viernes, 31 de julio de 2009

Júpiter (planeta)

Júpiter es el quinto plantea desde el Sol y es el mayor del Sistema Solar. Si Júpiter estuviera vacio, cabrían en su interior más de mil Tierras. También contiene más materia que el resto de los planetas combinados. Tiene una masa de 1.9 x 1027 kg y un diámetro ecuatorial de 142,800 kilómetros (88,736 millas). Júpiter posee 16 satélites, cuatro de ellos - Calisto, Europa, Ganimedes e Io - fueron observados ya por Galileo en 1610. Existe un sistema de anillos, pero muy tenue y es invisible desde la Tierra. (Los anillos fueron descubiertos en 1979 por el Voyager 1.) La atmósfera es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta, y es de alguna manera como el Sol. Está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos. A grandes profundidades dentro de Júpiter, la presión es tan grande que los átomos de hidrógeno se rompen liberando sus electrones de tal forma que los átomos resultantes están compuestos únicamente por protones. Esto da lugar a un estado en el que el hidrógeno se convierte en metal.


La dinámica del sistema climático de Júpiter se refleja en unas franjas latitudinales de colores, nubes atmosféricas y tormentas. Los patrones de nubes cambian en horas o días. La Gran Mancha Roja es una compleja tormenta que se mueve en sentido antihorario. En su contorno exterior, el material tarda en girar entre cuatro y seis días; cerca del centro, los movimientos son menores e incluso lo hacen en direcciones aleatorias. Un montón de otras pequeñas tormentas y remolinos aparecen a lo largo de las bandas nubosas.

Las emisiones Auroranas, similares a las auroras boreales de la Tierra, fueron observadas en las regiones polares de Júpiter. Las emisiones auroranas parecen estar relacionadas con material procedente de Io que cae en espirales sobre la atmósfera de Júpiter a lo largo de las líneas del campo magnético. Se han observado también relámpagos de luz sobre las nubes, similares a los super relámpagos en las zonas altas de la atmósfera terrestre.

Los Anillos de Júpiter

Al contrario que los anillos de Saturno, que presentaban un patrón complejo e intrincado, Júpiter posee un único sistema sencillo de anillos compuesto por un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Para la nave espacial Voyager, el anillo Gossamer parecía un sólo anillo, pero las imágenes captadas por Galilego nos muestran un descubrimiento inesperado, en realidad se trata de dos anillos. Uno está encerrado dentro del otro. Los anillos son muy tenues y están compuestos por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoroides interplanetarios chocan con las cuatro lunas interiores de Júpiter: Metis, Adrastea, Tebe y Amaltea. Muchas de las partículas tienen un tamaño microscópico.

El halo interior tiene forma toroidal y se extiende radialmente desde unos 92,000 kilómetros (57,000 millas) hasta los 122,500 kilómetros (76,000 millas) desde el centr ode Júpiter. Estáformado por partículas de polvo procedentes del borde interior del anillo principal que "florecieron" hacia afuera a medida que caían hacia el planeta. En anillo principal y más brillante se extiende desde el borde del halo hasta los 128,940 kilómetros (80,000 millas) justo dentro de la órbita de Adrastea. Cerca de la órbita de Metis, el brillo del anillo principal dsiminuye.

Los dos tenues anillos Gossamer tiene una naturaleza bastante uniforme. El anillo Amaltea Gossamer más interno se extiende desde la órbita de Adrastea hasta la órbita de Amaltea a 181,000 kilómetros (112,000 millas) del centro de Júpiter. El anillo Tebe Gossamer más tenue se extiende desde la órbita de Amaltea hasta la órbita de Tebe a 221,000 kilómetros (136,000 millas).

Los anillos y lunas de Júpiter se mueven en el interior de un intenso cinturón de radiación compuesto por electrones e iones que han sido atrapdos por el campo magnético del planeta. Estas partículas y campos comprenden la magnetosfera joviana o entorno magnético, que se extiende desde los 3 a 7 millones de kilómetros (1.9 a 4.3 millones de millas) hacia el Sol, y se estrecha en forma de manga hasta alcanzar la órbita de Saturno - a una distancia de 750 millones de kilómetros (466 millones de millas).

Júpiter en Números

Masa (kg)1.900e+27
Masa (Tierra = 1)3.1794e+02
Radio ecuatorial (km)71,492
Radio ecuatorial (Tierra = 1)1.1209e+01
Densidad media (gm/cm^3)1.33

Distancia media desde el Sol (km)778,330,000
Distancia media desde el Sol (Tierra = 1)5.2028
Período rotacional (horas)9.841
Período orbital (años)11.8623
Velocidad orbital media (km/seg)13.07

Excentricidad orbital0.0483
Inclinación axial (grados)3.13&
Inclinación orbital (grados)1.308

Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2)22.88
Velocidad de escape en el ecuador (km/seg)59.56

Albedo geométrico visual0.52
Magnitud (Vo)-2.70
Temperatura media de las nubes-121°C
Presión atmosférica (bares)0.7
Composición atmosférica
Hidrógeno
Helio

90%
10%

Animaciones de Júpiter

Vistas de Júpiter

Júpiter
Esta imagen fue tomada por el Telescopio Espacial de la NASA Hubble el 13 de Febrero de 1995. La imagen muestra una vista detallada de un grupo único de tres tormentas blancas de forma oval situadas al sudoeste (abajo y a la izquierda) de la Gran Mancha Roja de Júpiter. El aspecto de las nubes, en esta imagen, es considerablemente diferente de su aspecto sólo siete meses antes. Estas tormentas se aproximan unas a otras a medida que la Gran Mancha Roja es empujada hacia el oeste por los vientos predominantes mientras que los óvalos blancos se desplazan hacia el este.

Las dos más exteriores de estas tormentas blancas se formaron a finales de los años 30. En el centro de estos sistemas de nubes el aire se eleva, transportando amoníaco fresco a medida que sube. Asi, se forman blancos cristales de hielo cuando el gas ascendente alcanza la fria cima de la nube donde las temperaturas llegan a los -130°C (-200°F). El centro blanco de la tormenta, la estructura en forma de cuerdas a la izquierda de los óvalos y la pequeña mancha marrón se han formado en células de baja presión. Las nubes blancas se sitúan por encima de las zonas donde el gas desciende hacia regiones más bajas y cálidas.

Júpiter
Esta imagen fue tomada por la Cámara Planetaria/Campo Ancho del Telescopio Hubble. Es una imagen compuesta en color real del disco completo de Júpiter. Todos los rasgos de esta imagen son formaciones nubosas de la atmósfera joviana, que contiene pequeños cristales de amoníaco congelado y trazas de compuestos coloreados de carbono, azufre y fósforo. Esta imagen se tomó el 28 de Mayo de 1991. (Cortesía NASA/JPL)

Telescopio Óptico Nórdico
Esta imagen se tomó con el Telescopio Óptico Nórdico, situado en La Palma, Islas Canarias. Es un buen ejemplo de las buenas imágenes que pueden ser obtenidas desde los telescopios situados en la superficie terrestre. © Nordic Optical Telescope Scientific Association (NOTSA).

Júpiter y sus Lunas Io y Europa
La sonda Voyager 1 realizó esta foto de Júpiter y sus dos satélites (Io, a la izquierda y Europa a la derecha) el 13 de Febrero de 1979. En esta vista, Io está aproximadamente a 350,000 kilómetros (220,000 millas) sobre la Gran Mancha Roja de Júpiter, mientras que Europa está a unos 600,000 kilómetros (373,000 millas) sobre las nubes de Júpiter. El propio Júpiter está a unos 20 millones de kilómetros (12.4 millones de millas) de la nave espacial cuando se tomó esta foto. Se aprecia el movimiento circular de la atmósfera de Júpiter. Mientras que los grandes movimientos dominates siguen una dirección oeste-este, los movimientos de pequeña escala tienen el aspecto de remolinos en el interior y entre las bandas. (Cortesía NASA/JPL)

Las Auroras de Júpiter
Estas tres imágenes obtenidas por el HST, revelan cambios en las emisiones auroranas de Júpiter y como pequeñas manchas aurorales justo fuera de los anillos de emisión están conectadas a Io, la luna volcánica del planeta. El panel superior muestra los efectos de la emisiones desde Io. La imagen de la izquierda nos muestra como Io y Júpiter están unidos por una corriente eléctirca invisible de partículas cargadas denominada tubo flujo. Las partícular, expulsadas por las erupciones volcánicas desde Io, fluyen a lo largo de las líneas del campo magnético de Júpiter, que conduce desde Io hacia los polos magnéticos norte y sur.

La imagen superior derecha presenta las emisiones auroranas de Júpites en los polos norte y sur. Justo en el exterior de las emisiones están las manchas denominadas "huellas". Las manchas se crean cando las partículas contenidas en el "tubo de flujo" de Io alcanzan la zona superior de la atmósfera de Júpiter e interaccionan con el hidrógeno, haciendo que fluoresza.

Las dos imágenes ultravioletas en la parte inferior de la imagen muestran como las emisiones auroranas cambian de brillo y estructura a medida que Júpiter rota. Estas imágenes en falso color revelan como el campo magnético está desplazado de 10 a 15 grados respecto al eje de rotación de Júpiter. En la imagen de la derecha, la emisión aurorana septentrional se eleva por encima del extremo izquierdo del planeta; el óvalo aurorano del sur está empezando a ponerse. La imagen de la izquierda, obtenida en una fecha distinta, muestra una vista completa de la aurora del norte, con una fuerte emisión dentro del óvalo principal de la emisión.

Créditos: John T. Clarke y Gilda E. Ballester (Universidad de Michigan), John Trauger y Robin Evans (JPL) y NASA.

La Gran Mancha Roja
Esta dramática vista de la Gran Mancha Roja de Júpiter y su entorno fue obtenida por el Voyager 1 el 25 de Febrero de 1979, cuando la nave estaba a 9.2 millones de kilómetros (5.7 millones de millas) de Júpiter. Pueden apreciarse pequeños detalles en las nubes de hasta 160 kilómetros (100 millas) de diámetro. El patrón coloreado de nubes de forma ondulada situado a la izquierda de la Gran Mancha Roja es una región extraordinariamente compleja con un movimiento ondular variable. (Cortesía NASA/JPL).

Imagen en Falso Color de la Gran Mancha Roja de Júpiter
Esta imagen es una representación en falso color de la Gran Mancha Roja de Júpiter tomada por el sistema de visión de la nave Galileo a través de tres filtros diferentes cercanos al infrarrojo. Este es un mosaico de 18 imágenes (6 en cada filtro) que fueron tomadas durante un período de 6 minutos el 26 de Junio de 1996. La Gran Mancha Roja parece rosa y la región que la rodea en color azul debido a la particular codificación de los colores empleada en esta representación. El canal rojo es la reflectancia de Júpiter en una longitud de onda donde el metano absorbe fuertemente (889 nm). Debido a esta absorción, solo las nubes altas pueden reflejar la luz solar en esta longitud de onda. El canal verde es la reflectancia en una longitud de onda donde el mentano absorbe, pero en menor proporción (727 nm). Nubes más bajas pueden reflejar la luz solar en esta longitud de onda. Finalmente, el canal zaul es la reflectancia en una longitud de onda donde no existen esencialmente absorbedores en la atmósfera Joviana, el color de una nube en esta imgaen indica su altura, siendo el color rojo o blanco el que corresponde a las zonas altas y el azul o negro el que corresponde a las zonas má:s bajas. Esta imagen muestra que la Gran Mancha Roja está relativamente alta al igual que algunas nubes más pequeñas situadas al noreste y noroeste que son sorprendentemente parecidas a las tormentas terrestres. Las nubes más profundas están en la zona que rodea a la Gran Mancha Roja, y también al noroeste de la nube alta (clara) situada en la esquina noroeste de la imagen. Un modelo preliminar muestra que las alturas de estas nubes rondan los 50 km. (Cortesía NASA/JPL)

La Mancha Roja desde Galileo
Esta vista de la Gran Mancha Roja de Júpiter es un mosaico de dos imágenes tomadas desde la nave Galileo. La imagen fue creada utilizando dos filtros, violeta y cercano al infrarrojo, en cada una de las dos posiciones de la cámara. La Gran Mancha Roja es una tormenta en la atmósfera de Júpiter que tiene al menos 300 años. Los vientos soplan en sentido antihorario alrededor de la Gran Mancha Roja a unos 400 kilómetros por hora (250 millas por hora). El tamaño de la tormenta es mayor que el diámetro terrestre (13,000 kilómetros o 8,000 millas) en la dirección norte-sur y más del doble en la dirección este-oeste. En esta vista oblicua, donde la Gran Mancha Roja se puede observar en el borde del planeta, parece más grande en la dirección norte-sur. La imagen fue tomada el 26 de Junio de 1996. (Cortesía NASA/JPL)

El Anillo de Júpiter
El anillo de Júpiter fue descubierto por el Voyager 1 el 1 de Marzo de 1979. Esta imagen fue tomada por el Voyager 2 y ha sido pseudo-coloreada. El anillo Joviano tiene unos 6,500 kilómetros (4,000 millas) de ancho y probablemente menos de 10 kilómetros (6.2 millas) de espesor. (© Calvin J. Hamilton)

El Sistema de Júpiter
Lo mejor del sistema de Júpiter se muestra en esta composición de imágenes obtenidas por las naves espaciales Galileo y Voyageer. Júpiter es el mayor de los planetas del sistema solar. Las cuatro lunas más grandes de Júpiter reciben el nombre de lunas Galileanas y se llaman Calisto, Ganimedes, Europa e Io. Dentro de las órbitas de las lunas Galileanas están Tebe, Amaltea, Adrastea y Metis. En la parte inferior derecha se muestra la región Valhalla de Calisto. Ganimedes está abajo en el centro. Europa está un poco por encima y a la derecha de Ganimedes. Io es la luna situada arriba a la izquierda. Entre Io y Júpiter están las otras cuatro lunas pequeñas. La situada en la parte más alta es Amaltea. Debajo a la derecha de Amaltea están Metis y Adrastea. A la izquierda de Adrastea está Tebe. (© Calvin J. Hamilton)

Las Lunas de Júpiter
Esta imagen muestra a escala las lunas de Júpiter: Amaltea, Io, Europa, Ganimedes, y Calisto. (© Calvin J. Hamilton)

Galería de fotos de los Satélites Galileanos desde el Hubble
Este es un retrato de familia realizado desde el Telescopio Espacial Hubble de las cuatro lunas más grandes de Júpiter, observado por primera vez por Galileo Galilei hace casi cuatro siglos. Situado aproximadamente a 500 millones de millas, las lunas son tan pequeñas que, bajo la luz visible, parecen pequeños discos borrosos desde los telescopios más grandes situados sobre la superficie terrestre. El Hubble es capaz de observar detalles que antes sólo se habían podido ver desde la nave espacial Voyager a principios de los años 80.

El Hubble ha comprobado la existencia de nueva actividad volcánica en la activa superficie de Io, encontrando una tenue atmósfera de oxígeno en la luna Europa, e identificando ozono en la superficie de Ganimedes. Las observaciones ultravioletas desde el Hubble de Calisto muestran la presencia de hielo fresco en la superficie que podría indicar los impactos de micrometeoritos y partículas cargadas procedentes de la magnetosfera de Júpiter.
(Créditos: STScI/NASA)

El Ecuador de Júpiter
Esta imagen muestra en su totalidad la zona ecutorial de Júpiter. Es un mosaico construido a partir de varias imágenes. La Gran Mancha Roja(Cortesía Calvin J. Hamilton y NASA)
está hacia la izquieda de la imagen.

Los Anillos en Números

NombreDistancia*AnchoEspesorMasaAlbedo
Halo92,000 km30,500 km20,000 km?0.05
Principal122,500 km6,440 km<>1 x 10^13 kg0.05
Gossamer Interior128,940 km52,060 km??0.05
Gossamer Exterior181,000 km40,000 km??0.05

*La distancia está medida desde el centro del planeta al principio del anillo

Resumen de las Lunas de Júpiter

Hace casi 400 años Galileo Galilei apuntó su telescopio casero hacia los cielos y descubrió tres puntos de luz, que al principio pensó que eran estrellas, abrazando al planeta Júpiter. Estas estrellas formaban una línea recta con Júpiter. Con gran interés, Galileo las observó detenidamente y comprobó que se movían en la dirección incorrecta. Cuatro días más tarde apareció otra estrella. Después de observar las estrellas durante varias semanas, Galileo llegó a la conclusión de que no eran estrellas sino cuerpos planetarios que orbitaban alrededor de Júpiter. Estas cuatro estrellas han llegado a ser conocidas por el nombre de satélites Galileanos.

Durante los siglos posteriores se descubrieron otras 12 lunas hasta alcanzar un total de 16. Finalmente, en 1979, salieron a la luz los secretos de estos nuevos mundos congelados gracias a los viajes de las naves espaciales Voyager durante su travesía por el sistema joviano. De nuevo, en 1996, la exploración de estos mundos dió un gran salto adelante con el comienzo de la misión Galileo, encargado de observar una gran temporada a Júpiter y sus satélites.

Doce de las lunas de Júpiter son relativamente pequeñas y parecen haber sido capturadas más probablemente que formadas en órbita alrededor de Júpiter. Las cuatro grandes lunas Galileanas, Io, Europa, Ganimedes y Calisto, se piensa que se formaron por acrección como parte del proceso de formación del propio Júpiter. La siguiente tabla resume el radio, masa, distancia desde el centro del planeta, descubridor y fecha del descubrimiento de cada una de las lunas de Júpiter:

Luna#Radio
(km)
Masa
(kg)
Distancia
(km)
DescubridorFecha
MetisXVI209.56e+16127,969S. Synnott1979
AdrasteaXV12.5x10x7.51.91e+16128,971Jewitt-Danielson1979
AmalteaV135x84x757.17e+18181,300E. Barnard1892
TebeXIV55x457.77e+17221,895S. Synnott1979
IoI1,8158.94e+22421,600Marius-Galileo1610
EuropaII1,5694.80e+22670,900Marius-Galileo1610
GanimedesIII2,6311.48e+231,070,000Marius-Galileo1610
CalistoIV2,4001.08e+231,883,000Marius-Galileo1610
LedaXIII85.68e+1511,094,000C. Kowal1974
HimaliaVI939.56e+1811,480,000C. Perrine1904
LisiteaX187.77e+1611,720,000S. Nicholson1938
ElaraVII387.77e+1711,737,000C. Perrine1905
AnankeXII153.82e+1621,200,000S. Nicholson1951
CarmeXI209.56e+1622,600,000S. Nicholson1938
PasifaeVIII251.91e+1723,500,000P. Melotte1908
SinopeIX187.77e+1623,700,000S. Nicholson1914

Júpiter (planeta)

Júpiter Símbolos astronómico de Júpiter (planeta)
Elementos orbitales
Inclinación 1,30530°
Excentricidad 0,04839266
Período orbital sideral 11a 315d 1,1h
Período orbital sinódico 398,9 días
Velocidad orbital media 13,0697 km/s
Radio orbital medio 778.412.026 km
5,20336301 UA
Satélites 63 conocidos
Características físicas
Masa 1,899×1027 kg
Densidad 1,33 g/cm3
Área de superficie 6,41×1010 km2
Diámetro 142.984 km
Gravedad 23,12 m/s2
Velocidad de escape 59,54 km/s
Periodo de rotación 9h 55,5m
Inclinación axial 3,12°
Albedo 0,52
Características atmosféricas
Presión 70 kPa
Temperatura
Mínima 110 K
-163,15 °C
Media 152 K
-121,15 °C
Máxima 198 K
-75,15 °C
Composición
Hidrógeno >81%
Helio >17%
Metano 0,1%
Vapor de Agua 0,1%
Amoníaco 0,02%
Etano 0,0002%
Fosfina 0,0001%
Sulfuro de hidrógeno <0,0001%

Comparación con la Tierra

Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).

Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (318 veces más pesado que la Tierra y 3 veces más que Saturno).

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h), se piensa que puede ser una "Estrella fallida" debido a sus grandes cantidades de hidrógeno y helio.

Contenido

[ocultar]

Características generales [editar]

Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,47 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. Más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a su masa. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas de campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s, en la zona ecuatorial, a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.

El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.

Tomando como referencia la distancia al Sol Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.


Masa [editar]

La masividad de Júpiter es tal, que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor) es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1317 Tierras, pero su peso es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares.

Si Júpiter tuviera más masa que la actual, el planeta podría encogerse. El radio apenas cambiaría en el caso de pequeñas variaciones en su masa, y si es cuatro veces ésta, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumente. Como resultado, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.

Si bien Júpiter necesitaría tener 75 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana rojainestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática. La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro de casi el doble de su tamaño actual. más pequeña que se conoce tiene sólo un 30 por ciento más de radio que Júpiter. A pesar de esto, Júpiter irradia más calor del que recibe del sol. La cantidad de calor que se produce dentro del planeta es casi igual a toda la radiación solar que recibe. La diferencia de calor desencadenada, es generada por la

Atmósfera [editar]

Artículo principal: Atmósfera de Júpiter
Júpiter visto por la sonda espacialVoyager 1

La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual.[1] Se compone en su mayoría de Hidrógeno (87%) y Helio (13%), además de contener Metano, Vapor de agua, Amoniaco, y Sulfuro de hidrógeno, todas estas con < id="cite_ref-1" class="reference">[2]

Bandas y Zonas [editar]

El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras llamadas Zonas, todos ellos en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). También Júpiter es el planeta con mayor fuerza de rotación, ya que tiende a rotar con una fuerza de 2.000.000 de toneladas.

La Gran Mancha Roja [editar]

Artículo principal: Gran Mancha Roja

El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkesla gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h. a finales del siglo XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente en un principio se pensó que

En marzo de 2006 se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 1940, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000, dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA, [3] cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. [4] La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso por tanto de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

Estructura de nubes [editar]

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4HS. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.

Galería de imágenes de la nubosidad en Júpiter

Estructura interna [editar]

Interior de Júpiter

En el interior del planeta el hidrógeno, helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de éste planeta hasta entre 14 y 18 masas terrestres,[5] y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo,[6] además de existir la posibilidad de que el núcleo fuera mayor en un principio, pero que las corrientes convectivas de hidrógeno metálico caliente le hubieran hecho perder masa). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

El mismo modelo mencionado antes que da una masa mayor al núcleo del planeta considera que éste tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO -que será lanzada en 2010- pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.

Magnetosfera [editar]

Auroras observadas en el UV en Júpiter.
Imagen esquemática mostrando el toro de partículas ionizadas atrapadas en la magnetosfera del planeta. Es de destacar la interacción de la magnetosfera con partículas cargadas provenientes de los satélites interiores Ío y Europa.

Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la TierraLuna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes de la luna Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta. ocupando un espacio equivalente al de la

Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.

Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniendo más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.

Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunas de sus lunas, particularmente Ío y también en menor medida Europa.

Satélites [editar]

Artículo principal: Lunas de Júpiter
Imágenes globales y detalles superficiales en los cuatro satélites principales de Júpiter. De izquierda a derecha son: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto.
Composición de imagen de los cuatro satélites en tamaño relativo a Júpiter
Imagen en infrarrojo cercano de Júpiter, con tres eclipses de sus lunas simultáneos, tomada por el Hubble.

Satélites galileanos [editar]

Artículo principal: Satélites Galileanos

Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se los llama en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se los denominaba por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. Originalmente, Galileo bautizó a los satélites como "Mediceos", en honor a Cosme de Médicis, duque de Florencia. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el Sol en el centro del Universo), en la cual era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter.

Los cuatro satélites principales son muy distintos entre sí. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie en constante renovación y calentado por efectos de marea provocados por Júpiter y Europa. Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua e incluso la presencia de vida. Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el satélite más grande de todo el sistema solar. Está compuesto por un núcleo de hierro cubierto por un manto rocoso y de hielo. Calisto se caracteriza por ser el cuerpo que presenta mayor cantidad de cráteres producidos por impactos en todo el sistema solar.


Principales Satélites naturales de Júpiter
Nombre Diámetro (km) Masa (kg) Radio orbital medio
radio (km)
Período orbital
Ío 3.643,2 8,94×1022 421.600 1,769138 días
Europa 3.122 4,8×1022 671.100 3,551181 días
Ganímedes 5.262 1,48×1023 1.070.400 7,154553 días
Calisto 4.821 1,08×1023 1.882.700 16,68902 días


Satélites menores [editar]

Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 63. Estos satélites menores se pueden dividir en dos grupos:

Asteroides troyanos [editar]

Además de sus satélites, el campo gravitacional de Júpiter controla las órbitas de numerosos asteroides que se encuentran situados en los puntos de LagrangeIlíada. El primero de estos asteroides en ser descubierto fue 588 Aquiles, por Max Wolf en 1906. En la actualidad se conocen cientos de asteroides troyanos. El mayor de todos ellos es el asteroide 624 Héctor. precediendo y siguiendo a Júpiter en su órbita alrededor del Sol. Estos asteroides se denominan asteroides troyanos y se dividen en cuerpos griegos y troyanos para conmemorar la

Sistema de anillos [editar]

Artículo principal: Anillos de Júpiter
Imagen del anillo principal de Júpiter obtenida por la sonda Voyager 2.

Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de anchura, orbita el planeta a cerca de 1.000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.

Los anillos tienen tres segmentos: el más interno denominado halo (con forma de toro en vez de anillo), el intermedio que se considera el principal por ser el más brillante y el exterior, más tenue pero de mayor tamaño. Los anillos parecen formados por polvo en vez de hielo como los anillos de Saturno. El anillo principal está compuesto probablemente por material de los satélites Adrastea y Metis, este material se ve arrastrado poco a poco hacia Júpiter gracias a su fuerte gravedad. A su vez se va reponiendo por los impactos sobre estas lunas que se encuentran en la misma órbita que el anillo principal. Las lunas Amaltea y Tebas realizan una tarea similar, proveyendo de material al anillo exterior.

Formación de Júpiter [editar]

Las teorías de formación del planeta son de dos tipos:

  • formación a partir de un núcleo de hielos de una masa en torno a 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de la nebulosa protosolar
  • formación temprana por colapso gravitatorio directo como ocurriría en el caso de una estrella.

Ambos modelos tienen implicancias muy distintas para los modelos generales de formación del Sistema Solar y de los sistemas de planetas extrasolares. En ambos casos los modelos tienen dificultades para explicar el tamaño y masa total del planeta, su distancia orbital de 5 UA, que parece indicar que Júpiter no se desplazó sustancialmente de la región de formación, y la composición química de su atmósfera, en particular de gases nobles, enriquecidos con respecto al Sol. El estudio de la estructura interna de Júpiter, y en particular, la presencia o ausencia de un núcleo interior permitiría distinguir ambas posibilidades.

Las propiedades del interior del planeta pueden explorarse de manera remota a partir de las perturbaciones gravitatorias detectadas por una sonda espacial cercana.

Actualmente existen propuestas de misiones espaciales para la próxima década que podrían responder a estos interrogantes.

Impacto del cometa SL9 [editar]

Imagen de los restos de uno de los impactos del cometa Shoemaker-Levy 9 en la atmósfera de Júpiter capturada por el telescopio espacial Hubble

En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado por la acción de la gravedad de Júpiter en 20/22 fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.

Numerosos observatorios realizaron campañas intensivas de observación del planeta con motivo de este suceso único incluyendo el telescopio espacial Hubble y la sonda Galileo que en aquel momento se encontraba acercándose todavía al planeta. Los impactos mostraron la formación de impresionantes bolas de fuego en los minutos posteriores a cada impacto de cuyo análisis se pudo deducir la masa de cada uno de los fragmentos del cometa. Los restos dejados en la atmósfera se observaron como nubes negras en expansión durante semanas propagándose como ondas de choque. Sus propiedades permitieron analizar tanto propiedades del cometa como de la atmósfera joviana y su interior profundo por métodos análogos a los de la sismología terrestre. Los restos del cometa pudieron ser detectados durante varios años en la alta atmósfera del hemisferio Sur de Júpiter, presentes como partículas finas oscuras y mediante una mayor concentración atmosférica de determinados compuestos químicos aportados por el cometa.

Se ha estimado que Júpiter, debido a su gran masa, perturba las regiones cometarias como la nube de Oort atrayendo la mayoría de los cometas que caen sobre el Sistema Solar interior. No obstante, también los acerca sobre sí mismo por lo que es difícil estimar la importancia que tiene Júpiter en la llegada de cometas a la Tierra.

Impacto 20 de julio de 2009 [editar]

Foto tomada por el Telescopio Espacial Hubble del impacto en Júpiter de 2009[7] que dejó una mancha de 8.000 Km de extensión.

El día 20 de julio de 2009 un astrónomo aficionado australiano descubre un impacto en la atmósfera de Júpiter, cerca del polo sur, del tamaño similar al diámetro de la Tierra. Científicos del Laboratorio de Propulsión (JPL) de Pasadena, confirmaron el impacto utilizando un gran telescopio de infrarrojos que la NASA tiene en la isla hawaiana de Mauna Kea.[8]

El objeto causante del impacto, con un diámetro estimado de entre 100 y 500 metros, provocó que partículas llegaran hasta la parte más elevada de la atmósfera planetaria y un aumento de temperatura en la troposfera, posiblemente provocada por emisión de gases derivada del choque.

Inicialmente no se sabe si el objeto era un asteroide o un cometa. El impacto fue descubierto por casualidad y ocurrió 15 años después del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9.

Exploración espacial de Júpiter [editar]

Júpiter vista desde la tierra, que muestra la sombra que aparentemente Io
Artículo principal: Exploración de Júpiter

Júpiter ha sido visitado por varias misiones espaciales de NASA desde 1973.

Las misiones Pioneer 10 y Pioneer 11 realizaron una exploración preliminar con sobrevuelos del planeta. La sonda Pioneer 10 sobrevoló Júpiter por primera vez en la historia en diciembre de 1973. La sonda Pioneer 11 le siguió justo un año después. Se tomaron las primeras fotos cercanas de Júpiter y de los satélites galileanos, se estudió su atmósfera, se detectó su campo magnético y se estudiaron sus cinturones de radiación.

Las misiones Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter en 1979 revolucionando el conocimiento que se tenía del planeta y sus lunas y descubriendo también su sistema de anillos. Se descubrió que su luna Ío tenía una actividad volcánica extraordinaria y que Júpiter también poseía anillos.

En 1995 la misión Galileo, que constaba de una sonda y un orbitador, inició una misión de exploración del planeta de 7 años. Aunque la misión tuvo importantes problemas con la antena principal que retransmitía los datos a la Tierra, consiguió enviar informaciones con una calidad sin precedentes sobre los satélites de Júpiter, descubriendo los océanos subsuperficiales de Europa y varios ejemplos de vulcanismo activo en Ío. La misión concluyó lanzando al orbitador contra el propio planeta para evitar una colisión futura con Europa que pudiera contaminar sus hielos.

En diciembre de 2000 la misión espacial Cassini/Huygens realizó un sobrevuelo lejano en su viaje con destino a Saturno obteniendo un conjunto de datos comparable en cantidad a los sobrevuelos realizados por las Voyager pero con una calidad de las observaciones mucho mejor. A finales de febrero de 2007 el planeta Júpiter fue visitado por la sonda New Horizons en su viaje a Plutón.

Están en estudio misiones dedicadas a la observación de Júpiter y su luna Europa por parte de las agencias espaciales NASA y ESA.

Véase también [editar]

Referencias [editar]

  1. Guillot, T. (1999). «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn». Planetary and Space Science 47 (10-11). 1183-1200.
  2. Atreya, S., Wong, A. (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes». Space Science Reviews 116. 121–136.
  3. Youssef, A. y Marcus, P. S. (2003). «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger». Icarus 162. 74-93.
  4. Simon-Miller, A. A.; Chanover, N. J.; Orton, G. S.; Sussman, M.; Tsavaris, I. G. y Karkoschka, E. (2006). «Jupiter's White Oval turns red». Icarus 185. 558-562.
  5. Las últimas simulaciones de ordenador duplican el tamaño del núcleo de Júpiter
  6. NOTE: New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models
  7. Dennis Overbye. «Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’», New York Times, 2009-07-24. Consultado el 2009-07-25. (en Inglés)
  8. Nuevo "bombardeo" en Júpiter
  • The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press y Sky Publishing Corporation, ISBN 0-933346-86-7 (1999).
  • The Giant Planet Jupiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0-521-41008-8 (1995).
  • Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Ed. F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Cambridge University Press (2004).
  • Worlds in the Sky, W. Sheehan, University of Arizona Press, (1992).
  • Clarke, Arthur C. (1989). 2061: Odyssey Three, Del Rey. ISBN 0-345-35879-1.

Enlaces externos [editar]




No hay comentarios:

Publicar un comentario en la entrada