otro hallazgo interesante indica claramente que la alternancia de corrientes en chorro se prolonga al menos hasta los ±80º de latitud, extendiendo así el perfil Voyager más de 10º hacia los polos.

Sin duda los resultados que ofrezca la sonda Cassini nos darán una imagen muy precisa de la situación de la circulación global del planeta durante las breves semanas en que lo sobrevoló, pero está claro que hay que seguir trabajando para someter a revisión las teorías sobre el origen de los vientos de Júpiter. Las simulaciones por ordenador y los experimentos de laboratorio, por ejemplo, no explican por qué existen tantas corrientes en chorro y tan cerca de los polos, y ni siquiera una posible alteración de latitud en tan sólo 20 años. De todas formas algunas incógnitas están todavía dentro del territorio de lo desconocido sin ni siquiera teorías que nos puedan dar explicaciones provisionales de lo que ocurre. Por ejemplo, es un completo misterio la profunda asimetría que muestra el perfil de vientos: la contrapartida meridional de la gran corriente en chorro a 24ºN está ausente, su lugar lo ocupa la Gran Mancha Roja, ¿una coincidencia?.

Júpiter posee un sistema atmosférico mucho más simple que el terrestre. No posee continentes que ofrezcan resistencia a la circulación atmosférica, el gradiente meridional de temperatura entre el ecuador y los polos es prácticamente nulo, la variabilidad estacional es pequeña, y sin embargo todavía somos incapaces de comprender los principales mecanismos que mueven la maquinaria atmosférica del planeta gigante.

Agradecimientos

Investigación financiada por el Proyecto PNAYA2000-0932 y la Fundación 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.

Grup d'Estudis Astronòmics