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MEDIDA E IDENTIFICACION DE LOS DETALLES

Se denomina sistema a cada uno de los períodos de rotación de referencia que se han adoptado para Júpiter: debido a la naturaleza nubosa de la atmósfera del planeta, ningún detalle o formación posee un período de rotación constante que sirva de referencia para un meridiano 0 arbitrario, por lo que han sido adoptados dos Sistemas de rotación "visuales", denominados Sistema I y Sistema II y un tercero o Sistema III, que se aplica a las ondas de radio decamétricas o como referencia del movimiento de los detalles en ms-1, ya que se considera que debe ser muy cercano o igual al del interior de Júpiter (Riddle y Warwick, 1976). El Sistema I posee un período de 9h 50m 30.003s (rotación de 877°90/día) y se aplica a los detalles de la Zona Ecuatorial, comprendiendo también las dos bandas contiguas a ésta, la NEBs y la SEBn y los detalles de la NTBs. El Sistema II con un período de 9h 55m 40.632s (rotación de 870°27/día) se aplica al resto del planeta, desde la NPR hasta el borde Norte de la NEBs y de la SPR hasta el borde Sur de la SEBn. El Sistema III posee un período de 9h 55m 29.711s ±0.04s. Por tanto las mediciones de longitud de los detalles oscuros de la NTBs se efectuaron en el sistema I.

Puesto que los vórtices se encuentran casi en el punto más rápido del jet a 24ºN, presentan una velocidad de deriva considerable de unos –2º por día superior a la del SI, por lo que la representación directa en la forma (longitud SI, tiempo) no suministra información por la gran pendiente de las rectas de deriva. Hay que pensar que estas manchas efectúan aproximadamente unas dos vueltas al planeta (respecto del SI), en el intervalo de tiempo que separan dos oposiciones, y que por tanto cualquier comportamiento que tuviesen durante el período de estudio es absolutamente indetectable.

Lo más adecuado es utilizar un sistema especial, que denominaremos SE, que gire a la velocidad media de las manchas. En dicho SE los detalles serán prácticamente estacionarios y por tanto posible efectuar la identificación tanto de la continuidad como de otros comportamientos.

Figura 5. Mediciones de longitud l0 y l1 de un mismo detalle efectuadas en dos instantes de tiempo diferentes t0 y t1 y en un sistema genérico SG, como por ejemplo puedan ser los sistemas I, II o III. Los puntos cardinales ponen de manifiesto que la imagen está invertida e indican la orientación del disco del planeta.

Tal y como se indica en la Figura 5, supóngase que en t0 se mide una longitud l0, y en t1 una longitud l1 para una misma estructura nubosa en un sistema genérico SG. La diferencia de las longitudes medidas la denominaremos Dl = l1 – l0. La deriva del detalle en grados por unidad de tiempo se denominará w y será (si t1 y t0 están dados en días como es más habitual, la unidad de tiempo será el día):

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En lugar de dar la posición en el sistema SG, podemos utilizar un sistema especial SE en el que los detalles permanezcan estacionarios. Para ello utilizaremos la transformación:

 

(1)

En este caso puede comprobarse que el detalle permanece estacionario, ya que para t = t0, se tiene que SE = SG = l0, y para t = t1, SG = l1 y nuevamente SE = l0. Por otro lado, al hacer SG = l0 para t = t0 se hacen coincidir ambos sistemas, SE y SG para ese instante de tiempo.

Puesto que las formaciones oscuras de la NTBs tienen en promedio una velocidad de deriva próxima a –1.96ºd-1 respecto del SI, se obtiene la gráfica de la gráfica de la Figura 6, en las que las posiciones de los detalles aparecen prácticamente estacionarias. En la Figura 7 se da la identificación de los detalles, en donde se ha procedido a identificar solamente aquellos casos más claros asignando a cada uno de ellos un número. En la Figura 8 se representa una proyección cilíndrica de la región de la NTBs a partir de imágenes del Hubble Space Telescope donde se identifican los vórtices de acuerdo con la denominación de la Figura 7.

El primer resultado inmediato es la existencia de una continuidad para todas las manchas oscuras en el período de cuatro años comprendido desde 1995 a 1998, y tal vez la continuidad de algunos de los detalles pueda prolongarse incluso hasta 1994. Debido a lo fragmentarias que son las observaciones en el período que va de 1993 a 1994, no es posible prolongar la vida de ningún detalle desde 1991 a 1998 de forma fiable, pero es muy probable que alguno de los vórtices haya sobrevivido durante todo ese tiempo. En cualquier caso el período de 1995 a 1998 ya representa un récord de longevidad para cualquier estructura observada en esta zona del planeta.

Figura 6. Gráfica de derivas de los detalles oscuros de la NTBs representados según un sistema especial con una deriva diaria de –1º.96d-1 respecto del SI. Los puntos negros representan las mediciones realizadas sobre imágenes del planeta tomadas desde tierra, mientras que los puntos rojos son las mediciones efectuadas sobre imágenes tomadas por el HST.

 

Para cada uno de estos objetos, la Tabla 2 da una lista de las magnitudes dinámicas de interés. Las latitudes planetográficas están calculadas a partir del promedio de las mediciones de latitud obtenidas a partir de imágenes del HST. Puesto que las manchas no poseen una velocidad de deriva constante, como se desprende de sus trayectorias curvadas en la gráfica de derivas, también se han incluido estimaciones de las fluctuaciones máximas u’ de velocidad zonal sobre los detalles 1, 2, 3, 4, 5, 6 y 7, que son los que pueden seguirse durante más tiempo, suponiendo que la latitud de las manchas se ha mantenido constante, hipótesis esta última, que como se verá más adelante al obtener el perfil de velocidades zonales, puede considerarse aceptable. Por supuesto la estimación de la vida en días es una cota inferior, ya que por un lado la falta de mediciones impiden establecer si alguno de estos detalles se sobrevivió desde 1991 hasta 1998, y por otro no sabemos si al final de la presentación 1998-1999 los detalles desaparecieron o si todavía continúan presentes en la NTBs.

Figura 7. Identificación de los detalles representados en la Figura 6.

 

Detalle

Vida mínima (en días)

Latitud media

wI (grados·d-1)

wIII (grados·d-1)

<u>

u’

1

1682

23.20 ±0.31

-2.00

-9.36

123.20 ±0.29

2.39

2

1295

23.25 ±0.34

-1.99

-9.35

123.95 ±0.32

0.64

3

1404

23.30 ±0.26

-2.00

-9.36

124.03 ±0.26

1.32

4

1371

23.32 ±0.44

-1.97

-9.30

123.62 ±0.42

0.74

5

1698

23.27 ±0.37

-1.98

-9.34

123.80 ±0.35

1.45

6

1626

23.11 ±0.26

-2.00

-9.36

124.21 ±0.25

1.06

7

1603

23.18 ±0.25

-1.98

-9.39

124.50 ±0.22

1.30

8

-

23.37 ±0.60

-2.03

-9.37

124.30 ±0.58

-

9

-

23.53 ±0.62

-1.98

-9.32

123.60 ±0.60

-

10

-

23.51 ±0.53

-2.13

-9.47

125.60 ±0.52

-

11

-

23.42 ±0.53

-1.86

-9.22

122.10 ±0.50

-

Tabla 2. Características dinámicas de las manchas oscuras de la NTBs según la identificación de la Figura 7. La vida en días sólo se da para aquellos detalles cuya continuidad e individualidad están bien establecidas. La latitud media planetográfica está basada en imágenes tomadas por el HST para los detalles del 1 al 7, y en imágenes tomadas desde tierra para el resto. wI es la deriva media en grados por día respecto al SI tras efectuar un ajuste por mínimos cuadrados. wIII es la deriva media respecto del SIII. La conversión de wI a wIII se efectuó teniendo en cuenta que el SI se adelanta –7.36 grados por día respecto del SIII. La velocidad zonal media <u> está basada en la latitud media y en wI, y el error probable viene dado por la incertidumbre en la medida de la latitud. u’ representa las variaciones de velocidad zonal máximas (+/-u’), ver el texto para detalles de su cálculo. Tanto <u> como u’ vienen dados en ms-1.

 

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Figura 8. Proyección cilíndrica de la región de la NTB montada a partir de imágenes tomadas por la cámara WFPC2 del Hubble Space Telescope en luz azul (filtro 410N, longitud de onda efectiva de 410-nm) el 14 de mayo de 1996. Las flechas señalan a los vórtices que se aprecian como manchas oscuras sobre el límite sur de la NTB según la nomenclatura introducida en la Figura 7. La latitud planetográfica se representa según el Sistema III.

 

RESULTADOS PRELIMINARES

Un resultado con consecuencias importantes de la Tabla 2, es el hecho de que todos los detalles más longevos se sitúan prácticamente a una misma latitud entre 23º2N y 23º3N con una dispersión por debajo de 0º1, muy inferior a los errores de medidas individuales. También las velocidades de deriva son muy semejantes (prácticamente idénticas), lo que es perfectamente coherente con el hecho de que los detalles se encuentren todos a una misma latitud.

La Figura 6 también puede utilizarse como una herramienta para sondear el comportamiento del jet, ya que las manchas oscuras se sitúan en longitudes que efectúan un muestreo de prácticamente toda la circunferencia. Estas se mueven muy aproximadamente en fase, es decir, a la misma velocidad. Dicho comportamiento indica que a esa latitud los vientos zonales son prácticamente independientes de la longitud. Si la velocidad zonal no lo fuese, entonces los detalles presentarían movimientos de deriva distintos para distintas longitudes, que no es lo que se observa. Este comportamiento, sin embargo, no clarifica el problema de sí en general el régimen de vientos zonales para todo el planeta es independiente de la longitud. Simon y Beebe (1996) indican que sus mediciones de los vientos zonales sobre imágenes de los Voyager 1 y 2 no evidencian variaciones con la longitud, mientras que Limaye (1986) y Magalhaes y col. (1990), tras analizar el mismo conjunto de datos, sugieren que si existen variaciones del perfil con la longitud. Lo único que puede afirmarse con seguridad en este caso es que en el entorno sur del máximo de la corriente en chorro a 24ºN, los vientos zonales se mantienen constantes con la longitud dentro de un margen de unos 2ms-1.

El hecho de que todos los detalles se aceleren a partir del final de la presentación de 1996, sugiere que el régimen de velocidades zonales también se incrementa a partir de esa fecha, y que por tanto se está presenciando una posible alteración del pico del jet. Por supuesto, el máximo a 24ºN debe haberse mantenido a velocidad prácticamente constante durante todo el período de observación. Del incremento de velocidad de deriva se deduce sin embargo que la velocidad zonal u se sitúa por debajo de 130 ms-1, al contrario de lo afirmado por Simon (1999), quien asegura que en julio de 1998, el seguimiento de trazadores a 953nm medidos en imágenes del HST, arrojan valores de 180 ms-1 para el máximo del jet. La falta de acceso a las imágenes del HST, todavía bajo el período de moratoria de un año, ha impedido confirmarlo directamente, pero una u de 180 ms-1 representa una velocidad de deriva de ~ -6º d-1, valor muy por debajo del observado para todos los detalles hasta diciembre de 1998.

La medida de los vientos zonales confirmará que los vórtices se mueven arrastrados por el flujo circundante, aunque dichas velocidades son sensiblemente inferiores a las medidas a partir de los datos suministrados por los Voyager 1 y 2 en 1979. Aunque estos detalles son pequeños, conviene recordar que para vórtices más grandes, como la GRS y las WOS, la discrepancia entre sus velocidades de deriva y la de los vientos zonales en los que se encuentran pueden ser debidas a diversas causas (Sanchez-Lavega, comunicación privada): 1) El óvalo se mueve no a la latitud de su centroide geométrico sino a la de otro punto. 2) Los óvalos tienen una componente de movimiento propio, de origen desconocido, respecto del flujo medio circundante de forma que no actúa como trazadores pasivos del fluido. 3) Los óvalos tienen masa suficiente, una vez formados, como para ser arrastrados más lentamente que otras nubes pequeñas que se suponen trazan el flujo zonal. 4) Se mueven como una onda con velocidad de fase c = u(flujo medio) - u(observada) = <u> - uobservado.

 

LOS VORTICES A ALTA RESOLUCION. MORFOLOGIA