02.3 júpiter y saturno. un paseo por los gigantes

1 PROYECTO TECNOLÓGICO GRUPO 02 | JÚPITER

UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE HONDURAS

FACULTAD DE CIENCIAS ESPACIALES

DEPARTAMENTO DE ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

PROYECTO TECNOLÓGICO DEL AULA:

PTA 02: Astronomía Para Novatos

DAAF/AN-111/PTA-02

JÚPITER Y SATURNO:

UN PASEO POR LOS PLANETAS GIGANTES

IMAGÍNATE POR UN MOMENTO CÓMO SERÍA

VOLAR POR LOS CIELOS DE JÚPITER.

Te rodea un cielo azul púrpura similar

al que puedes ver en la Tierra desde

la ventanilla de cualquier avión. Bajo

tus pies puedes contemplar varias

capas de nubes de distintos colores:

azules, blancas, rojas, marrones;

sientes curiosidad y decides

descender un poco.

Atraviesas una fina capa de nubes de cristales de amoniaco y ahora puedes ver

más claramente gigantescos cúmulos de nubes blancas y ocres mezclándose entre

sí. Una fina nieve de amoniaco cae sobre ti desde la capa nubosa superior, así que

buscas una zona más despejada. Sin montañas o accidentes geográficos con que

compararlas, se te hace difícil juzgar la escala de las nubes, pero sabes que son


gigantescas. Y son nubes de todo tipo: cúmulos, cirros, cumulonimbos, estratos,…

el sueño de un meteorólogo hecho realidad.

De vez en cuando un enorme relámpago sacude el majestuoso paisaje. El sonido

del trueno te llega mucho antes que en la Tierra porque el ‘aire’ que te rodea es

principalmente hidrógeno. Te llaman la atención las nubes inferiores de color rojizo

y sientes que deberías estudiarlas más de cerca.

Tienes que maniobrar con cuidado para no meterte dentro de ellas sino quieres

que tu aeronave sea despedazada por las fuertes corrientes de convección. Pero

sobre todo, evitas sumergirte en las profundidades, allí donde la temperatura y la

presión superan los límites del diseño de cualquier vehículo construido por el ser

humano. Tras una breve inmersión, vuelves a las alturas. En el horizonte -y en Júpiter

el horizonte está realmente lejos- vislumbras una imponente muralla de nubes que

demarcan la separación entre los cinturones nubosos del planeta, una región

dominada por gigantescos ciclones con vientos huracanados. Decides que no es

una buena idea atravesar ese muro y cambias de rumbo.

REPRESENTACIÓN ARTÍSTICA DE LA ATMÓSFERA DE JÚPITER | DON DIXON


¿Un simple relato de ciencia ficción? Podría ser, pero lo cierto es que los gigantes

gaseosos presentan una atmósfera compleja y fascinante a partes iguales. Sin ir

más lejos, fíjate bien en estas dos imágenes:

¿Lo has notado? Ese pequeño punto azul que aparece en la fotografía de la

izquierda en medio de un remolino no parece gran cosa, pero en realidad se trata

de un potente relámpago visto por la sonda Cassini de la NASA en el lado diurno

de Saturno. No, lo que has leído al inicio es una descripción de lo que podrán

experimentar los futuros exploradores que viajen a los dos gigantes gaseosos de

nuestro Sistema Solar, Júpiter y Saturno.

¿Y qué pasa con Urano y Neptuno? Ambos planetas son muy parecidos entre sí,

pero muy diferentes tanto en tamaño como en composición comparados con

Júpiter y Saturno, motivo por el que se les conoce como ‘gigantes de hielo’ y

merecen ser tratados por separado.


La atmósfera de los gigantes gaseosos

Júpiter y Saturno no tienen una superficie sólida. Son enormes bolas de gas y líquido

con una composición muy similar a la del Sol que giran sobre sí mismas a gran

velocidad. No en vano, a Júpiter y Saturno se les llama ‘gigantes gaseosos’ por algo

(aunque realmente deberían ser ‘gigantes líquidos’, ya que la mayor parte de su

interior está en forma líquida o metálica).

La atmósfera superior de los dos planetas está dominada por un llamativo conjunto

de bandas y cinturones nubosos que nada tiene que ver con los patrones climáticos

de nuestro planeta. ¿A qué se debe esta diferencia? La radiación solar.

Efectivamente, en la Tierra el astro rey es el causante de la circulación atmosférica.

La gran diferencia de temperaturas entre las regiones tropicales y los polos es el

factor principal que rige nuestra atmósfera. Este gradiente de energía provoca la

creación de células de convección de Hadley cerca del ecuador y además las

montañas y cordilleras se encargan de bloquear los vientos, creando patrones

climáticos locales muy característicos.

¿Y qué pasa en Júpiter y Saturno? En este caso, el factor principal es el calor interno.

De hecho, la diferencia de temperaturas entre el ecuador y los polos es

prácticamente nula, pero para comprender el clima de estos planetas debemos

saber primero cómo es su interior. Júpiter y Saturno están formados principalmente

por hidrógeno y algo de helio (un 15%), más o menos igual que el Sol. A medida

que nos adentramos en el interior de uno de estos mundos, la temperatura

aumenta y la atmósfera se va haciendo más densa hasta que el hidrógeno se

vuelve líquido. Si seguimos descendiendo el hidrógeno líquido se convierte en

hidrógeno metálico.

Precisamente, es esta capa de hidrógeno metálico la causante del los potentes

campos magnéticos que rodean a estos planetas. De hecho, si pudiéramos ver a

simple vista la magnetosfera de Júpiter, ocuparía un tamaño en el cielo similar al

de la Luna llena. Por algo se dice que es el ‘objeto’ más grande del Sistema Solar -


después del Sol, obviamente-. ¿Y qué hay en el centro de estos planetas? Nadie lo

sabe.

POSIBLE ESTRUCTURA INTERIOR DE LOS PLANETAS EXTERIORES DEL SISTEMA SOLAR (NASA).

Si consultas cualquier libro de astronomía verás que la mayoría suelen representar

el centro de estos planetas como un núcleo sólido formado por hielos y roca con

una masa varias veces superior a la de la Tierra. En realidad, desconocemos si existe

este núcleo o cómo son sus características. Por lo que sabemos, en el interior de los

gigantes gaseosos podrían existir diamantes del tamaño de pequeños mundos. El

centro de los planetas gaseosos viene a ser algo así como el equivalente

astronómico del hic sunt dracones de los mapas medievales. Precisamente, la

sonda Juno de la NASA tiene como objetivo averiguar de una vez por todas la

misteriosa estructura interna de Júpiter.

Pero volvamos a la atmósfera superior. Todo el clima de estos planetas tiene lugar

en esta capa, que apenas constituye un 1% del conjunto de la atmósfera. Lo

primero que nos llama la atención es el patrón de franjas nubosas de estos planetas,

mucho más marcado en el caso de Júpiter, pero también visible en Saturno. Las


bandas oscuras se conocen como ‘cinturones’, mientras que las claras se

denominan ‘zonas’. Las zonas son por lo general masas de aire frío descendentes -

recuerda que el ‘aire’ en Júpiter y Saturno es principalmente hidrógeno-, mientras

que los cinturones son masas ascendentes. Los vientos de las zonas y cinturones

soplan a una velocidad casi constante en la misma dirección, pero a veces en

sentidos contrarios entre sí. En Júpiter los vientos pueden alcanzar los 350 km/h, pero

Saturno le gana por goleada en este aspecto, con vientos que llegan a los 1800

km/h. Como resultado, la velocidad relativa entre los vientos de zonas y cinturones

puede superar los 500 km/h en Júpiter. Como vimos en la introducción, si uno

pudiera volar en avión por el gigante joviano no sería muy recomendable atravesar

a baja altitud las fronteras que separan las zonas y cinturones, so pena de sufrir

violentas turbulencias que incomodarían bastante a los pasajeros en el mejor de los

casos y despedazarían nuestra nave en el peor.

En este punto, un lector avispado se puede estar preguntando con respecto a qué

se mide la velocidad de los vientos si estos planetas no tienen superficie alguna.

Buena pregunta. Los científicos calculan dicha velocidad respecto al campo

magnético, que se supone que es un indicador fiable de la rotación del conjunto

del planeta. Se supone. Es posible, aunque improbable, que las capas exteriores no

giren exactamente a la misma velocidad angular que la capa de hidrógeno

metálico. La diferencia podría ser mayor en el caso de Saturno, cuya capa de

hidrógeno metálico es más fina y mucho más profunda que la de Júpiter, y por

tanto sería más probable que estuviese desacoplada de las capas exteriores. Por

este motivo, nadie sabe con precisión cuánto dura el día en Saturno. Esto podría

explicar los elevados vientos del planeta anillado, un misterio que por ahora desafía

la mayoría de modelos teóricos.

Efectivamente, los vientos de la región ecuatorial de Saturno superan todo lo

conocido y no tienen equivalente en Júpiter. Como tampoco lo tienen las

‘cadenas de perlas’, cinturones de tormentas circulares que separan las zonas de

fuertes vientos ecuatoriales de las regiones con vientos retrógrados.


Como vimos más arriba, el calor interno de los planetas es el que gobierna los

vientos y la formación de estructuras en Júpiter y Saturno. ¿Pero de dónde proviene

este calor? Uno de los misterios de los gigantes gaseosos es la relativa ausencia de

helio en la atmósfera exterior. No obstante, sabemos que el helio forma el 15% de

estos mundos. Se cree que el helio, al ser más denso que el hidrógeno, se condensa

en la capa de hidrógeno metálico formando enormes gotas que se precipitan

hacia el núcleo del planeta, liberando calor en el proceso. Esta lluvia de helio en

un mar de hidrógeno metálico es la principal fuente de energía interna de los

gigantes gaseosos, a la que debemos añadir el calor residual de formación de

ambos planetas.

JÚPITER VISTO EN INFRARROJO. LAS ZONAS MÁS BRILLANTES SON 'AGUJEROS' EN LA ATMÓSFERA POR LOS

QUE SE APRECIA EL CALOR INTERNO DEL PLANETA (NASA).


Pero el calor interno no explica por si solo la estructura en bandas de la atmósfera.

La rapidísima rotación es otro factor a tener en cuenta. Júpiter y Saturno tienen un

periodo de rotación muy similar, de unas diez horas, lo que provoca un

abultamiento ecuatorial visible a simple vista. La famosa expresión ‘la Tierra está

achatada por los polos’ se queda corta a la hora de describir lo que ocurre en estos

planetas. Esta elevada velocidad de rotación determina también la estabilidad de

bandas y cinturones. En la Tierra las tormentas vienen y van en cuestión de horas o

días. En Júpiter y Saturno las grandes estructuras nubosas pueden durar fácilmente

décadas o siglos. La enorme escala temporal de la atmósfera de Júpiter y Saturno

es otra de las diferencias con la atmósfera terrestre.

Por contra, las pequeñas estructuras tienen una vida mucho menor. Las tormentas

o remolinos que aparecen en los bordes de las franjas pueden aparecer y

desaparecer en cuestión de pocos días, como en la Tierra. Curiosamente, se cree

que son estas turbulencias las que generan los vientos zonales y no al revés. Es decir,

no es que los fuertes vientos generen remolinos y ciclones, sino todo lo contrario.

Pero mentiríamos si dijésemos que entendemos la relación entre la emisión del calor

interno del planeta y la formación de estructuras nubosas. Desde hace décadas

los científicos discuten si la atmósfera exterior de Júpiter y Saturno se halla

totalmente separada de las capas interiores del planeta -y sufre hasta cierto punto

la influencia de la radiación solar-, o si por el contrario las zonas y cinturones no son

más que una manifestación exterior de una estructura interna en forma de cilindros

coaxiales. Los modelos de ordenador favorecen esta última hipótesis, pero los

detalles -y el diablo está en los detalles- siguen sin estar claros.


BANDAS Y CINTURONES DE JÚPITER VISTOS POR EL TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE (NASA).

Por otro lado, debemos tener cuidado a la hora de exagerar la magnitud del calor

interno de los planetas gigantes. Sí, estamos hablando de muchísima energía en

términos absolutos, pero la superficie irradiada también lo es. Por eso la potencia

generada por esta fuente de calor, aunque superior a la solar, es de apenas unos

cuantos vatios por metro cuadrado, mientras que la irradiación del Sol sobre la

Tierra es de unos cien vatios por metro cuadrado. No obstante, como veremos más

abajo, en el caso de Saturno la mayor inclinación de su eje de rotación (27º frente

a los 3º del eje de Júpiter) provoca cambios en la atmósfera de naturaleza

estacional, por lo que, a pesar de no ser el factor más importante, la luz del Sol sí

que influye en los gigantes gaseosos, o al menos en Saturno.


Nubes de colores

Sin una superficie sólida, las nubes son la principal característica visible de Júpiter y

Saturno. Pero a diferencia de las nubes blancas de nuestro planeta azul, las nubes

de Júpiter y Saturno parecen salidas de la imaginación de un van Gogh cósmico.

Tonos rojos, ocres, amarillos y naranjas de todo tipo se combinan para formar la

paleta de colores de las nubes en estas atmósferas. ¿A qué se debe esta riqueza

cromática?

Júpiter y Saturno tienen tres capas principales de nubes situadas una encima de la

otra. En la parte superior encontramos blancas y finas nubes de cristales de

amoniaco que recuerdan a los cirros terrestres. En la parte intermedia destacan las

anaranjadas nubes tóxicas de hidrosulfuro de amonio (NH4SH), mientras que la

parte inferior está dominada por las blancas nubes de agua que todos conocemos.

La profundidad y altura entre capas es distinta en Júpiter y en Saturno, por la

distribución general es la misma. Por supuesto, esta estructura no es rígida y la

atmósfera se ve sacudida con corrientes de convección que mezclan estas capas

nubosas.

Por ejemplo, es frecuente que las nubes de agua asciendan y atraviesen la capa

de nubes de hidrosulfuro de amonio. De no ser por estos movimientos, la capa

nubosa exterior de estos planetas sería siempre de color blanco. En el caso de

Saturno, es posible que las dos primeras capas sean muy tenues, con finas nubes

en forma de cirros, mientras que la capa inferior de nubes de agua tampoco

cubriría una gran superficie.


ESTRUCTURA DE LA ATMÓSFERA DE LOS PLANETAS GIGANTES (NASA).

Por encima del trío de capas nubosas se encuentra una neblina fotoquímica de

metano y otros compuestos orgánicos. Esta neblina se forma por la acción de la luz

ultravioleta del Sol sobre el metano atmosférico, un fenómeno que también ocurre

en Titán, la luna de Saturno. Precisamente, esta neblina fotoquímica es

especialmente densa en Saturno, donde apenas deja entrever los patrones

nubosos de la atmósfera inferior. Y sin embargo esta compleja estructura no explica

los colores rojos o marrones que se pueden ver con un pequeño telescopio.

Los libros de astronomía nos dicen que los ‘compuestos orgánicos’ son la causa de

los colores rojizos y marrones de estos planetas. Y todo indica que efectivamente


esto es así, pero una vez más lo cierto es nadie sabe exactamente qué compuestos

y en qué proporción son los que se encargan de colorear las atmósferas de los

gigantes gaseosos. Por ejemplo, no tenemos ni idea de por qué las nubes de

hidrosulfuro de amonio tienen ese color marrón anaranjado y no otro. El fósforo de

la fosfina o el azufre del ácido sulfhídrico serían responsables de formar los

compuestos con los colores más ocres y rojizos, pero el caso es que, aunque

conocemos los ingredientes, somos incapaces de descifrar la receta encargada

de producir los colores de los planetas gigantes. Algo así como lo que sucede con

la fórmula de la Coca-Cola, pero en plan astronómico.

A diferencia de Júpiter, Saturno presenta una atmósfera de color azul en el

hemisferio que se encuentra bajo la sombra de los anillos (fenómeno que

desaparece cerca de los dos equinoccios, lógicamente). Se cree que la sombra

de los anillos, junto con las bajas temperaturas del invierno local, provoca que las

nubes se formen en las profundidades de la atmósfera y no sean visibles. En este

caso, el azul de la atmósfera de Saturno se debería al mismo mecanismo que está

detrás de los cielos azules de nuestro planeta: la dispersión de Rayleigh.

SATURNO VISTO POR LA SONDA CASSINI. SE APRECIA LA ATMÓSFERA DE COLOR AZUL EN EL HEMISFERIO

DONDE SE ENCUENTRA LA SOMBRA DE LOS ANILLOS (NASA).


Otro misterio es la cantidad de agua que esconden los gigantes gaseosos. La

sonda Galileo soltó en 1995 una pequeña cápsula que se internó en la atmósfera

de Júpiter hasta una profundidad donde la presión alcanzaba los 20 bares. Hasta

la fecha, es el único artefacto humano que ha estudiado directamente la

atmósfera de los planetas gigantes.

Para sorpresa de los científicos, la cantidad de agua medida fue muy inferior a la

esperada, aunque luego se comprobó que la sonda había tenido la mala suerte

de descender a través de un ‘agujero’ en la atmósfera, es decir, una zona sin nubes

especialmente seca. Pero desde entonces los científicos están con la mosca detrás

de la oreja y no saben hasta qué punto la escasez de agua observada por la

Galileo es real o no. Y no es un asunto menor. La cantidad de agua en estos

planetas es proporcional a la cantidad de oxígeno que existía en la nebulosa

protoplanetaria a partir de la que se formaron. La carencia de agua significaría

poco oxígeno primordial y, por consiguiente, habría que revisar los modelos de

formación planetaria actuales.

Pero no podemos hablar de las nubes de Júpiter sin mencionar la mayor estructura

de su atmósfera. Por supuesto, nos referimos a la Gran Mancha Roja o GRS (Great

Red Spot). Lo de ‘gran’ va en serio. Esta estructura nubosa es más grande que

nuestro planeta, aunque a diferencia de lo que mucha gente cree no es una

‘tormenta’, sino una región de altas presiones cuyas nubes se elevan unos 8

kilómetros por encima de las áreas circundantes. Eso no evita que los vientos en su

interior alcancen los 600 km/h. Sabemos que este anticiclón existe desde al menos

unos tres siglos -otro ejemplo de la elevada escala temporal de las estructuras

atmosféricas en estos planetas-, pues el mismísimo Giovanni Cassini la observó en

1665. Durante este tiempo ha cambiado su tamaño, forma y color en repetidas

ocasiones.


REPRESENTACIÓN ARTÍSTICA DE LA CÁPSULA DE LA SONDA GALILEO DESCENDIENDO POR LA ATMÓSFERA DE

JÚPITER (NASA).

Cuando las Pioneer 10 y 11 visitaron Júpiter en 1973 y 1974 se hallaba rodeada de

nubes de color blanco. En 1979 la Voyager 2 pudo contemplar una mancha con

menos contraste, más desdibujada y con remolinos más marcados en su interior. En

los últimos años, los cambios morfológicos de la Gran Mancha Roja son seguidos


casi a diario por astrónomos aficionados y profesionales de todo el mundo,

ayudados por potentes instrumentos como el telescopio espacial Hubble.

Además de la Gran Mancha Roja, existen otros anticiclones ovales más o menos

estables que suelen fusionarse entre sí antes de desaparecer. Curiosamente, su

color puede ser tanto blanco como rojizo. Por supuesto, también existen ciclones

en Júpiter y Saturno, pero son una minoría. Efectivamente, y a diferencia de la

Tierra, el 90% de los óvalos y vórtices que vemos son anticiclones. Nadie sabe por

qué.

LA GRAN MANCHA ROJA COMPARADA CON LA TIERRA (MICHAEL CARROLL).


En cuanto a Saturno, éste no presenta ninguna mancha roja, peros sí numerosos

óvalos y remolinos de altas y bajas presiones. Sin duda, la característica atmosférica

más destacable del gigante anillado son las Tormentas Blancas o Manchas Blancas

(GWS, Great White Spots) que surgen de vez en cuando. El fenómeno es

claramente estacional, ya que presenta una periodicidad relacionada con la

duración del año en Saturno (unos 28 años y medio). Un ejemplo de que el Sol

todavía tiene algo que decir en el clima de los planetas gigantes.

LA ÚLTIMA TORMENTA BLANCA EN SATURNO VISTA POR LA SONDA CASSINI (NASA).


Menos conocido que la Gran Mancha Roja de Júpiter o las tormentas blancas,

tenemos al Hexágono del polo norte de Saturno, una misteriosa estructura

atmosférica situada a unos 78º de latitud norte con unos vientos que rondan los 350

km/h. Se desconoce cómo se ha formado. Aunque varias simulaciones numéricas

han logrado reproducirlo, queda por explicar por qué no se observa ninguna

estructura similar en el hemisferio sur.

EL HEXÁGONO DEL POLO NORTE DE SATURNO (NASA).


Rayos y truenos

Nadie se extrañará si decimos que Júpiter es el planeta del Sistema Solar donde

encontramos los rayos más potentes. Sin embargo, lo cierto es que en realidad, y a

pesar de tanta nube, se cree que hay menos rayos por unidad de área y tiempo

que en la Tierra (la sonda Galileo detectó un 10% de la cantidad de rayos terrestres,

pero ya hemos visto que descendió por una zona sin nubes).

Los rayos tienen lugar principalmente en gigantescas tormentas que miden entre

doscientos y mil kilómetros. Los modelos indican que la mayor parte de rayos se

originan entre las nubes de agua, sin que participen las nubes de amoniaco o de

hidrosulfuro de amonio, ya que solamente el agua es lo suficientemente abundante

para crear un aparato eléctrico llamativo. Los rayos y relámpagos se crean a partir

de la carga electrostática que adquiere una nube como resultado de la colisión

entre las partículas de hielo y agua líquida en su interior convectivo. Y no sólo se

originan rayos normales. La sonda Galileo detectó relámpagos tres veces más

energéticos que los rayos terrestres más potentes conocidos.

RAYOS EN JÚPITER VISTOS POR LA SONDA GALILEO (NASA).


Saturno tiene aún menos rayos que Júpiter, aunque se han detectado tanto en

longitudes de onda de radio como en visible. Se especula con que la mayor

profundidad a la que se encuentran las nubes de agua en este planeta (a 200

kilómetros por debajo de la ‘superficie’ visible, donde la presión es de 20 bares)

podría explicar en parte esta escasez. De hecho, la sonda Cassini ha observado

nubes oscuras formadas por compuestos orgánicos que se han creado a gran

profundidad, quizás gracias a la ayuda de rayos, como en el experimento de Miller-

Urey.

Volando por Júpiter y Saturno

La atmósfera de Júpiter no es el mejor lugar para un artefacto volador. Su elevada

gravedad, combinada con una atmósfera de hidrógeno hacen que sea

complicado diseñar un avión o un globo optimizado para estas condiciones. En la

Tierra los dirigibles emplean hidrógeno o helio para flotar en el aire, cortesía del

Principio de Arquímedes y de la menor densidad de estos gases con respecto al

nitrógeno y el oxígeno.

En Júpiter la atmósfera está compuesta por hidrógeno, así que un globo o dirigible

solamente podría mantenerse a flote calentando el aire de su interior, como hacen

los globos aerostáticos terrestres. En el caso de una nave tripulada, un hipotético

piloto joviano pesaría dos veces y media más que en la Tierra, por lo que podemos

imaginar que la tarea de pilotar un avión en Júpiter no debe ser nada agradable.

Por el contrario, la gravedad ‘superficial’ de Saturno es prácticamente similar a la

terrestre, así que volar en su atmósfera podría ser a priori más sencillo. Quién sabe,

¿veremos algún día alguna sonda explorando los cielos de los gigantes gaseosos?


BIBLIOGRAFÍA:

Marín, Daniel. 26 – 07 – 2012. NAUKAS. Ciencia, escepticismo y humor. “Un paseo

por los planetas gigantes”. Disponible en: http://naukas.com/2012/07/26/un-paseo-

por-los-planetas-gigantes/ [Consulta: 17-04-2015]

02.3 júpiter y saturno. un paseo por los gigantes

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