02.3 Júpiter y Saturno. Un paseo por los gigantes.

1PROYECTO 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.

Recommandé

Recommandé

Contenu connexe

Tendances

Tendances (19)

Similaire à 02.3 Júpiter y Saturno. Un paseo por los gigantes.

Similaire à 02.3 Júpiter y Saturno. Un paseo por los gigantes. (20)

Plus de Francis Duarte

Plus de Francis Duarte (20)

Dernier

Dernier (20)

02.3 Júpiter y Saturno. Un paseo por los gigantes.