11.3: Atmósfera de los Planetas Gigantes
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Discutir la composición atmosférica de los planetas gigantes
- Describir la formación de nubes y la estructura atmosférica de los gigantes gaseosos
- Caracterizar los patrones de viento y clima de los planetas gigantes
- Comprender la escala y longevidad de las tormentas en los planetas gigantes
Las atmósferas de los planetas jovianos son las partes que podemos observar o medir directamente. Dado que estos planetas no tienen superficies sólidas, sus atmósferas son más representativas de sus composiciones generales que en el caso de los planetas terrestres. Estas atmósferas también nos presentan algunos de los ejemplos más dramáticos de patrones climáticos en el sistema solar. Como veremos, las tormentas en estos planetas pueden crecer más grandes que todo el planeta Tierra.
Composición Atmosférica
Cuando la luz solar se refleja desde las atmósferas de los planetas gigantes, los gases atmosféricos dejan sus “huellas dactilares” en el espectro de la luz. Las observaciones espectroscópicas de los planetas jovianos comenzaron en el siglo XIX, pero durante mucho tiempo, los astrónomos no pudieron interpretar los espectros que observaron. Ya en la década de 1930, los rasgos más destacados fotografiados en estos espectros permanecieron sin identificar. Entonces mejores espectros revelaron la presencia de moléculas de metano (CH 4) y amoníaco (NH 3) en las atmósferas de Júpiter y Saturno.
Al principio los astrónomos pensaban que el metano y el amoníaco podrían ser los principales constituyentes de estas atmósferas, pero ahora sabemos que el hidrógeno y el helio son en realidad los gases dominantes. La confusión surgió porque ni el hidrógeno ni el helio poseen características espectrales fácilmente detectadas en el espectro visible. No fue hasta que la nave espacial Voyager midió los espectros de infrarrojo lejano de Júpiter y Saturno que se pudo encontrar una abundancia confiable para el escurridizo helio.
Las composiciones de las dos atmósferas son generalmente similares, excepto que en Saturno hay menos helio como resultado de la precipitación de helio que contribuye a la fuente de energía interna de Saturno. Las mediciones más precisas de composición se realizaron en Júpiter por la sonda de entrada Galileo en 1995; como resultado, conocemos las abundancias de algunos elementos en la atmósfera joviana incluso mejor que los que conocemos en el Sol.
JAMES VAN ALLEN: VARIOS PLANETAS EN SU HABER
La carrera del físico James Van Allen abarcó el nacimiento y crecimiento de la era espacial, y jugó un papel importante en su desarrollo. Nacido en Iowa en 1914, Van Allen recibió su doctorado en la Universidad de Iowa. Posteriormente trabajó para varias instituciones de investigación y sirvió en la Armada durante la Segunda Guerra Mundial.
Después de la guerra, Van Allen (Figura\(\PageIndex{1}\)) fue nombrado Profesor de Física en la Universidad de Iowa. Él y sus colaboradores comenzaron a usar cohetes para explorar la radiación cósmica en la atmósfera exterior de la Tierra. Para alcanzar altitudes extremadamente altas, Van Allen diseñó una técnica en la que un globo se levanta y luego lanza un pequeño cohete (el cohete es apodado “el rockón”).
Durante la cena una noche de 1950, Van Allen y varios colegas se les ocurrió la idea del Año Geofísico Internacional (IGY), una oportunidad para que científicos de todo el mundo coordinen sus investigaciones sobre la física de la Tierra, especialmente investigaciones realizadas a gran altura. En 1955, Estados Unidos y la Unión Soviética se comprometieron cada uno a lanzar un satélite en órbita terrestre durante el IGY, competencia que inició lo que llegó a conocerse como la carrera espacial. El IGY (extendido a 18 meses) se llevó a cabo entre julio de 1957 y diciembre de 1958.
La Unión Soviética ganó la primera vuelta de la carrera al lanzar el Sputnik 1 en octubre de 1957. El gobierno de Estados Unidos estimuló a sus científicos e ingenieros a realizar esfuerzos aún mayores para conseguir algo al espacio para mantener el prestigio del país. No obstante, el programa satelital principal de Estados Unidos, Vanguard, tuvo dificultades: cada uno de sus primeros lanzamientos se estrelló o explotó. Simultáneamente, un segundo equipo de ingenieros y científicos de cohetes había estado trabajando silenciosamente en un vehículo de lanzamiento militar llamado Jupiter-C. Van Allen encabezó el diseño de los instrumentos a bordo de un pequeño satélite que transportaría este vehículo. El 31 de enero de 1958, Explorer 1 de Van Allen se convirtió en el primer satélite estadounidense en el espacio.
A diferencia del Sputnik, Explorer 1 estaba equipado para realizar mediciones científicas de partículas cargadas de alta energía por encima de la atmósfera. Van Allen y su equipo descubrieron un cinturón de partículas altamente cargadas que rodeaban la Tierra, y estos cinturones ahora llevan su nombre. Este primer descubrimiento científico del programa espacial dio a conocer el nombre de Van Allen en todo el mundo.
Van Allen y sus colegas continuaron midiendo el entorno magnético y de partículas alrededor de los planetas con naves espaciales cada vez más sofisticadas, entre ellas Pioneers 10 y 11, que realizaron estudios exploratorios de los entornos de Júpiter y Saturno. Algunos científicos también se refieren a las zonas de partículas cargadas alrededor de esos planetas como cinturones de Van Allen. (Una vez, cuando Van Allen estaba dando una conferencia en la Universidad de Arizona, los estudiantes graduados en ciencias planetarias le preguntaron si dejaría su cinturón en la escuela. Ahora se muestra orgullosamente como el “cinturón de Van Allen” de la universidad.)
Van Allen era un firme partidario de la ciencia espacial y un elocuente portavoz principal de la comunidad científica estadounidense, advirtiendo a la NASA que no pusiera todos sus esfuerzos en los vuelos espaciales humanos, sino que también utilizara naves espaciales robóticas como herramientas productivas para la exploración espacial.
Nubes y estructura atmosférica
Las nubes de Júpiter (Figura\(\PageIndex{2}\)) se encuentran entre las vistas más espectaculares del sistema solar, muy queridas por los creadores de películas de ciencia ficción. Varían en color de blanco a naranja a rojo a marrón, arremolinándose y retorciéndose en un caleidoscopio de patrones en constante cambio. Saturno muestra actividad de nubes similar pero mucho más tenue; en lugar de colores vivos, sus nubes tienen un tono de caracol casi uniforme (Figura\(\PageIndex{3}\)),
Diferentes gases se congelan a diferentes temperaturas. A las temperaturas y presiones de las atmósferas superiores de Júpiter y Saturno, el metano sigue siendo un gas, pero el amoníaco puede condensarse y congelarse. (De manera similar, el vapor de agua se condensa alto en la atmósfera de la Tierra para producir nubes de cristales de hielo). Las nubes primarias que vemos alrededor de estos planetas, ya sea desde una nave espacial o a través de un telescopio, están compuestas por cristales de amoníaco congelados. Las nubes de amoníaco marcan el borde superior de las troposferas de los planetas; encima de eso está la estratosfera, la parte más fría de la atmósfera. (Estas capas se definieron inicialmente en la Tierra como un Planeta).
Los diagramas de la Figura\(\PageIndex{5}\) muestran la estructura y las nubes en las atmósferas de los cuatro planetas jovianos. Tanto en Júpiter como en Saturno, la temperatura cerca de las cimas de las nubes es de unos 140 K (solo un poco más fría que las capas polares de Marte). En Júpiter, este nivel de nubes se encuentra a una presión de aproximadamente 0.1 bar (una décima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra), pero en Saturno ocurre más baja en la atmósfera, a aproximadamente 1 bar. Debido a que las nubes de amoníaco se encuentran mucho más profundas en Saturno, son más difíciles de ver, y la apariencia general del planeta es mucho más blanca que la apariencia de Júpiter.
Dentro de las troposferas de estos planetas, tanto la temperatura como la presión aumentan con la profundidad. A través de roturas en las nubes de amoníaco, podemos ver tentadoras destellos de otras capas de nubes que se pueden formar en estas regiones más profundas de la atmósfera, regiones que fueron muestreadas directamente para Júpiter por la sonda Galileo que cayó al planeta.
Al descender a una presión de 5 bares, la sonda debió haber pasado a una región de nubes de agua congeladas, luego por debajo de esa a nubes de gotas de agua líquida, quizás similares a las nubes comunes de la troposfera terrestre. Al menos esto es lo que esperaban los científicos. Pero la sonda no vio nubes de agua, y midió una abundancia sorprendentemente baja de vapor de agua en la atmósfera. Pronto quedó claro para los científicos de Galileo que la sonda descendió a través de una región de la atmósfera inusualmente seca y libre de nubes, una corriente descendente gigante de gas frío y seco. Andrew Ingersoll de Caltech, miembro del equipo Galileo, calificó a este sitio de entrada el “desierto” de Júpiter. Es una lástima que la sonda no entrara en una región más representativa, pero esa es la suerte del sorteo cósmico. La sonda continuó realizando mediciones a una presión de 22 bares pero no encontró otras capas de nubes antes de que sus instrumentos dejaran de funcionar. También detectó tormentas eléctricas, pero sólo a grandes distancias, lo que sugiere además que la sonda en sí estaba en una región de clima despejado.
Por encima de las nubes de amoníaco visibles en la atmósfera de Júpiter, encontramos la estratosfera clara, que alcanza una temperatura mínima cercana a los 120 K. A altitudes aún mayores, las temperaturas vuelven a subir, tal como lo hacen en la atmósfera superior de la Tierra, porque aquí las moléculas absorben la luz ultravioleta del Sol. Los colores de la nube se deben a impurezas, producto de reacciones químicas entre los gases atmosféricos en un proceso que llamamos fotoquímica. En la atmósfera superior de Júpiter, las reacciones fotoquímicas crean una variedad de compuestos bastante complejos de hidrógeno y carbono que forman una fina capa de smog muy por encima de las nubes visibles. Mostramos este smog como una región naranja borrosa en la Figura\(\PageIndex{5}\); sin embargo, esta capa delgada no bloquea nuestra visión de las nubes debajo de ella.
La atmósfera visible de Saturno está compuesta por aproximadamente 75% de hidrógeno y 25% de helio, con trazas de metano, etano, propano y otros hidrocarburos. La estructura general es similar a la de Júpiter. Sin embargo, las temperaturas son algo más frías y la atmósfera se extiende más debido a la menor gravedad superficial de Saturno. Así, las capas se estiran a lo largo de una distancia mayor, como se puede ver en la Figura\(\PageIndex{5}\). Sin embargo, en general, las mismas regiones atmosféricas, nubes de condensación y reacciones fotoquímicas que vemos en Júpiter deberían estar presentes en Saturno (Figura\(\PageIndex{6}\)).
Saturno tiene una estructura anómala de nubes que ha desconcertado a los científicos: un patrón de onda hexagonal alrededor del polo norte, que se muestra en la Figura\(\PageIndex{7}\). Los seis lados del hexágono son cada uno más largos que el diámetro de la Tierra. Los vientos también son extremadamente altos en Saturno, con velocidades de hasta 1800 kilómetros por hora medidas cerca del ecuador.
Vea imágenes del hexágono de Saturno con color exagerado en este breve video de la NASA.
A diferencia de Júpiter y Saturno, Urano no tiene rasgos distintivos casi en su totalidad como se ve en longitudes de onda que van desde el ultravioleta hasta el infrarrojo (vea su imagen bastante aburrida en la foto del capítulo). Los cálculos indican que la estructura atmosférica básica de Urano debe parecerse a la de Júpiter y Saturno, aunque sus nubes superiores (al nivel de presión de 1 bar) están compuestas por metano en lugar de amoníaco. Sin embargo, la ausencia de una fuente de calor interna suprime el movimiento hacia arriba y hacia abajo y conduce a una atmósfera muy estable con poca estructura visible.
Neptuno se diferencia de Urano en su apariencia, aunque sus temperaturas atmosféricas básicas son similares. Las nubes superiores están compuestas por metano, el cual forma una fina capa de nubes cerca de la parte superior de la troposfera a una temperatura de 70 K y una presión de 1.5 bares. La mayor parte de la atmósfera por encima de este nivel es clara y transparente, con menos neblina que la que se encuentra en Urano. La dispersión de la luz solar por las moléculas de gas le da a Neptuno un color azul pálido similar al de la atmósfera terrestre (Figura\(\PageIndex{8}\)). Otra capa de nubes, quizás compuesta por partículas de hielo de sulfuro de hidrógeno, existe debajo de las nubes de metano a una presión de 3 bares.
A diferencia de Urano, Neptuno tiene una atmósfera en la que las corrientes de convección, corrientes verticales de gas, emanan del interior, alimentadas por la fuente de calor interna del planeta. Estas corrientes transportan gas caliente por encima del nivel de nubes de 1.5 bar, formando nubes adicionales a elevaciones aproximadamente 75 kilómetros más altas. Estas nubes de gran altitud forman patrones blancos brillantes contra el planeta azul debajo. La Voyager fotografió distintas sombras en las cimas de las nubes de metano, permitiendo calcular las altitudes de las nubes altas. La figura\(\PageIndex{9}\) es un notable primer plano de las capas exteriores de Neptuno que nunca podrían haberse obtenido de la Tierra.
Vientos y Clima
Las atmósferas de los planetas jovianos tienen muchas regiones de alta presión (donde hay más aire) y baja presión (donde hay menos). Así como lo hace en la Tierra, el aire fluye entre estas regiones, estableciendo patrones de viento que luego son distorsionados por la rotación del planeta. Al observar los patrones cambiantes de nubes en los planetas jovianos, podemos medir las velocidades del viento y rastrear la circulación de sus atmósferas.
Los movimientos atmosféricos que vemos en estos planetas son fundamentalmente diferentes de los de los planetas terrestres. Los gigantes giran más rápido y su rápida rotación tiende a salirse de la circulación hacia patrones horizontales (este-oeste) paralelos al ecuador. Además, no hay una superficie sólida debajo de la atmósfera contra la cual los patrones de circulación puedan rozar y perder energía (que es como las tormentas tropicales en la Tierra finalmente mueren cuando llegan sobre tierra).
Como hemos visto, en todos los gigantes excepto Urano, el calor del interior aporta tanta energía a la atmósfera como la luz solar del exterior. Esto significa que las corrientes de convección profundas de aire caliente ascendente y aire más frío descendente circulan por las atmósferas de los planetas en la dirección vertical.
Las principales características de las nubes visibles de Júpiter (ver Figura\(11.1.1\) y Figura\(\PageIndex{3}\), por ejemplo) son bandas alternas de oscuridad y luz que se extienden alrededor del planeta paralelas al ecuador. Estas bandas son rasgos semipermanentes, aunque cambian de intensidad y posición de año en año. Consistente con la pequeña inclinación del eje de Júpiter, el patrón no cambia con las estaciones.
Más fundamentales que estas bandas están subyacentes a los patrones de viento este-oeste en la atmósfera, que no parecen cambiar en absoluto, incluso a lo largo de muchas décadas. Estos se ilustran en la Figura\(\PageIndex{10}\), que indica cuán fuertes son los vientos en cada latitud para los planetas gigantes. En el ecuador de Júpiter, una corriente en chorro fluye hacia el este con una velocidad de unos 90 metros por segundo (300 kilómetros por hora), similar a la velocidad de las corrientes en chorro en la atmósfera superior de la Tierra. En latitudes más altas hay corrientes alternas que se mueven hacia el este y el oeste, con cada hemisferio una imagen especular casi perfecta del otro. Saturno muestra un patrón similar, pero con una corriente en chorro ecuatorial mucho más fuerte, como señalamos anteriormente.
Las zonas de luz en Júpiter son regiones de aire ascendente cubiertas por nubes blancas de cirro de amoníaco. Aparentemente representan la parte superior de las corrientes de convección que se mueven hacia arriba. 1 Los cinturones más oscuros son regiones donde la atmósfera más fría se mueve hacia abajo, completando el ciclo de convección; son más oscuros porque menos nubes de amoníaco significan que podemos ver más profundamente en la atmósfera, tal vez hasta una región de nubes de hidrosulfuro de amonio (NH 4 SH). La sonda Galileo muestreó una de las corrientes descendentes secas más claras.
A pesar de las extrañas estaciones inducidas por la inclinación de 98° de su eje, la circulación básica de Urano es paralela a su ecuador, como es el caso de Júpiter y Saturno. La masa de la atmósfera y su capacidad para almacenar calor son tan grandes que los periodos alternos de 42 años de luz solar y oscuridad tienen poco efecto. De hecho, las mediciones de la Voyager muestran que la temperatura atmosférica es incluso unos grados más alta en el lado oscuro del invierno que en el hemisferio frente al Sol. Este es otro indicio de que el comportamiento de esas atmósferas planetarias gigantes es un problema complejo que no entendemos completamente.
El clima de Neptuno se caracteriza por fuertes vientos este-oeste generalmente similares a los observados en Júpiter y Saturno. Las velocidades más altas del viento cerca de su ecuador alcanzan los 2100 kilómetros por hora, incluso más altas que los vientos pico en Saturno. La corriente ecuatorial de Neptuno en realidad se acerca a velocidades supersónicas (más rápidas que la velocidad del sonido en el aire de Neptuno).
Tormentas gigantes en planetas gigantes
Superpuestos a los patrones regulares de circulación atmosférica que acabamos de describir hay muchas perturbaciones locales, sistemas meteorológicos o tormentas, para tomar prestado el término que usamos en la Tierra. Las más destacadas son regiones grandes, ovaladas y de alta presión tanto en Júpiter (Figura\(\PageIndex{11}\)) como en Neptuno.
La más grande y famosa de las tormentas de Júpiter es la Gran Mancha Roja, un óvalo rojizo en el hemisferio sur que cambia lentamente; tenía 25,000 kilómetros de largo cuando la Voyager llegó en 1979, pero se había reducido a 20,000 kilómetros al término de la misión Galileo en 2000 (Figura\(\PageIndex{12}\)). La tormenta gigante ha persistido en la atmósfera de Júpiter desde que los astrónomos pudieron observarla por primera vez después de la invención del telescopio, hace más de 300 años. No obstante, ha seguido encogiéndose, suscitando especulaciones de que podemos ver su fin en unas pocas décadas.
Además de su longevidad, la Mancha Roja se diferencia de las tormentas terrestres en ser una región de alta presión; en nuestro planeta, tales tormentas son regiones de menor presión. La rotación en sentido antihorario de la Mancha Roja tiene un periodo de seis días. Tres perturbaciones similares pero menores (aproximadamente tan grandes como la Tierra) se formaron en Júpiter en la década de 1930. Parecen óvalos blancos, y uno puede verse claramente abajo y a la derecha de la Gran Mancha Roja en Figura\(\PageIndex{12}\). En 1998, la nave espacial Galileo observó como dos de estos óvalos colisionaban y se fusionaban en uno.
No sabemos qué causa la Gran Mancha Roja o los óvalos blancos, pero sí tenemos una idea de cómo pueden durar tanto tiempo una vez que se forman. En la Tierra, la vida útil de un gran huracán o tifón oceánico suele ser de unas pocas semanas, o incluso menos cuando se mueve sobre los continentes y encuentra fricción con la tierra. Júpiter no tiene una superficie sólida para ralentizar una perturbación atmosférica; además, el tamaño de las perturbaciones les da estabilidad. Podemos calcular que en un planeta sin superficie sólida, la vida útil de cualquier cosa tan grande como la Mancha Roja debe medirse en siglos, mientras que la vida de los óvalos blancos debe medirse en décadas, que es más o menos lo que hemos observado.
A pesar del tamaño más pequeño de Neptuno y la diferente composición de nubes, Voyager demostró que tenía una característica atmosférica sorprendentemente similar a la Gran Mancha Roja de Júpiter. La Gran Mancha Oscura de Neptuno tenía casi 10,000 kilómetros de largo (Figura\(\PageIndex{8}\)). En ambos planetas, las tormentas gigantes se formaron a 20° S de latitud, tenían la misma forma y ocuparon aproximadamente la misma fracción del diámetro del planeta. La Gran Mancha Oscura giró con un periodo de 17 días, frente a unos 6 días para la Gran Mancha Roja. Sin embargo, cuando el Telescopio Espacial Hubble examinó Neptuno a mediados de la década de 1990, los astrónomos no pudieron encontrar rastro de la Gran Mancha Oscura en sus imágenes.
Aunque todavía no se entienden muchos de los detalles del clima en los planetas jovianos, es claro que si eres fanático del clima dramático, estos mundos son el lugar para mirar. Estudiamos las características de estas atmósferas no sólo por lo que tienen que enseñarnos sobre las condiciones en los planetas jovianos, sino también porque esperamos que puedan ayudarnos a entender el clima en la Tierra un poco mejor.
Ejemplo\(\PageIndex{1}\)
Las velocidades del viento en los sistemas de tormentas circulares pueden ser formidables tanto en la Tierra como en los planetas gigantes. Piensa en nuestros grandes huracanes terrestres. Si observa su comportamiento en imágenes de satélite que se muestran en los puntos de venta meteorológicos, verá que requieren alrededor de un día para rotar. Si una tormenta tiene un diámetro de 400 km y gira una vez cada 24 h, ¿cuál es la velocidad del viento?
Solución
La velocidad equivale a la distancia dividida por el tiempo. La distancia en este caso es la circunferencia (\(2 \pi R\)o\(\pi d\)), o aproximadamente 1250 km, y el tiempo es de 24 h, por lo que la velocidad al borde de la tormenta sería de unos 52 km/h Hacia el centro de la tormenta, las velocidades del viento pueden ser mucho mayores.
Ejercicio\(\PageIndex{1}\)
La Gran Mancha Roja de Júpiter gira en 6 d y tiene una circunferencia equivalente a un círculo con radio de 10,000 km. Calcular la velocidad del viento en el borde exterior del punto.
- Contestar
-
Para la Gran Mancha Roja de Júpiter, la circunferencia (\(2 \pi R\)) es de unos 63,000 km. Seis d equivale a 144 h, lo que sugiere una velocidad de aproximadamente 436 km/h, esto es mucho más rápido que las velocidades del viento en la Tierra.
Conceptos clave y resumen
Los cuatro planetas gigantes tienen generalmente atmósferas similares, compuestas principalmente por hidrógeno y helio. Sus atmósferas contienen pequeñas cantidades de gas metano y amoníaco, los cuales también se condensan para formar nubes. Las capas de nubes más profundas (invisibles) consisten en agua y posiblemente hidrosulfuro de amonio (Júpiter y Saturno) y sulfuro de hidrógeno (Neptuno). En las atmósferas superiores, los hidrocarburos y otros compuestos traza son producidos por la fotoquímica. No sabemos exactamente qué causa los colores en las nubes de Júpiter. Los movimientos atmosféricos en los planetas gigantes están dominados por la circulación este-oeste. Júpiter muestra los patrones de nubes más activos, con Neptuno segundo. Saturno es generalmente soso, a pesar de sus velocidades de viento extremadamente altas, y Urano no tiene rasgos distintivos (quizás debido a su falta de una fuente de calor interna). Grandes tormentas (sistemas de alta presión de forma ovalada como la Gran Mancha Roja en Júpiter y la Gran Mancha Oscura en Neptuno) se pueden encontrar en algunas de las atmósferas del planeta.
Notas al pie
1 Recordemos de capítulos anteriores que la convección es un proceso en el que los líquidos, calentados desde abajo, tienen regiones donde el material caliente sube y desciende material más frío. Puedes ver la convección en el trabajo si calientas avena en una estufa o ves hervir la sopa de miso.
Glosario
- fotoquímica
- cambios químicos causados por la radiación electromagnética