TEORIAS

Hasta ahora son dos las teoría que compiten para explicar la circulación observada en Júpiter. Por un lado está el modelo de Gareth P. Williams, y por otro el de los cilindros coaxiales de F. H. Busse. Williams intentó simular la circulación atmosférica de Júpiter utilizando un modelo por ordenador. Para ello supuso que la atmósfera de Júpiter es delgada y fluida, con un grosor muy inferior al radio del planeta. También redujo drásticamente los parámetros de disipación respecto de los modelos terrestres, es decir, supuso que la disipación térmica era baja así como la mecánica. Esta última está completamente justificada si aceptamos que el planeta no posee una corteza sólida. Williams ignoró las fuentes de calor internas, que como ya sabemos son al menos tan importantes como el calor que recibe del Sol, por lo que postuló la existencia de un gradiente de temperatura desde el ecuador hasta los polos, gradiente de temperatura que sabemos que en realidad es pequeño debido a las fuentes internas de calor. Y por supuesto, impuso los 

parámetros de rotación y radio de Júpiter. El resultado es el que se muestra en esta figura, donde aparece que la rápida rotación crea una circulación y una estructura de bandas semejante a la observada, pese a lo erróneas que puedan parecer algunas de las suposiciones realizadas. En la simulación de Williams aparecen la estructura de bandas y un perfil de vientos, aunque esta es incapaz de explicar por qué la distribución zonal de velocidades es asimétrica.

Otro de los modelos más aceptados es el de los cilindros de Busse. Busse descubrió que en un fluido en rotación los movimientos de convección se estructuran formando columnas también en rotación. Dichas columnas ofrecen resistencia a cambiar su longitud a lo largo de su eje. Como resultado, si el recipiente que contiene el fluido tiene forma esférica, cada columna una vez constituida debe permanecer a una distancia más o menos fija del eje de rotación. La presencia de tales columnas se manifiesta en la superficie cómo una distribución de corrientes que se mantiene originando posiblemente corrientes en chorro como las observadas.

Este modelo tiene la ventaja de que explica por qué el perfil de vientos zonales de Júpiter es tan estable, ya que la inercia de tales cilindros sería inmensa. Sin embargo, este modelo está construido sobre la base de que el fluido en rotación posee una densidad constante y baja viscosidad. Como sabemos, la densidad del océano de hidrógeno molecular crece continuamente hacia profundidades crecientes, y sería necesario comprobar si en tal situación también se mantiene la integridad de los cilindros. Por último, el modelo de Busse tampoco sabe predecir las asimetrías del perfil, y debe también tener en cuenta el interior de hidrógeno metálico que limita la extensión de los cilindros. Esta limitación impide la existencia de corrientes en chorro por encima de unos 40º a 45º de latitud, cuando en realidad el perfil se extiende hasta donde se han efectuado mediciones, que son 60º de latitud norte y sur.
 

Dos gráficos de Bill O'Neil (NASA Ames Research Center) mostrando algunos de los experimentos de la sonda atmosférica de la misión Galileo.

 
 Uno de los experimentos más importantes de la sonda atmosférica de la misión Galileo fue la de medir la velocidad del viento a medida que descendía en la atmósfera. El resultado obtenido fue que la intensidad del viento crece con la profundidad en la atmósfera. Este resultado por si solo no sirve para desechar a aceptar ninguna de las dos teorías, ya que todavía se ha explorado a poca profundidad la atmósfera de Júpiter.