Atmósfera de Júpiter

300px|thumb|Patrón de nubes en Júpiter. Leyenda: 1 = Región Polar Norte; 2 = Banda Templada Norte Norte; 3 = Banda Templada Norte; 4 = Banda Ecuatorial Norte; 5 = Zona Ecuatorial; 6 = Banda Ecuatorial Sur; 7 = Banda Templada Sur; 8 = Banda Templada Sur Sur; 9 = Región Polar Sur ;10 = Gran Mancha Roja La atmósfera de Júpiter es la atmósfera planetaria de mayor tamaño en todo el sistema solar. Está compuesta principalmente por hidrógeno molecular y helio en una proporción comparable con la de una estrella; también se encuentran presentes otras sustancias químicas, aunque en pequeñas medidas, tales como el metano, amoníaco, ácido sulfhídrico y agua. Aunque la presencia de este último compuesto no se ha podido observar en forma directa, se cree que reside en las capas más profundas de la atmósfera. La abundancia de oxígeno, nitrógeno, azufre y gases nobles en la atmósfera de Júpiter supera los valores encontrados en las estrellas en una proporción cercana al 3:1.Atreya et al. (2003)

La atmósfera joviana carece de un límite inferior definido y gradualmente se transforma en el interior líquido del planeta.Guillot (1999) Las capas atmosféricas son, de inferior a superior, la troposfera, la estratosfera, la termosfera y la exosfera. Cada capa cuenta con un gradiente térmico característico.Sieff et al. (1998) La capa inferior, la troposfera, posee un complicado sistema de nubes y brumas, compuestas por estratos de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua.Atreya et al. (2005) Las nubes de amoníaco superiores que son visibles en la "superficie" de Júpiter se encuentran organizadas en una docena de bandas zonales paralelas al ecuador, que están delimitadas por fuertes corrientes atmosféricas (vientos) conocidas como chorros de aire. Las bandas se alternan en colores: a las bandas oscuras se les llama correas, mientras que a las claras se las denomina zonas. Las zonas, que son más frías, corresponden a las corrientes de aire ascendente, mientras que las correas señalan las corrientes descendentes.Ingersoll (2004), pp. 2–5 Se cree que el color más claro de las zonas se debe a la presencia de hielo de amoníaco, pero no se conoce con exactitud la razón del color más oscuro de las correas. El origen de la estructura en bandas y de los chorros de aire no se ha podido determinar, aunque existen dos modelos teóricos. El primer modelo sostiene que existen fenómenos en la superficie que recubren un interior estable. Según otro modelo, las bandas y los chorros de aire son simplemente una manifestación del flujo de hidrógeno molecular en el manto de Júpiter, que estaría organizado en cierta cantidad de cilindros.Vasavada (2005), p. 1942

La atmósfera de Júpiter muestra una amplia gama de fenómenos activos, incluida la inestabilidad de las bandas, vórtices (ciclones y anticiclones), tormentas y relámpagos.Vasavada (2005), p. 1974 Los vórtices se manifiestan como enormes manchas (ovaladas) de color rojo, blanco o marrón. Las dos manchas de mayor tamaño son la Gran Mancha Roja (GMR) y la Pequeña Mancha Roja (PMR);Vasavada (2005), pp. 1978–1980Vasavada (2005), pp. 1980–1982 estas y la mayoría de las otras manchas son de características anticiclónicas. Los anticiclones más pequeños suelen ser blancos. Se cree que los vórtices son estructuras relativamente poco profundas, que no superan varios cientos de kilómetros. La GMR, que se sitúa en el hemisferio sur, es el vórtice más grande conocido en todo el sistema solar. Su tamaño es tal que podría envolver a varios planetas del tamaño de la Tierra, y ha existido durante al menos trescientos años. La PMR, que se encuentra al sur de la GMR, tiene una magnitud equivalente a un tercio de la anterior y se formó en el año 2000 a raíz de la combinación de tres óvalos blancos.Vasavada (2005), p. 1976

Júpiter presenta tormentas poderosas, siempre acompañadas por relámpagos. Estas tormentas son un producto de la convección húmeda en la atmósfera relacionada con la evaporación y condensación del agua. Estos sitios presentan fuertes movimientos ascendentes del aire que producen la formación de nubes brillantes y densas. En general, las tormentas se forman en la región de las correas. En Júpiter los relámpagos son mucho más poderosos que en la Tierra; sin embargo, son menos frecuentes y su nivel promedio de actividad es comparable al terrestre.Vasavada (2005), pp. 1982, 1985–1987

Estructura vertical thumb|400px|Estructura vertical de la atmósfera joviana. Nótese que la presión disminuye junto con la altitud. El nivel de −132 km es la profundidad máxima alcanzada por la sonda atmosférica Galileo. La atmósfera de Júpiter se clasifica en cuatro capas, en altitud creciente: la troposfera, la estratosfera, la termosfera y la exosfera. A diferencia de la atmósfera terrestre, Júpiter carece de una mesosfera. Júpiter no posee una superficie sólida y la capa atmosférica más baja, la troposfera, da paso al interior líquido del planeta. Esto ocurre como consecuencia de que las temperaturas y presiones superan ampliamente a aquellas correspondientes a los puntos críticos del hidrógeno y el helio, lo que resulta en la ausencia de un límite marcado entre los estadios de gas y líquido.

Debido a la carencia de un límite inferior definido de la atmósfera, suele considerarse que la presión de 10 bares, que se encuentra a una altitud aproximada de 90 km por debajo de la presión de 1 bar para una temperatura de unos 340 K, marca la base de la troposfera. Dentro del material científico publicado, habitualmente se toma a la presión de 1 bar como "punto cero" de las altitudes (la "superficie") de Júpiter. Al igual que ocurre en la Tierra, la capa atmosférica superior, la exosfera, tampoco cuenta con un límite superior definido.Yelle (2004), p. 1 La densidad disminuye gradualmente hasta dar paso al medio interplanetario a unos 5000 km por encima de la "superficie".Miller et al. (2005)

Las variaciones en la temperatura vertical de la atmósfera joviana tienen comportamientos similares a las de la atmósfera terrestre. La temperatura de la troposfera disminuye con la altura hasta alcanzar un mínimo, denominado tropopausa,Ingersoll (2004), pp. 5–7 que es el límite entre la troposfera y la estratosfera. En Júpiter, la tropopausa se encuentra a unos 50 km sobre las nubes visibles (o a un nivel de 1 bar), donde la presión y la temperatura son de aproximadamente 0,1 bar y 110 K.Ingersoll (2004), p. 12 En la estratosfera, la temperatura sube a unos 200 K para dar paso a la termosfera, a una altitud y presión cercanas a los 320 km y 1 μbar. En la termosfera, las temperaturas siguen aumentando hasta alcanzar los 1000 K aproximadamente a los 1000 km, donde la presión llega a alrededor de 1 nbar. miniaturadeimagen|Detalle de las nubes del hemisferio norte de Jupiter, tomadas por la misión Juno. La troposfera de Júpiter contiene una estructura de nubes complicada. Las nubes visibles, que se encuentran entre los 0,7 y 1,0 bar de presión, están hechas de hielo de amoníaco.Atreya et al. (1999) Debajo de ellas, se cree que existen nubes de hidrosulfuro de amonio o sulfuro de amonio (entre 1,5 y 3 bar) y de agua (3 y 7 bar).Vasavada (2005), p. 1937 No existen nubes de metano ya que las temperaturas son demasiado elevadas para que éste pueda condensarse. Las nubes de agua componen la capa de nubes más densa y tienen más influencia que otras nubes en la dinámica atmosférica. Esto es consecuencia de un mayor calor de vaporización del agua y una mayor abundancia de agua en comparación con el amoníaco y el ácido sulfhídrico (el oxígeno es un elemento químico más abundante que el nitrógeno y el azufre).Ingersoll (2004), pp. 13–14 Sobre las principales capas de nubes, se hallan varias capas de neblina, tanto en la troposfera (a 0,2 bar) como en la estratosfera (a 10 mbar).Ingersoll (2004), p. 8 Estas últimas se crean debido a la condensación de hidrocarburo aromático policíclico o hidrazina generado en la parte superior de la estratosfera (1–100 μbar) a partir del metano influenciado por la radiación ultravioleta (UV) del Sol.Atreya et al. (2005) La abundancia de metano en relación con el hidrógeno molecular en la estratosfera es de aproximadamente 10−4, mientras que la proporción correspondiente a otros hidrocarburos ligeros, como el etano y el acetileno, respecto del hidrógeno molecular es de aproximadamente 10−6.

La termosfera de Júpiter se encuentra a presiones menores a 1 μbar y presenta fenómenos como por ejemplo capas de airglow, auroras polares y emisiones de rayos X.Yelle (2004), pp. 1–12 Dentro de ella se localizan capas donde la densidad de los electrones e iones es mayor, formando la ionosfera. Las frecuentes temperaturas elevadas de la termosfera (800–1000 K) aún no han sido explicadas por completo;Yelle (2004), pp. 15–16 los modelos teóricos actuales predicen una temperatura no superior a los 400 K. Estas temperaturas podrían ser causadas por la absorción radiación solar de alta energía (rayos UV o X), por el calentamiento de las partículas cargadas que descienden desde la magnetosfera joviana, o por la disipación de ondas de gravedad que se propagan hacia arriba.Yelle (2004), pp. 22–27 En los polos y latitudes bajas, la termosfera y la exosfera emiten rayos x, los cuales fueron observados por primera vez por el Observatorio Einstein en 1983.Bhardwaj and Gladstone (2000), pp. 299–302 Las partículas de energía que se originan en la magnetosfera de Júpiter crean brillantes auroras ovaladas que envuelven los polos. A diferencia de sus pares terrestres, que sólo aparecen durante tormentas geomagnéticas, estas auroras son una característica permanente de la atmósfera joviana. La termosfera de Júpiter fue el primer lugar fuera de la Tierra donde se descubrió hidrógeno molecular protonado (H3+). Este ion produce fuertes emisiones en la sección infrarroja media del espectro, a una longitud de onda entre 3 y 5 μm, y es el principal refrigerador de la termosfera.

Composición química Abundancia de elementos en relación con el hidrógeoen Júpiter y en el SolElementoSolJúpiter/Sol He/H 0,0975 0,807 ± 0,02 Ne/H 1,23 x 10−4 0,10 ± 0,01 Ar/H 3,62 x 10−6 2,5 ± 0,5 Kr/H 1,61 x 10−9 2,7 ± 0,5 Xe/H 1,68 x 10−10 2,6 ± 0,5 C/H 3,62 x 10−4 2,9 ± 0,5 N/H 1,12 x 10−4 3,6 ± 0,5 (8 bar) 3,2 ± 1,4 (9–12 bar) O/H 8,51 x 10−4 0,033 ± 0,015 (12 bar) 0,19–0,58 (19 bar) P/H 3,73 x 10−7 0,82 S/H 1,62 x 10−45 2,5 ± 0,15 Comparación de las concentraciones (tasas) de varios isótopos en las atmósferas de Júpiter y del Sol Isótopo Tasa en el Sol Tasa en Júpiter 13C/12C 0,011 0.0108 ± 0,0005 15N/14N <2,8 x 10−3 2,3 ± 0,3 x 10−3 (0,08–2,8 bar) 36Ar/38Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25 20Ne/22Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2 3He/4He 1,5 ± 0,3 x 10−4 1,66 ± 0,05 x 10−4 D/H 3,0 ± 0,17 x 10−5 2,25 ± 0,35 x 10−5</div> La composición de la atmósfera joviana es similar a la del planeta en su totalidad. La atmósfera joviana es la más conocida de todos los gigantes gaseosos ya que fue observada directamente por la sonda Galileo cuando ingresó en la atmósfera joviana el 17 de diciembre de 1995. Entre otras fuentes de información acerca de la composición atmosférica de Júpiter se pueden incluir el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO),Encrenaz (2003) las sondas Galileo y Cassini,Kunde et al. (2004) y observaciones realizadas desde la Tierra.