Ciencias Naturales: Júpiter

Júpiter

Júpiter es el quinto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).

Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del sistema solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y tres veces mayor que la de Saturno, además de ser, en cuanto a volumen, 1317 veces más grande que la Tierra). También es el planeta más antiguo del sistema solar, siendo incluso más antiguo que el sol; este descubrimiento fue realizado por investigadores de la universidad de Münster en Alemania.3​ 4​

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos es notable la Gran Mancha Roja (un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur), la estructura de nubes en bandas oscuras y zonas brillantes, y la dinámica atmosférica global determinada por intensos vientos zonales alternantes en latitud y con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).

Características principales

Júpiter es el planeta con mayor masa del sistema solar: equivale a unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares que han sido descubiertos tienen masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del sistema solar: gira en poco menos de diez horas sobre su eje. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del

campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9 h 50 min 30 s, en la zona ecuatorial, a las 9 h 55 min 40 s en el resto del planeta.

El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente visible por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.

Tomando como referencia la distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del sistema solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de kilómetros del Sol.

Masa

La masa de Júpiter es tal que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor), es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1317 tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares y enanas marrones.

Si bien Júpiter necesitaría tener 80 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene solo un 30 % más de radio que Júpiter (aunque tiene mucha más masa). Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que le llega hasta esa distancia. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento). La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.

Si fuese unas cuatro veces más masivo, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase. Como resultado de ello, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.

Este corte transversal ilustra un modelo del interior de Júpiter, con un núcleo rocoso recubierto por una capa profunda de hidrógeno metálico líquido.

Atmósfera

Artículo principal: Atmósfera de Júpiter

Júpiter visto por la sonda espacial Voyager 1

La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual.5​Se compone en su mayoría de hidrógeno (87 %) y helio (13 %), además de contener metano, vapor de agua, amoníaco y sulfuro de hidrógeno, todas estas con < 0,1 % de la composición de la atmósfera total.6​

Bandas y zonas

El astrónomo aficionado inglés A.S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados bandas y regiones claras llamadas zonas, todos ellos alineados en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). La rápida rotación del planeta (9 h 55 min 30 s) hace que las fuerzas de Coriolis sean muy intensas, siendo determinantes en la dinámica atmosférica del planeta.

La Gran Mancha Roja

Artículo principal: Gran Mancha Roja

El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS, del Great Red Stain). Sin embargo, no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del siglo XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente, en un principio se pensó que la Gran Mancha Roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la Gran Mancha Roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente, la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una velocidad cercana a los 400 km/h.

La Pequeña Mancha Roja

Artículo principal: Pequeña Mancha Roja

En marzo de 2006 se anunció que se había formado una segunda mancha roja aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. Esta segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 1940, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000, dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA,7​cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la Gran Mancha Roja a comienzos del 2006.8​La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso, por tanto, de óvalo blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la cámara de seguimiento avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

Estructura de nubes

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco.9​ El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4HS. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.

Desaparición del cinturón subecuatorial

Antes de la desaparición del cinturón (julio de 2009)

En junio de 2010

A finales de abril de 2010, diferentes astrónomos aficionados[¿quién?] advirtieron que Júpiter había alterado el color del cinturón subecuatorial, tradicionalmente oscuro,

apareciendo la parte sur completamente blanca y muy homogénea.10​ El fenómeno tuvo lugar cuando Júpiter estaba en oposición con el Sol, siendo por lo tanto, observable desde la Tierra. Se barajan varias hipótesis para explicar este cambio, la considerada más probable es un cambio en la coloración de las nubes sin cambios sustanciales en la altura o cantidad de partículas que las forman. Este fenómeno de desaparición aparente de una banda ocurre de manera semi cíclica en Júpiter habiéndose observado con anterioridad en varias ocasiones, en particular en el año 1993 cuando fue estudiado en detalle.