foed_transparent2.gif (1727 bytes)

La circulació atmosfèrica de Júpiter

gea_transp.gif (1589 bytes)
trans.gif (43 bytes)
trans.gif (43 bytes)
blank.gif (49 bytes)
 

blank.gif (49 bytes) 

 

int1.gif (841 bytes)

int2.gif (841 bytes) blank.gif (49 bytes)
blank.gif (49 bytes)

 titol.jpg (16482 bytes)

L'Equip d'Atmosferes Planetàries del departament de Física Aplicada de la Universitat del País Basc i l'Observatori Esteve Duran, han realitzat recentment un estudi de la circulació global de l'alta troposfera de Júpiter a partir d'imatges d'arxiu del Telescopi Espacial Hubble (HST). La resolució de les millors imatges preses pel Telescopi Espacial és comparable a la resolució mitjana de les imatges obtingudes gairebé 20 anys abans per les sondes Voyager 1 i 2. Els resultats indiquen que la circulació global s'ha mantingut constant en termes generals , encara que s'han detectat alguns canvis en el règim dominant de vents jovians. Mirem enrere en la història, i procedim a descriure una mica un dels principals fenòmens del Sistema Solar.

 

Una mirada endarrera en la història

Es diu que William Herschel entre 1777 i 1778, observant alguns detalls foscos sobre Júpiter va intentar determinar el període de rotació del planeta amb exactitud per a estudiar la rotació de la pròpia Terra, tasca que va abandonar al comprovar que detalls situats a distintes latituds donaven períodes de rotació diferents. A finals del segle XIX i començaments del XX, l'observació visual sistemàtica ja havia estat capaç de determinar que els detalls que apareixien a certes latituds es movien amb velocitats de rotació molt específiques i lleugerament distintes entre si. És el que els primers observadors del planeta van batejar com a "corrents".

Aquestes observacions van donar origen al 1892 als populars sistemes I i II de Júpiter. Globalment es va trobar que les "taques" situades prop de l'equador es mouen més ràpidament, és a dir, amb un període de rotació més curt, que les situades a altres latituds (Figura 1). En concret, el anomenat sistema I, obtingut a partir del mitjana de les velocitats de rotació de detalls a la zona equatorial del planeta es va establir en 9h 50m i 30.0s. Mentre que el sistema II, basat en el període de rotació de la Gran Taca Roja i molt pròxim als períodes de rotació de les formacions situades en la resta del planeta, es va fixar en 9h 55m i 40.6s.

En realitat, i com ja veurem més endavant, la velocitat a què es mou una formació ennuvolada depèn de la latitud i en general no és la mateixa per a núvols situats a diferents latituds. És a dir, que de forma quasi invariable el període de rotació d'un detall particular diferirà en major o menor grau dels clàssics sistemes I i II. Aquí l'observador pacient del planeta trobarà com uns detalls avancen a altres en una dansa fascinant per causa de la diferència de velocitats de rotació (Figura 2).

 

 

Figura 1. Els sistemes clàssics de Júpiter utilitzats històricament pels observadors del planeta. El sistema I, amb un període de rotació de 9h 50m 30.0s es reserva per a la zona equatorial del planeta, tal com es mostra en groc, mentre que el sistema II en blau, amb 9h 55m 40.6s, s'aplica a la resta del globus. Gràfic OED, Imatge Júpiter NASA.

Aquesta diversitat de velocitats de rotació va donar peu, al principi dels estudis de Júpiter, a una infinitat de teories més o menys pintoresques sobre la naturalesa física del planeta. Encara que l'autèntica identitat (que no les causes), dels anomenats corrents no va ser desvelada fins als sobrevols de Júpiter per les naus Voyager 1 i 2 el 1979.

Pel que sabem avui en dia, Júpiter ha de ser un planeta fluid i sense escorça sòlida com la de la Terra. Si poguéssim viatjar a Júpiter en una nau capaç de suportar gegantines pressions, comprovaríem que en realitat el més gran dels planetes és el més paregut que hi ha a un abisme insondable, compost en les seves capes més externes d'una gruixuda atmosfera i un immens oceà d'hidrogen molecular per sota d'aquesta.

La naturalesa fluida del planeta és la principal responsable de que tota l'atmosfera no giri a la mateixa velocitat. Ja que en definitiva, encara que basada en lògiques raons d'índole pràctic, l'elecció dels sistemes I i II és arbitrària, els especialistes en planetologia prefereixen treballar en el denominat sistema III. Júpiter posseeix un enorme camp magnètic, el més intens del Sistema Solar, que a través de les seves interaccions amb vent solar i el seu satèl·lit Ió es manifesta com a un potent emissor d'ones de ràdio. El camp magnètic gira amb el planeta i amb ell les emissions de ràdio. El sistema III coincideix precisament amb el període de rotació del camp magnètic jovià. Ja que el camp magnètic ha d'estar arrelat en l'interior del planeta, se suposa que el període de rotació donat pel sistema III ha de representar l'autèntic període de revolució de Júpiter. Amb un valor de 9h 55m i 29.7s aquest difereix molt poc del sistema II.

Figura 2. Seqüència d'imatges de Júpiter obtingudes per Isao Miyazaki des del Japó entre 1996 i 1997 amb un telescopi de 40cm. La fletxa marca la posició d'un vòrtex i la seva interacció amb la gran Taca Roja deguda a la diferència de velocitats de rotació entre ambdós. Imatges I. Miyazaki.

dreta.gif (1406 bytes)

int3.gif (838 bytes) int4.gif (841 bytes)
menuplanet.gif (2141 bytes) inicial.gif (2093 bytes) continua.gif (1784 bytes)
trans.gif (43 bytes)

Grup d'Estudis Astronòmics      

trans.gif (43 bytes)
blank.gif (49 bytes)