Breve descripción del planeta júpiter. Atmósfera y estructura interna de Júpiter. El campo magnético y los anillos en Júpiter Júpiter la presencia de la atmósfera su composición
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Compuesto la atmósfera de Júpiter es un gigante gaseoso en el sistema solar. Descripción de la estructura, estructura de la atmósfera, la Gran Mancha Roja, foto, densidad, presión.
De hecho, es una tontería determinar la presencia de la atmósfera de Júpiter, porque este es todo el planeta, ya que no tiene una corteza sólida. Esta es una masa continua de hidrógeno y helio con impurezas de otros gases y aire. Veamos cómo es la atmósfera de Júpiter y qué elementos químicos están representados.
Composición atmosférica de Júpiter
Ante ti hay una gran acumulación de hidrógeno (90%). El 10% restante es helio, así como pequeñas cantidades de metano, amoníaco, azufre y vapor de agua. La estructura atmosférica de Júpiter se muestra en la foto.
Si pasa de las capas exteriores a las interiores, sentirá un aumento de la temperatura y la presión. Por eso los gases se dividen en capas. En profundidad, el hidrógeno se transforma de gas a líquido y también puede volverse metálico.
Capas atmosféricas de Júpiter
Los científicos han calculado que en la superficie atmosférica la presión es igual a un bar, lo que corresponde a la situación en la superficie terrestre. Luego viene la troposfera (50 km). Está representado por amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua, formando atractivas y notorias líneas rojas y blancas. Los blancos (más fríos) se denominan zonas (el gas sube) y los rojos, cinturones (los gases caen).
La mayoría de las veces, estas áreas están separadas por corrientes de viento, pero a veces las estructuras de nubes congeladas se superponen a las bandas rojas y las ensombrecen durante un cierto período. Los científicos incluso lograron arreglar el borrado periódico de la franja sur, pero la del norte no cambia. Las densas nubes de agua también afectan la dinámica. Si sube más, siente una fuerte caída de la temperatura: de -160°C a -100°C.
Luego viene la estratosfera (320 km), que contiene neblina de hidrocarburos. Aquí la temperatura se puede mantener a -100°C. La estratosfera se asemeja a la troposfera, ya que es calentada por los rayos del sol y el calor interno del planeta. Cuanto más alta es la temperatura, más rápido es el movimiento. La capa termina en un punto donde la presión supera mil veces la presión de la tierra.
Por encima está la termosfera (1000 km sobre la superficie) con una temperatura de 725°C. Es aquí en los polos donde ocurren las auroras. Además, la termosfera es capaz de crear un tenue resplandor que evita que el cielo nocturno se sumerja por completo en la oscuridad. La capa es calentada por partículas de la magnetosfera, así como por el sol.
En la parte superior está la exosfera, en la que las partículas de gas se propagan hacia el espacio exterior. No tiene una división clara.
Gran Mancha Roja en la atmósfera de Júpiter
Gracias a las rayas rojas y blancas, Júpiter sorprende por su belleza. La característica sobresaliente es la Gran Mancha Roja. Fue descubierto en el siglo XVII. Representa la tormenta más fuerte ubicada en el lado sur de la línea ecuatorial. Estos huracanes se pueden ver a través de telescopios.
El ciclón tarda 6 días en girar. Es tan grande que dos Tierras caben fácilmente allí. Cierto, estudios recientes dicen que se puede reducir.
Dado que la Gran Mancha Roja es más fría que la banda, debe estar más alta en la atmósfera del planeta Júpiter. Si bien no hay datos exactos sobre la causa de la aparición de la luz roja.
Después de un tercio del camino al planeta, el hidrógeno se vuelve metálico, lo que genera cargas eléctricas. Esto ayuda a controlar el fuerte campo magnético. Júpiter gira extremadamente rápido alrededor de su eje (una vez cada 9,9 horas), por lo que fácilmente alimenta el campo con electricidad.
El campo magnético de Júpiter es 20 veces mayor que el de la Tierra. Además, los radioaficionados pueden escuchar tormentas electromagnéticas. A veces, estas señales son incluso más fuertes que las solares.
A diferencia de la Tierra, la atmósfera de Júpiter no tiene mesosfera. No hay una superficie sólida en Júpiter, y el nivel más bajo de la atmósfera, la troposfera, pasa suavemente al océano de hidrógeno del manto. No existen límites claros entre líquido y gas, porque la temperatura y la presión en este nivel son mucho más altas que los puntos críticos para el hidrógeno y el helio. El hidrógeno se convierte en un fluido supercrítico a unos 12 bar.
Troposfera: incluye un sistema complejo de nubes y nieblas, con capas de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua. Las nubes de amoníaco superiores observadas en la "superficie" de Júpiter están organizadas en numerosas bandas paralelas al ecuador y delimitadas por fuertes corrientes atmosféricas zonales (vientos) conocidas como "chorros". Las rayas tienen diferentes colores: las rayas más oscuras se denominan comúnmente "cinturones" y las más claras se denominan "zonas". Las zonas son áreas de flujos ascendentes que tienen una temperatura más baja que los cinturones, áreas de flujos descendentes.
El origen de la estructura de franjas y chorros no se conoce con certeza, se han propuesto dos modelos de esta estructura. El modelo de superficie asume que estos son fenómenos de superficie sobre regiones interiores estables. El modelo profundo asume que las rayas y los chorros son manifestaciones superficiales de una circulación profunda que ocurre en el manto joviano, que consiste en hidrógeno molecular y está organizado como un sistema de cilindros.
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Los primeros intentos de explicar la dinámica de la atmósfera de Júpiter se remontan a la década de 1960. Se basaron en parte en la meteorología terrestre, bien desarrollada en ese momento. Se suponía que los flujos atmosféricos en Júpiter surgen debido a la turbulencia, que a su vez se sustenta en la convección húmeda en la capa exterior de la atmósfera (por encima de las nubes). La convección húmeda es un fenómeno asociado a la condensación y evaporación del agua, es uno de los principales fenómenos que inciden en la formación del clima terrestre. La aparición de flujos en este modelo está asociada con la bien conocida propiedad de la turbulencia bidimensional, la llamada cascada inversa, en la que pequeñas estructuras turbulentas (vórtices) se fusionan y forman vórtices más grandes. Debido al tamaño finito del planeta, tales estructuras no pueden crecer más allá de una escala característica, para Júpiter esto se llama la escala de Rin. Esto se debe a la influencia de las ondas de Rossby. El mecanismo es este: cuando la estructura turbulenta más grande alcanza cierto tamaño, la energía comienza a fluir en ondas de Rossby, y no en una estructura más grande, la cascada inversa se detiene. En un planeta esférico que gira rápidamente, la relación de dispersión de las ondas de Rossby es anisotrópica, por lo que la escala de Reines en la dirección de los paralelos es mayor que en la dirección del meridiano. Como resultado, se forman estructuras a gran escala, estiradas paralelas al ecuador. Su extensión meridional parece ser la misma que la anchura real de los arroyos. Así, en los modelos cercanos a la superficie, los vórtices transfieren energía a los flujos y, por lo tanto, deben desaparecer. |
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Modelos de superficie de la atmósfera de Júpiter |
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El primer modelo de profundidad fue propuesto por Busse en 1976. Se basa en el conocido teorema de Taylor-Prudman en hidrodinámica, que es el siguiente: en cualquier fluido ideal barotrópico que gira rápidamente, los flujos se organizan en una serie de cilindros paralelos al eje de rotación. Las condiciones del teorema probablemente se cumplan en las condiciones del interior de Júpiter. Por lo tanto, el manto de hidrógeno de Júpiter bien puede estar dividido en muchos cilindros, en cada uno de los cuales la circulación es independiente. En aquellas latitudes donde los límites exterior e interior de los cilindros se cruzan con la superficie visible del planeta, se forman flujos y los propios cilindros son visibles como zonas y cinturones. |
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Modelos de profundidad de la atmósfera de Júpiter |
Una variedad de fenómenos activos ocurren en la atmósfera de Júpiter, como inestabilidad de bandas, remolinos (ciclones y anticiclones), tormentas y relámpagos. Los vórtices parecen grandes manchas rojas, blancas y marrones (óvalos). Las dos manchas más grandes, la Gran Mancha Roja (GRS) y el BA ovalado, son de color rojizo. Ellos, como la mayoría de las otras manchas grandes, son anticiclones. Los anticiclones pequeños suelen ser blancos. Se supone que la profundidad de los remolinos no supera varios cientos de kilómetros.
Ubicado en el hemisferio sur, el BKP es el vórtice más grande conocido en el sistema solar. Este vórtice podría albergar varios planetas del tamaño de la Tierra y existe desde hace al menos 350 años. El óvalo BA, que se encuentra al sur del BKP y es tres veces más pequeño que este último, es una mancha roja que se formó en 2000 cuando se fusionaron tres óvalos blancos.
Fuertes tormentas con tormentas eléctricas azotan constantemente a Júpiter. Una tormenta es el resultado de la convección húmeda en la atmósfera asociada con la evaporación y condensación del agua. Estas son áreas de fuerte movimiento ascendente de aire, lo que conduce a la formación de nubes brillantes y densas. Las tormentas se forman principalmente en las regiones del cinturón. Las descargas de rayos en Júpiter son mucho más fuertes que en la Tierra, pero hay menos, por lo que el nivel promedio de actividad de los rayos es cercano al de la Tierra.
La sonda Galileo obtuvo información sobre el estado de la atmósfera superior durante su descenso a la atmósfera de Júpiter.
Dado que el límite inferior de la atmósfera no se conoce con exactitud, se considera que un nivel de presión de 10 bar, 90 km por debajo de la presión de 1 bar, con una temperatura de unos 340 K, es la base de la troposfera. En la literatura científica, se suele elegir un nivel de presión de 1 bar como punto cero para las alturas de la "superficie" de Júpiter. Al igual que en la Tierra, el nivel superior de la atmósfera, la exosfera, no tiene un límite bien definido. Su densidad disminuye gradualmente y la exosfera pasa suavemente al espacio interplanetario aproximadamente a 5000 km de la "superficie".
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Las capas de nubes se encuentran más profundas de lo esperado, incluidas las nubes de amoníaco pesado, según los datos de la nave espacial Juno. En lugar de estar confinado a las capas superiores de las nubes, el amoníaco parece estar concentrado mucho más profundo, a profundidades de 350 kilómetros. La firma de amoníaco se registró entre las nubes superficiales (que comienzan a una profundidad de 100 km) y la región convectiva (500 km). |
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Atmósfera de Júpiter |
Las variaciones verticales de temperatura en la atmósfera joviana son similares a las de la Tierra. La temperatura de la troposfera disminuye con la altura hasta que alcanza un mínimo llamado tropopausa, que es el límite entre la troposfera y la estratosfera. En Júpiter, la tropopausa está a unos 50 km por encima de las nubes visibles (o el nivel de 1 bar), donde la presión y la temperatura están cerca de 0,1 bar y 110 K. unos 320 km y 1 mbar. En la termosfera, la temperatura continúa aumentando, llegando finalmente a 1000 K a aproximadamente 1000 km y a una presión de 1 nanobar.
La troposfera de Júpiter se caracteriza por una estructura compleja de nubes. Las nubes superiores, ubicadas a un nivel de presión de 0,6-0,9 bar, consisten en hielo de amoníaco. Se supone que hay una capa inferior de nubes, compuesta por hidrosulfuro de amonio (o sulfuro de amonio) (entre 1-2 bar) y agua (3-7 bar). Definitivamente no son nubes de metano, ya que la temperatura allí es demasiado alta para que se condense. Las nubes de agua forman la capa más densa de nubes y tienen una fuerte influencia en la dinámica atmosférica. Este es el resultado del alto calor de condensación del agua y su mayor contenido en la atmósfera en comparación con el amoníaco y el sulfuro de hidrógeno (el oxígeno es un elemento químico más común que el nitrógeno o el azufre).
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Un ejemplo de nubes de amoníaco en Júpiter
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Atmósfera de Júpiter |
Varias capas de niebla troposférica (200-500 mbar) y estratosférica (10-100 mbar) se encuentran por encima de la capa principal de nubes. Estos últimos consisten en hidrocarburos aromáticos policíclicos pesados condensados o hidracina, que se forman en la estratosfera (1-100 microbares) bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar sobre el metano o el amoníaco. La abundancia de metano en relación con el hidrógeno molecular en la estratosfera es de 10 -4 , mientras que la proporción de otros hidrocarburos, como el etano y el acetileno, con respecto al hidrógeno molecular es de aproximadamente 10 -6 .
La termosfera de Júpiter se encuentra a un nivel de presión por debajo de 1 microbar y se caracteriza por fenómenos como el resplandor atmosférico, la aurora y los rayos X. Dentro de este nivel de la atmósfera, un aumento en la densidad de electrones e iones forma la ionosfera. Las razones del predominio de las altas temperaturas (800-1000 K) en la atmósfera no han sido del todo explicadas; los modelos actuales no predicen temperaturas superiores a 400 K. Esto puede deberse a la adsorción de radiación solar de alta energía (ultravioleta o rayos X), el calentamiento de partículas cargadas por la aceleración en la magnetosfera de Júpiter o la dispersión de ondas gravitacionales que se propagan hacia arriba.
En latitudes y polos bajos, la termosfera y la exosfera son fuentes de rayos X, que fueron observadas por primera vez por el Observatorio Einstein en 1983. Las partículas energéticas de la magnetosfera de Júpiter son responsables de los óvalos aurorales brillantes que rodean los polos. A diferencia de sus contrapartes terrestres, que aparecen solo durante las tormentas magnéticas, las auroras en la atmósfera de Júpiter se observan constantemente. La termosfera de Júpiter es el único lugar fuera de la Tierra donde se ha encontrado un ion triatómico (H 3 +). Este ion provoca una fuerte emisión en el infrarrojo medio en longitudes de onda entre 3 y 5 µm y actúa como el principal refrigerante de la termosfera.
Composición química
La atmósfera de Júpiter se ha estudiado más completamente en relación con otras atmósferas de gigantes gaseosos, ya que fue investigada directamente por la nave espacial de descenso Galileo, que fue lanzada a la atmósfera de Júpiter el 7 de diciembre de 1995. También son fuentes de información las observaciones del Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO), las sondas interplanetarias Galileo y Cassini, así como datos de observaciones desde tierra.
La envoltura gaseosa que rodea a Júpiter está compuesta predominantemente de hidrógeno molecular y helio. La cantidad relativa de helio es 0,157 ± 0,0036 en relación con el hidrógeno molecular en términos de número de moléculas y su fracción de masa, 0,234 ± 0,005, es ligeramente inferior al valor primario en el sistema solar. La razón de esto no está del todo clara, pero al ser más denso que el hidrógeno, la mayor parte del helio puede condensarse en el núcleo de Júpiter. La atmósfera también contiene muchos compuestos simples, como agua, metano (CH 4), sulfuro de hidrógeno (H 2 S), amoníaco (NH 3) y fosfina (PH 3). Su abundancia relativa en la troposfera profunda (por debajo de 10 bar) implica que la atmósfera de Júpiter es 3-4 veces más rica en carbono, nitrógeno, azufre y posiblemente oxígeno que el Sol. El número de gases nobles, como el argón, el criptón y el xenón, supera al del Sol (ver tabla), mientras que el neón es claramente inferior. Otros compuestos químicos, arsina (AsH 3) y german (GeH 4), están presentes solo en cantidades mínimas. La atmósfera superior de Júpiter contiene pequeñas cantidades relativas de hidrocarburos simples: etano, acetileno y diacetileno, que se forman bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar y las partículas cargadas que llegan de la magnetosfera de Júpiter. Se cree que el dióxido de carbono, el monóxido de carbono y el agua en la atmósfera superior deben su presencia a los impactos en la atmósfera de Júpiter de cometas como el cometa Shoemaker-Levy 9. El agua no puede provenir de la troposfera porque la tropopausa, que actúa como una trampa fría, efectivamente impide el ascenso del agua al nivel de la estratosfera.
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Elemento |
Sol |
Júpiter/Sol |
3,6 ± 0,5 (8 bares) |
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0,033 ± 0,015 (12 bares) |
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La prevalencia de elementos en la proporción. |
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Actitud |
Sol |
Júpiter/Sol |
0,0108±0,0005 |
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2,3±0,3*10 -3 |
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1,5 ± 0,3*10 -4 |
1,66 ± 0,05*10 -4 |
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3,0±0,17*10 -5 |
2,25±0,35*10 -5 |
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Relación de isótopos en Júpiter y el Sol |
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Las observaciones desde tierra, así como las observaciones desde naves espaciales, han llevado a un mejor conocimiento de la proporción de isótopos en la atmósfera de Júpiter. En julio de 2003, el valor aceptado para la cantidad relativa de deuterio es (2,25 ± 0,35)*10 -5 , que es probablemente el valor original de la nebulosa protosolar a partir de la cual se formó el sistema solar. La proporción de isótopos de nitrógeno de 15 N y 14 N en la atmósfera de Júpiter es de 2,3 * 10 -3, que es un tercio inferior a la de la atmósfera terrestre (3,5 * 10 -3). Este último descubrimiento es particularmente significativo, ya que las teorías anteriores sobre la formación del sistema solar creían que los valores terrestres de los isótopos de nitrógeno eran primordiales.
A diferencia de las nubes de la Tierra, que consisten únicamente en agua, las nubes de Júpiter contienen varios compuestos de hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno, azufre y fósforo. Su composición está determinada por la presión, la temperatura, la iluminación y los movimientos atmosféricos. Desde hace mucho tiempo se sabe que el amoníaco (NH 3) y el metano (CH 4) están presentes en la atmósfera de Júpiter, cuyas moléculas contienen una gran cantidad de hidrógeno. Pero el amoníaco, el metano, el vapor de agua, el hidrosulfuro de amonio (NH 3 H 2 S) son todos componentes pequeños de la parte de la atmósfera de Júpiter accesible para estudiar. Tenga en cuenta que las fuertes bandas de vapor de amoníaco inherentes a Júpiter apenas se notan alrededor de Saturno, mientras que Urano y Neptuno no las tienen en absoluto, ya que todo el amoníaco está congelado en las profundidades de sus capas de nubes. Por otro lado, las bandas de metano de estos planetas se vuelven muy anchas y ocupan una parte importante del espectro en su parte rojo-azul, lo que le da a estos planetas un color azul-verde.
En el nivel de las nubes de Júpiter, el contenido de vapor de agua es 1,5*10 -3, metano 8,3*10 -3, hidrosulfuro de amonio en fase gaseosa 2,8*10 -5, amoníaco 1,7*10 -4. Al mismo tiempo, el contenido de amoníaco es variable y depende de la altura. Es él quien forma la capa de nubes visible; su temperatura de condensación depende de la presión y es de 130-200 K, lo que en promedio coincide con lo que se observa a nivel de las nubes. A una temperatura de 165 K, la presión del amoníaco sobre los cristales de hielo de amoníaco es de 1,9 mbar y se duplica a 170 K. Para condensar el metano a las mismas presiones, se necesita una temperatura mucho más baja, 79 K. Por lo tanto, el metano en la atmósfera de Júpiter en una fase sólida, aparentemente no se condensa.
En las nubes, junto con los cristales, deben estar presentes gotas de amoníaco líquido. El color de las nubes con tal mezcla es blanco con un ligero tinte amarillento, característico de las zonas. Sin embargo, se necesita algún otro agente colorante para explicar los tonos marrón rojizo de los cinturones. Aparentemente, la fosfina (PH 3), un compuesto gaseoso de fósforo con hidrógeno, cuyo contenido es de aproximadamente 6 * 10 -7, le da a los cinturones algunos tonos de color. A temperaturas de 290 a 600 K, se descompone con liberación de fósforo rojo. Por el contrario, a bajas temperaturas, el fósforo se recombina con hidrógeno. El color de las nubes también se puede asociar con polisulfuros de hidrógeno y amonio y azufre. La lista de gases presentes en la atmósfera de Júpiter también incluye etano, acetileno y una pequeña cantidad de ácido cianhídrico (HCN).
Cabe recordar que la superficie visible de las nubes es una capa delgada, de apenas unas decenas de kilómetros. Debajo de las nubes de amonio cristalino hay otras capas: de sulfito de amonio, una solución acuosa de amoníaco, de cristales de hielo de agua y, finalmente, de gotas de agua.
Zonas, cinturones y vórtices
La superficie visible de Júpiter está dividida en muchas bandas paralelas al ecuador. Hay dos tipos de bandas: zonas relativamente claras y bandas oscuras. La amplia zona ecuatorial (EZ) se extiende aproximadamente entre las latitudes 7°S y 7°N. Por encima y por debajo de la EZ se encuentran los cinturones ecuatoriales del norte y del sur (NEB y SEB) que se extienden hasta los 18°N y 18°S respectivamente. Más lejos del ecuador se encuentran las Zonas Tropicales del Norte y del Sur (NtrZ y STrZ). Esta alternancia constante de cinturones y zonas continúa hasta los 50°S y N, donde sus manifestaciones visibles se vuelven algo menos perceptibles. Los cinturones probablemente continúan hasta unos 80° norte o sur hacia los polos.
La diferencia de coloración entre las zonas y cinturones radica en las diferencias entre la opacidad de las nubes. Las concentraciones de amoníaco son más altas en las zonas, lo que da como resultado nubes más densas de hielo de amoníaco en altitudes más altas, lo que a su vez hace que las zonas sean más brillantes. Por otro lado, las nubes del cinturón son más delgadas y están ubicadas en altitudes más bajas. La troposfera superior es más fría en las zonas y más cálida en los cinturones. Se desconoce la naturaleza exacta de las sustancias que hacen que las zonas y cinturones de Júpiter sean tan "coloridos", pero pueden incluir compuestos complejos de azufre, fósforo y carbono.
Los cinturones de Júpiter están bordeados por flujos atmosféricos zonales (vientos), que se denominan "chorros". Los chorros que se mueven hacia el oeste (movimiento retrógrado) generalmente se observan cuando se mueven de zonas a cinturones (más lejos del ecuador), mientras que los que se mueven hacia el este (movimiento normal) generalmente se observan cuando se mueven de cinturones a zonas. Los modelos de la atmósfera de Júpiter sugieren que los vientos zonales disminuyen en la velocidad del cinturón y aumentan en las zonas desde el ecuador hasta los polos. Por lo tanto, el gradiente de viento en los cinturones es ciclónico y en las zonas es anticiclónico. La zona ecuatorial es una excepción a la regla, en la que hay un fuerte movimiento de chorros hacia el este, y el mínimo local de velocidad del viento se encuentra exactamente en el ecuador. La velocidad de los chorros en Júpiter es muy alta, en algunos lugares alcanza los 100 m/s. Esta velocidad corresponde a nubes de amoniaco situadas en el rango de presión de 0,7-1 bar. Los chorros que giran en la misma dirección que Júpiter son más fuertes que los que giran en su contra (retrógrados). Se desconocen las dimensiones verticales de los chorros. Los vientos zonales se extinguen a una altura igual a 2-3 escalas de altitud sobre las nubes. Al mismo tiempo, la velocidad del viento por debajo del nivel de las nubes aumenta solo ligeramente y permanece constante hasta un nivel de presión de 22 bar, la profundidad máxima alcanzada por el módulo de aterrizaje Galileo.
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Representación esquemática de la ubicación de las bandas de nubes de Júpiter, están designadas por sus abreviaturas oficiales. La Gran Mancha Roja y el óvalo BA están ubicados en los trópicos del sur y las zonas templadas del sur, respectivamente. La atmósfera de Júpiter se divide en zonas y cinturones, y cada uno de ellos tiene su propio nombre y tiene características distintivas especiales. Comienzan en las regiones polares del sur y del norte, que se extienden desde los polos hasta unos 40-48° N/S. Estas áreas de color gris azulado generalmente no tienen rasgos distintivos. La textura de la nubosidad, típica de cinturones y zonas, a veces se ve perturbada por perturbaciones atmosféricas (perturbaciones). Una de estas perturbaciones particularmente estables y de larga duración en la Zona Tropical Sur se denomina " Perturbación tropical del sur» (ETS). La historia de la observación marca uno de los períodos más largos de existencia de la STD, cuando se pudo distinguir claramente desde 1901 hasta 1939. La perturbación fue notada por primera vez por Percy B. Molesworth el 28 de febrero de 1901. La perturbación resultó en un oscurecimiento parcial de la STZ normalmente brillante. Desde entonces, se han observado varias perturbaciones similares en la Zona Tropical Sur. |
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Atmósfera de Júpiter |
El origen de la "estructura de cinta" de las nubes de Júpiter no está del todo claro, pero los mecanismos que la controlan se parecen a la célula de Hadley de la Tierra. La interpretación más simple es que las zonas son lugares de surgencia atmosférica y los cinturones son manifestaciones de surgencia. En las zonas, el aire, ascendiendo y enriquecido con amoníaco, se expande y se enfría, formando nubes altas y densas. En los cinturones, el aire se hunde y se calienta adiabáticamente, y las nubes blancas de amoníaco se evaporan, revelando las nubes más oscuras debajo. La ubicación y el ancho de las bandas en Júpiter son estables y rara vez han cambiado durante el período comprendido entre la década de 1980 y la de 2000. Un ejemplo de un cambio es una ligera disminución en la velocidad del poderoso chorro hacia el este entre las zonas tropicales del norte y las zonas templadas del norte en 23°N. Sin embargo, las rayas cambian de color y la intensidad de los colores con el tiempo.
Dinámica atmosférica
Desde 1966 se sabe que Júpiter irradia mucho más calor del que recibe del Sol. Se supone que la relación entre la potencia de radiación del planeta y la radiación solar recibida es aproximadamente igual a 1,67 ± 0,09. El flujo de calor interno de Júpiter es de 5,44 ± 0,43 W/m 2 , mientras que la potencia radiada total es de 335 ± 26 PW. Este último valor es aproximadamente una mil millonésima parte de la potencia total radiada por el Sol.
La medición de los flujos de calor que emanan de Júpiter mostró que prácticamente no hay diferencias entre las regiones polares y ecuatoriales, sus lados diurno y nocturno. Un papel importante en esto lo juega el suministro de calor debido a la advección: la transferencia de gas en los movimientos horizontales de la atmósfera. En el contexto de la estructura ordenada de cinturones y zonas, remolinos y penachos, se observan flujos de gas rápidos: vientos con una velocidad de hasta 120 m/s. Si tenemos en cuenta la gran capacidad calorífica del hidrógeno, la constancia de la temperatura en diferentes regiones del planeta no será sorprendente.
La razón de la poderosa circulación que entrega calor a la capa de nubes es sin duda el flujo de calor que emana de las entrañas del planeta. En muchos artículos científicos, se puede leer que se libera energía adicional en las profundidades de Júpiter y otros planetas gigantes como resultado de su muy lenta compresión; además, los cálculos muestran que para ello basta con comprimir el planeta unos milímetros al año. Sin embargo, la información sobre la estructura de Júpiter no respalda esta hipótesis.
Un análisis del movimiento de naves espaciales en el campo gravitatorio del planeta permite juzgar la estructura de sus entrañas y el estado de la materia. El movimiento de los vehículos demuestra que se trata de un planeta gas-líquido, formado por una mezcla de hidrógeno y helio, y que no tiene una superficie sólida. La figura de Júpiter es matemáticamente perfecta, que solo puede ser un planeta líquido. El momento de inercia adimensional tiene un valor muy bajo: 0,254. Esto indica una alta concentración de masa en el centro del planeta. Una parte importante de su núcleo se encuentra en estado líquido. Un núcleo líquido es prácticamente incompresible. La fuente del flujo de calor puede ser el calor liberado durante la formación del planeta (hace 4500 millones de años), almacenado en el núcleo y las capas de Júpiter.
Hay evidencia de que en las primeras etapas de la evolución, Júpiter irradió enormes corrientes de energía al espacio. Los satélites galileanos de Júpiter, ubicados incomparablemente más cerca de su planeta que del Sol, recibieron más energía por unidad de área que Mercurio del Sol. Las huellas de estos eventos se conservan en la superficie de Ganímedes. Los cálculos muestran que la luminosidad máxima de Júpiter podría alcanzar 1/10 de la luminosidad del Sol. En los rayos de Júpiter, el hielo se derritió en la superficie de todos los satélites, incluido parcialmente Ganímedes. El calor relicto del planeta se conserva de aquella época lejana. Y en la actualidad, una importante fuente de calor puede ser la inmersión lenta hacia el centro del planeta del helio, que es más denso que el hidrógeno.
La circulación en la atmósfera de Júpiter difiere notablemente de la de la Tierra. La superficie de Júpiter es líquida, no hay superficie sólida. Por lo tanto, la convección puede ocurrir en cualquier región de la envoltura gaseosa exterior. Todavía no existe una teoría completa de la dinámica de la atmósfera de Júpiter. Tal teoría debería explicar los siguientes hechos: la existencia de estrechas bandas estables y flujos simétricos alrededor del ecuador, un poderoso flujo ecuatorial de oeste a este (en la dirección de rotación del planeta), la diferencia entre zonas y cinturones, así como el origen y la estabilidad de grandes remolinos, como la Gran Mancha Roja.
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En las regiones cálidas del planeta cerca del ector, cada celda de convección en la atmósfera de Júpiter levanta materia, donde se enfría y luego la arroja más cerca de los polos. Y este proceso está en curso. A medida que la mezcla de gases asciende, primero se condensan y luego, más arriba, se forman nubes de hidrosulfuro de amonio. Las nubes de amoníaco, ubicadas en las zonas brillantes de Júpiter, aparecen solo en el punto más alto. Las capas superiores de la atmósfera se están moviendo hacia el oeste, en la dirección de rotación del propio planeta. Mientras que las fuerzas de Coriolis empujan las nubes de amoníaco en sentido contrario. |
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Atmósfera de Júpiter |
Prácticamente no hay corrientes meridionales en la atmósfera de Júpiter. Las zonas y cinturones son áreas de flujos ascendentes y descendentes en la atmósfera, que tienen una extensión global en la dirección longitudinal. Estas corrientes atmosféricas, paralelas al ecuador, tienen cierta semejanza con los vientos alisios de la Tierra. Las fuerzas impulsoras de este motor térmico natural son los flujos de calor provenientes de las profundidades del planeta, la energía recibida del Sol, así como la rápida rotación del planeta. Las superficies visibles de zonas y cinturones en este caso deben estar a diferentes alturas. Esto fue confirmado por mediciones térmicas: las zonas resultaron ser más frías que los cinturones. La diferencia de temperaturas muestra que la superficie visible de las zonas se sitúa unos 20 km más arriba. El BKP resultó ser más alto y varios grados más frío que los cinturones. Por el contrario, las manchas azules resultaron ser fuentes de radiación térmica que se elevan desde las capas profundas de la atmósfera. No se encontró una diferencia significativa de temperatura entre las regiones polares y ecuatoriales del planeta. Indirectamente, esto nos permite sacar la siguiente conclusión: el calor interno del planeta juega un papel más importante en la dinámica de su atmósfera que la energía recibida del Sol. La temperatura media a nivel de las nubes visibles se acerca a los 130 K.
Con base en observaciones terrestres, los astrónomos dividieron los cinturones y las zonas de la atmósfera de Júpiter en ecuatoriales, tropicales, templadas y polares. Las masas calientes de gases que se elevan desde las profundidades de la atmósfera en las zonas bajo la acción de las fuerzas de Coriolis significativas en Júpiter se estiran en dirección longitudinal, y los bordes opuestos de las zonas se mueven uno hacia el otro, a lo largo de los paralelos. Fuerte turbulencia es visible en los límites de las zonas y cinturones (regiones de corrientes descendentes); las velocidades de movimiento aquí alcanzan los valores más altos, hasta 100 m/s, y en la región ecuatorial incluso 150 m/s. Al norte del ecuador, los flujos en zonas dirigidas al norte son desviados por las fuerzas de Coriolis hacia el este, y los dirigidos hacia el sur, hacia el oeste. En el hemisferio sur, la dirección de las desviaciones se invierte. Es esta estructura de movimientos en la Tierra la que forman los vientos alisios. El "techo" de nubes en cinturones y zonas se encuentra a diferentes alturas. Las diferencias en su coloración están determinadas por la temperatura y la presión de las transiciones de fase de los pequeños componentes gaseosos. Las zonas ligeras son columnas ascendentes de gas con un alto contenido de amoníaco, los cinturones son corrientes descendentes empobrecidas en amoníaco. El color brillante de los cinturones probablemente esté asociado con los polisulfuros de amonio y algunos otros componentes colorantes, por ejemplo, la fosfina.
Vórtices en la atmósfera de Júpiter
Los datos experimentales testifican que la dinámica de la capa de nubes de Júpiter es solo una manifestación externa de las poderosas fuerzas que actúan en la atmósfera subnube del planeta. Se pudo observar cómo surge en las nubes una poderosa formación de vórtice, un huracán local, con un diámetro de 1000 km o más. Tales formaciones viven durante mucho tiempo, varios años, y las más grandes, incluso varios cientos de años. Dichos vórtices se forman, por ejemplo, como resultado del movimiento de grandes masas de gas caliente ascendente en la atmósfera.
El vórtice resultante trae masas calientes de gas con vapores de pequeños componentes a la superficie de las nubes, lo que cierra el circuito de su circulación en la atmósfera. Los cristales resultantes de nieve de amoníaco, soluciones y compuestos de amoníaco en forma de nieve y gotas, agua corriente, nieve y hielo descienden gradualmente en la atmósfera y alcanzan un nivel de temperatura en el que se evaporan. En la fase gaseosa, la materia regresa nuevamente a la capa de nubes.
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Cambios en Júpiter en el rango visible e IR |
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Atmósfera de Júpiter |
La atmósfera de Júpiter alberga cientos de vórtices: estructuras giratorias circulares que, como la atmósfera de la Tierra, se pueden dividir en dos clases: ciclones y anticiclones. Los primeros giran en el sentido de rotación del planeta (en sentido contrario a las agujas del reloj en el hemisferio norte y en el sentido de las agujas del reloj en el hemisferio sur); el segundo - en la dirección opuesta. Sin embargo, a diferencia de la atmósfera terrestre, en la atmósfera de Júpiter los anticiclones prevalecen sobre los ciclones: de los remolinos cuyo diámetro supera los 2000 km, más del 90% son anticiclones. La "vida útil" de los remolinos varía de varios días a siglos, dependiendo de su tamaño: por ejemplo, la vida útil promedio de los anticiclones con diámetros de 1000 a 6000 km es de 1 a 3 años. Nunca se han observado vórtices en el ecuador de Júpiter (dentro de los 10° de latitud), donde son inestables. Como ocurre con cualquier planeta que gira rápidamente, los anticiclones de Júpiter son centros de alta presión, mientras que los ciclones son centros de baja presión.
Los anticiclones de Júpiter siempre se limitan a áreas donde la velocidad del viento aumenta desde el ecuador hasta los polos. Suelen ser brillantes y aparecen como óvalos blancos. Pueden moverse en longitud, pero permanecen en la misma latitud, sin poder salir de la zona que les dio origen. La velocidad del viento en su periferia puede alcanzar los 100 m/s. Distintos anticiclones ubicados en una misma zona tienden a unirse al acercarse. Sin embargo, en la atmósfera de Júpiter, se observaron y se observan dos anticiclones diferentes a los demás: esta es la Gran Mancha Roja (GRS) y el óvalo BA, que se formó en 2000. A diferencia de los óvalos blancos, su estructura está dominada por un color rojo, probablemente debido a una sustancia rojiza que emerge de las profundidades del planeta. En Júpiter, los anticiclones generalmente se forman a partir de la fusión de estructuras más pequeñas, incluidas las tormentas convectivas, aunque también se pueden formar óvalos grandes a partir de chorros inestables. La última vez que se vio esto fue en 1938-1940, cuando se generaron varios óvalos blancos por la inestabilidad en la zona templada sur; luego se fusionaron para formar Oval BA.
A diferencia de los anticiclones, los ciclones jovianos son estructuras oscuras compactas con forma irregular. Los ciclones más oscuros y regulares se llaman óvalos marrones. Sin embargo, no se excluye la existencia de varios ciclones grandes de larga duración. Además de los ciclones compactos, en Júpiter se pueden observar varios "trozos" filamentosos de forma irregular, en los que se observa la rotación ciclónica. Uno de ellos está ubicado al oeste del BKP en el cinturón ecuatorial sur. Estos "trozos" se denominan regiones ciclónicas (CR). Los ciclones siempre se forman solo en cinturones y, como los anticiclones, se fusionan cuando se acercan.
La estructura profunda de los remolinos no está del todo clara. Se cree que son relativamente delgados, ya que cualquier espesor por encima de unos 500 km conduciría a la inestabilidad. Los anticiclones grandes no se elevan por encima de varias decenas de kilómetros en relación con la nubosidad observada. Una hipótesis sugiere que los remolinos son "plumas" de convección profunda (o "columnas de convección"), pero por el momento no ha ganado popularidad entre los científicos planetarios.
Se observaron formaciones de vórtices como manchas de tonos azules y marrones no solo en cinturones y zonas estables, sino también en las regiones polares de Júpiter. Aquí, el aspecto característico de la capa de nubes es un campo marrón claro con manchas azuladas y marrón claro y oscuro. Aquí, en la zona de aquellas latitudes donde la circulación zonal se torna inestable, los cinturones y zonas dan paso a formaciones meteorológicas como “collares de encaje” y “plumas”. Las áreas cercanas al polo del planeta solo se pueden ver desde naves espaciales. El aparente caos de las manchas obedece sin embargo a la regularidad general de la circulación, y el papel determinante lo juegan los movimientos en las profundidades de la atmósfera.
Tomando una serie de suposiciones, los teóricos lograron obtener fenómenos en un modelo cilíndrico que se asemejan a lo que se ve en Júpiter (y Saturno). La estructura del planeta es un sistema de cilindros anidados, cuyo eje es el eje polar. Los cilindros atraviesan todo el planeta y llegan a la superficie, digamos, a 40°N. sh. y a 40°S sh. Lo que vemos son secciones de estos cilindros girando a diferentes velocidades. Si cuentas desde el ecuador, entonces los cilindros penetran profundamente en la mitad del radio del planeta. Los puntos u óvalos también se encuentran a través de columnas intercaladas entre cilindros. Por cierto, algunos observadores señalan que simétricamente a la misma latitud en el hemisferio norte, a veces se ve una mancha del mismo tamaño, pero menos pronunciada.
Se pueden observar manchas azules infantiles a través de rupturas en la capa de nubes. Sin embargo, las rupturas a menudo no están relacionadas con las manchas y las capas de nubes inferiores son visibles a través de ellas. Se observó una serie de rupturas similares a lo largo del límite del cinturón ecuatorial del norte. Las lagunas existen desde hace bastante tiempo, desde hace varios años. El aumento del flujo de calor de estos lugares atestigua que se trata de rupturas. La temperatura aumenta rápidamente con la profundidad. Ya a un nivel de presión de 2 bar, es de aproximadamente 210 K. Y las emisiones de radio provenientes de grandes profundidades indican una temperatura más alta. Según los cálculos, a una profundidad de 300 km, la atmósfera de Júpiter es tan caliente como la atmósfera de Venus cerca de su superficie (alrededor de 730 K).
Tormentas en Júpiter
Los rayos también se registran en la atmósfera de Júpiter. Las imágenes de las Voyagers mostraron que en el lado nocturno de Júpiter hay destellos de luz de una extensión colosal, hasta 1000 km o más. Estos son super-rayos, cuya energía es mucho mayor que en los terrestres. Sin embargo, resultó que los rayos de Júpiter son menos numerosos que los de la Tierra. Curiosamente, el rayo de Júpiter se detectó 3 meses después del descubrimiento de tormentas eléctricas en Venus.
Las tormentas eléctricas en Júpiter son similares a las de la Tierra. Se manifiestan como nubes brillantes y masivas de aproximadamente 1000 km de tamaño, que aparecen de vez en cuando en las regiones ciclónicas de los cinturones, especialmente dentro de fuertes chorros dirigidos hacia el oeste. A diferencia de los remolinos, las tormentas eléctricas son fenómenos de corta duración, los más poderosos pueden durar varios meses, mientras que la duración promedio de existencia es de 3 a 4 días. Se cree que son consecuencia de la convección húmeda en las capas de la troposfera de Júpiter. De hecho, las tormentas eléctricas son "columnas de convección" (plumas) que elevan masas de aire húmedo desde las profundidades más y más alto hasta que se condensan en nubes. La altura típica de las nubes de tormenta jovianas es de 100 km, lo que significa que se extienden a un nivel de presión de alrededor de 5 a 7 bares, mientras que las nubes de agua hipotéticas comienzan a un nivel de presión de 0,2 a 0,5 bares.
Las tormentas eléctricas en Júpiter, por supuesto, no están completas sin rayos. Las imágenes del lado nocturno de Júpiter obtenidas por las naves espaciales Galileo y Cassini permiten distinguir destellos de luz regulares en los cinturones de Júpiter y cerca de los chorros hacia el oeste, principalmente en las latitudes 51°N, 56°S y 14°S. Los rayos en Júpiter son generalmente más poderosos que en la Tierra. Sin embargo, ocurren con mucha menos frecuencia y crean aproximadamente la misma cantidad de luz con sus destellos que los terrestres. Se han registrado varios relámpagos en las regiones polares de Júpiter, lo que convierte a Júpiter en el segundo planeta después de la Tierra en ver relámpagos polares.
Cada 15 a 17 años, en Júpiter comienza un período particularmente poderoso de actividad tormentosa. Se manifiesta principalmente a una latitud de 23°C, donde se encuentra el chorro más fuerte hacia el este. La última vez que esto sucedió fue en junio de 2007. Es curioso que dos tormentas ubicadas separadamente en la longitud 55° en la zona templada del norte hayan tenido un impacto significativo en el cinturón. La materia de color oscuro, creada por las tormentas eléctricas, se mezcló con la nubosidad del cinturón y cambió su color. Las tormentas eléctricas se movían a una velocidad de unos 170 m/s, incluso un poco más rápido que el propio chorro, lo que indica indirectamente la existencia de vientos aún más fuertes en las capas profundas de la atmósfera.
La atmósfera de Júpiter se caracteriza por vientos de alta velocidad que soplan dentro de bandas anchas paralelas al ecuador del planeta, con vientos dirigidos en direcciones opuestas en bandas adyacentes en Júpiter. Los vientos en Júpiter alcanzan velocidades de 500 km/h. La atmósfera de Júpiter crea una presión gigantesca que aumenta a medida que te acercas al centro del planeta. La capa más alejada del núcleo consiste principalmente en hidrógeno molecular ordinario y helio, que se encuentran en estado líquido en el interior y gradualmente se vuelven gaseosos en el exterior. En Júpiter hay bandas limitadas en latitud, dentro de las cuales los vientos soplan a velocidades muy altas, y sus direcciones son opuestas en las bandas adyacentes. La ligera diferencia en la composición química y la temperatura entre estas regiones es suficiente para que aparezcan como bandas de colores. Las rayas claras se llaman zonas, oscuras - cinturones. La atmósfera de Júpiter es muy turbulenta. Los colores brillantes que se ven en las nubes de Júpiter son el resultado de varias reacciones químicas entre los elementos presentes en la atmósfera, incluido posiblemente el azufre, que puede producir una amplia gama de colores, pero aún no se conocen los detalles.
Lunas de Júpiter
A principios del tercer milenio, Júpiter tiene 28 satélites conocidos. Cuatro de ellos son grandes y pesados. Se mueven en órbitas casi circulares en el plano del ecuador del planeta. Los 20 satélites exteriores están tan lejos del planeta que son invisibles a simple vista desde su superficie, y Júpiter en el cielo del más lejano de ellos parece más pequeño que la Luna. Varios satélites pequeños se mueven en órbitas casi idénticas. Todos ellos son los restos de los satélites más grandes de Júpiter, destruidos por su gravedad. Los satélites exteriores de Júpiter bien podrían ser capturados por el campo gravitatorio del planeta: todos giran alrededor de Júpiter en dirección opuesta.
Satélite de Júpiter.io
Órbita = 422 000 km desde Júpiter Diámetro = 3630 km Masa = 8,93*1022 kg
Io es la tercera luna más grande y más cercana a Júpiter. Io es un poco más grande que la Luna A diferencia de la mayoría de los satélites del sistema solar exterior, Io y Europa tienen una composición similar a la de los planetas terrestres, principalmente en presencia de rocas de silicato. Io tiene un núcleo de hierro con un radio de 900 km. La superficie de Io es radicalmente diferente de la superficie de cualquier otro cuerpo del sistema solar. Se han encontrado muy pocos cráteres en Io, por lo que su superficie es muy joven. El material que sale en erupción de los volcanes de Io es alguna forma de azufre o dióxido de azufre. Las erupciones volcánicas cambian rápidamente. La energía para toda esta actividad Io puede recibir de las interacciones de las mareas con Europa, Ganímedes y Júpiter. Io cruza las líneas del campo magnético de Júpiter, generando una corriente eléctrica. Io puede tener su propio campo magnético, como Ganímedes. Io tiene una atmósfera muy enrarecida, compuesta por dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de otras lunas de Júpiter, Io tiene muy poca o ninguna agua. Io tiene un núcleo de metal sólido rodeado por un manto rocoso, similar al de la Tierra. La forma de Io bajo la influencia de Júpiter está muy distorsionada. Io tiene un óvalo permanente debido a la rotación de Júpiter y la influencia de las mareas.
Características del planeta:
- Distancia del Sol: ~ 778,3 millones de kilómetros
- Diámetro del planeta: 143.000 kilometros*
- Días en el planeta: 9h 50min 30s**
- Año en el planeta: 11.86 años***
- t° en la superficie: -150°C
- Atmósfera: 82% hidrógeno; 18% de helio y trazas menores de otros elementos
- Satélites: 16
* diámetro en el ecuador del planeta
** período de rotación alrededor de su propio eje (en días terrestres)
*** período orbital alrededor del Sol (en días terrestres)
Júpiter es el quinto planeta desde el Sol. Se encuentra a una distancia de 5,2 años astronómicos del Sol, que es de aproximadamente 775 millones de km. Los astrónomos dividen los planetas del sistema solar en dos grupos condicionales: planetas terrestres y gigantes gaseosos. Júpiter es el más grande de los gigantes gaseosos.
Presentación: planeta Júpiter
Las dimensiones de Júpiter superan las dimensiones de la Tierra en 318 veces, y si fuera aún más grande en unas 60 veces, tendría todas las posibilidades de convertirse en una estrella debido a una reacción termonuclear espontánea. La atmósfera del planeta es aproximadamente un 85% de hidrógeno. El 15% restante es principalmente helio con impurezas de amoníaco y compuestos de azufre y fósforo. Júpiter también contiene metano en su atmósfera.
Con la ayuda del análisis espectral, se descubrió que no hay oxígeno en el planeta, por lo tanto, no hay agua, la base de la vida. Según otra hipótesis, todavía hay hielo en la atmósfera de Júpiter. Quizás ningún planeta de nuestro sistema cause tanta controversia en el mundo científico. Especialmente muchas hipótesis están conectadas con la estructura interna de Júpiter. Estudios recientes del planeta con la ayuda de naves espaciales han permitido crear un modelo que permite juzgar su estructura con un alto grado de certeza.
Estructura interna
El planeta es un esferoide, bastante fuertemente comprimido desde los polos. Tiene un fuerte campo magnético que se extiende millones de kilómetros en órbita. La atmósfera es una alternancia de capas con diferentes propiedades físicas. Los científicos sugieren que Júpiter tiene un núcleo sólido de 1 a 1,5 veces el diámetro de la Tierra, pero mucho más denso. Su existencia aún no ha sido probada, pero tampoco ha sido refutada.
atmosfera y superficie
La capa superior de la atmósfera de Júpiter consiste en una mezcla de gases de hidrógeno y helio y tiene un espesor de 8 a 20 mil km. En la siguiente capa, cuyo espesor es de 50 a 60 mil km, debido al aumento de presión, la mezcla de gases pasa a estado líquido. En esta capa, la temperatura puede alcanzar los 20.000 C. Incluso más abajo (a una profundidad de 60 - 65 mil km.) El hidrógeno pasa a un estado metálico. Este proceso va acompañado de un aumento de la temperatura hasta los 200.000 C. Al mismo tiempo, la presión alcanza valores fantásticos de 5.000.000 de atmósferas. El hidrógeno metálico es una sustancia hipotética caracterizada por la presencia de electrones libres y conductores de corriente eléctrica, como es característico de los metales.
Lunas del planeta Júpiter
El planeta más grande del sistema solar tiene 16 satélites naturales. Cuatro de ellos, de los que habló Galileo, tienen su propio mundo único. Uno de ellos, el satélite de Io, tiene paisajes asombrosos de rocas rocosas con volcanes reales, en los que el aparato de Galileo, que estudiaba los satélites, capturó la erupción volcánica. El satélite más grande del sistema solar, Ganímedes, aunque inferior en diámetro a los satélites de Saturno, Titán y Neptuno, Tritón, tiene una costra de hielo que cubre la superficie del satélite con un espesor de 100 km. Se supone que hay agua debajo de una gruesa capa de hielo. Además, en el satélite Europa también se hipotetiza la existencia de un océano subterráneo, que también consiste en una gruesa capa de hielo, las fallas son claramente visibles en las imágenes, como si fueran icebergs. Y el habitante más antiguo del sistema solar puede considerarse legítimamente un satélite de Júpiter Calisto, hay más cráteres en su superficie que en cualquier otra superficie de otros objetos en el sistema solar, y la superficie no ha cambiado mucho en los últimos mil millones. años.
Atmósfera de Júpiter
Cuando la presión de la atmósfera de Júpiter alcance la presión de la atmósfera de la Tierra, nos detendremos y miraremos alrededor. el cielo azul habitual es visible arriba, espesas nubes blancas de amoníaco condensado se arremolinan. A esta altitud, la temperatura del aire alcanza los -100o C.
El color rojizo de parte de las nubes de Júpiter indica que hay muchos compuestos químicos complejos. Una variedad de reacciones químicas en la atmósfera son iniciadas por la radiación ultravioleta solar, las descargas de poderosos rayos (¡una tormenta en Júpiter debe ser un espectáculo impresionante!), así como el calor proveniente del interior del planeta.
La atmósfera de Júpiter, además de hidrógeno (87%) y helio (13%), contiene pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua, fosforina, propano y muchas otras sustancias. Aquí es difícil determinar debido a qué sustancias la atmósfera joviana adquirió un color naranja.
La siguiente capa de nubes consta de cristales de color marrón rojizo de hidrosulfuro de amonio a una temperatura de -10o C. El vapor de agua y los cristales de agua forman una capa inferior de nubes a una temperatura de 20o C y una presión de varias atmósferas, casi por encima de la misma. superficie del océano de Júpiter.
El espesor de la capa atmosférica, en la que surgen todas estas asombrosas estructuras de nubes, es de 1000 km.
Las franjas oscuras y las zonas claras paralelas al ecuador corresponden a corrientes atmosféricas de diferentes direcciones (algunas se retrasan con respecto a la rotación del planeta, otras se adelantan). Las velocidades de estas corrientes son de hasta 100 m/s. Los remolinos gigantes se forman en el límite de las corrientes multidireccionales.
Particularmente impresionante es la Gran Mancha Roja, un colosal vórtice atmosférico elíptico de unos 15 x 30 mil kilómetros de tamaño. Se desconoce cuándo surgió, pero se ha observado en telescopios terrestres durante 300 años. Este anticiclón a veces casi desaparece y luego reaparece. Obviamente, es un pariente de los anticiclones terrestres, pero debido a su tamaño es mucho más longevo.
Los viajeros enviados a Júpiter realizaron un análisis exhaustivo de las nubes, lo que confirmó el modelo ya existente de la estructura interna del planeta. Quedó bastante claro que Júpiter es un mundo de caos: tormentas interminables con truenos y relámpagos rugen allí, por cierto, la Mancha Roja es parte de este caos. Y en el lado nocturno del planeta, las Voyagers registraron numerosos relámpagos.
océano jupiteriano
El océano de Júpiter consiste en el elemento principal del planeta: el hidrógeno. A una presión suficientemente alta, el hidrógeno se convierte en líquido. Toda la superficie de Júpiter bajo la atmósfera es un enorme océano de hidrógeno molecular licuado.
¿Qué ondas surgen en el océano de hidrógeno líquido con un viento superdenso a una velocidad de 100 m/s? Es poco probable que la superficie del mar de hidrógeno tenga un límite claro: a altas presiones, se forma una mezcla de hidrógeno gas-líquido. Parece una "ebullición" continua de toda la superficie del océano joviano. La caída de un cometa en él en 1994 provocó un gigantesco tsunami de muchos kilómetros de altura.
A medida que te sumerges en el océano de Júpiter durante 20 mil kilómetros, la presión y la temperatura aumentan rápidamente. A una distancia de 46 mil km. desde el centro de Júpiter, la presión alcanza los 3 millones de atmósferas, la temperatura es de 11 mil grados. El hidrógeno no puede soportar altas presiones y pasa a un estado metálico líquido.
Núcleo. Nos sumergiremos otros 30 mil km en el segundo océano de Júpiter. Más cerca del centro, la temperatura alcanza los 30 mil grados y la presión es de 100 millones de atmósferas: aquí hay un pequeño ("¡solo" 15 masas terrestres!) El núcleo del planeta, que, a diferencia del océano, consiste en piedra y metales. . No hay nada sorprendente en esto: después de todo, el Sol también contiene impurezas de elementos pesados. El núcleo se formó como resultado de la adhesión de partículas que consisten en elementos químicos pesados. Fue con él que comenzó la formación del planeta.
Las lunas y el anillo de Júpiter
La información sobre Júpiter y sus satélites se ha repuesto significativamente gracias al paso de varias naves espaciales automáticas cerca del planeta. El número total de satélites conocidos saltó de 13 a 16. Dos de ellos, Io y Europa, son del tamaño de nuestra Luna, y los otros dos, Ganímedes y Calisto, la superaron en diámetro en una vez y media.
El dominio de Júpiter es bastante extenso: las ocho lunas exteriores están tan distantes que no se pueden observar desde el propio planeta a simple vista. El origen de los satélites es misterioso: la mitad de ellos se mueven alrededor de Júpiter en dirección opuesta (frente a la circulación de los otros 12 satélites y la dirección de la rotación diaria del propio planeta).
Los satélites de Júpiter son los mundos más interesantes, cada uno con su propia "cara" e historia, que se nos revelaron solo en la era espacial.
Gracias a las estaciones espaciales Pioneer, la idea anterior sobre la existencia de un anillo de polvo y gas enrarecido alrededor de Júpiter, similar al famoso anillo de Saturno, recibió confirmación directa.
El anillo principal de Júpiter está a un radio de distancia del planeta y se extiende 6.000 km de ancho. y tiene 1 km de espesor. Uno de los satélites circula por el borde exterior de este anillo. Sin embargo, aún más cerca del planeta, casi llegando a su capa nubosa, hay un sistema de anillos "internos" mucho menos densos de Júpiter.
Es prácticamente imposible ver el anillo de Júpiter desde la Tierra: es muy delgado y gira constantemente hacia el observador con un borde debido a la pequeña inclinación del eje de rotación de Júpiter con respecto al plano de su órbita.