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Belts > Correas

Jets > Corrientes en chorro

Bands > Bandas

Intro

La atmósfera de Júpiter es la atmósfera planetaria de mayor tamaño en todo el Sistema Solar. Está compuesta principalmente por hidrógeno molecular y helio en una proporción comparable con la de una estrella; también se encuentran presentes otros elementos químicos, aunque en pequeñas medidas, tales como el metano, amoníaco, ácido sulfhídrico y agua. Aunque la presencia de este último compuesto no se ha podido observar en forma directa, se cree que reside en las capas más profundas de la atmósfera. La abundancia de oxígeno, nitrógeno, azufre y gases nobles en la atmósfera de Júpiter supera los valores encontrados en las estrellas en una proporción cercana al 3:1.[1]

La atmósfera joviana carece de un límite inferior definido y gradualmente se transforma en el interior líquido del planeta.[2] Las capas atmosféricas son, de inferior a superior, la troposfera, la estratosfera, la termosfera y la exosfera. Cada capa cuenta con un gradiente térmico característico.[3] La capa inferior, la troposfera, posee un complicado sistema de nubes y brumas, compuestas por estratos de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua.[4] Las nubes de amoníaco superiores que son visibles en la "superficie" de Júpiter se encuentran organizadas en una docena de bandas zonales paralelas al ecuador, que están delimitadas por fuertes corrientes atmosféricas (vientos) conocidas como jets. Las bandas se alternan en colores: a las bandas oscuras se les llama correas, mientras que a las claras se las denomina zonas. Las zonas, que son más frías, corresponden a las corrientes de aire ascendente, mientras que las correas señalan las corrientes descendentes.[5] Se cree que el color más claro de las zonas se debe a la presencia de hielo de amoníaco, pero se conoce con exactitud la razón del color más oscuro de las correas.[5] El origen de la estructura en bandas y de los jets no se ha podido determinar, aunque existen dos modelos teóricos. El primer modelo/Shallow model sostiene que existen fenómenos en la superficie que recubren un interior estable. Según otro modelo/Deep model, las bandas y los jets son simplemente una manifestación del flujo de hidrógeno molecular en el manto de Júpiter, que estaría organizado en cierta cantidad de cilindros.[6]

La atmósfera de Júpiter muestra una amplia gama de fenómenos activos, incluida la inestabilidad de las bandas, vórtices (ciclones y anticiclones), tormentas y relámpagos.[7] Los vórtices se manifiestan como enormes manchas (ovaladas) de color rojo, blanco o marrón. Las dos manchas de mayor tamaño son la Gran Mancha Roja (GMR) y la Pequeña Mancha Roja (PMR);[8][9] estas y la mayoría de las otras manchas son de características anticiclónicas. Los anticiclones más pequeños suelen ser blancos. Se cree que los vórtices son estructuras relativamente poco profundas, que no superan varios cientos de kilómeteros. La GMR, que se sitúa en el hemisferio sur, es el vórtice más grande conocido en todo el Sistema Solar. Su tamaño es tal que podría envolver a varios planetas del tamaño de la Tierra, y ha existido durante al menos trecientos años. La PMR, que se encuentra al sur de la GMR, tiene una magnitud equivalente a un tercio de la anterior y se formó en el año 2000 a raíz de la combinación de tres óvalos blancos.[10]

Júpiter presenta tormentas poderosas, siempre acompañadas por relámpagos. Estas Las tormentas son un producto de la convección húmeda en la atmósfera relacionada con la evaporación y condensación del agua. Estos sitios presentan fuertes movimientos ascendentes del aire que producen la formación de nubes brillantes y densas. En general, las tormentas se forman en la región de las correas. En Júpiter los relámpagos son mucho más poderosos que en la Tierra; sin embargo, son menos frecuentes y su nivel promedio de actividad es comparable al terrestre.[11]

Estructura vertical

La atmósfera de Júpiter se clasifica en cuatro capas, en altitud creciente: la troposfera, la estratosfera, la termosfera y la exosfera. A diferencia de la atmósfera terrestre, Júpiter carece de una mesosfera.[12] Júpiter no posee una superficie sólida y la capa atmosférica más baja, la troposfera, da paso al interior líquido del planeta.[2] Esto ocurre como consecuencia de que las temperaturas y presiones superan apliamente a aquellas correspondientes a los puntos críticos del hidrógeno y el helio, lo que resulta en la ausencia de un límite marcado entre los estadios de gas y líquido.[2]

Debido a la carencia de un límite inferior definido de la atmósfera, suele considerarse que la presión de 10 bares, que se encuentra a una altitud aproximada de 90 km por debajo de la presión de 1 bar para una temperatura de unos 340 K, marca la base de la troposfera.[3] Dentro del material científico publicado, habitualmente se toma a la presión de 1 bar como "punto cero" de las altitudes (la "superficie") de Júpiter.[2] Al igual que ocurre en la Tierra, la capa atmosférica superior, la exosfera, tampoco cuenta con un límite superior definido.[13] La densidad disminuye gradualmente hasta dar paso al medio interplanetario a unos 5000 km por encima de la "superficie".[14]

Las variaciones en la temperatura vertical de la atmósfera joviana tienen comportamientos similares a las de la atmósfera terrestre. La temperatura de la troposfera disminuye con la altura hasta alcanzar un mínimo, denominado tropopausa,[15] que es el límite entre la troposfera y la estratosfera. En Júpiter, la tropopausa se encuentra a unos 50 km sobre las nubes visibles (o a un nivel de 1 bar), donde la presión y la temperatura son de aproximadamente 0,1 bar y 110 K.[3][16] En la estratosfera, la temperatura sube a unos 200 K para dar paso a la termosfera, a una altitud y presión cercanas a los 320 km y 1 μbar.[3] En la termosfera, las temperaturas siguen aumentando hasta alcanzar los 1000 K aproximadamente a los 1000 km, donde la presión llega a alrededor de 1 nbar.[17]

La troposfera de Júpiter contiene una estructura de nubes complicada. Las nubes visibles, que se encuentran entre los 0,7 y 1,0 bar de presión, están hechas de hielo de amoníaco.[18] Debajo de ellas, se cree que existen nubes de hidrosulfuro de amonio o sulfuro de amonio (entre 1,5 y 3 bar) y de agua (3 y 7 bar).[19][4] No existen nubes de metano ya que las temperaturas son demasiado elevadas para que éste pueda condensarse.[4] Las nubes de agua componen la capa de nubes más densa y tienen más influencia que otras nubes en la dinámica atmosférica. Esto es consecuencia de un mayor calor de vaporización del agua y una mayor abundancia de agua en comparación con el amoníaco y el ácido sulfhídrico (el oxígeno es un elemento químico más abundante que el nitrógeno y el azufre).[12] Sobre las principales capas de nubes, se hallan varias capas de neblina, tanto en la troposfera (a 0,2 bar) como en la estratosfera (a 10 mbar).[20] Estas últimas se crean debido a la condensación de hidrocarburo aromático policíclico o hidrazina generado en la parte superior de la estratosfera (1–100 μbar) a partir del metano influenciado por la radiación ultravioleta (UV) del Sol.[21] La abundancia de metano en relación con el hidrógeno molecular en la estratosfera es de aproximadamente 10:4,[14] mientras que la proporción correspondiente a otros hidrocarburos ligeros, como el etano y el acetileno, respecto del hidrógeno molecular es de aproximadamente 10:6.[14]

La termosfera de Júpiter se encuentra a presiones menores a 1 μbar y presenta fenómenos como por ejemplo capas de airglow, auroras polares y emisiones de rayos X.[22] Dentro de ella se localizan capas donde la densidad de los electrones e iones es mayor, formando la ionosfera.[14] Las frecuentes temperaturas elevadas de la termosfera (800–1000 K) aún no han sido explicadas por completo;[17] los modelos teóricos actuales predicen una temperatura no superior a los 400 K.[14] Estas temperaturas podrían ser causadas por la absorción radiación solar de alta energía (rayos UV o X), por el calentamiento de las partículas cargadas que descienden desde la magnetosfera joviana, o por la disipación de ondas de gravedad que se propagan hacia arriba.[23] En los polos y latitudes bajas, la termosfera y la exosfera emiten rayos x, los cuales fueron observados por primera vez por el Observatorio Einstein en 1983.[24] Las partículas de energía que se originan en la magnetosfera de Júpiter crean brillantes auroras ovaladas que envuelven los polos. A diferencia de sus pares terrestres, que sólo aparecen durante tormentas geomagnéticas, estas auroras son una característica permanente de la atmósfera joviana.[24] La termosfera de Júpiter fue el primer lugar fuera de la Tierra dondoe se descubrió hidrógeno molecular protonado (H3+).[14] Este ion produce fuertes emisiones en la sección infrarroja media del espectro, a una longitud de onda entre 3 y 5 μm, y es el principal refrigerador de la termosfera.[22]}}

Composición química

Abundancia de elementos en relación al hidrógeo en Júpiter y el Sol​
Elemento	Sol	Júpiter/Sol
He/H	0,0975	0,807 ± 0,02
Ne/H	1,23 x 10−4	0,10 ± 0,01
Ar/H	3,62 x 10−6	2,5 ± 0,5
Kr/H	1,61 x 10−9	2,7 ± 0,5
Xe/H	1,68 x 10−10	2,6 ± 0,5
C/H	3,62 x 10−4	2,9 ± 0,5
N/H	1,12 x 10−4	3,6 ± 0,5 (8 bar) 3,2 ± 1,4 (9–12 bar)
O/H	8,51 x 10−4	0,033 ± 0,015 (12 bar) 0,19–0,58 (19 bar)
P/H	3,73 x 10−7	0,82
S/H	1,62 x 10−45	2,5 ± 0,15

Tasas isotópicas en Júpiter y el Sol​
Tasa	Sol	Júpiter
13C/12C	0,011	0.0108 ± 0,0005
15N/14N	<2,8 x 10−3	2,3 ± 0,3 x 10−3 (0,08–2,8 bar)
36Ar/38Ar	5,77 ± 0,08	5,6 ± 0,25
20Ne/22Ne	13,81 ± 0,08	13 ± 2
3He/4He	1,5 ± 0,3 x 10−4	1,66 ± 0,05 x 10−4
D/H	3,0 ± 0,17 x 10−5	2,25 ± 0,35 x 10−5

La composición de la atmósfera joviana es similar a la del planeta en su totalidad.​ La atmósfera joviana es la más conocida de todos los gigantes gaseosos ya que fue observada directamente por la sonda Galileo cuando ingresó en la atmósfera joviana el 17 de diciembre de 1995.​ Entre otras fuentes de información acerca de la composición atmosférica de Júpiter se pueden incluir el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO),​ las sondas Galileo y Cassini,​ y observaciones realizadas desde la Tierra.​

Los dos componentes principales de la atmósfera de Júpiter son el hidrógeno molecular (H₂) y el helio.​ La abundancia de helio es de 0,157 ± 0,0036 en relación con el hidrógeno molecular, por número de moléculas, y su fracción en masa es de 0,234 ± 0,005, que es levemente inferior al valor primordial en el Sistema Solar.​ La razón de esta cantidad inferior no se comprende por completo, pero, al ser más denso que el hidrógeno, parte del helio podría estar condensado dentro del núcleo del planeta.​ La atmósfera contiene varios compuestos sencillos, tales como agua, metano (CH₄), ácido sulfhídrico (H₂S), amoníaco (NH₃) y fosfina (PH₃).​ La abundancia de dichas sustancias en la troposfera profunda (debajo de los 10 bar) implica que la atmósfera de Júpiter están enriquecida en elementos como carbono, nitrógeno, azufre y, posiblemente, oxígeno en un factor de 2 a 4 en comparación con los valores pertenecientes al Sol.​​ Gases nobles como argón, kriptón y xenón también parecen estar enriquecidos en relación a las cantidades solares (véase tabla a la derecha), mientras que el neón es mucho más escaso.​ En cuanto a otros compuestos químicos, como por ejemplo la arsina (AsH₃) y el germano (GeH₄), únicamente se encuentran vestigios.​ La atmósfera superior de Júpiter cuenta con pequeñas cantidades de hidrocarburos simples, tales como el etano, el acetileno y el diacetileno, que se forman a partir de metano afectado por la radición solar ultravioleta y de partículas cargadas provenientes de la magnetosfera del planeta.​ Se cree que la presencia de dióxido de carbono, monóxido de carbono y agua en la parte superior de la atmósfera se debe a cometas que chocaron con el planeta, como es el caso del cometa Shoemaker-Levy 9. Es imposible que el agua provenga de la troposfera ya que la fría tropopausa actúa como trampa de calor, impidiendo que el agua se eleve hacia la estratosfera (véase «Estructura vertical»).​

Las mediciones tomadas desde la Tierra y por sondas espaciales ampliaron el conocimiento sobre la tasa isotópica en la atmósfera joviana. Hasta julio de 2003, el valor aceptado de deuterio presente es de 2,25 ± 0,35 × 10⁻⁵,​ que probablemente represente el valor primordial en la nebulosa protosolar que dio origen al Sistema Solar.​ La tasa de isótopos de nitrógeno en la atmósfera de Júpiter, ¹⁵N a ¹⁴N, es de 2,3 × 10⁻³, un tercio más baja que la presente en la atmósfera terrestre (3,5 × 10⁻³).​ Este último descubrimiento es particularmente significativo, ya que las teorías previas acerca de la formación del Sistema Solar consideraban que el valor de la tasa de isótopos de nitrógeno en la Tierra era la primordial.​

Zonas, correas y chorros de aire

La superficie visible de Júpiter se encuentra dividida en varias bandas paralelas al ecuador. Existen dos tipos de bandas: las zonas (de color claro) y las correas (relativamente oscuras).​ La vasta Zona Ecuatorial (ZE) ocupa el espacio comprendido entre las latitudes aproximadas de 7°S a 7°N. Por encima y debajo de la ZE, las Correas Ecuatoriales Norte y Sur (CEN y CES) se extienen hasta los 18°N y 18°S, respectivamente. Más allá del ecuador se encuentran las Zonas Tropicales Norte y Sur (ZTrN y ZTrS).​ El patrón alterno de correas y zonas continúa hasta las regiones polares, a unos 50 grados de latitud, donde sus apariencias visibles se vuelven algo apagadas.​ La estructura básica correa-zona probablemente se extienda dentro de los polos y alcance al menos los 80° Norte y Sur.​

La apariencia distinta de zonas y correas está provocada por la diferencia en la opacidad de las nubes. La concentración de amoníaco es mayor en las zonas, causando la presencia de nubes más densas de hielo de amoníaco a mayor altitud, lo que a su vez hace que sus colores sean más claros.​ Por otro lado, las nubes de las correas son más delgadas y se localizan a menor altitud.​ La troposfera superior es más fría en las zonas y más cálida en las correas.​ Se desconoce la naturaleza precisa de química que produce que las zonas y bandas de Júpiter sean tan coloridas, pero es posible que tenga relación con complejos compuestos de azufre, fósforo y carbono.​

Las bandas jovianas limitan con corrientes atmosféricas zonales (vientos), denominados chorros de aire. Los chorros de aire hacia el oeste (retrógrados) se encuentran en la transición entre zonas y correas (alejándose del ecuador), mientras que los que van hacia el este (progrados) marcan la transición de correas a zonas.​ El patrón de estas corrientes hace que la velocidad de los vientos locales disminuya en las correas y aumente en las zonas desde el ecuador hacia el polo. Por lo tanto, la cizalladura del viento en las corrientes es ciclónica, y en las zonas es anticiclónica.​ La ZE es una excepción a esta regla, ya que presenta un potente chorro de aire hacia el este (prograda) y cuenta con la velocidad del viento mínima local exactamente en el ecuador. La velocidad de los chorros de aire son mayores en Júpiter y pueden superar los 100 m/s.​ Las mismas corresponden a las nubes de amoníaco situadas en el rango de presión que va de 0,7 a 1 bar. Los chorros de aire progrados suelen ser más fuertes que los retrógrados.​ La amplitud vertical de los chorros de aire se desconoce; estos se disuelven de dos a tres escalas de altura​ por encima de las nubes, mientras que, debajo del nivel de las nubes, los vientos aumentan levemente y de manera constante hasta al menos 22 bares (la máxima profundidad operacional a la que llegó la sonda Galileo).​

El origen de la estructura en bandas de Júpiter no es del todo claro. La teoría más simple señala que las zonas son lugares de surgencias atmosféricas positivas y las correas son manifestaciones de surgencias negativas.​ Cuando el aire rico en amoníaco se eleva en las zonas, se expande y enfría, formando nubes altas y densas. Sin embargo, en las correas, el aire desciende, calentándose de manera adiabática, y las nubes blancas de amoníaco se evaporan, dando paso a nubes más bajas y oscuras. La ubicación y amplitud de las bandas, y la velocidad y ubicación de los chorros de aire en Júpiter, son notoriamente estables y únicamente han variado en raras ocasiones entre 1980 y 2000. La leve disminución en la velocidad del chorro de aire más fuerte hacia el este, situado en el límite entre la Zona Tropical Norte y las Correas Templadas Norte, a 23°N, es un ejemplo de variación.​​ No obstante, las bandas cambian de coloración e intensidad con el transcurso del tiempo (véase abajo).

Bandas específicas

Cada una de las correas y zonas que dividen la atmósfera joviana posee su nombre propio y características particulares. Comienzan a alternarse debajo de las Regiones Polares Norte y Sur, que se extienden desde los polos hasta aproximadamente los 40-48°N/S. Dichas regiones polares, de color gris azulado, no suele presentar ninguna característica importante.[28]

Es poco común que la Región Templada Norte Norte exhiba más detalles que las regiones polares; ésto se debe a fenómenos tales como el oscurecimiento hacia el limbo, el acortamiento y la difuminación general de las características. A continuación se encuentra la Correa Templada Norte Norte (CTNN), la correa diferenciada más al norte, pese a que suele «desaparecer» con cierta frecuencia. Las alteraciones suelen ser menores y cortas. Posiblemente, la Zona Templada Norte Norte (ZTNN) sea más importante, pero en general también es tranquila. En ocasiones se observan otras correas y zonas menores dentro de la región.[30]

La Region Templada Norte forma parte de una región que puede observarse con facilidad desde la Tierra, por lo que tiene un estupendo historial de análisis.[31] También es el hogar de la corriente en chorro progrado más fuerte de todo el planeta: una corriente en dirección oeste que establece el límite sur de la Correa Templada Norte (CTN).[31] La CTN parece desaparecer aproximadamente una vez por década (como ocurrió durante el encuentro con las sondas Voyager), con lo que la Zona Templada Norte (ZTN) parece fusionarse con la Zona Tropical Norte (ZTropN).[31] En otras ocasiones, la ZTN queda dividida en dos por una correa angosta.[31]

La Región Tropical Norte está formada por la ZTropN y la Correa Ecuatorial Norte (CEN). La ZTropN generalmente tiene una coloración estable, que sólo cambia de matiz junto con la actividad del chorro de aire meridional de la CTN. Al igual que la ZTB, a veces también queda dividida por una banda delgada, la CTropN. En oportunidades muy escasas, la ZTropN meridional alberga «pequeñas manchas rojas». Tal como el nombre sugiere, se trata de equivalentes a la Gran Mancha Roja, pero en el norte, sólo que a diferencia de la GMR tienen a producirse de a pares y siempre tienen una duración corta, con un promedio de un año (una de estas se hallaba presente durante el encuentro de Júpiter con el Pioneer 10).[32]

The NEB is one of the most active cinturones on the planet. It is characterized by anticyclonic white ovals and cyclonic "barges" (also known as "brown ovals"), with the former usually forming farther north than the latter; as in the NTropZ, most of these features are relatively short-lived. Like the South Equatorial Belt (SEB), the NEB has sometimes dramatically faded and "revived". The timescale of these changes is about 25 years.[33]

The Equatorial Region (EZ) is one of the more stable regions of the planet, in latitude and in activity. The northern edge of the EZ hosts spectacular plumes that trail southwest from the NEB, which are bounded by dark, warm (in infrarroja) features known as festoons (hot spots).[34] Though the southern boundary of the EZ is usually quiescent, observations from the late 19th into the early 20th century show that this pattern was then reversed relative to today. The EZ varies considerably in coloration, from pale to an ocre, or even coppery hue; it is occasionally divided by an Equatorial Band (EB).[35] Features in the EZ move roughly 390 km/h relative to the other latitudes.[36][37]

The South Tropical Region includes the SEB and the South Tropical Zone. It is by far the most active on the planet, as it is home to its strongest retrograde jet stream. The SEB is usually the broadest, darkest cinturón on Júpiter; however, it is sometimes split by a zona (the SEBZ), and can fade entirely during a SEB Revival cycle. Another characteristic of the SEB is a long train of cyclonic disturbances following the Great Red Spot. Similar to the NTropZ, the STropZ is one of the most prominent zonas on the planet; not only does it contain the GRS, but it is occasionally rent by a South Tropical Disturbance (STropD), a division of the zona that can be very long-lived; the most famous one lasted from 1901 to 1939.[38]

The South Temperate Region, or South Temperate Belt (STB), is yet another dark, prominent cinturón, more so than the NTB; until March 2000, its most famous features were the long-lived white ovals BC, DE, and FA, which have since merged to form Oval BA ("Red Jr."). The ovals actually were part of South Temperate Zone, but they extended into STB partially blocking it.[5] The STB has occasionally faded, apparently due to complex interactions between the white ovals and the GRS. The appearance of the South Temperate Zone (STZ)—the zona in which the white ovals originated—is highly variable.[39]

There are a number of other features on Júpiter that are either temporary or difficult to observe from Earth. The South South Temperate Region is harder to discern even than the NNTR; its detail is subtle and can only be studied well by large telescopes or spacecraft.[40] Many zonas and cinturones are more transient in nature and are not always visible. These include Equatorial band (EB);[41] North Equatorial belt zona (a white zona within the cinturón) (NEBZ); South Equatorial belt zona(SEBZ).[42] Cinturones are also occasionally broken by a sudden disturbance. When a disturbance divides a normally singular cinturón or zona, a N or an S is added to indicate whether the component is a northern or southern one; e.g., NEB(N) and NEB(S).[43]

Dinámica

Circulation in Atmósfera joviana is markedly different from that in the atmósfera of Earth. The interior of Júpiter is fluid and lacks any solid surface. Therefore, convection may occur throughout the planet's outer molecular envelope. As of 2008, a comprehensive theory of the dynamics of the Jovian atmósfera has not been developed. Any such theory needs to explain the following facts: the existence of narrow stable bandas and jets that are symmetric relative to Júpiter's equator, the strong prograde jet observed at the equator, the difference between zonas and cinturones, and the origin of large vortices such as the Great Red Spot.[6]

The theories regarding the dynamics of the Jovian atmósfera can be broadly divided into two classes: shallow and deep. The former hold that the observed circulation is largely confined to a thin outer (weather) layer of the planet, which overlays the stable interior. The latter hypothesis postulates that the observed atmospheric flows are only a surface manifestation of deeply rooted circulation in the outer molecular envelope of Júpiter.[44] As both theories have their own successes and failures, many planetary scientists actually think that the true theory will include elements of both models.[45]

Modelos huecos

The first attempts to explain Jovian atmospheric dynamics date back to the 1960s.[44][46] They were partly based on terrestrial meteorology, which was well developed at that time. Those shallow models assumed that the jets on Júpiter are driven by small scale turbulence, which is in turn maintained by moist convection in the outer layer of the atmósfera (above the water clouds).[47][48] The moist convection is a phenomenon related to the condensation and evaporation of water and is one of the major drivers of terrestrial weather.[49] The production of the jets in this model is related to a well-known property of two dimensional turbulence—the so-called inverse cascade, in which small turbulent structures (vortices) merge to form larger ones.[47] The finite size of the planet means that the cascade can not produce structures larger than some characteristic scale, which for Júpiter is called the Rhines scale. Its existence is connected to production of Rossby waves. This process works as follows: when the largest turbulent structures reach a certain size, the energy begins to flow into Rossby waves instead of larger structures, and the inverse cascade stops.[50] Since on the spherical rapidly rotating planet the dispersion relation of the Rossby waves is anisotropic, the Rhines scale in the direction parallel to the equator is larger than in the direction orthogonal to it.[50] The ultimate result of the process described above is production of large scale elongated structures, which are parallel to the equator. The meridional extent of them appears to match the actual width of jets.[47] Therefore in shallow models vortices actually feed the jets and should disappear by merging into them.

While these weather–layer models can successfully explain the existence of a dozen narrow jets, they have serious problems.[47] A glaring failure of the model is the prograde (super-rotating) equatorial jet: with some rare exceptions shallow models produce a strong retrograde (subrotating) jet, contrary to observations. In addition, the jets tend to be unstable and can disappear over time.[47] Shallow models cannot explain how the observed atmospheric flows on Júpiter violate stability criteria.[51] More elaborated multilayer versions of weather–layer models produce more stable circulation, but many problems persist.[52] Meanwhile, the Galileo probe found that the winds on Júpiter extend well below the water clouds at 5–7 bar and do not show any evidence of decay down to 22 bar pressure level, which implies that circulation in the Jovian atmósfera may in fact be deep.[16]

Modelos profundos

The deep model was first proposed by Busse in 1976.[53][54] His model was based on another well-known feature of fluid mechanics, the Taylor-Proudman theorem. It holds that in any fast-rotating barotropic ideal liquid, the flows are organized in a series of cylinders parallel to the rotational axis. The conditions of the theorem are probably met in the fluid Jovian interior. Therefore the planet's molecular hydrogen mantle may be divided into a number of cylinders, each cylinder having a circulation independent of the others.[55] Those latitudes where the cylinders' outer and inner boundaries intersect with the visible surface of the planet correspond to the jets; the cylinders themselves are observed as zonas and cinturones.

The deep model easily explains the strong prograde jet observed at the equator of Júpiter; the jets it produces are stable and do not obey the 2D stability criterion.[55] However it has major difficulties; it produces a very small number of broad jets, and realistic simulations of 3D flows are not possible as of 2008, meaning that the simplified models used to justify deep circulation may fail to catch important aspects of the fluid dynamics within Júpiter.[55] One model published in 2004 successfully reproduced the Jovian banda-jet structure.[45] It assumed that the molecular hydrogen mantle is thinner than in all other models; occupying only the outer 10% of the Júpiter’s radius. In standard models of the Jovian interior, the mantle comprises the outer 20–30%.[56] The driving of deep circulation is another problem. In fact, the deep flows can be caused both by shallow forces (moist convection, for instance) or by deep planet-wide convection that transports heat out of the Jovian interior.[47] Which of these mechanisms is more important is not clear yet.

Notas

↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La escala de altura sh se define como sh = RT/(Mg_j), donde R = 8.31 J/mol/K es la constante de gases, M ≈ 0.0023 kg/mol es la masa molar promedio en la atmósfera joviana,​ T es la temperatura, y g_j ≈ 25 m/s² es la aceleración de la gravedad en la superficie de Júpiter. A medida que la temperatura pasa de 110 K en la tropopausa a 1000 K en la termosfera,​ la escala de altura puede adoptar valores que van de 15 a 150 km.

↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. Se han propuesto varias explicaciones para la superabundancia de carbono, oxígeno, nitrógeno y otros elementos. La teoría principal es que Júpiter capturó un gran número de planetesimales congelados durante las últimas etapas de su acrecimiento. Se cree que los gases nobles volátiles habrían estado atrapados en forma de hidratos de gas dentro del hielo.​ [[Categoría:Júpiter]] [[Categoría:Júpiter]] [[en:Atmosphere of Jupiter]] [[fa:جو مشتری]] [[fr:Atmosphère de Jupiter]] [[it:Atmosfera di Giove]] [[ru:Атмосфера Юпитера]] [[sk:Atmosféra Jupitera]] [[fi:Jupiterin pilvet]] [[tr:Jüpiter'in atmosferi]] [[zh:木星大氣層]] Enlaces externos: Colosales tormentas en Júpiter arrojan nuevas claves sobre su atmósfera