VOLVER A LOS ARTÍCULOSEl quinto planeta de nuestro Sistema Solar es también el de mayores dimensiones, siendo desde la antigüedad un objeto de veneración que se podía ver en el cielo. Aquí conocemos un poco más a este auténtico gigante gaseoso.
El nombre parece decirlo todo: Júpiter es similar a Zeus en la mitología griega, es decir, el dios principal, padre de dioses y de hombres, al que el cónsul romano Cicerón no dudó en llamar como “la sobrecogedora presencia de una mente suprema”. La importancia y lo imponente que resulta parecen ser los argumentos por los cuales el quinto planeta de nuestro Sistema Solar es llamado de esta forma. El segundo cuerpo celeste de mayor tamaño después del Sol resulta aún un territorio lleno de misterios, al que la ciencia ha ido develando gracias a las últimas expediciones.
Estructura del planeta
A pesar de contar con un volumen que equivale a 1.317 planetas Tierra, la masa sólida es solamente 318 veces mayor a la de nuestro planeta. No tiene una superficie sólida y se encuentra rodeado por anillos, no tan visibles como los de Saturno, y varios satélites que se clasifican en tres grupos distintos. La composición del planeta es principalmente gaseosa, formando parte del grupo de planetas conocidos como “gigantes gaseosos”, aquellos que se encuentran en la parte externa del Sistema Solar y se caracterizan, además de por su composición ligera y un núcleo pequeño, por las turbulentas actividades meteorológicas y procesos gravitacionales.
La composición gaseosa de Júpiter tiene importantes semejanzas con la de una estrella, formada por altos porcentajes de hidrógeno (81 %) y helio (17%), conteniendo también pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y sulfuro de hidrógeno. El núcleo sólido de Júpiter es diez veces el tamaño de nuestro planeta y el estado del hidrógeno, el principal elemento de este planeta, cambia de acuerdo a variables como la profundidad, la densidad o la presión.
| Datos de Júpiter | |
| Diámetro | 142.984 kilómetros |
| Masa | 1899 x 1027 kg. |
| Gravedad | 24,79 m/s2 (2,4 veces la de nuestro planeta) |
| Densidad | 1,33 gr/cm3 |
| Cantidad de satélites | 67 |
| Periodo de rotación (tiempo que demora un día) | 9 horas y 50 minutos |
| Temperatura media | -121,15 °C |
| Distancia promedio del Sol | 778,4 millones de km. |
| Tiempo orbital sideral (tiempo que demora un planeta en dar la vuelta alrededor del Sol) | 11 años, 315 días |
El interior de Júpiter
Su interior se encuentra compuesto principalmente por hidrógeno, helio y argón. El hidrógeno se comprime de tal manera que a medida que nos adentramos en su interior se transforma en una sustancia líquida a la cual se la denomina como hidrógeno metálico y tiene excelentes propiedades conductivas. Si bien no se tienen suficientes precisiones, se cree que el planeta cuenta con un núcleo rocoso del cual se desconoce su composición, así como las propiedades de los materiales a esas profundidades. Se considera que la presión y la temperatura se incrementan a medida nos acercamos al núcleo, contando con una temperatura de 10.000° K (9726,85°centígrados) y una presión de 200 GPa (gigapascales) en el momento en que el hidrógeno se transforma en hidrógeno metálico, mientras que en las zonas próximas al núcleo se estiman temperaturas de 36.000° K (35.726,85° centígrados) y una presión que se encuentra entre los 3.000 y los 4.500 GPa (para tener una referencia, las enormes presiones que se encuentran en el núcleo de nuestro planeta son de apenas 360 GPa).
Un clima turbulento
Las condiciones de Júpiter son, como mencionamos, turbulentas, lo cual obliga a pensar lo dificultoso que sería un aproximamiento humano a su atmósfera. En primera instancia hay que mencionar a los llamativos colores que se pueden ver en las imágenes de Júpiter: la razón por la que los vemos refiere a reacciones químicas y restos de elementos en la atmósfera, en los cuales incidiría directamente el azufre. Los matices refieren a la altura donde se dan estas reacciones: el azul corresponde a las alturas más bajas, mientras que los colores marrones y rojos aparecen en las más altas.
La veloz rotación de Júpiter y el calor del núcleo interno dan lugar a un clima donde los vientos en el ecuador pueden alcanzar los 360 km/h, mientras que en la región correspondiente a la Banda Ecuatorial Norte alcanzan los 600 km/h. Para tener una idea aproximada de lo que esto significa tengamos en cuenta que el viento más veloz registrado sobre la superficie terrestre alcanzó los 372 km/h en Monte Washington (Estados Unidos) y que duró apenas unos minutos, que el huracán más destructivo alcanzó los 380 km/h en Guam y que el tornado con los vientos más intensos jamás registrado promedia entre los 510 y los 610 km/h. En el caso de Júpiter, esas condiciones que son atípicas en nuestro planeta se mantienen de forma constante en prácticamente la totalidad de su superficie, haciéndolo un lugar sumamente hostil.
Por otro lado, a las bajas temperaturas que promedian los -121,15 °C y alcanzan mínimas de -163,15°C y máximas de apenas los -75,15°C, se le suman relámpagos que son mucho más brillantes que los de nuestro planeta y rayos mucho más destructivos. El envío de la sonda Galileo en 1989, que llegó al planeta en el mes de diciembre 1995, otorgó no sólo mayores nociones de la composición atmosférica de Júpiter, sino que demostró la imposibilidad de un aproximamiento a este planeta, al menos con la tecnología actual: al tan sólo internarse 200 kilómetros en la atmósfera joviana, y permanecer por aproximadamente una hora, la sonda fue completamente destruida por la acción de la presión de 22 bar y las intensas tempestades.
Las grandes tempestades de Júpiter
Sin lugar a dudas, la tempestad más conocida de Júpiter es la que se conoce como la Gran Mancha Roja (del inglés Great Red Spot). La observación de este fenómeno meteorológico del planeta data del siglo XVII, siendo observado por el científico inglés Robert Hooke en 1664 y descrito por el astrónomo y matemático italiano Giovanni Domenico Cassini en un periodo entre 1665 y 1713, siendo definido como una “mancha permanente”. El considerable tamaño de la misma es lo que permitió que pueda ser observada con mayor precisión por telescopios del siglo XIX, como lo testimonian los casos de los astrónomos Samuel Heinrich Schwabe y Carr Walter Pritchett. Tras las imágenes obtenidas por el observatorio astronómico norteamericano Yerkes a finales del siglo XIX, se abandonó la teoría que indicaba que podía tratarse de una montaña, principalmente tras los descubrimientos de la composición atmosférica de Júpiter. Las observaciones realizadas a lo largo del siglo XX permitieron tener mayores conocimientos de la naturaleza de esta “mancha”. La sonda espacial Voyager 1 fue la primera en proporcionar imágenes detalladas de este fenómeno en 1979.
En primera instancia debemos tener en cuenta que la Gran Mancha Roja es una enorme y persistente tormenta anticiclónica que se encuentra a los 22° sur del ecuador de Júpiter, manteniéndose habitualmente entre 183 y 348 días de forma constante. La razón por la cual se ve con facilidad con los instrumentos adecuados son sus dimensiones: esta tempestad abarca una superficie que puede contener la superficie de entre dos o tres planetas Tierra. Pero no es sólo su tamaño lo que impresiona, se calcula que la tempestad tiene una antigüedad de más de quinientos años y esa es la razón por la cual fue observada numerosas veces por el ser humano a lo largo de su historia. Sin embargo, se cree que últimamente su extensión ha ido disminuyendo, aunque se desconocen las causas de tales variaciones.
A través de distintos estudios y observaciones se pudo confirmar que las nubes que conforman la Gran Mancha Roja se encuentran elevadas, a al menos 8 km por encima del resto de las nubes de la atmósfera. Se calcula que los vientos que soplan en la mancha promedian los 430 km/h y durante algunos intervalos de tiempo desaparece de vista.
Otra tempestad conocida es la Pequeña Mancha Roja (del inglés Little Red Spot) que, acorde a las dimensiones de Júpiter, poco tiene de “pequeña”. La mancha se formó tras la convergencia de tres óvalos blancos que indicaban a tres tormentas blancas más pequeñas. La fusión de los tres óvalos fue un proceso que se dio a lo largo de 50 años, finalmente adquiriendo uniformidad en marzo del 2000. Hacia el 2005, tras las observaciones del astrónomo filipino Christopher Go, se descubrió que el gran ovalo blanco estaba adquiriendo una coloración rojiza, razón por la cual la bautizaron como la “Pequeña Mancha Roja”, a pesar de que sus dimensiones son de la superficie de nuestro planeta. En el 2006 las dos manchas se entrecruzaron pero, contra lo que creían los astrónomos, la más chica no se fusionó con la Gran Mancha Roja sino que simplemente pasaron. De acuerdo a observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble en el año 2007, la Pequeña Mancha Roja se está haciendo cada vez más fuerte, con vientos que alcanzan la velocidad de 618 km/h.
Además de los grandes sistemas de tormentas, Júpiter cuenta con cientos de vórtices que se encuentran distribuidos por todo el planeta dando lugar a ciclones y anticiclones.
El campo magnético
Júpiter cuenta con el campo magnético más poderoso de todos los planetas del Sistema Solar, siendo hasta 18.000
veces más fuerte que el de nuestro planeta y extendiéndose hasta 7 millones de kilómetros en dirección al Sol, es decir, superando parcialmente la órbita de Saturno. El descubrimiento de esta enorme estructura, que es la segunda de mayor tamaño tras la Heliosfera (la región influenciada por los vientos solares), se le atribuye a la sonda estadounidense Pioneer 10 en 1973.
Se cree que el origen de la magnetosfera de Júpiter se encuentra en el interior del planeta, donde el hidrógeno se comportaría como un metal por las altas presiones que tiene que soportar. Debido a las cualidades conductivas del metal, y la electricidad generada por la rotación del planeta, se originaría este campo magnético de enorme poder que atrae a los 67 satélites jovianos conocidos hasta el momento, además de afectar directamente la actividad de algunas de las lunas, como Ío. A raíz del intenso campo magnético Júpiter atrae partículas energéticas y las acelera, dando lugar a cinturones de radiación semejantes a los cinturones de Van Allen, pero hasta miles de veces más potentes. Esto dificulta el aproximamiento de sondas al planeta, habiendo generado graves daños en la mencionada Galileo, también destacándose otros cinturones de radiación que se encuentran entre los anillos del planeta.
Debido a las interacciones y emisiones del campo magnético se producen auroras similares a las que vemos en la Tierra que son persistentes y brillantes en ambos polos, permaneciendo con una intensidad variable a lo largo del tiempo. La observación de estas auroras se puede ver en prácticamente todo el espectro electromagnético, destacándose las emisiones en el infrarrojo y el ultravioleta. Otro efecto del campo magnético del planeta se encuentra en que es una fuente de ondas de radio que van de unos pocos kilohertzios (KHz) a decenas de mega hertzios (MHz), dándole las propiedades de un púlsar (una estrella de neutrones que emite radiación de forma periódica y que cuenta con un fuerte campo magnético). Las corrientes de electrones e iones que expulsa pueden alcanzar la órbita de la Tierra periódicamente.
Los anillos de Júpiter
A pesar de no ser tan notables como los anillos de Saturno, Júpiter cuenta con anillos que rodean el planeta y fueron descubiertos por la sonda estadounidense Voyager 1 en 1979. Los sistemas de anillos comprenden a tres estructuras distintas:
• Por un lado se encuentra el anillo más próximo al planeta, el halo o anillo halo, que no tiene forma de anillo sino de toro. Es el más grueso de los anillos y debido a su brillo pudo ser fotografiado por sondas como la Galileo. Sin embargo, la estructura de este anillo no es fácilmente visible debido a que está conformado por polvo micrométrico que se cree que proviene del anillo principal. El radio del anillo es de entre 92.000 y 122.500 kilómetros.
• El anillo principal es el más brillante de todos. Sin embargo, al igual que el anillo halo, es tenue y se encuentra compuesto por partículas de polvo. Su órbita coincide con la del satélite interior Adrastea y se encuentra situado a 129.000 km. del centro de Júpiter. Las numerosas incursiones y observaciones permitieron definir que, de acuerdo a la iluminación con la que se cuente, las dimensiones del anillo aparecerán de distinta forma. Entre las partículas de polvo se cree que puede haber satélites que aún no han sido identificados.
• Finalmente se encuentra el más exterior de los anillos, el anillo Gossamer, que en verdad está compuesto por dos anillos denominados “difusos”. Por un lado está el anillo Amaltea Gossamer que se encuentra a 182.000 kilómetros de Júpiter y que, al igual que el resto de los anillos de Júpiter, está compuesto por pequeñas partículas de polvo. El otro anillo que forma parte de Gossamer es Tebe. Se encuentra a 226.000 kilómetros del centro de Júpiter y es el más tenue y débil del sistema, teniendo sus bordes poco definidos. Se cree que el origen del polvo de ambos anillos corresponde al material de los satélites que le dan el nombre respectivamente: Amaltea y Tebe.
Los satélites de Júpiter
Si bien el número de satélites descubiertos hasta el momento alcanza el número de 67, siendo de esta forma el planeta con mayor cantidad de lunas del Sistema Solar, los más estudiados y conocidos han sido desde que fueron descubiertos por Galileo Galilei en 1610 los que conocemos como galileanos, en honor a su descubridor. Estos satélites son también los de mayor dimensión, representando con su masa total casi ¾ del total de la masa de los satélites del planeta. La nomenclatura de los satélites de Júpiter está vinculada a la figura mitológica en la tradición grecorromana, siendo la mayoría figuras femeninas con la excepción de Ganímedes. Se los agrupa de acuerdo a cualidades generales que presentan de la siguiente manera:
• Grupo de Amaltea: El primero de los grupos de satélites comprende a cuatro cuerpos pequeños que son los más próximos al planeta. Se trata de Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe, que cuentan con orbitas circulares y han dado forma a algunos de los anillos del planeta con sus partículas.
• Satélites galileanos: Se trata de cuatro satélites que se encuentran entre los cuerpos más estudiados del Sistema Solar. En primera instancia se encuentra Ío, que da la vuelta al planeta cada 42,5 horas y se encuentra fuertemente influenciado por el campo magnético de Júpiter. Se caracteriza por tener un vulcanismo muy activo que renueva constantemente su superficie con erupciones. Se trata del cuerpo más volcánico de todo el Sistema Solar y su superficie está cubierta de azufre. En segunda instancia se encuentra Europa, que es el más pequeño de este grupo de satélites y cuenta con una capa de hielo y escasos cráteres. Se cree que debajo de esta capa puede haber una franja de agua líquida que albergue vida y estiman la posibilidad de que haya oxígeno en su atmosfera. Luego se encuentra Ganimedes, el satélite más grande del Sistema Solar con 5.562 km de ancho. Está compuesto por silicato y hielo, contando con una corteza helada que se cree que también cuenta con un océano en su interior. Finalmente se halla Calisto, el satélite más viejo de este grupo, al cual se lo puede describir como una bola de hielo y roca.
• Satélites irregulares: Se trata de cuerpos que se encuentran en orbitas lejanas del planeta, siendo afectados en su trayectoria por la gravedad del Sol. Es el grupo más numeroso y por lo general no tienen un tamaño considerable, con la excepción de Himalia, que cuenta con un diámetro de 170 km. Se cree que el origen de estos satélites consiste en cuerpos capturados por el poder magnético del planeta.
