Principal > Júpiter > Estructuras en la atmósfera a gran y pequeña escala. Velocidad de vientos

Estructuras en la atmósfera a gran y pequeña escala. Velocidad de vientos

Lo primero que salta a la vista al observar una fotografía de Júpiter es la estructura a gran escala de cinturones oscuros y zonas brillantes. Se trata de unas formaciones orientadas en dirección este-oeste, es decir, según los paralelos del planeta. Las zonas son regiones anticiclónicas y son más frías que los cinturones; se piensa que sobresalen del resto de la atmósfera, y se caracterizan porque hay corrientes convectivas ascendentes. Cuando llegan a lo más alto, se forman las nubes de amoniaco, con lo que se libera el calor latente. Esto provoca que la materia tienda a descender por los cinturones, que son de tipo ciclónico. En estas regiones, que son más calientes, no hay nubes, y por tanto podemos estudiar capas más profundas.

Figura 9: Estructura de cinturones y zonas de Júpiter

Estas estructuras de Júpiter han sido estudiadas durante tanto tiempo, que a los cinturones y las zonas se les ha puesto un nombre propio, y unas siglas (en inglés) que sirven para identificarlos. Están agrupados en la siguiente tabla:

Tabla con las zonas y las bandas más importantes de Júpiter

Además de estos movimientos verticales atmosféricos, hay una circulación horizontal de vientos que se mantienen a latitud constante y que aparece debido a la influencia del término de Coriolis. Se trata de los llamados vientos zonales (ya que sólo tienen componente en la dirección "zonal" = este-oeste). La velocidad de dichas corrientes depende de la latitud; sobre el ecuador, soplan hacia el este (en el mismo sentido de rotación del planeta) y pueden llegar a los 600 km/h, según las últimas estimaciones de la sonda Galileo. Sin embargo, a medida que nos alejamos del ecuador, la velocidad disminuye, hasta que aproximadamente en L=+-15º se hace cero. A partir de ahí, el sentido es hacia el oeste, pasa por una latitud de máxima velocidad de 50 m/s (L=-20º) y luego decae a cero otra vez. Esta estructura se repite a lo largo de toda la atmósfera de Júpiter, con un predominio de la componente este frente la oeste. A latitudes superiores a ~50º-60º, el viento es prácticamente nulo. (Como nota aclaratoria, estas velocidades se han medido con respecto a la que tendrían si solamente rotaran según el periodo del planeta). Se observa que la anchura de las zonas es inversamente proporcional al término de Coriolis y por tanto decrece con la latitud.

Figura 10:

Algo muy importante es que esta estructura de vientos y su localización parece ser extremadamente estable y, según medidas realizadas desde Tierra y por los Voyager, no ha cambiado sustancialmente desde los últimos cien años. Esto contrasta con los escasos cinco o diez años en los que la apariencia visual de Júpiter parece modificarse. Cabe señalar que los valores representados en la figura 10 están promediados en longitud (hay por tanto pruebas de que la velocidad del viento puede depender de este parámetro). Todavía la circulación zonal no se comprende del todo y se han realizado diversos modelos, ninguno del todo concluyente, para explicar su existencia:

Por un lado, están los modelos que afirman que se debe a la variación del flujo de radiación solar con la latitud. En el ecuador, donde los rayos caen más perpendiculares, se formaría un gran chorro de viento rápido. Sin embargo, esta hipótesis tiene un punto débil. Muchas de las características de Júpiter se repiten para los otros planetas jovianos. En particular, Saturno también presenta un perfil de vientos parecido, con un chorro ecuatorial hacia el este. El problema está en que parece ser cuatro veces más intenso que el de Júpiter, a pesar de que la energía que le llega del Sol es cuatro veces más débil, por estar más lejos.

Por otro lado, se puede incluir en los modelos la influencia del calor interno del planeta, la cual provocaría movimientos de tipo convectivo. Sin embargo, parece ser que la energía desprendida medida es bastante menor que la que debería ser para formar estos chorros ecuatoriales.

Como se ve, ninguno de los dos modelos es completamente satisfactorio. Queda por desarrollar un modelo que abarque tanto la influencia de la radiación solar como la del calor interno.

En cuanto a las estructuras a pequeña escala destacan cuatro:

Ante todo, destacan las manchas, principalmente la llamada Gran Mancha Roja (GRS). Ésta se trata de una estructura elíptica de color rojo-ladrillo, y que ya fue descubierta en 1664 por Hooke y por Cassini al año siguiente, aunque hasta 1879 no empezó a estudiarse en serio. Por tanto, debe tener al menos unos 300 años, lo cual no nos indica si en un futuro más o menos próximo llegará a desestabilizarse y a desaparecer. Se puede estudiar como un vórtice anticiclónico (esto es, como un gran remolino que gira en sentido antihorario por estar en el Hemisferio Sur). Se trata de un centro de actividad muy intensa, aunque según medidas realizadas por los Voyager, prácticamente todo su momento angular está confinado en un anillo de materia que lo separa del resto de la atmósfera, mientras que en su centro apenas hay movimiento.

Además de la GRS, hay otras manchas mucho más pequeñas que ésta, pero que presentan un conjunto de fenómenos muy interesantes de interacción mutua, como son la fusión de manchas, o la repentina aparición o desaparición de las mismas. Se cree que la formación puede estar ligada al “shear” en la frontera de corrientes zonales con sentidos opuestos. En general parecen situarse en aquellos lugares en los que la dirección del viento zonal cambia de sentido. Las manchas más pequeñas pueden romperse debido al “shear” en uno o dos días, a diferencia de las grandes que pueden durar mucho más tiempo.

Por otro lado, junto a la GRS destacan los Óvalos Blancos (WO), que empezaron a observarse desde 1938, y a los que se les han bautizado como BC, FA y DE. Se cree que corresponden a nubes de amoniaco (NH₃).

Los "barges" marrones son vórtices ciclónicos, que se piensa que son nubes de hidrosulfuro de amonio (NH₄SH).

Los "plumes" o "penachos" tienen forma alargada y podrían ser nubes cirrosas de amoniaco a grandes alturas, que han sido elevadas desde el interior por las corrientes verticales y después esparcidas por las horizontales. Podrían estar relacionados con las ondas planetarias ecuatoriales.

Por último, destacan otras regiones de un color gris-azulado (sobre todo en el cinturón NEB), que podrían relacionarse con una gran emisión infrarroja en la longitud de onda de 5 mm. Serían capas más profundas que las otras y que por tanto se pueden estudiar cuando no hay nubes. Su color podría deberse al scattering de Rayleigh de los fotones del rango del visible provocado por el hidrógeno presente en la atmósfera.

Figura 11: La Gran Mancha Roja, el Óvalo Blanco y los otros tipos de estructuras de la atmósfera joviana