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Atmósfera de Júpiter

Las nubes arremolinadas de Júpiter, en una imagen a color real tomada durante el sobrevuelo de la sonda Cassini-Huygens el 29 de diciembre de 2000. La atmósfera de Júpiter es la...

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Las nubes arremolinadas de Júpiter, en una imagen a color real tomada durante el sobrevuelo de la sonda Cassini-Huygens el 29 de diciembre de 2000.

La atmósfera de Júpiter es la atmósfera planetaria más grande del Sistema Solar . Está compuesta principalmente de hidrógeno molecular y helio en proporciones similares a las solares ; otros compuestos químicos están presentes solo en pequeñas cantidades e incluyen metano , amoníaco , sulfuro de hidrógeno y agua . Aunque se cree que el agua reside en las capas profundas de la atmósfera, su concentración medida directamente es muy baja. Las abundancias de nitrógeno , azufre y gases nobles en la atmósfera de Júpiter superan los valores solares en un factor de aproximadamente tres. [ 1 ]

La atmósfera de Júpiter carece de un límite inferior claro y transiciona gradualmente hacia el interior líquido del planeta. [ 2 ] De más baja a más alta, las capas atmosféricas son la troposfera , la estratosfera , la termosfera y la exosfera . Cada capa tiene gradientes de temperatura característicos . [ 3 ] La capa más baja, la troposfera, tiene un sistema complicado de nubes y brumas compuestas de capas de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua. [ 4 ] Las nubes superiores de amoníaco visibles en la superficie de Júpiter están organizadas en una docena de bandas zonales paralelas al ecuador y están delimitadas por poderosos flujos atmosféricos zonales (vientos) conocidos como chorros , que exhiben un fenómeno conocido como superrotación atmosférica . Las bandas alternan en color: las bandas oscuras se llaman cinturones , mientras que las claras se llaman zonas . Las zonas, que son más frías que los cinturones, corresponden a corrientes ascendentes, mientras que los cinturones marcan el gas descendente. [ 5 ] Se cree que el color más claro de las zonas resulta del hielo de amoníaco; Se desconoce qué les da a los cinturones sus colores más oscuros. [ 5 ] Los orígenes de la estructura en bandas y los chorros no se comprenden bien, aunque existen un "modelo superficial" y un "modelo profundo". [ 6 ]

Animación de transformación con colores falsos de las nubes de Júpiter en movimiento.

La atmósfera joviana muestra una amplia gama de fenómenos activos, incluyendo inestabilidades de bandas, vórtices ( ciclones y anticiclones ), tormentas y relámpagos. [ 7 ] Los vórtices se manifiestan como grandes manchas rojas, blancas o marrones (óvalos). Las dos manchas más grandes son la Gran Mancha Roja (GRS) [ 8 ] y el Óvalo BA , [ 9 ] que también es rojo. Estas dos y la mayoría de las otras grandes manchas son anticiclónicas. Los anticiclones más pequeños tienden a ser blancos. Se cree que los vórtices son estructuras relativamente poco profundas con profundidades que no superan los varios cientos de kilómetros. Ubicada en el hemisferio sur, la GRS es el vórtice más grande conocido en el Sistema Solar. Podría engullir dos o tres Tierras y ha existido durante al menos trescientos años. El Óvalo BA, al sur de la GRS, es una mancha roja de un tercio del tamaño de la GRS que se formó en el año 2000 a partir de la fusión de tres óvalos blancos. [ 10 ]

Júpiter tiene tormentas poderosas, a menudo acompañadas de rayos. Las tormentas son el resultado de la convección húmeda en la atmósfera conectada a la evaporación y condensación del agua. Son lugares de fuerte movimiento ascendente del aire, lo que lleva a la formación de nubes brillantes y densas. Las tormentas se forman principalmente en regiones de cinturón. Los rayos en Júpiter son cientos de veces más potentes que los que se ven en la Tierra, y se supone que están asociados con las nubes de agua. [ 11 ] Observaciones recientes de Juno sugieren que los rayos jovianos ocurren por encima de la altitud de las nubes de agua (3–7  bares ). [ 12 ] Una separación de carga entre gotas de amoníaco líquido en caída y partículas de hielo de agua puede generar relámpagos a mayor altitud. [ 12 ] También se han observado relámpagos en la atmósfera superior.260  km por encima de laNivel de 1  barra . [ 13 ]

Estructura vertical

Estructura vertical de la atmósfera de Júpiter. Nótese que la temperatura desciende junto con la altitud por encima de la tropopausa. La sonda atmosférica Galileo dejó de transmitir a una profundidad de132  km por debajo de la1  bar "superficie" de Júpiter. [ 3 ]

La atmósfera de Júpiter se clasifica en cuatro capas, según la altitud creciente: la troposfera , la estratosfera , la termosfera y la exosfera . A diferencia de la atmósfera terrestre , la de Júpiter carece de mesosfera . [ 14 ] Júpiter no tiene una superficie sólida, y la capa atmosférica más baja, la troposfera, transiciona suavemente hacia el interior fluido del planeta. [ 2 ] Esto es resultado de tener temperaturas y presiones muy superiores a las de los puntos críticos para el hidrógeno y el helio, lo que significa que no hay un límite definido entre las fases gaseosa y líquida. El hidrógeno se considera un fluido supercrítico cuando la temperatura está por encima de33  K y la presión es superior13  bar . [ 2 ]

Dado que el límite inferior de la atmósfera está mal definido, el nivel de presión de10 bar  , a una altitud de aproximadamente90  km más abajo1  bar con una temperatura de alrededor340 K  , se trata comúnmente como la base de la troposfera. [ 3 ] En la literatura científica, laEl nivel de presión de 1  bar se suele elegir como punto cero para las altitudes: una "superficie" de Júpiter. [ 2 ] Como suele ocurrir, la capa atmosférica superior, la exosfera, no tiene un límite superior específico. [ 15 ] La densidad disminuye gradualmente hasta que hace una transición suave hacia el medio interplanetario aproximadamente5.000  km por encima de la "superficie". [ 16 ]

Los gradientes de temperatura verticales en la atmósfera joviana son similares a los de la atmósfera terrestre . La temperatura de la troposfera disminuye con la altura hasta alcanzar un mínimo en la tropopausa , [ 17 ] que es el límite entre la troposfera y la estratosfera. En Júpiter, la tropopausa es aproximadamente50  km por encima de las nubes visibles (oNivel de 1  bar ). La presión y la temperatura en la tropopausa son aproximadamente0,1  bar y110  K . [ 3 ] [ 18 ] (Esto da una caída de 340 − 110 =230  °C , sobre 90 + 50 =140  km . El gradiente adiabático en la Tierra es de aproximadamente9,8  °C/km . El gradiente adiabático es proporcional al peso molecular promedio y a la fuerza gravitacional . Esta última es aproximadamente 2,5 veces más fuerte que en la Tierra, pero el peso molecular promedio es aproximadamente 15 veces menor. En la estratosfera, las temperaturas aumentan hasta aproximadamente200  K en la transición a la termosfera, a una altitud y presión de alrededor de320  km y1  μbar . [ 3 ] En la termosfera, las temperaturas siguen aumentando hasta alcanzar1000  K a aproximadamente1000  km , donde la presión es aproximadamente1  nbar . [ 19 ]

La troposfera de Júpiter contiene una estructura de nubes compleja. [ 20 ] Las nubes superiores, ubicadas en el rango de presión0,6–0,9  bar , están formadas por hielo de amoníaco. [ 21 ] Debajo de estas nubes de hielo de amoníaco, nubes más densas formadas por hidrosulfuro de amonio , (NH 4 )SH , o sulfuro de amonio , (NH 4 ) 2 S (entre1–2  bar ), y agua ( Se cree que existen nubes de metano (3–7 bar ). [ 22 ] [ 23 ] No hay nubes de metano, ya que las temperaturas son demasiado altas para que se condense. [ 20 ] Las nubes de agua forman la capa más densa de nubes y tienen la mayor influencia en la dinámica de la atmósfera. Esto se debe al mayor calor de condensación del agua y a la mayor abundancia de agua en comparación con el amoníaco y el sulfuro de hidrógeno (el oxígeno es un elemento químico más abundante que el nitrógeno o el azufre). [ 14 ] Varias nubes troposféricas (a200–500  mbar ) y estratosférico (aLas capas de neblina de 10–100  mbar ) se encuentran por encima de las capas principales de nubes. [ 22 ] [ 24 ] Las capas de neblina estratosférica están formadas por hidrocarburos aromáticos policíclicos pesados ​​condensados ​​o hidrazina , que se generan en la estratosfera superior (1–100  μbar ) del metano bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar (UV). [ 20 ] La abundancia de metano en relación con el hidrógeno molecular en la estratosfera es de aproximadamente 10−4 , [ 16 ] mientras que la relación de abundancia de otros hidrocarburos ligeros, como el etano y el acetileno, con respecto al hidrógeno molecular es de aproximadamente 10 −6 . [ 16 ]

La termosfera de Júpiter se encuentra a presiones más bajas que1  μbar y demuestra fenómenos tales como el brillo atmosférico , las auroras polares y las emisiones de rayos X. [ 25 ] Dentro de ella se encuentran capas de mayor densidad de electrones e iones que forman la ionosfera . [ 16 ] Las altas temperaturas predominantes en la termosfera (800–1000  K ) no se pudo explicar durante más de 50 años; [ 19 ] los modelos predijeron una temperatura no superior a aproximadamente400  K . [ 16 ] Se propusieron como posibles soluciones para esta "Crisis Energética" fuentes de energía, incluyendo la absorción de radiación solar de alta energía (UV o rayos X), el calentamiento de las partículas cargadas que precipitan de la magnetosfera joviana, el calentamiento Joule tipo fricción de las corrientes en la ionosfera auroral, o la disipación de ondas de gravedad que se propagan hacia arriba , [ 26 ] . Las observaciones infrarrojas globales de la estructura de temperatura y un modelo actualizado indican que la discrepancia es el resultado de la energía auroral proveniente del calentamiento Joule y redistribuida a través del arrastre iónico. [ 27 ] [ 28 ] La termosfera y la exosfera en los polos y en bajas latitudes emiten rayos X, que fueron observados por primera vez por el Observatorio Einstein en 1983. [ 29 ] Las partículas energéticas provenientes de la magnetosfera de Júpiter crean brillantes óvalos aurorales, que rodean los polos. A diferencia de sus análogos terrestres, que aparecen solo durante tormentas magnéticas , las auroras son características permanentes de la atmósfera de Júpiter. [ 29 ] La termosfera fue el primer lugar fuera de la Tierra donde se descubrió el catión trihidrógeno ( H + 3 ). [ 16 ] Este ion emite fuertemente en la parte del infrarrojo medio del espectro, en longitudes de onda entre2 y 5  μm ; este es un importante mecanismo de enfriamiento de la termosfera. [ 19 ]

Composición química

La composición de la atmósfera de Júpiter es similar a la del planeta en su conjunto. [ 1 ] La atmósfera de Júpiter es la mejor comprendida de entre todos los planetas gigantes porque fue observada directamente por la sonda atmosférica Galileo cuando entró en la atmósfera joviana el  7 de diciembre de 1995. [ 30 ] Otras fuentes de información sobre la composición atmosférica de Júpiter incluyen el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO), [ 31 ] los orbitadores Galileo y Cassini , [ 32 ] y las observaciones terrestres. [ 1 ]

Los dos principales componentes de la atmósfera joviana son el hidrógeno molecular ( H₂ ) y el helio . [ 1 ] La abundancia de helio es0,157 ± 0,004 en relación con el hidrógeno molecular por número de moléculas, y su fracción de masa es0,234 ± 0,005 , que es ligeramente inferior al valor primordial del Sistema Solar . [ 1 ] La razón de esta baja abundancia no se comprende del todo, pero parte del helio puede haberse condensado en el núcleo de Júpiter. [ 21 ] Es probable que esta condensación se produzca en forma de lluvia de helio: a medida que el hidrógeno se convierte en estado metálico a profundidades de más deA 10 000  km , el helio se separa de él formando gotitas que, al ser más densas que el hidrógeno metálico, descienden hacia el núcleo. Esto también puede explicar el grave agotamiento del neón (véase la tabla), un elemento que se disuelve fácilmente en las gotitas de helio y que también sería transportado en ellas hacia el núcleo. [ 33 ] [ 34 ]

La atmósfera contiene varios compuestos simples como agua , metano ( CH₄ ) , sulfuro de hidrógeno ( H₂S ) , amoníaco ( NH₃ ) y fosfina ( PH₃ ). [ 1 ] Sus abundancias en las profundidades (por debajo de10  bar ) troposfera implican que la atmósfera de Júpiter está enriquecida en los elementos carbono , nitrógeno , azufre y posiblemente oxígeno [b] por un factor de 2 a 4 en relación con el Sol. [c] [ 1 ] Los gases nobles argón , kriptón y xenón también aparecen en abundancia en relación con los niveles solares (ver tabla), mientras que el neón es mucho más escaso. [ 1 ] Otros compuestos químicos como la arsina ( AsH 3 ) y el germano ( GeH 4 ) están presentes solo en cantidades traza. [ 1 ] La atmósfera superior de Júpiter contiene pequeñas cantidades de hidrocarburos simples como etano , acetileno y diacetileno , que se forman a partir del metano bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar y partículas cargadas provenientes de la magnetosfera de Júpiter . [ 1 ] Se cree que el dióxido de carbono , el monóxido de carbono y el agua presentes en la atmósfera superior se originan a partir de cometas que impactan , como Shoemaker-Levy 9 . El agua no puede provenir de la troposfera porque la tropopausa fría actúa como una trampa fría, impidiendo eficazmente que el agua ascienda a la estratosfera (véase Estructura vertical más arriba). [ 1 ] 

Las mediciones terrestres  y espaciales han permitido mejorar el conocimiento de las proporciones isotópicas en la atmósfera de Júpiter. A partir de julio de 2003, el valor aceptado para la abundancia de deuterio es(2,25 ± 0,35) × 10 −5 , [ 1 ] que probablemente representa el valor primordial en la nebulosa protosolar que dio origen al Sistema Solar. [ 31 ] La relación de isótopos de nitrógeno en la atmósfera joviana, 15 N a 14 N , es2,3 × 10 −3 , un tercio menor que la de la atmósfera terrestre (3,5 × 10 −3 ). [ 1 ] Este último descubrimiento es especialmente significativo ya que las teorías anteriores sobre la formación del Sistema Solar consideraban que el valor terrestre para la relación de isótopos de nitrógeno era primordial. [ 31 ]

Zonas, cinturones y chorros

Proyección estereográfica polar de la atmósfera de Júpiter centrada en el polo sur de Júpiter.

La superficie visible de Júpiter se divide en varias bandas paralelas al ecuador. Hay dos tipos de bandas: zonas de color claro y cinturones relativamente oscuros. [ 5 ] La Zona Ecuatorial (ZE), más amplia, se extiende entre latitudes de aproximadamente 7°S a 7°N. Por encima y por debajo de la ZE, los cinturones ecuatoriales norte y sur (NEB y SEB) se extienden hasta 18°N y 18°S, respectivamente. Más lejos del ecuador se encuentran las zonas tropicales norte y sur (NtrZ y STrZ). [ 5 ] El patrón alterno de cinturones y zonas continúa hasta las regiones polares, aproximadamente a 50  grados de latitud, donde su apariencia visible se vuelve algo tenue. [ 35 ]

La diferencia en la apariencia entre zonas y cinturones se debe a diferencias en la opacidad de las nubes. La concentración de amoníaco es mayor en las zonas, lo que provoca la aparición de nubes más densas de hielo de amoníaco a mayor altitud, lo que a su vez produce su color más claro. [ 17 ] Por otro lado, en los cinturones las nubes son más delgadas y se encuentran a menor altitud. [ 17 ] La troposfera superior es más fría en las zonas y más cálida en los cinturones. [ 5 ] Se desconoce la naturaleza exacta de los compuestos químicos que hacen que las zonas y bandas jovianas sean tan coloridas, pero podrían incluir compuestos complejos de azufre , fósforo y carbono . [ 5 ]

Las bandas jovianas están delimitadas por flujos atmosféricos zonales (vientos), llamados chorros . Los chorros hacia el este ( progrados ) se encuentran en la transición de zonas a cinturones (alejándose del ecuador), mientras que los chorros hacia el oeste ( retrógrados ) marcan la transición de cinturones a zonas. [ 5 ] Estos patrones de velocidad de flujo implican que el momento hacia el este de los chorros disminuye en los cinturones y aumenta en las zonas desde el ecuador hasta el polo. Por lo tanto, la cizalladura del viento en los cinturones es ciclónica , mientras que en las zonas es anticiclónica . [ 23 ] La EZ es una excepción a esta regla, mostrando un fuerte chorro hacia el este (progrado) y tiene un mínimo local de la velocidad del viento exactamente en el ecuador. Las velocidades de los chorros son altas en Júpiter, alcanzando más de100  m/s . [ 5 ] Estas velocidades corresponden a nubes de amoníaco ubicadas en el rango de presión0,7–1  bar . Los chorros progrados son generalmente más potentes que los chorros retrógrados. [ 5 ] Los chorros se extienden miles de kilómetros hacia el interior, según lo medido por el instrumento gravitométrico a bordo de la nave espacial Juno . [ 36 ] La dirección en la que los chorros se extienden hacia el planeta es paralela al eje de rotación de Júpiter [ 37 ] en lugar de en una dirección radial (hacia el centro del planeta), consistente con el teorema de Taylor-Proudman . [ 38 ] La sonda Galileo midió el perfil vertical de un chorro a lo largo de su trayectoria de descenso hacia la atmósfera de Júpiter, encontrando que los vientos decaen en dos o tres alturas de escala [a] por encima de las nubes, mientras que por debajo del nivel de las nubes, los vientos aumentan ligeramente y luego permanecen constantes hasta al menos22  bar —la profundidad operativa máxima alcanzada por la sonda. [ 18 ]

Velocidades del viento zonal en la atmósfera de Júpiter

El origen de la estructura de bandas de colores de Júpiter no está del todo claro, aunque podría asemejarse a la estructura de nubes de las células de Hadley de la Tierra . La interpretación más simple es que las zonas son lugares de ascenso atmosférico , mientras que los cinturones son manifestaciones de descenso . [ 39 ] Cuando el aire enriquecido en amoníaco asciende en las zonas, se expande y se enfría, formando nubes blancas altas y densas. En los cinturones, sin embargo, el aire desciende, calentándose adiabáticamente como en una zona de convergencia en la Tierra, y las nubes blancas de amoníaco se evaporan, revelando nubes más bajas y oscuras. La ubicación y el ancho de las bandas, la velocidad y la ubicación de los chorros en Júpiter son notablemente estables, habiendo cambiado solo ligeramente entre 1980 y 2000. Un ejemplo de cambio es una disminución de la velocidad del chorro hacia el este más fuerte ubicado en el límite entre la zona tropical norte y los cinturones templados norte a 23°N. [ 6 ] [ 39 ] Sin embargo, las bandas varían en coloración e intensidad con el tiempo (ver "banda específica"). Estas variaciones se observaron por primera vez a principios del siglo XVII. [ 40 ]

células de circulación meridional

Las células de circulación meridional son un movimiento atmosférico a gran escala donde el gas asciende a cierta latitud, viaja en dirección norte-sur (meridional), desciende y regresa al origen en una circulación de célula cerrada. [ 41 ] En la Tierra, la circulación meridional se compone de 3 células en cada hemisferio: las células de Hadley , Ferrel y Polar . En Júpiter, las bandas de nubes visibles indicaron un movimiento ascendente en las zonas y un movimiento descendente en los cinturones, indicativo solo para las pocas barras superiores. [ 42 ] Sin embargo, la mayor frecuencia de relámpagos en los cinturones, indicativa de un movimiento atmosférico ascendente, indicó un movimiento inverso en la atmósfera más profunda. [ 43 ] Las mediciones de microondas de Juno sondean la atmósfera hasta~240  bar . [ 44 ] Estas mediciones confirmaron la existencia de estos movimientos como parte de grandes células de circulación de latitudes medias con movimiento ascendente en los cinturones y movimientos descendentes en las zonas, que se extienden desde~1  bar hacia abajo hasta al menos~240  bar . [ 45 ] Hasta ahora, se han identificado 8 celdas en cada hemisferio de Júpiter a lo largo de latitudes 20°-60° N/S. [ 45 ] Las celdas de latitud media son impulsadas por la ruptura de ondas atmosféricas , similar a las celdas de Ferrel en la Tierra. [ 45 ] Mientras que en la Tierra, el flujo de retorno en la rama inferior de las celdas se equilibra por la fricción en la capa de Ekman , el equilibrio en Júpiter aún se desconoce, pero una posibilidad es que la fricción se mantenga por el arrastre magnético. [ 46 ]

bandas específicas

Ilustración idealizada de las bandas de nubes de Júpiter, con sus abreviaturas oficiales. Las zonas más claras se indican a la derecha y las más oscuras a la izquierda. La Gran Mancha Roja y el Óvalo BA se muestran en la Zona Tropical Sur y el Cinturón Templado Sur, respectivamente.

Las bandas y zonas que dividen la atmósfera de Júpiter tienen nombres y características únicas. Comienzan debajo de las regiones polares norte y sur, que se extienden desde los polos hasta aproximadamente los 40–48° N/S. Estas regiones de color gris azulado suelen ser lisas. [ 35 ]

La región templada del norte rara vez muestra más detalles que las regiones polares, debido al oscurecimiento de los bordes , el acortamiento y la difusividad general de las características. Sin embargo, el cinturón templado del norte (NNTB) es el cinturón distintivo más septentrional, aunque ocasionalmente desaparece. Las perturbaciones tienden a ser menores y de corta duración. La zona templada del norte (NNTZ) es quizás más prominente, pero también suele ser tranquila. Ocasionalmente se observan otros cinturones y zonas menores en la región. [ 47 ]

La Región Templada del Norte forma parte de una región latitudinal fácilmente observable desde la Tierra, y por lo tanto cuenta con un excelente registro de observaciones. [ 48 ] También presenta la corriente en chorro prograda más fuerte del planeta: una corriente del oeste que forma el límite sur del Cinturón Templado del Norte (CTN). [ 48 ] El CTN se desvanece aproximadamente una vez por década (este fue el caso durante los encuentros de las Voyager ), lo que hace que la Zona Templada del Norte (ZTN) aparentemente se fusione con la Zona Tropical del Norte (ZTN). [ 48 ] En otras ocasiones, la ZTN se divide mediante una estrecha franja en componentes norte y sur. [ 48 ]

La Región Tropical Norte está compuesta por la Zona Tropical Norte (NTropZ) y el Cinturón Ecuatorial Norte (NEB). La NTropZ suele ser estable en su coloración, cambiando de tonalidad únicamente en concordancia con la actividad de la corriente en chorro meridional del Cinturón Ecuatorial Norte (NTB). Al igual que la Zona Tropical Norte (NTZ), también se divide a veces por una banda estrecha, la NTropB. En raras ocasiones, la parte sur de la NTropZ alberga "Pequeñas Manchas Rojas". Como su nombre indica, estas son el equivalente septentrional de la Gran Mancha Roja. A diferencia de la Gran Mancha Roja, tienden a aparecer en pares y siempre son efímeras, con una duración media de un año; una de ellas estuvo presente durante el encuentro de la sonda Pioneer 10. [ 49 ]

El NEB es uno de los cinturones más activos del planeta. Se caracteriza por óvalos blancos anticiclónicos y "barcazas" ciclónicas (también conocidas como "óvalos marrones"), formándose los primeros generalmente más al norte que los segundos; al igual que en el NTropZ, la mayoría de estas estructuras son relativamente efímeras. Como el Cinturón Ecuatorial del Sur (SEB), el NEB a veces se ha desvanecido y "revivido" drásticamente. La escala temporal de estos cambios es de aproximadamente 25  años. [ 50 ]

Zonas, cinturones y vórtices en Júpiter, noviembre de 2000. Esta animación de 14 fotogramas abarca 24  días jovianos ≈10  días terrestres. La amplia zona ecuatorial [EZ] es visible en el centro, rodeada por dos cinturones ecuatoriales oscuros [SEB y NEB]. Los puntos calientes irregulares de color azul grisáceo en el borde norte de la EZ cambian de forma a medida que se mueven hacia el este. La Gran Mancha Roja se encuentra en el margen sur del SEB. Cadenas de pequeñas tormentas giran alrededor de óvalos en el hemisferio norte. Las características más pequeñas visibles en el ecuador tienen unos 600  km de diámetro. Las pequeñas características brillantes que aparecen en un solo fotograma podrían ser tormentas eléctricas. Los puntos negros que aparecen en un fotograma en el SEB son lunas de Júpiter que obstruyen el campo de visión.

La Región Ecuatorial (ZE) es una de las regiones más estables del planeta, tanto en latitud como en actividad. El borde norte de la ZE alberga espectaculares columnas de humo que se extienden hacia el suroeste desde la NEB, delimitadas por características oscuras y cálidas (en infrarrojo ) conocidas como festones (puntos calientes). [ 51 ] Aunque el límite sur de la ZE suele estar tranquilo, las observaciones de finales del siglo XIX y principios del XX muestran que este patrón se invirtió entonces en comparación con la actualidad. La ZE varía considerablemente en coloración, desde pálida hasta ocre , o incluso cobriza; ocasionalmente está dividida por una Banda Ecuatorial (BE). [ 52 ] Las características de la ZE se mueven aproximadamente390  km/h en relación con las otras latitudes. [ 53 ]

La Región Tropical Sur incluye el Cinturón Ecuatorial Sur (CES) y la Zona Tropical Sur. Es, con mucho, la región más activa del planeta, ya que alberga su corriente en chorro retrógrada más fuerte . El CES suele ser el cinturón más ancho y oscuro de Júpiter; a veces se divide por una zona (la ZES) y puede desvanecerse por completo cada 3  a 15  años antes de reaparecer en lo que se conoce como un ciclo de Revitalización del CES. Un período de semanas o meses después de la desaparición del cinturón, se forma una mancha blanca y erupciona material marrón oscuro que es estirado en un nuevo cinturón por los vientos de Júpiter. El cinturón desapareció más recientemente en mayo de 2010. [ 54 ] Otra característica del CES es una larga serie de perturbaciones ciclónicas que siguen a la Gran Mancha Roja. Al igual que la ZTS, la ZTS es una de las zonas más prominentes del planeta; No solo contiene la GRS, sino que ocasionalmente es atravesada por una perturbación tropical del sur (STropD), una división de la zona que puede ser muy duradera; la más famosa duró de 1901 a 1939. [ 55 ]

Esta imagen en falso color del HST revela una rara estructura ondulatoria justo al norte del ecuador del planeta. [ 56 ]

La Región Templada del Sur, o Cinturón Templado del Sur (STB), es otro cinturón oscuro y prominente, incluso más que el NTB; hasta marzo de 2000, sus características más famosas eran los óvalos blancos BC, DE y FA, ​​de larga duración, que desde entonces se han fusionado para formar el óvalo BA ("Red Jr."). Los óvalos formaban parte de la Zona Templada del Sur, pero se extendían hacia el STB, bloqueándolo parcialmente. [ 5 ] El STB se ha desvanecido ocasionalmente, aparentemente debido a interacciones complejas entre los óvalos blancos y el GRS. La apariencia de la Zona Templada del Sur (STZ), la zona en la que se originaron los óvalos blancos, es muy variable. [ 57 ]

Hay otras características en Júpiter que son temporales o difíciles de observar desde la Tierra. La Región Templada Sur-Sur es más difícil de discernir incluso que la NNTR; sus detalles son sutiles y solo se pueden estudiar bien con grandes telescopios o naves espaciales. [ 58 ] Muchas zonas y cinturones son de naturaleza más transitoria y no siempre son visibles. Estos incluyen la banda ecuatorial (EB), [ 59 ] la zona del cinturón ecuatorial norte (NEBZ, una zona blanca dentro del cinturón) y la zona del cinturón ecuatorial sur (SEBZ). [ 60 ] Los cinturones también se dividen ocasionalmente por una perturbación repentina. Cuando una perturbación divide un cinturón o zona normalmente singular, se agrega una N o una S para indicar si el componente es el norte o el sur; por ejemplo, NEB(N) y NEB(S). [ 61 ]

Dinámica

Imágenes de Júpiter tomadas por el Hubble en el marco del programa OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) entre 2015 y 2024, con colores prácticamente reales.

La circulación en la atmósfera de Júpiter es marcadamente diferente a la de la atmósfera terrestre . El interior de Júpiter es fluido y carece de superficie sólida. Por lo tanto, la convección puede ocurrir en toda la envoltura molecular exterior del planeta. Hasta 2008, no se había desarrollado una teoría integral de la dinámica de la atmósfera joviana. Cualquier teoría de este tipo debe explicar los siguientes hechos: la existencia de bandas y chorros estrechos y estables que son simétricos con respecto al ecuador de Júpiter, el fuerte chorro progrado observado en el ecuador, la diferencia entre zonas y cinturones, y el origen y la persistencia de grandes vórtices como la Gran Mancha Roja. [ 6 ]

Las teorías sobre la dinámica de la atmósfera joviana se pueden dividir, a grandes rasgos, en dos clases: superficiales y profundas. Las primeras sostienen que la circulación observada se limita principalmente a una delgada capa externa (meteorológica) del planeta, que recubre el interior estable. La segunda hipótesis postula que los flujos atmosféricos observados son solo una manifestación superficial de una circulación profundamente arraigada en la envoltura molecular externa de Júpiter. [ 62 ] Dado que ambas teorías tienen sus aciertos y errores, muchos científicos planetarios creen que la teoría verdadera incluirá elementos de ambos modelos. [ 63 ]

Modelos superficiales

Los primeros intentos de explicar la dinámica atmosférica joviana datan de la década de 1960. [ 62 ] [ 64 ] Se basaban en parte en la meteorología terrestre , que ya estaba bastante desarrollada para entonces. Esos modelos superficiales asumían que los chorros en Júpiter son impulsados ​​por turbulencia a pequeña escala , que a su vez se mantiene por convección húmeda en la capa exterior de la atmósfera (por encima de las nubes de agua). [ 65 ] [ 66 ] La convección húmeda es un fenómeno relacionado con la condensación y evaporación del agua y es uno de los principales impulsores del clima terrestre. [ 67 ] La producción de los chorros en este modelo está relacionada con una propiedad bien conocida de la turbulencia bidimensional: la llamada cascada inversa, en la que pequeñas estructuras turbulentas (vórtices) se fusionan para formar otras más grandes. [ 65 ] El tamaño finito del planeta significa que la cascada no puede producir estructuras mayores que cierta escala característica, que para Júpiter se llama escala de Rhines. Su existencia está conectada a la producción de ondas de Rossby . Este proceso funciona de la siguiente manera: cuando las estructuras turbulentas más grandes alcanzan un cierto tamaño, la energía comienza a fluir hacia las ondas de Rossby en lugar de hacia estructuras más grandes, y la cascada inversa se detiene. [ 68 ] Dado que en el planeta esférico de rápida rotación la relación de dispersión de las ondas de Rossby es anisotrópica , la escala de Rhines en la dirección paralela al ecuador es mayor que en la dirección ortogonal a este. [ 68 ] El resultado final del proceso descrito anteriormente es la producción de estructuras alargadas a gran escala, que son paralelas al ecuador. La extensión meridional de estas parece coincidir con el ancho real de los chorros. [ 65 ] Por lo tanto, en los modelos poco profundos los vórtices en realidad alimentan los chorros y deberían desaparecer al fusionarse con ellos.

Si bien estos modelos de capas meteorológicas pueden explicar con éxito la existencia de una docena de chorros estrechos, tienen serios problemas. [ 65 ] Un fallo evidente del modelo es el chorro ecuatorial progrado (superrotante): con algunas raras excepciones, los modelos superficiales producen un fuerte chorro retrógrado (subrotante), contrario a las observaciones. Además, los chorros tienden a ser inestables y pueden desaparecer con el tiempo. [ 65 ] Los modelos superficiales no pueden explicar cómo los flujos atmosféricos observados en Júpiter violan los criterios de estabilidad. [ 69 ] Las versiones multicapa más elaboradas de los modelos de capas meteorológicas producen una circulación más estable, pero persisten muchos problemas. [ 70 ] Mientras tanto, la sonda Galileo descubrió que los vientos en Júpiter se extienden mucho más allá de las nubes de agua en5–7  bar y no muestran ninguna evidencia de decaimiento hastanivel de presión de 22  bar , lo que implica que la circulación en la atmósfera joviana puede ser de hecho profunda. [ 71 ]

Modelos profundos

El modelo profundo fue propuesto por primera vez por Busse en 1976. [ 72 ] [ 38 ] Su modelo se basó en otra característica bien conocida de la mecánica de fluidos, el teorema de Taylor-Proudman . Este sostiene que en cualquier líquido ideal barotrópico de rápida rotación , los flujos se organizan en una serie de cilindros paralelos al eje de rotación. Las condiciones del teorema probablemente se cumplen en el interior fluido de Júpiter. Por lo tanto, el manto de hidrógeno molecular del planeta puede dividirse en cilindros, cada uno con una circulación independiente de los demás. [ 73 ] Aquellas latitudes donde los límites exteriores e interiores de los cilindros se intersecan con la superficie visible del planeta corresponden a los chorros; los cilindros mismos se observan como zonas y cinturones.

Imagen térmica en falso color de Júpiter, tomada por el Telescopio Infrarrojo de la NASA .

El modelo profundo explica fácilmente el fuerte chorro progrado observado en el ecuador de Júpiter; los chorros que produce son estables y no obedecen el criterio de estabilidad 2D. [ 73 ] Sin embargo, tiene grandes dificultades; produce un número muy pequeño de chorros amplios, y las simulaciones realistas de flujos 3D no son posibles a partir de 2008, lo que significa que los modelos simplificados utilizados para justificar la circulación profunda pueden no capturar aspectos importantes de la dinámica de fluidos dentro de Júpiter. [ 73 ] Un modelo publicado en 2004 reprodujo con éxito la estructura de chorro de banda joviano. [ 63 ] Asumió que el manto de hidrógeno molecular es más delgado que en todos los demás modelos; ocupando solo el 10% exterior del radio de Júpiter. En los modelos estándar del interior joviano, el manto comprende el 20-30% exterior. [ 74 ] El impulso de la circulación profunda es otro problema. Los flujos profundos pueden ser causados ​​tanto por fuerzas superficiales (convección húmeda, por ejemplo) como por convección profunda a escala planetaria que transporta calor fuera del interior joviano. [ 65 ] Aún no está claro cuál de estos mecanismos es más importante.

Convección húmeda y estructuras en forma de Y en la zona ecuatorial de Júpiter.

Las simulaciones numéricas sugieren que la convección profunda en Júpiter se desencadena principalmente por la condensación de agua que ocurre a niveles de presión que van desde aproximadamente5  barras a500  mbar . En las altitudes superiores de estas columnas convectivas, donde la presión es de unos pocos cientos de milibares, es probable que se formen condensados ​​como NH₃ , H₂S y agua. Por el contrario, a presiones superiores aA 3  bares , el agua se convierte en el condensado dominante. Las simulaciones de modelos climáticos globales (GCM) que utilizan Jupiter-DYNAMICO indican una actividad convectiva más débil en las regiones ecuatoriales en comparación con las latitudes medias y altas, lo que concuerda con las observaciones de rayos. También es posible que durante las tormentas fuertes en Júpiter, el vapor de amoníaco se disuelva en hielo de agua elevado a presiones entre1,1 y 1,5  bar , formando una mezcla líquida de amoníaco y agua a baja temperatura. Este proceso facilita la formación de masas amorfas ricas en amoníaco que transportan amoníaco a capas más profundas de la atmósfera. [ 75 ]

Un posible mecanismo para la formación de estructuras en forma de Y en el ecuador de Júpiter es que estas estructuras son impulsadas por modones ecuatoriales acoplados con ondas Kelvin baroclínicas convectivas (CCBCKW). Este mecanismo sugiere que las estructuras en forma de Y resultan de un calentamiento localizado a gran escala en un entorno diabático, que, al alcanzar un umbral crítico de presión negativa o anomalía de flotabilidad positiva, genera una estructura híbrida . Esta estructura híbrida consiste en un modon cuasi ecuatorial , una estructura dipolar coherente, acoplada con una CCBCKW que se propaga hacia el este de manera autosostenible y autopropulsada. Inicialmente, la estructura híbrida se mueve constantemente hacia el este; sin embargo, la mayor velocidad de fase de la CCBCKW finalmente conduce a su separación del modon cuasi ecuatorial . La vida útil de esta estructura acoplada varía desde escalas de tiempo interestacionales hasta estacionales. [ 75 ] La convección húmeda es una condición necesaria para desencadenar la estructura que se propaga hacia el este.

calor interno

Como se sabe desde 1966, [ 76 ] Júpiter irradia mucho más calor del que recibe del Sol. Se estima que la relación entre la potencia térmica emitida por el planeta y la potencia térmica absorbida del Sol es1,67 ± 0,09 . El flujo de calor interno de Júpiter es5,44 ± 0,43  W/m 2 , mientras que la potencia total emitida es335 ± 26 PW  . Este último valor es aproximadamente igual a una milmillonésima parte de la potencia total irradiada por el Sol. Este exceso de calor es principalmente el calor primordial de las primeras fases de la formación de Júpiter, pero puede resultar en parte de la precipitación de helio en el núcleo. [ 77 ]

El calor interno puede ser importante para la dinámica de la atmósfera joviana. Si bien Júpiter tiene una ligera oblicuidad de aproximadamente 3°, y sus polos reciben mucha menos radiación solar que su ecuador, las temperaturas troposféricas no varían apreciablemente entre el ecuador y los polos. Una explicación es que el interior convectivo de Júpiter actúa como un termostato, liberando más calor cerca de los polos que en la región ecuatorial. Esto da lugar a una temperatura uniforme en la troposfera. Mientras que en la Tierra el calor se transporta del ecuador a los polos principalmente a través de la atmósfera , en Júpiter la convección profunda equilibra el calor. Se cree que la convección en el interior joviano está impulsada principalmente por el calor interno. [ 78 ]

Características discretas

vórtices

Imagen infrarroja de la atmósfera de Júpiter tomada por New Horizons , en falso color.

La atmósfera de Júpiter alberga cientos de vórtices : estructuras circulares giratorias que, al igual que en la atmósfera terrestre, se pueden dividir en dos clases: ciclones y anticiclones . [ 7 ] Los ciclones giran en una dirección similar a la rotación del planeta ( en sentido antihorario en el hemisferio norte y en sentido horario en el hemisferio sur); los anticiclones giran en la dirección opuesta. Sin embargo, a diferencia de la atmósfera terrestre , los anticiclones predominan sobre los ciclones en Júpiter: más del 90 % de los vórtices más grandes queLos anticiclones tienen un diámetro de 2000  km . [ 79 ] La vida útil de los vórtices jovianos varía desde varios días hasta cientos de años, dependiendo de su tamaño. Por ejemplo, la vida útil promedio de un anticiclón es de entre 2000 km de diámetro.1000 y 6000  km de diámetro es 1–3 años. [ 80 ] Nunca se han observado vórtices en la región ecuatorial de Júpiter (dentro de los 10° de latitud), donde son inestables. [ 10 ] Como en cualquier planeta de rápida rotación, los anticiclones de Júpiter son centros de alta presión , mientras que los ciclones son de baja presión. [ 51 ]

Gran Mancha Fría en Júpiter, color falso [ 81 ]
Nubes de Júpiter en falso color ( Juno ; octubre de 2017)

Los anticiclones en la atmósfera de Júpiter siempre están confinados dentro de zonas, donde la velocidad del viento aumenta en dirección desde el ecuador hacia los polos. [ 80 ] Suelen ser brillantes y aparecen como óvalos blancos. [ 7 ] Pueden moverse en longitud , pero permanecen aproximadamente en la misma latitud ya que no pueden escapar de la zona confinada. [ 10 ] Las velocidades del viento en su periferia son aproximadamente100  m/s . [ 9 ] Diferentes anticiclones ubicados en una zona tienden a fusionarse cuando se acercan entre sí. [ 82 ] Sin embargo, Júpiter tiene dos anticiclones que son algo diferentes de todos los demás. Son la Gran Mancha Roja (GRS) [ 8 ] y el Óvalo BA; [ 9 ] este último se formó solo en 2000. A diferencia de los óvalos blancos, estas estructuras son rojas, posiblemente debido al dragado de material rojo de las profundidades del planeta. [ 8 ] En Júpiter, los anticiclones generalmente se forman a través de fusiones de estructuras más pequeñas, incluidas tormentas convectivas (ver más abajo), [ 80 ] aunque los óvalos grandes pueden resultar de la inestabilidad de los chorros. Esto último se observó en 1938-1940, cuando aparecieron algunos óvalos blancos como resultado de la inestabilidad de la zona templada del sur; luego se fusionaron para formar el Óvalo BA. [ 83 ]

A diferencia de los anticiclones, los ciclones jovianos tienden a ser estructuras pequeñas, oscuras e irregulares. Algunas de las características más oscuras y regulares se conocen como óvalos marrones (o insignias). [ 79 ] Sin embargo, se ha sugerido la existencia de algunos ciclones grandes y de larga duración. Además de los ciclones compactos, Júpiter tiene varias grandes manchas filamentosas irregulares, que demuestran rotación ciclónica . [ 7 ] Una de ellas se encuentra al oeste de la GRS (en su región de estela ) en el cinturón ecuatorial sur. [ 84 ] Estas manchas se denominan regiones ciclónicas (RC). Los ciclones siempre se encuentran en los cinturones y tienden a fusionarse cuando se encuentran entre sí, de forma muy similar a los anticiclones. [ 80 ]

La estructura profunda de los vórtices no está completamente clara. Se cree que son relativamente delgados, ya que cualquier espesor mayor que aproximadamente500  km provocarán inestabilidad. Se sabe que los grandes anticiclones se extienden solo unas pocas decenas de kilómetros por encima de las nubes visibles. A partir de 2008, la hipótesis inicial de que los vórtices son columnas convectivas profundas no es compartida por la mayoría de los científicos planetarios . [ 10 ]

Gran Mancha Roja

La Gran Mancha Roja está disminuyendo de tamaño (15 de mayo de 2014). [ 85 ]

La Gran Mancha Roja (GRS) es una tormenta anticiclónica persistente , 22° al sur del ecuador de Júpiter; las observaciones desde la Tierra establecen una vida útil mínima de la tormenta de 350 años. [ 86 ] [ 87 ] Una tormenta fue descrita como una "mancha permanente" por Gian Domenico Cassini después de observar la característica en julio de 1665 con su fabricante de instrumentos Eustachio Divini . [ 88 ] Según un informe de Giovanni Battista Riccioli en 1635, Leander Bandtius, a quien Riccioli identificó como el abad de Dunisburgh que poseía un "telescopio extraordinario", observó una gran mancha que describió como "ovalada, equivalente a una séptima parte del diámetro de Júpiter en su punto más largo". Según Riccioli, "estas características rara vez se pueden ver, y entonces solo con un telescopio de calidad y aumento excepcionales". [ 89 ] Sin embargo, la Gran Mancha ha sido observada continuamente desde la década de 1870.

La GRS rota en sentido contrario a las agujas del reloj, con un período de aproximadamente seis días terrestres [ 90 ] o 14 días jovianos . Sus dimensiones son 24.000–40.000  km de este a oeste y12.000–14.000  km de norte a sur. La mancha es lo suficientemente grande como para contener dos o tres planetas del tamaño de la Tierra. A principios de 2004, la Gran Mancha Roja tenía aproximadamente la mitad de la extensión longitudinal que tenía hace un siglo, cuando era40 000  km de diámetro. Al ritmo actual de reducción, podría llegar a ser circular para 2040, aunque esto es improbable debido al efecto de distorsión de las corrientes en chorro vecinas. [ 91 ] Se desconoce cuánto tiempo durará la mancha o si el cambio es resultado de fluctuaciones normales. [ 92 ]

Dos imágenes de la Gran Mancha Roja (centro-derecha) y del Óvalo BA (abajo a la izquierda) tomadas en mayo de 2008. Arriba: Imagen infrarroja del Very Large Telescope, que muestra los centros fríos de las tormentas. Abajo: Imagen óptica del Telescopio Espacial Hubble.

Según un estudio realizado por científicos de la Universidad de California, Berkeley , entre 1996 y 2006 la mancha perdió el 15  por ciento de su diámetro a lo largo de su eje mayor. Xylar Asay-Davis, miembro del equipo que llevó a cabo el estudio, señaló que la mancha no está desapareciendo porque "la velocidad es una medida más fiable, ya que las nubes asociadas a la Mancha Roja también están fuertemente influenciadas por numerosos otros fenómenos en la atmósfera circundante". [ 93 ]

Los datos infrarrojos han indicado durante mucho tiempo que la Gran Mancha Roja es más fría (y por lo tanto, de mayor altitud) que la mayoría de las demás nubes del planeta; [ 94 ] las cimas de las nubes de la GRS están aproximadamente8  km por encima de las nubes circundantes. Además, el seguimiento cuidadoso de las características atmosféricas reveló la circulación en sentido contrario a las agujas del reloj de la mancha ya en 1966 , observaciones confirmadas dramáticamente por las primeras películas de lapso de tiempo de los sobrevuelos de Voyager . [ 95 ] La mancha está confinada espacialmente por una modesta corriente en chorro hacia el este (prograda) al sur y una muy fuerte hacia el oeste (retrógrada) al norte. [ 96 ] Aunque los vientos alrededor del borde de la mancha alcanzan un máximo de unos 120 m/s (430 km/h) , las corrientes en su interior parecen estancadas, con poca entrada o salida. [ 97 ] El período de rotación de la mancha ha disminuido con el tiempo, quizás como resultado directo de su constante reducción de tamaño. [ 98 ] En 2010, los astrónomos fotografiaron la GRS en el infrarrojo lejano (desde  de 8,5 a 24  μm ) con una resolución espacial más alta que nunca y descubrió que su región central, la más roja, es más cálida que sus alrededores entre3–4 K.  La masa de aire cálido se encuentra en la troposfera superior en el rango de presión de200–500  mbar . Este punto central cálido gira lentamente en sentido contrario y puede ser causado por una débil subsidencia de aire en el centro de GRS. [ 99 ]

La latitud de la Gran Mancha Roja se ha mantenido estable durante el tiempo que se dispone de buenos registros de observación, variando típicamente alrededor de un grado. Sin embargo, su longitud está sujeta a una variación constante. [ 100 ] Debido a que las características visibles de Júpiter no rotan uniformemente en todas las latitudes, los astrónomos han definido tres sistemas diferentes para definir la longitud. El Sistema  II se utiliza para latitudes superiores a 10° y se basó originalmente en la velocidad de rotación promedio de la Gran Mancha Roja de 9 h  55 min  42 s. [ 101 ] A pesar de esto, la mancha ha "superado" al planeta en el Sistema  II al menos 10  veces desde principios del  siglo XIX. Su velocidad de deriva ha cambiado drásticamente a lo largo de los años y se ha relacionado con el brillo del Cinturón Ecuatorial Sur y la presencia o ausencia de una Perturbación Tropical del Sur. [ 102 ]

Comparación aproximada del tamaño de la Tierra superpuesta en esta imagen del 29 de diciembre de 2000 que muestra la Gran Mancha Roja.

No se sabe con exactitud qué causa el color rojizo de la Gran Mancha Roja. Las teorías respaldadas por experimentos de laboratorio suponen que el color puede ser causado por moléculas orgánicas complejas, fósforo rojo o algún otro compuesto de azufre. La GRS varía mucho en tonalidad, desde casi rojo ladrillo hasta salmón pálido, o incluso blanco. La temperatura más alta de la región central más roja es la primera evidencia de que el color de la Mancha está afectado por factores ambientales. [ 99 ] La mancha desaparece ocasionalmente del espectro visible , haciéndose evidente solo a través del Hueco de la Mancha Roja, que es su nicho en el Cinturón Ecuatorial Sur  (SEB). La visibilidad de la GRS está aparentemente acoplada a la apariencia del SEB; cuando el cinturón es blanco brillante, la mancha tiende a ser oscura, y cuando está oscuro, la mancha suele ser clara. Los períodos en que la mancha es oscura o clara ocurren a intervalos irregulares; En los 50 años comprendidos entre 1947 y 1997, la mancha fue más oscura en los periodos 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 y 1992-1993. [ 103 ] En noviembre de 2014, un análisis de datos de la misión Cassini de la NASA reveló que el color rojo probablemente sea producto de la descomposición de compuestos químicos simples por la irradiación ultravioleta solar en la atmósfera superior del planeta. [ 104 ] [ 105 ] [ 106 ]

La Gran Mancha Roja no debe confundirse con la Gran Mancha Oscura, una característica observada cerca del polo norte de Júpiter (abajo) en el año 2000 por la sonda Cassini-Huygens . [ 107 ] Una característica en la atmósfera de Neptuno también se denominó Gran Mancha Oscura . Esta última, fotografiada por la Voyager 2 en 1989, podría haber sido un agujero atmosférico en lugar de una tormenta. Ya no estaba presente en 1994, aunque había aparecido una mancha similar más al norte. [ 108 ]

Oval BA

Óvalo BA (izquierda)

Oval BA es una tormenta roja en el hemisferio sur de Júpiter, similar en forma a la Gran Mancha Roja, aunque de menor tamaño (a menudo se la conoce cariñosamente como "Mancha Roja Jr.", "Roja Jr." o "La Pequeña Mancha Roja"). Esta característica del Cinturón Templado Sur se observó por primera vez en el año 2000 tras la colisión de tres pequeñas tormentas blancas, y desde entonces se ha intensificado. [ 109 ]

La formación de las tres tormentas ovaladas blancas que posteriormente se fusionaron en el óvalo BA se remonta a 1939, cuando la Zona Templada del Sur fue desgarrada por características oscuras que dividieron efectivamente la zona en tres largas secciones. El observador joviano Elmer J. Reese etiquetó las secciones oscuras como AB, CD y EF. Las grietas se expandieron, reduciendo los segmentos restantes de la STZ en los óvalos blancos FA, BC y DE. [ 110 ] Los óvalos BC y DE se fusionaron en 1998, formando el óvalo BE. Luego, en marzo de 2000, BE y FA se unieron, formando el óvalo BA [ 109 ] .

Formación del óvalo BA a partir de tres óvalos blancos.
Oval BA (abajo), Gran Mancha Roja (arriba) y "Mancha Roja Bebé" (en el medio) durante un breve encuentro en junio de 2008.

Oval BA comenzó a tornarse rojo lentamente en agosto de 2005. [ 111 ] El 24 de febrero de 2006, el astrónomo aficionado Christopher Go descubrió el cambio de color, notando que había alcanzado el mismo tono que la GRS. [ 111 ] Como resultado, el escritor de la NASA, el Dr. Tony Phillips, sugirió que se le llamara "Red Spot Jr." o "Red Jr." [ 112 ]

En abril de 2006, un equipo de astrónomos, creyendo que Oval BA podría converger con la GRS ese año, observó las tormentas a través del Telescopio Espacial Hubble . [ 113 ] Las tormentas se cruzan aproximadamente cada dos años, pero los cruces de 2002 y 2004 no produjeron nada interesante. La Dra. Amy Simon -Miller, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard , predijo que las tormentas tendrían su punto más cercano el 4 de julio de 2006. [ 113 ] El 20 de julio, el Observatorio Gemini fotografió las dos tormentas cruzándose sin converger. [ 114 ]

No se comprende bien por qué el Óvalo BA se volvió rojo. Según un estudio de 2008 del Dr. Santiago Pérez-Hoyos de la Universidad del País Vasco , el mecanismo más probable es "una difusión ascendente y hacia el interior de un compuesto coloreado o un vapor de recubrimiento que puede interactuar posteriormente con fotones solares de alta energía en los niveles superiores del Óvalo BA". [ 115 ] Algunos creen que las pequeñas tormentas (y sus correspondientes manchas blancas) en Júpiter se vuelven rojas cuando los vientos se vuelven lo suficientemente fuertes como para extraer ciertos gases de las capas más profundas de la atmósfera, los cuales cambian de color cuando se exponen a la luz solar. [ 116 ]

Oval BA se está fortaleciendo según las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble en 2007. Las velocidades del viento han alcanzado618  km/h ; aproximadamente igual que en la Gran Mancha Roja y mucho más fuerte que cualquiera de las tormentas progenitoras. [ 117 ] [ 118 ] En julio de 2008, su tamaño era aproximadamente el diámetro de la Tierra , aproximadamente la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. [ 115 ]

Se observó que Oval BA perdió su color rojo hacia finales de 2018, un cambio que fue observado por Juno. [ 119 ]

Oval BA no debe confundirse con otra gran tormenta en Júpiter, la Pequeña Mancha Roja Tropical Sur (LRS) (apodada "la Pequeña Mancha Roja" por la NASA), [ 120 ] que fue destruida por la GRS. [ 116 ] La nueva tormenta, anteriormente una mancha blanca en las imágenes del Hubble, se volvió roja en mayo de 2008. Las observaciones fueron dirigidas por Imke de Pater de la Universidad de California, en Berkeley, EE. UU . [ 121 ] La Pequeña Mancha Roja se encontró con la GRS a finales de junio y principios de julio de 2008, y en el curso de una colisión, la mancha roja más pequeña se hizo pedazos. Los restos de la Pequeña Mancha Roja primero orbitaron, luego fueron consumidos por la GRS. El último de los restos con un color rojizo que había sido identificado por los astrónomos había desaparecido a mediados de julio, y las piezas restantes volvieron a colisionar con la GRS, para finalmente fusionarse con la tormenta más grande. Los restos de la Pequeña Mancha Roja habían desaparecido por completo en agosto de 2008. [ 120 ] Durante este encuentro, Oval BA estaba presente cerca, pero no desempeñó ningún papel aparente en la destrucción de la Pequeña Mancha Roja. [ 120 ]

Tormentas y relámpagos

Relámpagos en el lado nocturno de Júpiter, fotografiados por la sonda Galileo en 1997.
Tormentas del sur de Júpiter, desde JunoCam . Imagen en falso color. [ 122 ]

Las tormentas en Júpiter son similares a las tormentas eléctricas en la Tierra. Se manifiestan a través de nubes brillantes y grumosas.De 1000  km de tamaño, aparecen de vez en cuando en las regiones ciclónicas de los cinturones, especialmente dentro de los fuertes chorros hacia el oeste (retrógrados). [ 123 ] A diferencia de los vórtices, las tormentas son fenómenos de corta duración; las más fuertes pueden existir durante varios meses, mientras que la vida útil promedio es de solo 3 a 4 días. [ 123 ] Se cree que se deben principalmente a la convección húmeda dentro de la troposfera de Júpiter. Las tormentas son en realidad altas columnas convectivas ( plumas ), que llevan el aire húmedo desde las profundidades a la parte superior de la troposfera, donde se condensa en nubes. Una extensión vertical típica de las tormentas jovianas es de aproximadamente100  km ; ya que se extienden desde un nivel de presión de aproximadamente5–7  bar , donde se ubica la base de una hipotética capa de nubes de agua, hasta tan alto como0,2–0,5  bar . [ 124 ]

Las tormentas en Júpiter siempre están asociadas con relámpagos . Las imágenes del hemisferio nocturno de Júpiter tomadas por las naves espaciales Galileo y Cassini revelaron destellos de luz regulares en los cinturones jovianos y cerca de las ubicaciones de los chorros hacia el oeste, particularmente en las latitudes 51°N, 56°S y 14°S. [ 125 ] En Júpiter, los rayos son en promedio unas pocas veces más potentes que los de la Tierra. Sin embargo, son menos frecuentes; la potencia de luz emitida desde un área determinada es similar a la de la Tierra. [ 125 ] Se han detectado algunos destellos en las regiones polares, lo que convierte a Júpiter en el segundo planeta conocido después de la Tierra en exhibir relámpagos polares. [ 126 ] Un radiómetro de microondas ( Juno ) detectó muchos más en 2018.

Cada 15-17 años, Júpiter se caracteriza por tormentas especialmente poderosas. Aparecen a 23°N de latitud, donde se encuentra el chorro hacia el este más fuerte, que puede alcanzar150  m/s , se encuentra. La última vez que se observó un evento de este tipo fue en marzo-junio de 2007. [ 124 ] Dos tormentas aparecieron en el cinturón templado del norte a 55° de distancia en longitud. Perturbaron significativamente el cinturón. El material oscuro que desprendieron las tormentas se mezcló con las nubes y cambió el color del cinturón. Las tormentas se movieron con una velocidad tan alta como170  m/s , ligeramente más rápido que el propio chorro, lo que sugiere la existencia de fuertes vientos en las profundidades de la atmósfera. [ 124 ] [d]

ciclones circumpolares

Imagen JIRAM con colores falsos de los CPC del sur.

Otras características notables de Júpiter son sus ciclones cerca de los polos norte y sur del planeta. Estos se denominan ciclones circumpolares (CPC) y han sido observados por la sonda Juno utilizando JunoCam y JIRAM. Los ciclones se han observado durante aproximadamente 5 años, ya que Juno completó 39 órbitas alrededor de Júpiter. [ 127 ] El polo norte tiene ocho ciclones que se mueven alrededor de un ciclón central (NPC), mientras que el polo sur solo tiene cinco ciclones alrededor de un ciclón central (SPC), con un espacio entre el primero y el segundo. [ 128 ] Los ciclones se parecen a los huracanes en la Tierra, con brazos espirales que se extienden y un centro más denso, aunque existen diferencias entre los centros dependiendo del ciclón en particular. Los CPC del norte generalmente mantienen su forma y posición en comparación con los CPC del sur, y esto podría deberse a las velocidades del viento más rápidas que se experimentan en el sur, donde las velocidades máximas del viento son de alrededor de80 a 90  m/s . [ 129 ] Aunque hay más movimiento entre los CPC del sur, tienden a conservar la estructura pentagonal en relación con el polo. También se ha observado que la velocidad angular del viento aumenta a medida que se acerca al centro y el radio se hace más pequeño, excepto por un ciclón en el norte, que puede tener rotación en la dirección opuesta. La diferencia en el número de ciclones en el norte en comparación con el sur probablemente se deba al tamaño de los ciclones. [ 130 ] Los CPC del sur tienden a ser más grandes con radios que van desde5.600 a 7.000  km , mientras que los CPC del norte varían desde4.000 a 4.600  km . [ 131 ]

El mecanismo para la estabilidad de estas dos estructuras simétricas de ciclones es resultado de la deriva beta , un efecto conocido que hace que los ciclones se muevan hacia los polos y los anticiclones hacia el ecuador debido a la conservación del momento a lo largo de las líneas de corriente en un vórtice, bajo el cambio del parámetro de Coriolis . [ 132 ] Por lo tanto, los ciclones que se forman en las regiones polares pueden congregarse en el polo y formar un ciclón polar como los observados en los polos de Saturno . [ 133 ] [ 134 ] El ciclón polar (el ciclón central en los polígonos) también emite un campo de vorticidad que puede repeler otros ciclones (ver efecto Fujiwhara ) similar al efecto beta. La latitud donde se ubican los ciclones circumpolares (~84°) se ajusta, en los cálculos, a la hipótesis de que la fuerza de deriva beta hacia el polo equilibra el rechazo hacia el ecuador del ciclón polar sobre los ciclones circumpolares, [ 130 ] suponiendo que tienen un anillo anticiclónico a su alrededor, consistente con simulaciones de modelos [ 135 ] y observaciones. [ 130 ]

Los ciclones del norte tienden a mantener una estructura octogonal con el NPC como punto central. Los ciclones del norte tienen menos datos que los del sur debido a la iluminación limitada durante el invierno polar norte, lo que dificulta que JunoCam obtenga mediciones precisas de las posiciones de los CPC del norte en cada perijovio (53 días), pero JIRAM puede recopilar suficientes datos para comprender los CPC del norte. La iluminación limitada dificulta la observación del ciclón central del norte, pero al realizar cuatro órbitas, el NPC puede observarse parcialmente y se puede identificar la estructura octogonal de los ciclones. La iluminación limitada también dificulta la observación del movimiento de los ciclones, pero las primeras observaciones muestran que el NPC está desplazado del polo en aproximadamente 0,5° y los CPC generalmente mantienen su posición alrededor del centro. A pesar de la dificultad para obtener datos, se ha observado que los CPC del norte tienen una tasa de deriva de aproximadamente 1° a 2,5° por perijovio hacia el oeste. El séptimo ciclón del norte (n7) se desplaza un poco más que los demás, y esto se debe a un óvalo blanco anticiclónico (AWO) que lo aleja del NPC, lo que provoca que la forma octogonal se distorsione ligeramente.

Las ubicaciones instantáneas de los ciclones polares del sur han sido rastreadas durante 5 años por el instrumento JIRAM y por JunoCam . [ 136 ] Se reveló que las ubicaciones a lo largo del tiempo formaban un movimiento oscilatorio de cada uno de los 6 ciclones, con períodos de aproximadamente un año (terrestre) y radios de aproximadamente400  km . [ 137 ] Estas oscilaciones alrededor de las posiciones medias de los CPC se explicaron como resultado de desequilibrios entre la deriva beta, que tira de los CPC hacia el polo, y las fuerzas de rechazo que se desarrollan debido a las interacciones entre los ciclones, similar a un sistema de resorte de 6 cuerpos. [ 137 ] Además de este movimiento periódico, se observó que los ciclones polares del sur se desplazaban hacia el oeste por7,5°/año ± 0,7°/año . [ 138 ] La razón de esta deriva aún se desconoce.

Los ciclones circumpolares presentan diferentes morfologías, especialmente en el norte, donde tienen una estructura "llena" o "caótica". La parte interna de los ciclones "caóticos" tiene pequeñas vetas y manchas de nubes. Los ciclones "llenos" tienen un área lobulada bien definida, de color blanco brillante cerca del borde, con una porción interna oscura. Hay cuatro ciclones "llenos" y cuatro "caóticos" en el norte. Los ciclones del sur tienen una extensa estructura espiral de pequeña escala en su exterior, pero difieren en tamaño y forma. Hay muy pocas observaciones de los ciclones debido a los bajos ángulos del sol y a la bruma que suele cubrir la atmósfera, pero las pocas que se han observado muestran que los ciclones tienen un color rojizo.

Imagen en color real (arriba) e imagen en falso color (abajo) de un punto caliente ecuatorial en Júpiter.

perturbaciones

El patrón normal de bandas y zonas a veces se ve interrumpido durante ciertos períodos. Un tipo particular de interrupción son los oscurecimientos prolongados de la Zona Tropical Sur, normalmente denominados "Perturbaciones Tropicales del Sur" (PTS). La PTS de mayor duración registrada en la historia se observó desde 1901 hasta 1939, siendo detectada por primera vez por Percy B. Molesworth el  28 de febrero de 1901. Se manifestó como un oscurecimiento en parte de la Zona Tropical Sur, normalmente brillante. Desde entonces, se han registrado varias perturbaciones similares en la Zona Tropical Sur. [ 139 ]

Puntos calientes

Algunas de las características más misteriosas de la atmósfera de Júpiter son los puntos calientes. En ellos, el aire está relativamente libre de nubes y el calor puede escapar de las profundidades sin mucha absorción. Los puntos se ven como puntos brillantes en las imágenes infrarrojas obtenidas a una longitud de onda de aproximadamente 5  μm. [ 51 ] Se ubican preferentemente en los cinturones, aunque hay una cadena de puntos calientes prominentes en el borde norte de la Zona Ecuatorial. La sonda Galileo descendió a uno de esos puntos ecuatoriales. Cada punto ecuatorial está asociado con una brillante columna de nubes ubicada al oeste de él y que se extiende hasta10.000  km de tamaño. [ 5 ] Los puntos calientes generalmente tienen formas redondas, aunque no se asemejan a vórtices. [ 51 ]

El origen de los puntos calientes no está claro. Podrían ser corrientes descendentes , donde el aire descendente se calienta y seca adiabáticamente , o bien, una manifestación de ondas a escala planetaria. Esta última hipótesis explica el patrón periódico de las manchas ecuatoriales. [ 5 ] [ 51 ]

La posibilidad de vida

En 1953, el experimento Miller-Urey demostró que la combinación de rayos y compuestos presentes en la atmósfera de la Tierra primitiva puede formar materia orgánica (incluidos aminoácidos), que puede servir como piedra angular de la vida. La atmósfera simulada consta de moléculas de agua, metano, amoníaco e hidrógeno; todas estas sustancias se encuentran en la atmósfera actual de Júpiter. La atmósfera de Júpiter tiene un fuerte flujo de aire vertical que transporta estos compuestos a las regiones inferiores. Pero en el interior de Júpiter hay temperaturas más altas, que descompondrán estos químicos y dificultarán la formación de vida similar a la de la Tierra. [ 140 ] Esto fue especulado por Carl Sagan y Edwin E. Salpeter .

Historial de observación

Secuencia a cámara rápida del acercamiento de la Voyager 1 a Júpiter, 1979.

Los primeros astrónomos modernos, utilizando pequeños telescopios, registraron los cambios en la apariencia de la atmósfera de Júpiter. [ 141 ] Sus términos descriptivos —cinturones y zonas, manchas marrones y manchas rojas, penachos, barcazas, festones y serpentinas— todavía se utilizan. [ 142 ] Otros términos como vorticidad, movimiento vertical y altura de las nubes se incorporaron posteriormente, en el siglo XX. [ 141 ]

Las primeras observaciones de la atmósfera joviana con una resolución mayor que la posible con telescopios terrestres fueron tomadas por las naves espaciales Pioneer 10 y Pioneer 11. Las primeras imágenes verdaderamente detalladas de la atmósfera de Júpiter fueron proporcionadas por las Voyager . [ 141 ] Las dos naves espaciales pudieron obtener imágenes de detalles con una resolución tan baja como5  km de tamaño en varios espectros, y también capaz de crear "películas de aproximación" de la atmósfera en movimiento. [ 141 ] La sonda Galileo , que sufrió un problema con la antena, vio menos de la atmósfera de Júpiter pero con una mejor resolución promedio y un ancho de banda espectral más amplio. [ 141 ]

Hoy en día, los astrónomos tienen acceso a un registro continuo de la actividad atmosférica de Júpiter gracias a telescopios como el Telescopio Espacial Hubble. Estos muestran que la atmósfera es ocasionalmente sacudida por perturbaciones masivas, pero que, en general, es notablemente estable. [ 141 ] El movimiento vertical de la atmósfera de Júpiter se determinó en gran medida mediante la identificación de gases traza por telescopios terrestres. [ 141 ] Los estudios espectroscópicos posteriores a la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 permitieron vislumbrar la composición de Júpiter bajo las capas superiores de nubes. Se registró la presencia de azufre diatómico ( S 2 ) y disulfuro de carbono ( CS 2 ) —la primera detección de cualquiera de ellos en Júpiter, y solo la segunda detección de S 2 en cualquier objeto astronómico— junto con otras moléculas como amoníaco ( NH 3 ) y sulfuro de hidrógeno ( H 2 S ), mientras que las moléculas que contienen oxígeno, como el dióxido de azufre, no se detectaron, para sorpresa de los astrónomos. [ 143 ]

La sonda atmosférica Galileo , mientras se precipitaba hacia Júpiter, midió el viento, la temperatura, la composición, las nubes y los niveles de radiación hasta22  bar . Sin embargo, a continuación1  bar en otras partes de Júpiter hay incertidumbre en las cantidades. [ 141 ]

Estudios sobre la Gran Mancha Roja

Una vista más detallada de Júpiter y la Gran Mancha Roja, tal como se observaron desde la sonda Voyager 1 en 1979.

El primer avistamiento de la Gran Mancha Roja se atribuye a menudo a Robert Hooke , quien describió una mancha en el planeta en mayo de 1664; sin embargo, es probable que la mancha de Hooke estuviera en el cinturón equivocado (el Cinturón Ecuatorial Norte, en lugar de la ubicación actual en el Cinturón Ecuatorial Sur). Mucho más convincente es la descripción de Giovanni Cassini de una "mancha permanente" al año siguiente. [ 88 ] Con fluctuaciones en la visibilidad, la mancha de Cassini se observó desde 1665 hasta 1713. [ 144 ]

Un pequeño misterio concierne a una mancha joviana representada alrededor de 1700 en un lienzo de Donato Creti , que se exhibe en el Vaticano . [ 145 ] [ 146 ] Forma parte de una serie de paneles en los que diferentes cuerpos celestes (amplificados) sirven de telón de fondo para diversas escenas italianas, cuya creación fue supervisada por el astrónomo Eustachio Manfredi para garantizar su precisión. La pintura de Creti es la primera conocida en representar la Gran Mancha Roja como roja. Ningún rasgo joviano fue descrito oficialmente como rojo antes de finales del siglo XIX. [ 146 ]

La actual GRS se observó por primera vez después de 1830 y se estudió a fondo solo después de una aparición prominente en 1879. Un lapso de 118 años separa las observaciones realizadas después de 1830 de su descubrimiento en el siglo XVII; se desconoce si la mancha original se disipó y se reformó, si se desvaneció o incluso si el registro de observaciones fue simplemente deficiente. [ 103 ] Las manchas más antiguas tenían una historia de observación corta y un movimiento más lento que la mancha moderna, lo que hace improbable su identificación. [ 145 ]

La cámara de campo amplio 3 del Hubble capturó la región de la Gran Mancha Roja en su tamaño más pequeño hasta la fecha. El color y el contraste están muy exagerados.

El  25 de febrero de 1979, cuando la nave espacial Voyager 1 se encontraba a 9,2  millones de kilómetros de Júpiter, transmitió la primera imagen detallada de la Gran Mancha Roja a la Tierra. Detalles de nubes tan pequeños comoSe observaron nubes de 160  km de ancho. El patrón de nubes onduladas y coloridas que se ve al oeste (izquierda) de la GRS es la región de estela de la mancha, donde se observan movimientos de nubes extraordinariamente complejos y variables. [ 147 ]

Óvalos blancos en la zona templada del sur.

Los óvalos blancos que posteriormente formaron el Óvalo BA, fotografiados por el orbitador Galileo en 1997.

Un trío de óvalos blancos de larga duración se formó alrededor de 1940 en la Zona Templada del Sur. En 1939, tres pequeños segmentos oscuros se desarrollaron en la STZ, dividiéndola en tres largas bandas de color más claro. Los segmentos oscuros se expandieron rápidamente y, durante la década de 1940, las regiones blancas se redujeron a óvalos. Elmer J. Reese nombró a los segmentos oscuros AB, CD y EF, y a los segmentos blancos entre ellos BC, DE y FA. [ 148 ] A principios de la década de 1940, los segmentos blancos se redujeron a óvalos que abarcaban una región de aproximadamente 90 grados de longitud y se denominaron "óvalos blancos". Los óvalos se contrajeron rápidamente durante su primera década, luego más lentamente, y finalmente se asentaron en una región estable de 10 grados de ancho para 1965. [ 149 ] A medida que se reducían, migraron hacia el norte y se incrustaron en el Cinturón Templado del Sur, "cavando" un nicho en el STB. [ 150 ] De hecho, al igual que la GRS, sus circulaciones estaban confinadas por dos corrientes en chorro opuestas en sus límites norte y sur, con una corriente en chorro hacia el este al norte y una retrógrada hacia el oeste al sur. [ 149 ]

El movimiento longitudinal de los óvalos parecía estar influenciado por dos factores: la posición de Júpiter en su órbita (se volvían más rápidos en el afelio ) y su proximidad a la Gran Mancha Roja (se aceleraban cuando estaban a menos de 50  grados de la Mancha). [ 151 ] La tendencia general de la tasa de deriva del óvalo blanco fue de desaceleración, con una disminución a la mitad entre 1940 y 1990. [ 152 ]

Durante los sobrevuelos de Voyager , los óvalos se extendían aproximadamente9.000  km de este a oeste,5.000  km de norte a sur, y rotaba cada cinco días (en comparación con los seis del GRS en ese momento). [ 153 ]

A partir de 1998, los tres óvalos comenzaron a fusionarse. Primero, los óvalos DE y FA se fusionaron en el óvalo DA, y luego, en 2000, los óvalos BC y DA se fusionaron en el óvalo BA. [ 148 ] El óvalo BA comenzó a enrojecerse en 2005, fue rojo de 2006 a 2008, y luego se desvaneció gradualmente hasta volver a ser blanco en 2019. [ 154 ]

Véase también

Notas

  1. ^ La altura de escalahsse define comohs= (R⋅T)/(M⋅gj), donde:R ≈ 8,314  J⋅mol −1 ⋅K −1 ‍ [155 ] es la constante de los gases ; M ≈0,0023 kg ⋅ mol −1  es la masa molar promedio en la atmósfera joviana; [ 3 ] T es la temperatura; y g j ≈25  m/s² es la aceleración gravitacional en la superficie de Júpiter. A medida que la temperatura varía desde110  K en la tropopausa hasta1000  K en la termosfera, [ 3 ] la altura de escala puede asumir valores dede 15 a 150  km .
  2. ^ LaGalileono logró medir la abundancia profunda de oxígeno, porque la concentración de agua continuó aumentando hasta el nivel de presión de22  bar , cuando dejó de funcionar. Si bien las abundancias de oxígeno medidas en realidad son mucho menores que el valor solar, el rápido aumento observado del contenido de agua de la atmósfera con la profundidad hace probable que la abundancia profunda de oxígeno supere el valor solar por un factor de aproximadamente 3, similar a la abundancia relativa de C, N y S. [ 1 ]
  3. Se han propuesto varias explicaciones para la sobreabundancia de carbono, oxígeno, nitrógeno y otros elementos. La principal es que Júpiter capturó una gran cantidad de planetesimales helados durante lasúltimas etapas de su acreción. Se cree que los volátiles, como los gases nobles, quedaron atrapados comohidratos de clatratoen el hielo de agua. [ 1 ]
  4. El telescopio espacial Hubblede la NASAregistró el 25 de agosto de 2020 una tormenta que viajaba alrededor del planeta a 350 millas por hora (560 km/h). [ 156 ] Además, investigadores delInstituto Tecnológico de Californiainformaron que las tormentas en Júpiter son similares a las de la Tierra, que se forman cerca del ecuador y luego se mueven hacia los polos. Sin embargo, las tormentas de Júpiter no experimentan fricción con la tierra ni los océanos; por lo tanto, se desplazan hasta llegar a los polos, lo que genera las llamadastormentaspoligonales . [ 135 ]

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Lecturas adicionales

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  • Entrada del blog de la Planetary Society (09/05/2017) de Peter Rosén que describe el montaje de un vídeo de la actividad atmosférica de Júpiter desde el 19 de diciembre de 2014 hasta el 31 de marzo de 2015 a partir de imágenes de astrónomos aficionados.
  • La atmósfera de Júpiter