COMPOSICIÓN QUÍMICA

La composición química de Júpiter presenta una gran semejanza con la solar, es decir constituida mayoritariamente por hidrógeno y helio, lo que supone que ésta, en definitiva, debe ser bastante parecida a la de la nebulosa primitiva que dio origen al Sistema Solar, aunque con algunas peculiaridades.

El que los elementos predominantes en la composición química del planeta sean el hidrógeno y el helio queda justificado por la baja densidad media del planeta, de tan sólo 1,33 gramos por centímetro cúbico. Con este valor tan bajo es imposible que la mayor parte de la masa del planeta esté compuesta de elementos más pesados como por ejemplo ocurre con la Tierra, cuya densidad media es de 5,52 g por centímetro cúbico. El hecho de que Júpiter esté compuesto principalmente por estos dos gases ligeros implica que el planeta es básicamente fluido, es decir formado por un vasto océano de hidrógeno y helio. Por tanto Júpiter no posee una corteza sólida que pueda ser visitada y en el futuro lejano, en todo caso deberemos contentarnos con aterrizar sobre la superficie de sus principales lunas pero nunca visitar Júpiter. Como se ve más adelante en el texto, la naturaleza fluida del planeta debe determinar en una gran medida la dinámica del techo de nubes observable.

Las primeras sustancias en ser detectadas en Júpiter, necesariamente utilizando técnicas espectroscópicas, fueron el metano y el amoniaco. El espectro de la luz solar reflejada por la atmósfera de Júpiter reveló la presencia de bandas de absorción por estas dos moléculas, y sólo fue hasta 30 años más tarde que se pudo detectar la presencia de hidrógeno. Todos los cálculos realizados a partir de observaciones efectuadas desde la Tierra apuntaron a que el constituyente principal debería ser el hidrógeno.
 

Imagen de un espectro primitivo de Júpiter. Las flechas marcan la posición de bandas  de absorción de metano y amoniaco.

 

 

Aunque el hidrógeno es casi 1.000 veces más abundante que el metano, este último presenta una banda de absorción tan intensa en el infrarrojo cercano a 889nm, que a esa longitud de onda la atmósfera de Júpiter es muy opaca a la radiación solar, y sólo las nubes más altas son capaces de reflejar la luz incidente. Por esa razón, es muy frecuente el uso de filtros centrados en la banda de 889nm para estudiar el planeta, ya que pueden dar una cierta idea del nivel al que se encuentran situadas las  distintas formaciones nubosas.

 

Imagen de la misma región de Júpiter tomada por el Telescopio Espacial Hubble el 17 de julio de 1994 en luz azul (izquierda, 430nm), y metano (derecha, 889nm), poniendo de manifiesto la diferencia de aspecto que presenta el planeta. En primer lugar, la Gran Mancha Roja aparece brillante en metano, ya que se considera que el techo de nubes de esta formación se encuentra a una altitud superior al resto de las nubes. Por otra parte, pueden apreciarse dos impactos de fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 en la parte superior derecha del disco. Mientras que en azul aparecen negros, en metano se muestran brillantes, ya que se trata de aerosoles dispersos en la estratosfera de Júpiter por encima del techo de nubes. Por tanto pueden reflejar eficazmente la radiación solar antes de que esta sea absorbida por el propio metano. Es interesante comparar ambas imágenes, y establecer una correspondencia entre los detalles.

 

 

 

Puesto que para medir la composición de la atmósfera de Júpiter con precisión debería hacerse un análisis químico in situ, esto no ha sido posible hasta que el 7 de diciembre de 1995 la sonda atmosférica de la misión Galileo penetró en la capa nubosa joviana. Los resultados de los instrumentos NMS (espectrómetro de masas) y HAD (detector de abundancia de Helio), dictaminaron que las abundancias de hidrógeno y de helio en la atmósfera joviana son similares a las solares. El diagrama circular muestra la proporción de ambos elementos según el número de átomos. También se encontró una cantidad de átomos de carbono casi tres veces superior a la abundancia solar. Toda esta información puede estar indicando por un lado cuál fue la composición primitiva a partir de la cual se condensó el Sistema Solar. En efecto, el potente campo gravitatorio de Júpiter ha sido capaz de retener todos los gases ligeros que formaban la antigua nebulosa, gases que han escapado al espacio en otros planetas más pequeños como la Tierra. Por otro, la sobreabundancia de carbono y otros elementos más pesados refuerzan la teoría de la acreción de planetésimos. Ya que tal exceso puede muy bien explicarse a partir de las contribuciones producidas por cometas y asteroides que bombardearon Júpiter, sobre todo al principio de la historia del Sistema Solar.  

Aunque la cantidad de azufre encontrada fue abundante, no así ocurrió con el oxígeno, que se esperaba detectar en una cierta cantidad combinado con hidrógeno formando  vapor de agua. Aunque el agua se ha detectado espectroscópicamente desde la Tierra, parece ser que la región en la que se precipitó la sonda atmosférica era muy seca, y por tanto todavía persiste la duda de si realmente la atmósfera del planeta es seca o bien si se penetró en una zona no representativa de la cantidad de agua en planeta.

 

 

Lugar de entrada de la sonda atmosférica de la misión Galileo en la atmósfera de Júpiter. La zona, indicada con una flecha, se trata de una región prácticamente sin nubes y que en esta imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble aparece con tonalidades azules oscuras. El color azul y oscuro se debe posiblemente a que estemos viendo el interior de la atmósfera del planeta.

 


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