Júpiter, el señor de los vientos - II

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La misión Voyager

La base de los conocimientos que tenemos de los planetas gigantes se debe a los datos aportados por las naves Voyager 1 y 2 (Figura 3). Los dos robots fueron lanzados en 1977, y en “tan sólo” doce años visitaron Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. El primer planeta en 1979 y el último en 1989. Semejante viaje pudo programarse en tan corto espacio de tiempo gracias a una configuración planetaria que sólo se repite una vez cada 180 años.

Figura 3. Imagen de una de las sondas Voyager lanzadas en 1977. En 1979 alcanzaron su mínima distancia a Júpiter y todavía hoy en día continúan enviando información desde más allá de la órbita de Plutón. Foto NASA.

Los Voyager 1 y 2 aprovecharon los intensos campos gravitatorios de los planetas gigantes para impulsarse e ir saltando cada vez con mayor velocidad de uno a otro. Esta estrategia de navegación interplanetaria sólo es posible si los planetas se encuentran dispuestos en sus órbitas de manera especial (Figura 4). Por ejemplo el Voyager 2, a medida que se acercó a Júpiter fue ganando velocidad acelerado por el campo gravitatorio joviano. Este efecto, denominado de “honda gravitatoria” impulsó la nave hacia el exterior de Júpiter a mayor velocidad. Si las personas encargadas de la misión no hubiesen tenido en cuenta nada más, la sonda simplemente hubiese sido expulsada hacia el exterior del sistema planetario sin más, pero el vuelo sobre Júpiter se planificó de tal manera que cuando cruzó la órbita de Saturno, el planeta de los anillos se encontraba allí esperándolo…, para lanzarlo después sobre Urano.

Figura 4. La especial configuración de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno permitió a los Voyager “saltar” de un planeta al siguiente sin la necesidad de un sistema de propulsión excesivamente grande.  El sobrevuelo sobre cada planeta permite acelerar la nave y modificar su trayectoria en dirección hacia el siguiente mundo. Utilizando esta técnica de navegación, un viaje “convencional” a Neptuno ve reducido su tiempo de crucero de 30 años a tan sólo 12. Foto FOED, NASA

Tras los encuentros de las sondas Voyager 1 y 2 con Júpiter pudo medirse por primera vez con precisión la estructura de la circulación global del planeta gigante a la altura del techo de nubes, es decir, de las nubes visibles desde el espacio. Cuando hablamos de circulación global nos referimos simplemente a la distribución, a escala planetaria, de los vientos atmosféricos.

Como no podemos medir directamente la velocidad de los vientos de Júpiter “in situ”, por que no tenemos estaciones meteorológicas en el planeta, la única opción es seguir pequeños detalles nubosos denominados trazadores, y calcular sus desplazamientos. Los Voyager confirmaron las sospechas basadas en un siglo de observaciones telescópicas, y por fin se pudo determinar que la circulación global de Júpiter viene dominada por una distribución de corrientes en chorro zonales, es decir paralelas al ecuador, que de forma alternada se dirigen hacia el este y el oeste (Figura 5).

Figura 5. Distribución de los vientos zonales medidos a partir de los datos envíados por la sonda Voyager 2 en 1979. Puede observarse que estos consisten en una alternancia de corrientes en chorro dirigidas al este (picos con velocidades positivas), y hacia el oeste (picos con velocidades negativas). Gráfico FOED.

Las observaciones históricas sugieren que dichas corrientes en chorro se han mantenido extraordinariamente estables en el tiempo. Mientras que los vientos zonales son fáciles de medir y presentan un orden de magnitud medio de 30m/s, con máximos de velocidad en torno a los 180m/s (180m/s corresponde a una velocidad de 650km/h, un auténtico huracán), los vientos meridionales, es decir, los que circulan de norte a sur en el sentido de los meridianos, son en cambio tremendamente débiles y difíciles de medir, con intensidades que no superan 2m/s (7km/h). Consecuentemente la circulación global viene dominada por los vientos zonales. Estos son también una pieza clave para entender la estructura de bandas tan característica del planeta. Pero antes de explicar cuál es la relación existente entre los vientos zonales y las bandas, introduzcamos el concepto de equilibrio geostrófico.

 

Equilibrio geostrófico

Las propiedades de los fluidos en rotación son fascinantes, y ciertamente la atmósfera de un planeta (y sus océanos), son fluidos en rotación. En ausencia de rotación cualquier fluido tiende de forma natural a equilibrar las diferencias de presión moviéndose desde las regiones de presión más elevada hacia aquellas donde es más baja. Es un fenómeno que la experiencia cotidiana se ha encargado de transformar en sentido común. Por ejemplo, el aire de un neumático inflado que se pincha es expulsado desde el interior de la cámara donde se encuentra a alta presión a la atmósfera y no al revés. O el agua en una cañería circula desde donde la presión es más elevada hacia donde es más baja. Es como si la naturaleza tuviese “horror vacui”, e intentase por todos los medios rellenar los vacíos.

Sin embargo en un fluido en rotación, si gira suficientemente rápido, no ocurre así. A velocidades de giro elevadas, llega un momento en que el fluido, en lugar de llenar los vacíos de presión, tiende a rodearlos ¡preservándolos!. Eso es lo que ocurre a gran escala en planetas como la Tierra o Júpiter donde los períodos de rotación son relativamente cortos. La imagen de cómo se comporta la atmósfera terrestre frente a una zona de baja presión la da un mapa convencional del tiempo (Figura 6), donde las isobaras, o líneas de presión constante, señalan también la dirección del viento. El aire, en lugar de precipitarse hacia el centro de bajas presiones para “rellenarlas”, se dedica a circular alrededor de ellas siguiendo las isobaras. En el hemisferio norte los vientos circulan en sentido contrario a las agujas del reloj, denominado ciclónico, alrededor de una borrasca, mientras que al rodear una zona de alta presión los vientos giran en el sentido de las agujas del reloj, o anticiclónico. En el hemisferio sur la situación es la opuesta.

¿A qué se debe este comportamiento de la atmósfera?. Aquí interviene el equilibrio geostrófico. Si no hubiese rotación, ante una borrasca aparecería una fuerza en dirección hacia la baja presión que tendería a movilizar el aire para rellenarla. Sin embargo, al girar el fluido entra en juego la denominada fuerza de Coriolis, una fuerza que tiende a desviar el movimiento del aire hasta obligarlo a girar alrededor de la zona de alta o baja presión (Figura 7). El equilibrio entre las fuerzas de Coriolis y la debida a las diferencias de presión, es el denominado equilibrio geostrófico que fuerza a los vientos a moverse siguiendo las líneas isobaras.

La fuerza de Coriolis es más intensa cuanto mayor es la velocidad de giro, tendiendo a ser en el caso de la Tierra, Marte, y los planetas gigantes el efecto dominante junto con las fuerzas derivadas de las diferencias de presión. Por ejemplo Venus, con un período de rotación de 243 días, la fuerza de Coriolis no es tan importante y no se forman vórtices como en la Tierra o Júpiter (Figura 8).

Figura 6a. Mapa convencional de superficie donde se representa mediante isobaras la presión atmosférica. Los vientos se disponen principalmente siguiendo las isobaras y rodeando los centros de altas y bajas presiones. En esta figura aparece un núcleo de baja presión centrado en el Atlántico norte, por tanto los vientos circularán en sentido ciclónico o contrario al de las agujas del reloj. Imagen INM.
Figura 6b. La formación en espiral de las nubes en esta fotografía del satélite Terra delata la presencia de una borrasca en el Atlántico norte donde los vientos giran en sentido ciclónico. Foto NASA.


El perfil de vientos zonales y la estructura de bandas de Júpiter

Volvamos a Júpiter. Si se superponen los vientos zonales sobre el aspecto visible del planeta, encontramos que las corrientes en chorro están perfectamente correlacionadas con la estructura de zonas y bandas (Figura 9). Júpiter es un planeta en rápida rotación, así que podemos aplicar el criterio de equilibrio geostrófico según el cual los vientos se mueven siguiendo las isobaras. Aplicando dicho criterio, se llega a la conclusión de que las zonas de Júpiter son regiones de alta presión y las bandas regiones de baja presión.

Figura 7. Debido a los efectos de la fuerza de Coriolis, los movimientos a gran escala en la atmósfera de un planeta con una rotación rápida, como por ejemplo la Tierra, no se precipitan para eliminar directamente las diferencias de presión (arriba, izquierda), sino que son desviados en torno a las diferencias de presión, hasta circular siguiendo las isobaras (abajo, derecha). Foto FOED, mapa de Europa Cartographic Research Lab, Universidad de Alabama.

Desde el punto de vista atmosférico, el hecho de que en las bandas dominen las bajas presiones respecto de las zonas, también nos indica que el techo de nubes de las zonas debe ser más alto que el de las bandas. A esta conclusión se llega a través de razonamientos físicos que no expondremos aquí, pero puesto que un gas se dilata cuando se calienta, si la columna de aire situada bajo las zonas es más alta que la situada bajo las bandas, entonces podemos suponer que el aire debajo de éstas es más cálido que el que se encuentra por debajo de las bandas. Sin embargo el efecto que se observa por encima del techo de nubes es el opuesto.

Figura 8. En Venus, con un período de rotación mucho más largo que el de la Tierra o Júpiter, las fuerzas de Coriolis son muy débiles y no se observa la formación de vórtices en la atmósfera. Foto NASA.

En las zonas de coloración típicamente blancas, las nubes son más gruesas y se encuentran a mayor altura, por lo que el techo de nubes está más frío y además bloquea con mayor efectividad la radiación térmica que proviene del interior. Sin embargo el techo de nubes de las bandas, más oscuras, se encuentra más bajo y no es tan grueso, por lo tanto no está tan frío y radia con más efectividad a longitudes de onda térmicas (Figura 10).

¿Qué evidencias existen frente a estas hipótesis?. No tenemos registros barométricos directos de la atmósfera de Júpiter, pero si pueden tomarse imágenes del planeta a diversas longitudes de onda.  Por un lado las imágenes tomadas en longitudes de onda visibles muestran claramente la relación directa entre la estructura de bandas del planeta y la distribución de vientos zonales, relación que también aparece a otras longitudes de onda.

Figura 9. A la izquierda se muestra una visión telescópica típica donde es patente la estructura de bandas (regiones más oscuras y rojizas) y de zonas (regiones más claras) de Júpiter. La mancha roja también es visible en esta imagen (imagen Jesús R. Sánchez). En el centro se superponen los vientos zonales sobre una proyección cilíndrica confeccionada a partir de imágenes del Hubble Space Telescope (HST), en la que se ve cómo las corrientes en chorro delimitan claramente las fronteras entre bandas y zonas (imagen GEA). En la parte derecha, un esquema de la estructura de bandas y zonas de Júpiter señala que las bandas son regiones de baja presión (B), mientras que las zonas más claras (A), lo son de alta presión (figura GEA).

Las imágenes en infrarrojo térmico (4mm) indican cuales son las regiones más calientes y más frías del planeta, y por último las imágenes tomadas en la banda principal de absorción del metano (980nm, ver explicaciones en Figura 11) dan información sobre la altura del techo de nubes. El análisis de las imágenes tomadas en diversas longitudes de onda sugieren que las zonas son regiones donde las nubes son más altas y espesas bloqueando de manera más efectiva la radiación térmica proveniente del interior (Figura 12).

Figura 10. De acuerdo con la interpretación de equilibrio geostrófico, las zonas más altas que las bandas. El aire por debajo de las zonas posiblemente esté más caliente que el que se encuentra bajo las bandas. Sin embargo, la mayor altura y espesor de las zonas provoca un mayor enfriamiento del techo de nubes y un bloqueo más efectivo de la radiación térmica que proviene del interior.
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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