Análisis de las atmósferas de los planetas gigantes

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Una práctica básica para introducirse al análisis de las atmósferas de los planetas gigantes

El próximo 4 de marzo Júpiter se sitúa en oposición. Si el tiempo lo permite sus condiciones de visibilidad serán óptimas. Júpiter es tal vez el planeta del Sistema Solar que podemos estudiar mejor desde la Tierra. Su tamaño aparente y la variedad de fenómenos que pueden seguirse en su atmósfera lo hacen uno de los planetas preferidos por el aficionado. Esa misma variedad y complejidad de fenómenos también lo convierten en uno de los objetos más estudiados por parte de los especialistas, ya que la ciencia todavía dista mucho de poder explicarlos satisfactoriamente.

En estas páginas presentamos una práctica que va dirigida tanto al profesor de ciencias como al astrónomo aficionado. El profesor encontrará un proyecto de investigación en el que sus alumnos tendrán que enfrentarse tanto al aspecto teórico de buscar información como al práctico de efectuar unas mediciones reales de las que obtener un resultado numérico, y finalmente a su interpretación. Toda la información observacional se encuentra en estas páginas web. Tanto los alumnos como el aficionado que siga esta práctica podrán entender mejor la razón del comportamiento de los detalles atmosféricos que se observan en el techo de nubes de Júpiter, y sobre todo el aficionado tendrá a su disposición herramientas para poder sacar el mayor provecho de sus propias observaciones si una vez estudiado el material de estas páginas decide emprender un seguimiento del planeta gigante.

Creemos que este ejercicio llena una laguna importante dentro del vasto mundo de los ejercicios de astronomía en los que Júpiter generalmente sólo se ve como el sistema de satélites galileanos. Y también abre las puertas a que muchos aficionados puedan analizar sus propias observaciones de este planeta. También compararemos los datos obtenidos a partir de pequeños telescopios situados sobre la superficie de la Tierra, con las mediciones de los vientos observados al nivel del techo visible de nubes de Júpiter obtenidos por el Telescopio Espacial Hubble.


Objetivos

  • Obtener conocimientos básicos sobre la atmósfera de Júpiter como son, la Gran Mancha Roja, los óvalos blancos, y el sistema de vientos zonales.

  • Medir las derivas de la Gran Mancha Roja, el óvalo blanco BA, y de la cadena de anticiclones de la SSTB.

  • Calcular las velocidades de deriva en m/s respecto del sistema III.

  • Comparar los resultados obtenidos con las velocidades zonales del techo de nubes de Júpiter medidas a partir de imágenes del Hubble Space Telescope (HST).


Introducción

Júpiter, el planeta más grande de nuestro Sistema Solar, es considerado junto con Saturno como un "gigante gaseoso" (Urano y Neptuno son los "gigantes de hielo"). Su aspecto telescópico viene dominado por el techo de nubes visible formado básicamente por nubes de cristales de amoniaco. Dichas nubes deberían ser completamente blancas, pero la presencia de agentes colorantes cuya composición química es desconocida permite disfrutar de una gran variedad de tonalidades y colores entre los que dominan los tonos amarillentos, ocres y rojizos.

Para una introducción un poco más completa se recomienda la lectura de:

El Júpiter moderno

Júpiter, el señor de los vientos

Si se siguen detalles nubosos o "trazadores" a lo largo de un intervalo temporal puede determinarse cómo se mueven los vientos en Júpiter al nivel del techo de nubes. Las velocidades del viento se determinan respecto de la velocidad de rotación del campo magnético de Júpiter que se supone profundamente enraizado en el interior del planeta (ver Júpiter, el señor de los vientos).

¿Cómo podemos medir las velocidades de deriva de cualquier detalle del techo visible de nubes de Júpiter?. En La observación visual de Júpiter (Análisis de las observaciones) se da la información básica para poder determinar la deriva de un detalle a lo largo del tiempo, pero volveremos a dar una explicación en estas páginas.


Reducción de las imágenes de Júpiter

¿Cómo calcular las derivas de un detalle y por tanto su velocidad en m/s?. En primer lugar hay que determinar la posición del detalle sobre Júpiter, esto es, su latitud y longitud. Esta tarea puede realizarse a través del programa LAIA. A partir de ahora supondremos que el usuario ya tiene LAIA instalado en su ordenador y que sabe como utilizarlo para medir la posición de detalles sobre el disco de Júpiter. Cuando se utilice LAIA seleccionaremos los resultados que toman como sistema de rotación de referencia el sistema radioeléctrico o sistema III cuyo período de rotación es 9h 55m y 29.7s o bien 870,536 grados por día, ya que las velocidades de deriva en m/s de los detalles se calcularán respecto de este sistema.

El cálculo de la velocidad de deriva en m/s es muy sencillo una vez se tienen varias medidas de posición del mismo detalle. Cuantas más medidas se realicen mejores serán los resultados numéricos obtenidos, ya que se podrán compensar estadísticamente fuentes de error como por ejemplo el efecto de la calidad de la imagen, errores de ajuste de la elipse con LAIA sobre el disco del planeta, efectos de fase, mediciones de detalles lejos del meridiano central, variaciones reales de velocidad debido a las interacciones con otros detalles, etc. Además un número de mediciones elevado nos permitirá estimar una cota de error para nuestros resultados. En todo momento debemos tener el reloj de nuestro ordenador perfectamente en hora para grabar con la mayor precisión posible la fecha y la hora a la que se tomaron las imágenes con la CCD o webcam.

En la Figura 1 tenemos cuatro imágenes sintéticas de Júpiter de las que hemos de extraer la posición de un óvalo blanco sobre la Banda Templada Sur (ver Terminología), y en las que se han simulado calidades de imagen diversas debido a efectos de la turbulencia atmosférica. A partir de estas cuatro imágenes confeccionamos la Tabla 1 donde situamos el tiempo de la observación en día juliano (DJ), la longitud según el sistema III, la latitud planetográfica (pg), y el número de imagen. Todos estos valores, excepto el número de imagen, son calculados por LAIA, pero en este ejemplo son completamente ficticios.

image004.jpg (5500 bytes) 1

image006.jpg (4754 bytes) 2

image008.jpg (5136 bytes) 3

image010.jpg (4560 bytes) 4

Figura 1. Cuatro imágenes de Júpiter en las que se identifica un mismo detalle en condiciones de observación diversas. Debido al movimiento de deriva propio del detalle dado por el régimen de vientos zonales de la latitud a la que se encuentra, podemos comprobar cómo el detalle rebasa a la Mancha a Roja con el paso del tiempo debido a que posee una velocidad de deriva superior a ésta. En estas imágenes se simula la visión telescópica invertida del planeta donde el sur se encuentra hacia arriba.

 

Tabla 1

Imagen

DJ

Longitud (III)

Latitud (pg)

1

2451532.48

297.5

-38.9

2

2451554.30

220.02

-37.2

3

2451590.16

121.33

-38.4

4

2451603.32

58.6

-39.1

Cuando efectuemos mediciones reales deberemos obtener tantas como sean posibles. Ahora representamos la longitud (III) en función del DJ en una gráfica según se muestra en la Figura 2, ajustamos una recta de regresión, y calculamos la latitud pg media. Obtenemos de entrada que nuestro detalle se encuentra a una latitud planetográfica de –38.4± 0.85. El error en este ejemplo está algo por debajo de lo que podemos obtener habitualmente, donde no serán raros los errores de ± 1º. Para mejorar al máximo la precisión de nuestros cálculos de la recta de regresión, en general será mejor prescindir de los cuatro primeros dígitos del día juliano, en nuestro ejemplo supondría restar 2451000.0 al DJ.

El ajuste de la recta de regresión nos da una pendiente para la recta de –3.24 grados por día. Esta es la deriva del supuesto óvalo blanco. El error de nuestro ajuste lo podemos estimar, por ejemplo, calculando la desviación estándar de las diferencias entre nuestras observaciones y los valores previstos por la recta de regresión, y haciendo pasar dos rectas por el primer y último valor de la Tabla 1, al que hemos añadido ± la desviación estándar. En la Tabla 2 se ilustra el proceso. Para la recta de regresión ajustada, la columna "diferencias" nos da la diferencia entre el valor calculado de longitud (III) para la recta de regresión y los valores medidos. La desviación estándar de dichos valores es 8.55º, así que hacemos pasar una recta por el par de puntos (2451532.48, 297.5+8.55=306.05) y (2451603.32, 58.6-8.55=50.05), obtenemos que su pendiente es –3.61 grados/día, mientras que para los valores (2451532.48, 297.5-8.55=288.95) y (2451603.32, 58.6+8.55=67.15) obtenemos una deriva de –3.13 grados por día. Si comparamos estos valores con el de –3.24 grados por día, vemos que podemos esperar un error máximo de unos ± 0.37 grados/día. Generalmente cuando se tienen muchas mediciones distribuidas a lo largo de una presentación el error en las mediciones de deriva suele ser más pequeño.

deriva1.gif (4879 bytes)

Figura 2. Representación de las medidas de deriva y de la recta de regresión ajustada a las mediciones que aparecen en la Tabla 1.

 

Tabla 2

Imagen

DJ

Longitud (III)

Diferencias

1

2451532.48

297.5

6.54

2

2451554.30

220.02

5.37

3

2451590.16

121.33

12.01

4

2451603.32

58.6

-8.12

El paso final es la conversión de las velocidades de deriva en grados por día a velocidades en m/s. La conversión también es muy sencilla si tenemos en cuenta que derivas negativas representan velocidades de los vientos del techo de nubes más rápidas que las dadas por la velocidad de rotación, siempre según el sistema III. Por ejemplo, la velocidad de deriva de nuestro ejemplo de –3.24± 0.37 grados/día nos indica que el detalle cada 24 horas se mueve 3.24 grados más deprisa de lo que se movería si girase según el sistema III. ¿Por qué derivas negativas suponen velocidades más rápidas de rotación?. Simplemente porque cuando se establecieron los sistemas I y II de rotación, se acordó que la longitud crecía a medida que el techo de nubes del planeta iba pasando por el meridiano central. Cosas de los convenios. Con el sistema de coordenadas geográficas comúnmente utilizado en la Tierra, por ejemplo, pasa lo contrario. Para un observador desde el espacio que viese como los detalles van pasando sucesivamente por el meridiano central debido a la rotación de nuestro planeta, comprobaría que estos corresponderían a latitudes cada vez más pequeñas. Cuando se adoptó el sistema III radioeléctrico simplemente se continúo con el convenio de los sistemas I y II. Este convenio también funciona al revés, o en otras palabras para velocidades de deriva positivas, el detalle gira más despacio que el sistema III.

Vayamos finalmente al cálculo en m/s de nuestra deriva de –3.24 grados/día. En primer lugar tenemos que el detalle se encuentra a una latitud de –38.4 grados. Aunque Júpiter presenta achatamiento polar, en primera aproximación podemos suponer que el círculo de latitud a lo largo de cual se mueve nuestro detalle posee una longitud de:

2p RJcos(l),

donde RJ=71540km es el radio ecuatorial de Júpiter y l es la latitud, según se muestra en la Figura 3.

image014.jpg (7615 bytes)

Figura 3. En primera aproximación, el radio de un paralelo situado la latitud l es igual a RJcos(l).

La longitud total de la circunferencia situada a la latitud de –38.4º es por consiguiente 352269485 metros, que corresponde precisamente a una circunferencia completa de 360º. Puesto que la mancha blanca se "adelanta" 3.24 grados/día respecto del sistema III, una simple regla de tres nos conduce a que la distancia de más recorrida por el detalle cada día es de 3170425 m. Como un día tiene 86400 segundos, la velocidad a la que debe moverse el detalle debe ser pues de 352269485m/86400s = 36,7m/s.

Por otro lado la incertidumbre en la deriva de ± 0.37 grados por día se traduce en un posible error de la velocidad medida de ± 4.2m/s, error más que razonable.

Así que finalmente tenemos que el detalle blanco se encuentra a –38.4± 0.85 grados de latitud planetográfica y se mueve con una velocidad de 36.7± 4.2m/s con respecto al sistema III. ¿Dónde encaja todo esto dentro del sistema de vientos zonales de Júpiter?. Sólo tenemos que representar nuestro punto con las correspondientes barras de error sobre el perfil zonal de vientos (vientosHST.txt) extraído a partir de imágenes del HST y ver cómo encaja todo, lo que representamos en la Figura 4.

Figura4der.gif (6073 bytes)

Figura 4. El punto rojo situado sobre el perfil de vientos representa la medición de latitud y deriva de la mancha blanca. Las dimensiones del punto indican tanto el posible error en latitud como en velocidad zonal. En este caso simulado el acuerdo entre las medidas y el perfil zonal es muy bueno.

 

Tres ejemplos reales de mediciones: la Gran Mancha Roja, el WOS BA y varias manchas blancas al sur de la banda templada sur de Júpiter

Vamos a proseguir el ejercicio con tres ejemplos reales. Mediremos los movimientos de deriva de la Gran Mancha Roja (GRS), del óvalo blanco WOS BA y de varias manchas blancas situadas en el hemisferio sur de Júpiter (Figura 5). Es de esperar que la medición de detalles nos de velocidades de deriva prácticamente coincidentes con las correspondientes a las de los vientos zonales a la misma latitud. Al final del ejercicio daremos una interpretación física sobre la naturaleza de todos estos detalles.

image018.jpg (15289 bytes)

Figura 5. En esta proyección cilíndrica del techo de nubes de Júpiter confeccionado a partir de imágenes tomadas por la sonda Cassini a finales del año 2000, podemos ver los tres tipos de estructuras que pretendemos medir. Las manchas blancas que mediremos posiblemente son distintas a las que aparecen aquí, pero poseen las mismas características y se encuentran situadas en la misma región del planeta.

Para entender mejor qué es la GRS y el WOS BA, aconsejamos la lectura de La Gran Mancha Roja e Historia de los óvalos blancos de la STB (WOS).

Las mediciones reales las efectuaremos a partir de imágenes de archivo de la aparición 2002-2003 de Júpiter accesibles a través de la sección japonesa de la ALPO. Otra excelente fuente de imágenes es la International Outer Planets Watch, que también atesora una gran cantidad de imágenes de Saturno. El paquete completo de imágenes convertidas a formato gif y listas para medir puede descargarse de aquí (jupiter2002-2003.zip) (son 5,3Mb).


La gran Mancha Roja

A la resolución de las imágenes que mediremos la gran Mancha Roja esta aparece como se muestra en la Figura 6.

image019.gif (40264 bytes)

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Figura 6. Dos imágenes de Júpiter tomadas con pequeños telescopio (izquierda Hideo Einaga, derecha Ed Grafton) en las que se aprecia la Gran Mancha Roja.

Para determinar la posición de la GRS puede tomarse una única medida del centro geométrico estimado a ojo, pero es mucho más preciso si tomamos medidas del centro y los bordes precedente y siguiente y luego promediamos los resultados tanto de longitud como de latitud. Incluso pueden promediarse junto con medidas de los extremos norte y sur, todo ello suponiendo que la GRS es simétrica, aproximación que no es del todo cierta, y que la calidad de las imágenes permite realizar dichas medidas (Figura 7).

image023.jpg (8397 bytes)

Figura 7. p=borde precedente, s=borde siguiente, c=centro, N=extremo norte, S=extremo sur.

 

Las imágenes originales que utilizaremos están en formato jpg, pero deben ser transformadas a gif para que LAIA pueda leerlas y procesarlas. Las imágenes son las siguientes

j021016d2.gif. Hideo Einaga. 16Oct2002 19:06:54 (UT). http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021016z.htm
j021017p.gif. Damian Peach. 17Oct2002 05:18 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021017z.htm
j021022p1.gif. Damian Peach. 22Oct2002 05:14 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021022z.htm
j021025b5.gif. Hideo Einaga. 25Oct2002 21:14:11 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021024z.htm
j021031q2.gif. Damian Peach. 31Oct2002 06:23 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021031z.htm
j021106c5.gif. Hideo Einaga. 06Nov2002. 21:29:36 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021106z.htm
j021113p4.gif. Clay Sherrod. 13Nov2002. 12:01 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021113z.htm
j021115p.gif. Damian Peach. 15Nov2002. 04:11 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021115z.htm
j021121p1.gif. Clay Sherrod. 21Nov2002. 09:01 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021121z.htm
j021123q1.gif. Ed Grafton. 23Nov2002. 10:40 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021123z.htm
j021127q1.gif. Damian Peach. 27Nov2002. 04:23 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021127z.htm
j021128b1.gif. Hideo Einaga. 28Nov2002. 19:21:48 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021128z.htm
j021207p2.gif. Clay Sherrod. 07Dic2002. 11:49 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021207z.htm
j021219q1.gif. Damian Peach. 19Dic2002. 02:17:47 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021219z.htm
j021221p.gif. Damian Peach. 21Dic2002. 03:36:24 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021221z.htm
j021222q.gif. Ed Grafton. 22Dic2002. 09:46 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021222z.htm
j021224p1.gif. Damian Peach. 23Dic2002. 01:18:51 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021224z.htm
j021229b.gif. Akira Kazemoto. 29Dic2002. 19:32:14 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021229z.htm
j030102p2.gif. Damian Peach. 02Ene2003. 03:28 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030102z.htm
j030111q.gif. Erik Ng. 11Ene2003. 16:14 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030110z.htm
j030112r.gif. Damian Peach. 12Ene2003. 02:05 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030112z.htm
j030129p2.gif. Damian Peach. 29Ene2003. 00:56 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030129z.htm
j030310t3.gif. Damian Peach. 10Mar2003. 23:42:05 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030310z.htm
j030324r7.gif. Chirstophe Pellier. 25Mar2003. 00:32:06 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030324z.htm
j030410p1.gif. Tan Wei Leong. 10Abr2003 13:44 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030410z.htm
j030417p1.gif. Tan Wei Leong. 17Abr2003. 14:25 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030417z.htm
j030423q.gif. Paulo Coelho. 23Abr2003. 19:45:18 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030423z.htm
j030425p.gif. Eric Ng. 25Abr2003. 11:47 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030425z.htm
j030427p.gif. Eric Ng. 27Abr2003. 13:05 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030427z.htm

Los resultados de nuestras mediciones se dan en la siguiente tabla.

Mediciones de posición de la Gran Mancha Roja

Imagen

DJ

Latitud

Longitud (III)

j021016d2.gif

2452564.296

-22.65

233.74

j021017p.gif

2452564.721

-23.44

231.79

j021022p1.gif

2452569.718

-23.50

233.85

j021025b5.gif

2452573.385

-23.28

236.84

j021031q2.gif

2452578.766

-22.48

238.80

j021106c5.gif

2452585.396

-22.28

240.58

j021113p4.gif

2452592.001

-23.49

243.13

j021115p.gif

2452593.674

-23.56

243.67

j021121p1.gif

2452599.876

-21.46

244.18

j021123q1.gif

2452601.944

-22.52

245.12

j021127q1.gif

2452605.683

-22.88

245.55

j021128b1.gif

2452607.307

-23.60

247.02

j021207p2.gif

2452615.992

-24.10

249.51

j021219q1.gif

2452627.596

-22.65

253.45

j021221p.gif

2452629.650

-23.19

253.22

j021222q.gif

2452630.907

-22.61

253.53

j021224p1.gif

2452632.555

-23.20

254.39

j021229b.gif

2452638.314

-23.41

254.20

j030102p2.gif

2452641.644

-23.44

256.80

j030111q.gif

2452651.176

-23.43

256.79

j030112r.gif

2452651.587

-22.85

259.02

j030129p2.gif

2452668.539

-22.94

264.32

j030310t3.gif

2452709.488

-22.30

278.05

j030324r7.gif

2452723.522

-22.53

280.24

j030410p1.gif

2452740.072

-23.16

287.32

j030417p1.gif

2452747.101

-23.54

288.83

j030423q.gif

2452753.323

-23.28

288.13

j030425p.gif

2452754.991

-23.50

289.07

j030427p.gif

2452757.045

-22.85

289.60

 

El WOS BA

A la resolución de las imágenes que mediremos el óvalo blanco WOS BA este aparece como se muestra en la Figura 8. Su identificación puede resultar más complicada según la calidad de la imagen.

image025.jpg (5919 bytes)

image027.jpg (4808 bytes)

Figura 8. El óvalo blanco WOS BA (izquierda imagen de D. Peach, derecha imagen de Eric Ng).


Las imágenes que utilizaremos serán las siguientes:

j021016q2.gif. Damián Peach. 16Oct2002 06:09. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021016z.htm
j021025a2.gif. Hidekazu Nakanishi. 25Oct2002 19:14:38 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021024z.htm
j021102q1.gif. Damian Peach. 02Nov2002. 06:04 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021102z.htm
j021107q1.gif. Damian Peach. 07Nov2002. 03:54 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021107z.htm
j021112r.gif. Damian Peach. 12Nov2002. 04:02 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021112z.htm
j021208q2.gif. Paulo Coelho. 08Dic2002. 03:36.3 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021208z.htm
j021210p4.gif. Damian Peach. 10Dic2002. 06:17 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021210z.htm
j021212p.gif. Eric Ng. 12Dic2002 18:10 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021212z.htm
j021214b6.gif. Hideo Einaga. 14Dic2002 19:14:47 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021214z.htm
j021215r2.gif. Damian Peach. 15Dic2002 04:25 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021215z.htm
j021220p.gif. Damian Peach. 20Dic2002. 04:10:23 TU http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021220z.htm
j021227p.gif. Damian Peach. 27Dic2002. 04:48:55 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021227z.htm
j021229a4.gif. Hideo Einaga. 29Dic2002. 16:49:14. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021229z.htm
j030104q1.gif. Damian Peach. 04Ene2003. 02:12 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030104z.htm
j030113e.gif. Tomio Akutsu. 13Ene2003. 14:32 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030113z.htm
j030130e.gif. Tomio Akutsu. 30Ene2003. 12:59 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030130z.htm
j030216p3.gif. Chirstophe Pellier. 16Feb2003. 01:49 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030216z.htm
j030312b2.gif. Hideo Einaga. 12Mar2003. 11:03:16 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030312z.htm
j030324s2.gif. Cristian Fattinnanzi. 24Mar2003. 20:54 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030324z.htm
j030410d.gif. Teruaki Kumamori. 10Abr2003. 10:34 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030410z.htm
j030417d3.gif. Hideo Einaga. 17Abr2003. 11:28:45 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030417z.htm
j030427c1.gif. Hideo Einaga. 27Abr2003. 09:45:00 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030427z.htm
j030508q.gif. Eric Ng. 08May2003. 12:39:41 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030508z.htm

Los resultados de nuestras mediciones se dan en la siguiente tabla.

Medidas de posición del óvalo blanco WOS BA

Imagen

DJ

Latitud

Longitud (III)

j021016q2.gif

2452563.756

-33.93

135.89

j021025a2.gif

2452573.311

-33.16

132.85

j021102q1.gif

2452580.753

-32.72

134.67

j021107q1.gif

2452585.663

-32.89

139.83

j021112r.gif

2452590.668

-34.39

132.59

j021208q2.gif

2452616.650

-32.82

133.29

j021210p4.gif

2452618.762

-32.51

129.57

j021212p.gif

2452621.257

-33.39

136.25

j021214b6.gif

2452623.302

-32.51

130.40

j021215r2.gif

2452623.684

-32.70

129.51

j021220p.gif

2452628.674

-32.98

131.03

j021227p.gif

2452635.701

-33.11

131.65

j021229a4.gif

2452638.201

-32.88

130.73

j030104q1.gif

2452643.592

-32.86

129.60

j030113e.gif

2452653.106

-32.52

127.08

j030130e.gif

2452670.041

-34.59

123.98

j030216p3.gif

2452686.576

-32.84

127.38

j030312b2.gif

2452710.96

-32.48

122.85

j030324s2.gif

2452723.371

-32.37

124.10

j030410d.gif

2452739.940

-31.51

122.23

j030417d3.gif

2452746.978

-32.96

121.83

j030427c1.gif

2452756.906

-32.15

117.28

j030508q.gif

2452768.028

-31.92

119.57

 

Manchas blancas

A la resolución de las imágenes que mediremos las manchas blancas estas aparecen como se muestra en la Figura 9. Inicialmente seguiremos todas las manchas blancas que aparecen alineadas por encima de la WOS BA en laZona Templada Sur y después seleccionaremos sólo aquellas que tengan una continuidad durante toda la temporada.

image029.jpg (7068 bytes)

image031.jpg (6746 bytes)

Figura 9. Las manchas blancas a distintas resoluciones. Izquierda imagen de H. Einaga, Derecha imagen de T W Leong.

 

j021024c1.gif de Hideo Einaga. 24Oct2002 19:21:55 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021024z.htm
j021031q2.gif. Damian Peach. 31Oct2002 06:23 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021031z.htm
j021102a.gif. Akira Kazemoto. 02Nov2002. 20:32:10 http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021102z.htm
j021106q.gif. Damian Peach. 06Nov2002. 05:52 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021106z.htm
j021108q2.gif. Damian Peach. 07Nov2002 05:33 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021108z.htm
j021110p2.gif. Damian Peach. 10Nov2002. 05:52 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021110z.htm
j021113p4.gif. Clay Sherrod. 13Nov2002. 12:01 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021113z.htm
j021113q1.gif. Damian Peach. 13Nov2002. 05 :52 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021113z.htm
j021115p.gif. Damian Peach. 15Nov2002. 04:11 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021115z.htm
j021119p1.gif. Clay Sherrod. 19Nov2002. 10:18 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021119z.htm
j021121p2.gif. Damian Peach. 21Nov2002. 10:37 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021121z.htm
j021123q1.gif. Ed Grafton. 23Nov2002. 10:40 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021123z.htm
j021123q2.gif. Ed Grafton. 23Nov2002. 12:03 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021123z.htm
j021127q1.gif. Damian Peach. 27Nov2002. 04:23 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021127z.htm
j021128b2.gif. Hideo Einaga. 28Nov2002. 20:37:44 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021128z.htm
j021207p2.gif. Clay Sherrod. 07Dic2002. 11:49 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021207z.htm
j021214p2.gif. Damian Peach. 14Dic2002. 04:18 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021214z.htm
j021215r2.gif. Damian Peach. 15Dic2002 04:25 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021215z.htm
j021219q1.gif. Damian Peach. 19Dic2002. 02:17:47 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021219z.htm
j021219q3.gif. Damian Peach. 19Dic2002. 02:17:47 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021219z.htm
j021220p.gif. Damian Peach. 20Dic2002. 04:10:23 TU http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021220z.htm
j021221p.gif. Damian Peach. 21Dic2002. 03:36:24 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021221z.htm
j021222q.gif. Ed Grafton. 22Dic2002. 09:46 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021222z.htm
j021223a4.gif. Hideo Einaga. 23Dic2002. 17:02:23 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021223z.htm
j021224p1.gif. Damian Peach. 23Dic2002. 01:18:51 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021224z.htm
j021224p2.gif. Damian Peach. 23Dic2002. 01:55 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021224z.htm
j021229b.gif. Akira Kazemoto. 29Dic2002. 19:32:14 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021229z.htm
j021229r.gif. Damian Peach. 29Dic2002. 02:46:04 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j021229z.htm
j030102p2.gif. Damian Peach. 02Ene2003. 03:28 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030102z.htm
j030111q.gif. Erik Ng. 11Ene2003. 16:14 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030110z.htm
j030111q.gif. Erik Ng. 11Ene2003. 17:24 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030110z.htm
j030112r.gif. Damian Peach. 12Ene2003. 02:05 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030112z.htm
j030129p1.gif. Damian Peach. 28Ene2003. 23:58:32 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030129z.htm
j030129p2.gif. Damian Peach. 29Ene2003. 00:56 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030129z.htm
j030216q.gif. Kwok-Chuen Pau. 16Feb2003. 13:45:12 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030216z.htm
j030216r.gif. Tsai Yuan Sheng. 16Feb2003. 15:53 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030216z.htm
j030220q.gif. Cristian Fattinnanzi. 20Feb2003. 22:50 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030220z.htm
j030310t4.gif. Damian Peach. 10Mar2003. 22:20 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030310z.htm
j030310t3.gif. Damian Peach. 10Mar2003. 23:42:05 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030310z.htm
j030312p1.gif. Eric Ng. 12Mar2003. 16:42 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030312z.htm
j030324s1.gif. Cristian Fattinnanzi. 24Mar2003. 18:40 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030324z.htm
j030324r4.gif. Chirstophe Pellier. 24Mar2003. 22:30:30 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030324z.htm
j030324r7.gif. Chirstophe Pellier. 25Mar2003. 00:32:06 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030324z.htm
j030410d.gif. Teruaki Kumamori. 10Abr2003. 10:34 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030410z.htm
j030410f3.gif. Hideo Einaga. 10Abr2003. 20:49:54 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030410z.htm
j030410p1.gif. Tan Wei Leong. 10Abr2003 13:44 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030410z.htm
j030417d3.gif. Hideo Einaga. 17Abr2003. 11:28:45 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030417z.htm
j030417p2.gif. Tan Wei Leong. 17Abr2003. 13:21 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030417z.htm
j030425q.gif. Cristian Fattinnanzi. 25Abr2003 19:32 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030425z.htm
j030427c1.gif. Hideo Einaga. 27Abr2003. 09:45:00 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030427z.htm
j030427p.gif. Eric Ng. 27Abr2003. 11:35 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030427z.htm
j030508q.gif. Eric Ng. 08May2003. 12:39:41 TU. http://www.kk-system.co.jp/Alpo/kk1/j030508z.htm

Los resultados completos de las mediciones se dan aquí (vorticesb.txt).


Resultados de las mediciones

Para la Gran Mancha Roja, la Figura 10 representa cómo varía su longitud (III) en función del tiempo.

GRSDER.gif (3421 bytes)

Figura 10. Deriva de la Gran Mancha Roja durante la presentación 2002-2003.

Los resultados de posición finales son los siguientes:

Deriva: 0.2944± 0.011grados/día
Latitud (pg) media: -23.04± 0.54 S
Velocidad de deriva: -3.92± 0.16m/s

Para el óvalo WOS BA, la Figura 11 representa cómo varía su longitud (III) en función del tiempo. Los resultados finales son los siguientes:

Deriva: -0.0861± 0.021grados/día
Latitud (pg) media: -32.88± 0.69 S
Velocidad de deriva: 1.24± 0.31m/s

DERWOS.gif (3471 bytes)

Figura 11. Deriva del óvalo WOS BA durante la presentación 2002-2003.

Puede comprobarse que debido a la peor visibilidad del óvalo WOS BA, en general las mediciones son de peor calidad.

Las manchas blancas son un asunto algo más complicado pero simplificaremos las cosas. Al realizar las observaciones se han medido todas las manchas blancas situadas en la zona templada sur, y el resultado es el que se muestra en la Figura 12.

A1A2.gif (6121 bytes)

Figura 12. Gráfica de las manchas blancas medidas en la Zona Templada Sur.

Las alineaciones de medidas de posición nos indican claramente que estamos frente a un tren de entre cinco y siete manchas que van derivando progresivamente en longitud (sistema III). De todas formas la interpretación de la gráfica no es trivial. Por una lado en algunas ocasiones, tal vez debido a errores de medida (¿quizás de la hora de alguna imagen?), nos aparecen puntos desalineados, y el seguimiento un poco más detallado sugiere que tal vez haya habido alguna fusión entre manchas. Habría que volver a las imágenes originales y examinarlas con más detenimiento, pero eso aunque es parte del fascinante trabajo de análisis de la evolución morfológica de la atmósfera joviana, queda completamente fuera del objetivo de este ejercicio. Así que lo que haremos será seleccionar dos manchas blancas, las situadas a la cabeza y a la cola del tren, a las que denominaremos A1 y A2 como se indica e la Figura 12, y calcularemos sus velocidades de deriva y latitudes. El resto las ignoraremos a partir de ahora.

No obstante este es el tipo de análisis que suele realizarse, es decir se mide todo aquel detalle susceptible de tener alguna continuidad y luego se procede a su aislamiento e identificación física en las imágenes. Así que la figura 12 queda reducida a la 13, donde se muestran las derivas de las manchas aisladas y al mismo tiempo se identifican en las imágenes. Los datos finales son los siguientes:

Mancha blanca A1:

Deriva: -0.6517± 0.02grados/día
Latitud (pg) media: -41.78± 0.82 S
Velocidad de deriva: 7.02± 0.29m/s

Mancha blanca A2:

Deriva: -0.7273± 0.02grados/día
Latitud (pg) media: -41.49± 0.83 S
Velocidad de deriva: 7.87± 0.29m/s

FIGURA13.gif (3791 bytes)

image041.jpg (6034 bytes)

Figura 13. Arriba, gráfica de deriva de las manchas blancas A1 (línea de puntos inferior) y A2 (línea de puntos superior). Abajo, identificación de A1 y A2 como las manchas de cabeza y cola del tren que puede verse completo en esta imagen de Damián Peach tomada el 10 de marzo de 2003.

 

Interpretación de resultados

1-Las velocidades de deriva y el perfil de vientos.

Si situamos las medidas de latitud y deriva sobre la gráfica del perfil de vientos zonales obtenemos lo que se muestra en la Figura 14.

Figura14.gif (6189 bytes)

Figura 14. Situación en el perfil de vientos zonales de los resultados finales de latitud y velocidad en m/s de la Gran Mancha Roja (punto rojo), el óvalo WOS BA (punto verde), y de las dos manchas blancas A1 y A2 (puntos azules). A la resolución de esta gráfica, los errores en la latitud y la velocidad de deriva son muy inferiores a los tamaños de los puntos representados.

Los resultados son muy buenos ya que podemos situar casi exactamente sobre el perfil de vientos nuestras mediciones para las latitudes de cada detalle. Es decir, comprobar cómo los detalles son impulsados por el fondo de vientos zonales en Júpiter está prácticamente al alcance de cualquiera y es un resultado fundamental dentro de los conocimientos que poseemos sobre la dinámica de la atmósfera joviana. Otra cuestión no resuelta es saber qué es lo que origina esta estructura de vientos.

Por lo que se sabe a partir de multitud de observaciones históricas, el perfil de vientos ha permanecido muy estable a lo largo del tiempo (Júpiter, el señor de los vientos), pero Saturno, por ejemplo, nos sorprendió hace poco con un cambio brusco en la intensidad del gran jet ecuatorial (http://www.ajax.ehu.es/grupo/Nature/Nature.2003.html). No solamente es un ejercicio fascinante saber en qué parte del perfil de vientos zonales se sitúa un detalle, sino también puede haber sorpresas inesperadas en cuanto a cambios en la intensidad de las corrientes en chorro. De todas formas en grandes detalles como la Gran Mancha Roja o incluso las manchas blancas A1 y A2, siempre se observan ligeras discrepancias entre el perfil de vientos zonal y las velocidades de deriva por razones muy variadas que van desde los puros errores de medición (¿dónde se encuentra realmente el centro de una detalle de 10.000km como A1 y A2, y no digamos la GRS o la WOS?), a causas dinámicas mucho más complejas (interacción de un vórtice inmerso en un flujo con cizalla meridional, etc.).


2- ¿Ciclones o anticiclones?

El perfil de vientos zonales nos puede servir también para interpretar la naturaleza de muchos de los detalles que podemos observar en la atmósfera de Júpiter. Si ya hemos leído La Gran Mancha Roja e Historia de los óvalos blancos de la STB (WOS), entonces ya sabemos que la GRS y el WOS BA son gigantescos vórtices anticiclónicos, y que al igual que sucede con los anticiclones en la Tierra estos giran en el sentido de las agujas del reloj en el hemisferio norte y en sentido contrario en el hemisferio sur. Como la GRS y el WOS BA están en el hemisferio sur de Júpiter, giran en sentido contrario al de las agujas del reloj. Pero ¿y las manchas blancas A1 y A2?. Sabemos que generalmente los vórtices anticiclónicos en Júpiter suelen ser blancos (con la excepción de la Gran Mancha Roja) y sus longevidades muy superiores a la de los vórtices ciclónicos. Así que de entrada podemos aventurar que el tren de manchas comprendido entre A1 y A2 deben ser anticiclones, pero, ¿qué otras evidencias podemos aportar?. Aquí es donde el perfil de vientos zonales acude en nuestra ayuda. La Figura 15 nos muestra que los vórtices A1 y A2, por su situación en el perfil de vientos zonales (Figura 14), deberán comportarse como anticiclones. Esta es la misma razón por la que la GRS y el WOS BA deben girar en sentido anticlónico.

Figura15a.gif (23787 bytes)

Figura 15. Supongamos que tenemos una corriente en chorro situada en el hemisferio norte cuyo perfil de velocidades horizontal es el que se muestra en la figura. Si pudiésemos sumergimos dos ruedas de paletas a ambos lados de la corriente en chorro, es inmediato ver que debido a la cizalla del fluido la paleta situada al norte de la velocidad máxima se pondrá a girar espontáneamente en sentido contrario al de las agujas del reloj, mientras que la situada hacia el sur del máximo de velocidad girará en sentido horario. Ambos sentidos de giro son los denominados "ciclónico" y "anticiclónico" respectivamente. En el hemisferio sur la situación se invierte y la paleta que gira en el sentido horario lo hace ciclónicamente y viceversa. En el caso real de un vórtice situado en uno de los lados de una corriente en chorro en Júpiter, al igual que las ruedas de paletas de este ejemplo, deberá comportarse como un ciclón o anticiclón según el lado en que se encuentre, ya que es la única forma posible que tendrá de girar de forma estable.

La Figura 16 nos da la distribución de las principales zonas ciclónicas y anticiclónicas en Júpiter de acuerdo con el perfil de vientos zonales, que como ya se explica en Júpiter, el señor de los vientos, coincide con la distribución de zonas y bandas del planeta.

Figura15b.gif (18049 bytes)

Figura 16.


3-Conjunciones e interacciones entre detalles

Un aspecto realmente interesante de la patrulla planetaria en el caso de Júpiter es seguir las conjunciones entre detalles, y en ocasiones las posibles interacciones entre los mismos. Las conjunciones se producen cuando dos detalles se sitúan en la misma longitud, es decir, pasan por el meridiano central al mismo tiempo. Los cálculos que hemos realizado nos muestran que tanto la GRS, como el WOS BA, como los anticiclones A1 y A2 poseen velocidades de deriva distintas. Eso quiere decir que en algún momento unos detalles pueden "atrapar" a otros y situarse sobre el mismo meridiano central. Si los detalles se encuentran suficientemente próximos en latitud puede incluso producirse una interacción entre ellos, como por ejemplo entre los WOS y la Mancha Roja, o entre la Mancha Roja y el óvalo de larga vida de la STrZ. Representemos en una misma figura las posiciones de los cuatro detalles que hemos medido (ver Figura 17).

FIGURA17.gif (4347 bytes)

Figura 17. Gráfica simultánea de deriva de la Mancha Roja (rojo), el WOS BA (verde), y los óvalos A1 y A2 (azul).

La línea de deriva roja de la Mancha Roja y las azules de los óvalos blancos A1 y A2 muestran que estos se situaron sobre el mismo meridiano durante la aparición. ¿En qué momento?. Vamos a calcularlo.

Para la Mancha Roja, si prescindimos de los cuatro primeros dígitos del día juliano, tenemos que la recta de regresión que determina su posición es:

LGRS(t)=67.65+0.2944t,

donde t es el tiempo en día Juliano. Mientras que para el óvalo A1 la ecuación lineal que determina su posición es:

LA1(t)=648.86-0.6517t.

Es evidente que tanto la Mancha Roja como el óvalo A1 entraron en conjunción cuando LGRS(t)=LA1(t). Si igualamos las ecuaciones de ambas rectas tendremos que la conjunción se produjo para el t=614.32. Es decir, añadiendo las cuatro primeras cifras que faltan al día juliano tenemos que t=2452614.32, que corresponde al día 5 de diciembre de 2002 cerca de las 20 horas. Si queremos saber cuando se produjo la conjunción entre la GRS y A2, efectuando el mismo cálculo obtenemos que ambos detalles se encontraron en el mismo meridiano el día juliano 2452697.44, es decir, hacia la medianoche del 26 de febrero del 2003. Y efectivamente, las imágenes de la Figura 18 confirman nuestros cálculos.

image050.jpg (10967 bytes)

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Figura 18. Izquierda, conjunción entre la GRS y A1 (imagen de Clay Sherrod tomada el 7 de diciembre de 2002). Derecha. Conjunción entre la GRS y A2 (imagen de Tsai Yuan Sheng tomada el 26 de febrero de 2003).

Aunque debemos extrapolar en el tiempo y ello es causa de error debido a las irregularidades en los movimientos de cualquier detalle, también podemos intentar predecir fenómenos más importantes como por ejemplo la conjunción de la GRS con WOS BA. Para ambos detalles las ecuaciones de las rectas que determinan su posición son:

LGRS(t)=67.65+0.2944t

y

LWOSBA(t)=185.058-0.0861t .

Para tener en cuenta que la GRS al pasar de los 360º de longitud en el sistema III, su longitud debe volver a cero, restaremos 360º a la ecuación que nos da su posición. De lo contrario encontraríamos que matemáticamente las rectas de deriva de la GRS y la WOS no se cruzarían nunca en el futuro, lo cual sabemos que es falso ya que ambos detalles se mueven sobre círculos de latitud cerrados.

Al hacer LGRS(t)-360= LWOSBA(t) encontramos que t=1254.69, es decir, que el día juliano del encuentro será el 2453254.69, que corresponde al 6 de septiembre del 2004. Mala fecha ya que Júpiter se encontrará en conjunción con el Sol y será invisible.

Notas finales y agradecimientos

Un programa excelente que calcula posiciones, efemérides, determina y dibuja rectas de deriva de forma automática de detalles de la atmósfera de Júpiter, etc, junto con una extensísima base de datos de mediciones es JUPOS.

El banner de esta sección pudo confeccionarse gracias a la textura de Júpiter elaborada por Björn Jónsson a partir de imágenes tomadas por la sonda Voyager 2.

 

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