EL PERFIL DE VIENTOS ZONALES

Históricamente las observaciones de detalles nubosos de la atmósfera del planeta gigante han mostrado que las velocidades a las que se mueven estos parecían seguir una pauta determinada, hasta el punto que se identificaron lo que se denominaron "corrientes", que indicaban que todos los detalles que aparecían a latitudes específicas se movían a unas velocidades características. Por ejemplo, son clásicos los estudios de las erupciones de la NTB, en las que tanto el material blanco convectivo como los detalles oscuros que después se formaban en su lado sur se movían con grandes velocidades de deriva, a veces las mayores medidas en todo el planeta. También son conocidas las observaciones de las erupciones de la SEB, en la que dispersión del material convectivo sigue una distribución fuertemente dependiente de la latitud.

La razón de tales comportamientos aunque sospechado, no se desveló completamente hasta que las imágenes de alta resolución enviadas por las sondas Voyager permitieron determinar que la estructura de bandas y zonas era en realidad el resultado de una circulación global, y que dicha estructura marcaban la situación de corrientes en chorro. De hecho, las bandas y zonas del planeta están limitadas por corrientes en chorro de vientos que llegan a alcanzar los 160m/s, es decir, casi la mitad de la velocidad del sonido en la atmósfera de la Tierra, cuyos sentidos de circulación se alternan en las direcciones este y oeste y que se colocan paralelas al ecuador.
 

 

Esta gráfica representa la velocidad del viento medido sobre el techo de nubes del planeta en función de la latitud, obtenido a partir de imágenes de Júpiter tomadas por el Voyager 2 utilizando un filtro violeta. A dicha distribución de velocidades se le denomina el perfil de vientos zonales.   
 

Los valores de este perfil de vientos entre las latitudes planetográficas de -51º y +51º obtenidas por Limaye (ICARUS 65, 1986), pueden encontrarse aquí.

 

En esta figura se representa como las bandas y las zonas quedan confinadas entre las corrientes en chorro de Júpiter. En los límites de algunas bandas, la velocidad del viento cambia muy rápidamente con la latitud provocando una fuerte cizalladura y creando grandes zonas turbulentas donde la fuerza de Coriolis puede propiciar la aparición de vórtices y óvalos. 

 

Planisferio del planeta Júpiter según imágenes del telescopio espacial Hubble tomadas el 5 de octubre de 1995 en la banda de 430nm, y procesadas mediante el programa LAIA. Se ha superpuesto el perfil de vientos obtenido a partir de imágenes del Voyager 2, para mostrar la correspondencia entre la posición de las corrientes en chorro y la de las bandas y zonas del planeta.

 

Después de los resultados obtenidos a partir de la información enviada por las sondas Voyager, se sigue estudiando el perfil de vientos según la información que va suministrando el Telescopio Espacial Hubble y la sonda Galileo, ya que son necesarias imágenes de alta resolución para poder trazarlo. Por el seguimiento de detalles en Júpiter que históricamente se ha efectuado desde la Tierra antes de la llegada de las sondas Voyager a Júpiter (el 5 de marzo de 1979 el Voyager 1, y el 9 de julio del mismo año el Voyager 2), y por los resultados que se van obteniendo después, parece bien aceptado por los estudiosos del planeta que la situación de los jets y la forma general del perfil de vientos zonales se ha mantenido constante desde que se estudia el planeta, es decir, que nos encontramos frente a un fenómeno muy estable capaz de perdurar durante mucho tiempo, por lo que cualquier teoría debería dar cuenta de dicho comportamiento. Tal vez uno de los campos de investigación actuales más activos en lo referente a Júpiter es el intento de comprobación de esta teoría, y la detección de posibles alteraciones de la intensidad de los diferentes jets.

La explicación de por qué Júpiter presenta este perfil de vientos constituye todo un desafío para las ciencias teóricas planetarias, ya que no solamente debe explicarse por qué existe una distribución zonal de vientos, sino también por qué presenta el aspecto observado. Por ejemplo, con sólo examinarlo podemos darnos cuenta de que casi todas las corrientes en chorro intensas se encuentran confinadas en una zona más o menos estrecha alrededor del ecuador, y de que también existe una fuerte asimetría norte-sur en cuanto a la distribución y las intensidades de los distintos "jets", asimetría que todavía aguarda una explicación.

 


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