En el corazón de las bandas de Júpiter

Conocido desde la Antigüedad, Júpiter se ha convertido en algo más que un simple punto brillante vagando por el cielo nocturno gracias a la invención del telescopio astronómico. Bajo la mirada de uno de estos instrumentos (incluso aficionados), el planeta exhibe muchas tormentas y torbellinos, incluida la espectacular Gran Mancha Roja, observada durante más de trescientos años, pero también magníficas bandas de colores blancos, ocre y morena paralelas al ecuador.

Diseñado por primera vez por el sacerdote y astrónomo italiano Niccolò Zucchi en 1630, descrito y observado por muchos astrónomos (incluidos Jean-Dominique Cassini y Christian Huygens en el siglo XXI), las bandas jovianas ahora son fotografiadas con una precisión excepcional por el telescopio espacial [1945901. Sin embargo, continúan intrigando a los planetólogos, que están tratando de comprender la formación y, sobre todo, la gran estabilidad de estas estructuras que cubren miles de kilómetros en la superficie del planeta.

Gracias a los datos de la sonda Juno, actualmente en órbita alrededor de Júpiter, a los recientes avances en el campo de las simulaciones digitales de la atmósfera de planetas y experimentos de laboratorio, estamos comenzando a comprender el mecanismo subyacente a estas bandas. También sería común a todos los planetas gaseosos gigantes, como lo sugieren las observaciones de Saturno.

Estas bandas están formadas por diferentes capas de nubes que cubren todo el planeta y que son empujadas por vientos fuertes pero persistentes, dirigidos alternativamente hacia el este y el oeste, con velocidades de hasta 600 kilómetros por hora. Luego hablamos de chorros zonales, es decir, flujos localizados e intensos que circulan en dirección este-oeste. Esta estructura de chorros zonales alternos constituye el rastro visible de la intensa actividad de la cual Júpiter es el asiento.

Además de las observaciones hechas desde la Tierra, las misiones espaciales recopilaron una gran cantidad de información relacionada con Júpiter. La exploración del planeta comenzó en 1973 con el sobrevuelo de la sonda Pioneer 10 y, un año después, Pioneer 11 . Estos dos dispositivos destacaron notablemente la presencia de una magnetosfera vasta y poderosa, que alberga un intenso cinturón de radiación. Otras sondas fortalecieron parcialmente nuestro conocimiento de la atmósfera joviana y la magnetosfera, durante su viaje hacia otros objetivos ( Ulises en 1992, Cassini-Huygens en 2. A estos, por supuesto, deben agregarse Voyager 1 y Voyager 2 que descubrieron, durante su vuelo sobre Júpiter en 1979, la presencia de anillos y varios satélites, así como la excepcional actividad volcánica.

En el pasado, solo la sonda Galileo , durante su misión de explorar el sistema joviano entre 1995 y 2003, permaneció en órbita alrededor de Júpiter. Galileo envió notablemente una pequeña sonda a la atmósfera de Júpiter, que analizó la composición elemental de las capas superiores, descendiendo gradualmente hasta ser aplastada por la presión.

A partir de entonces, los ojos de todos los entusiastas y científicos están hoy clavados en la sonda Juno , que llegó a la órbita joviana en 2016. Colocado en una trayectoria elíptica, para limitar su paso en el cinturón de radiación que perturbaría, incluso dañaría sus circuitos, Juno realiza sobrevuelos a solo 5,000 kilómetros sobre las nubes en cada paso. Equipado con una cámara a color y ocho instrumentos científicos, mi lle debería recopilar una gran cantidad de información sobre la atmósfera, su composición, sus interacciones con el campo magnético, pero también sobre la dinámica de las bandas zonales que nos interesan aquí y tal vez prueban la existencia de un núcleo sólido.

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Un planeta gigante y ligero

Con un radio 11 veces mayor que el de la Tierra, Júpiter es el planeta más grande del Sistema Solar. Pero también es sorprendentemente ligero, ya que su masa es «solo» 318 veces mayor que la de la Tierra, 4 veces menor que si sus composiciones fueran equivalentes. De hecho, Júpiter es un gigante llamado gaseoso, compuesto principalmente de hidrógeno y helio. Estos elementos están en forma gaseosa en la atmósfera, donde también hay trazas de amoníaco (NH3), hidrosulfuro de amonio (H5NS) y agua. En cantidades ciertamente diminutas (menos del 1%), estos compuestos son, sin embargo, esenciales, porque están en el origen de las diferentes capas de nubes que observamos .

Nuestro conocimiento de la estructura más profunda es entonces parcial y especulativo. Bajando al centro del planeta, los gases se transforman gradualmente bajo el efecto de la presión, primero en una niebla cada vez más densa, luego en una capa líquida. Y más profundo, probablemente alrededor de 7,000 a 11,000 kilómetros debajo de la superficie de la nube, los átomos de hidrógeno se ionizan, formando un fluido conductor cuyos movimientos generan el poderoso campo magnético de Júpiter. Es solo finalmente en las profundidades extremas, a más de 60,000 kilómetros debajo de la capa de nubes, que tal vez encontraríamos una superficie sólida, marcando la presencia de un núcleo rocoso de un tamaño comparable o mayor a toda la Tierra.

En contraste con nuestro planeta en las fronteras claras entre la atmósfera, los océanos, la capa de silicato sólido y el núcleo de hierro líquido y luego sólido, el casi en su totalidad de Júpiter consistiría en un continuo, notablemente desprovisto de separación entre la atmósfera y el interior del planeta. La existencia de este continuo implica que el modelado de la dinámica de Júpiter es muy diferente al de la Tierra.

En la Tierra, los movimientos atmosféricos se rigen principalmente por el calentamiento solar y la absorción de la superficie, que determinan la meteorología del planeta y los movimientos de grandes masas de nubes. El calor interno de la Tierra, debido a la energía almacenada durante la formación del planeta, a la radiactividad, a los cambios de fase, etc., es responsable de los movimientos de convección en la capa y la tectónica de las placas, así como de los movimientos en el núcleo líquido conductor en el origen del campo geomagnético.

En Júpiter, estas dos fuentes de calor se combinan para poner en movimiento todo o parte de la masa gaseosa y líquida de hidrógeno y helio. Las bandas del planeta constituyen el rastro visible de estos movimientos; pero su profundidad efectiva, su principal fuente de energía y la forma en que la energía inyectada está estructurada para dar a luz a estas gigantescas bandas organizadas siguen siendo muy debatidas.

Para los físicos interesados en procesos geofísicos y atmosféricos, explique la existencia de estructuras a una escala espacial muy grande, como bandas zonales, la Gran Mancha Roja en la Atmósfera de Júpiter o los ciclones en la Tierra, es un problema antiguo que parece contradecir los principios de mecánica de fluidos.

El punto común de todos estos flujos atmosféricos es que son muy enérgicos y, por lo tanto, necesariamente turbulentos. La turbulencia se resume bien en este poema escrito en 1922 por el matemático británico Lewis Fry Richardson: « Las grandes espirales tienen pequeñas espirales, que se alimentan de su velocidad, y las pequeñas formas tienen menos espirales y más viscosidad» [ . En otras palabras, La turbulencia consiste en una gran cantidad de estructuras de vórtice que interactúan de tal manera que crean continuamente vórtices cada vez más pequeños, hasta la viscosidad del fluido, es decir, el conjunto de fenómenos internos al fluido que se opone a su movimiento, actúa y disipa la energía. Por ejemplo, una gota de leche se mezcla en su café al revolver rápidamente el líquido.

Este fenómeno de «cascada turbulenta» está en el corazón de muchos fenómenos en la mecánica de fluidos. Por lo tanto, podemos ver que un flujo turbulento a gran escala es desestabilizador y tiende a crear estructuras cada vez más localizadas, y no en absoluto grandes estructuras coherentes como observamos en la superficie de Júpiter !

Una turbulencia casi bidimensional

Sin embargo, si esta cascada turbulenta (y, por lo tanto, la imposibilidad de obtener grandes estructuras) se observa en volúmenes, espacios tridimensionales, sucede exactamente lo contrario si consideramos un flujo turbulento en dos dimensiones, es decir, si el fluido está autorizado para moverse solo en una superficie. En este caso, los vórtices se hacen cada vez más grandes: observamos una llamada cascada inversa en lugar de la cascada «directa» obtenida en el caso tridimensional. Por lo tanto, a partir de un flujo vigoroso a pequeña escala, esta vez generamos flujos aún más intensos a gran escala (y que se parecen mucho a los ciclones y los anticíclones de la atmósfera de la Tierra) !), exactamente lo que necesitamos para explicar en parte la formación de chorros zonales en Júpiter.

Pero cómo invocar este mecanismo bidimensional (2D) para estudiar la atmósfera de Júpiter que es intrínsecamente tridimensional (3D) ? Existen varios modelos y se han debatido durante varias décadas.

El primer modelo, conocido como capa delgada, fue propuesto en las décadas de 1950 y 1960, en particular por los estadounidenses Seymour Hess y Hans Panofsky, luego por Andrew Ingersoll y Jeffrey Cuzzi, inspirándose en el caso de la atmósfera de la Tierra. La idea se basa en una contención geométrica del flujo: en un dominio 3D, una dimensión de la cual es mucho más pequeña que las otras, los movimientos del fluido se bloquean naturalmente en esta dirección. Por ejemplo, la capa atmosférica de Júpiter que incluye nubes superficiales tiene un espesor del orden de 100 kilómetros, en comparación con las dimensiones laterales de varias decenas de miles de kilómetros. Los movimientos verticales son insignificantes y la dinámica atmosférica puede considerarse casi 2D. Por lo tanto, en estas condiciones sería posible tener una cascada inversa con la formación de grandes estructuras .

El segundo modelo, llamado profundo, propuesto por el físico alemán Friedrich Busse en 1976, se basa en la contención dinámica. Se basa en el trabajo del británico Joseph Proudman (1916) y Geoffrey Taylor (1917). Cuando un fluido está en rotación rápida, los movimientos del fluido en la dirección del eje se ven obstaculizados, porque la fuerza de Coriolis (ortogonal al eje de rotación y al movimiento local del fluido) es en este caso dominante. Las columnas turísticas se forman orientadas a lo largo del eje de rotación, donde el fluido circula solo en el plano perpendicular al eje . La dinámica es casi 2D, como en el modelo de capa delgada. La idea podría aplicarse a Júpiter: la velocidad general de rotación del planeta es más de diez veces mayor que la de los vientos, se puede considerar que probablemente se alcanzan las condiciones requeridas para el modelo profundo.

Por lo tanto, tanto el modelo de capa delgada como el modelo profundo devuelven la geometría tridimensional de la atmósfera joviana a una configuración casi bidimensional donde se pueden formar estructuras a gran escala. Sin embargo, los grandes vórtices obtenidos en simulaciones numéricas se parecen a los ciclones y la Gran Mancha Roja, pero son muy diferentes de las bandas observadas en la superficie de Júpiter. Cómo explicar estas bandas preferentemente orientadas de este a oeste desde los vórtices muy grandes creados por la cascada inversa ? Nuevamente, los dos modelos mencionados anteriormente proporcionan explicaciones diferentes.

Explique la formación de chorros zonales

En la Tierra, la fuerza de Coriolis tiene un papel preponderante en la dinámica de los océanos y la atmósfera. Esta fuerza, debido a la rotación en sí mismo del planeta, tiende a desviar hacia el este una masa de fluido que se mueve desde el ecuador hacia el polo (cierto en los dos hemisferios) y dirigirlo hacia el ‘oeste si el fluido se mueve del polo al ecuador. De ello se deduce que un ciclón gira en sentido antihorario en el hemisferio norte y en dirección horaria en el hemisferio sur. En Júpiter, como parte del modelo de capa delgada, la situación sería similar, con una fuerza de Coriolis muy grande.

El punto crucial es que la intensidad de la fuerza de Coriolis depende de la latitud: es proporcional a la proyección de la velocidad de rotación general del planeta en relación con la vertical del punto de la atmósfera donde hacemos el cálculo. Por lo tanto, varía de un valor máximo en los polos a un valor cero en el ecuador.

Esta variación en la vorticidad está en el origen de un fenómeno de onda: las olas Rossby, que llevan el nombre del meteorólogo sueco Carl-Gustaf Rossby, quien las detectó en la atmósfera de la Tierra en 1939. Estas ondas se propagan preferentemente de acuerdo con la dirección este-oeste y tienden a enfocar en la dirección zonal la energía acumulada por las estructuras formadas por la cascada inversa. En consecuencia, en Júpiter, las estructuras turbulentas crecen en cascada inversa sin una dirección preferencial hasta un tamaño crítico por el cual compiten con las ondas Rossby: toda la energía se canaliza en dirección este-oeste, lo que conduce a la formación de chorros zonales !

En el caso del modelo profundo, el dominio fluido es tridimensional y está organizado de acuerdo con columnas de vórtice alineadas con el eje de rotación del planeta. La altura de estas columnas varía de manera no trivial con la distancia al eje de rotación. De hecho, no debe olvidarse que esta capa de fluido está limitada en profundidad por la capa conductora animada por una dinámica muy diferente de los acogedores chorros zonales. Por lo tanto, la altura de una columna cerca del eje de rotación está limitada por una zona de transición donde el fluido se vuelve conductor en condiciones planetarias de presión y temperatura. Tenga en cuenta que la profundidad de esta transición no se conoce bien .

Ahora, si consideramos una columna de fluido de volumen constante, una variación en la altura de la columna implica que a veces se estirará, a veces se comprimirá. Esta dinámica genera un efecto bien conocido en la mecánica sólida, aquí transpuesta a un medio fluido: el efecto «skater». Comprimida, la columna se ensancha y, por lo tanto, comienza a rotar más lentamente, conservando el momento cinético, como un patinador que extiende los brazos. Por el contrario, una columna estirada gira más rápido, como el patinador que pone sus brazos contra su cuerpo. Como la altura de una columna varía según la distancia al eje, su efecto sobre la velocidad de los vórtices es análogo a una variación con la latitud de la vorticidad, en cuanto al modelo anterior: el modelo profundo también explica la formación de ondas Rossby y, al final, chorros zonales.

Si los dos modelos se encuentran en la medida en que ambos descansan sobre la naturaleza casi bidimensional del flujo y el concepto de cascada inversa, se distinguen por la profundidad de los chorros involucrados. Históricamente, el modelo de capa delgada, inspirado en la dinámica atmosférica de la Tierra, fue el más extendido. Pero, a finales de 2016, los primeros datos de la misión Juno sorprendieron a todos. Las mediciones de radiometría sugirieron que las estructuras coherentes se hundirían al menos varios cientos de kilómetros debajo de la capa de nubes. Las bandas serían más profundas de lo esperado, relanzando así el debate sobre el modelo más apropiado para explicar el origen de los chorros zonales.

Para decidir entre el modelo de capa delgada y el modelo profundo, los investigadores solicitan comparar los resultados de las simulaciones con las observaciones directas del gigante gaseoso. Están desarrollando simulaciones digitales que movilizan computadoras poderosas para modelar los movimientos de un fluido en geometrías tan complejas como puede ser una envoltura planetaria esférica. Y diseñan dispositivos experimentales en el laboratorio que reproducen las condiciones planetarias deseadas.

Las simulaciones digitales tienen la desventaja de ser codiciosas en el tiempo de computación. Incluso usando una supercomputadora con decenas de miles de procesadores, es imposible simular incluso unos segundos de la dinámica completa de Júpiter. Una solución es simplificar el problema para reducir los cálculos necesarios.

En particular, el tiempo para calcular dicha simulación depende en gran medida de la resolución espacial, es decir, el número de «píxeles» utilizados para describir el movimiento del fluido. Sin embargo, como mencionamos anteriormente, la formación de bandas a gran escala se basa en movimientos a pequeña escala (movimientos turbulentos). Si la resolución es demasiado débil, corremos el riesgo de perder el fenómeno que estamos tratando de resaltar. Por el contrario, si la resolución es demasiado importante, el tiempo de cálculo será innecesariamente largo. Por lo tanto, los físicos adoptan la configuración que ofrece el mejor compromiso entre la buena resolución y los tiempos de cálculo razonables.

El caso del modelo de capa delgada es muy ventajoso desde este punto de vista, ya que permite descuidar el componente vertical del movimiento del fluido. El cálculo solo se realiza a lo largo de la superficie esférica del planeta. Pero si este modelo es económico en tiempo de cálculo, no es completamente satisfactorio cuando se enfrenta a observaciones. De hecho, las bandas de Júpiter obtenidas por este tipo de simulaciones reproducen bien las bandas observadas en latitudes altas, pero los movimientos en la dirección este-oeste en el ecuador se vuelven casi sistemáticamente oeste-este, lo que cuestiona la confiabilidad del modelo.

Una esfera de miel

El modelo profundo debe tener en cuenta todo el volumen de fluido no conductor. La cuestión de la resolución se vuelve crítica, especialmente en la región de «capa límite». Este último corresponde a un área muy estrecha del fluido donde el flujo pasa desde una velocidad máxima, es decir, la velocidad de los chorros, a una velocidad baja o incluso cero en la parte inferior de la capa planetaria. Este salto de velocidad forzado, o capa límite, es más fino ya que la velocidad de rotación del planeta es alta y la viscosidad del fluido es baja. Por lo tanto, solo se obtendrán resultados realistas si se adopta una resolución muy alta en esta región del flujo.

Por lo tanto, si se impone una velocidad de rotación realista a la simulación, manteniendo un tiempo de cálculo razonable, es necesario aumentar la viscosidad del fluido (generalmente la viscosidad de la miel, mucho más alta que la de ‘un océano de hidrógeno). Sin embargo, esta hiperviscosidad tiende a eliminar los chorros zonales en las regiones polares de las simulaciones más recientes del modelo profundo. Sin embargo, este modelo tiene la ventaja sobre su competidor de reproducir las observaciones ecuatoriales de este gigante gaseoso.

Los estudios de laboratorio reproducen la física de los flujos naturales sin hacer hipótesis simplificadoras, como simulaciones numéricas. Sin embargo, estamos limitados a geometrías menos realistas. De hecho, una geometría esférica con gravedad dirigida hacia el centro de la esfera implicaría liberarse de la gravedad terrestre que prevalece en el laboratorio. Por lo tanto, es más común modelar una envoltura planetaria en el laboratorio por un volumen de agua cilíndrica sometida a una alta rotación. En esta configuración, la vertical y la gravedad están correctamente alineadas . Bajo el efecto de rotación, la superficie libre del volumen de agua toma la forma de una parábola (la altura del agua es baja en el centro y máxima en el borde); Esta forma reproduce la curvatura a gran escala de la superficie del fluido del planeta. Este modelo ha sido objeto de numerosos intentos de laboratorio, pero debido a las profundidades de aguas poco profundas y las velocidades de rotación demasiado lentas, el flujo zonal y multibanda esperado nunca había aparecido de manera convincente.

Recientemente, nuestro equipo diseñó el primer dispositivo capaz de reproducir la dinámica de una capa planetaria profunda. Entrenamos un «jacuzzi» de 400 litros de agua a 75 revoluciones por minuto. En este régimen extremo, la rotación endurece los movimientos en la dirección del eje de rotación, lo que fuerza el fenómeno de la cascada inversa, descrito por el modelo profundo. Los chorros zonales muy enérgicos emergen espontáneamente, formando seis bandas muy distintas. A diferencia de las simulaciones numéricas, las bandas cercanas al polo de nuestro «planeta» de laboratorio tienen propiedades cercanas a las observadas en Júpiter. Este experimento contradice las críticas hechas hasta entonces al modelo profundo, y ofrece el primer modelo de laboratorio capaz de reproducir adecuadamente las propiedades de los vientos observados en la superficie de los gigantes gaseosos.

Si estos resultados son favorables para el modelo profundo, la respuesta no es definitiva. Los físicos aún no han refinado sus modelos para tener en cuenta muchos fenómenos a menudo pasados por alto que también podrían jugar en la dinámica atmosférica, como el posible papel del campo magnético joviano en la disipación de energía turbulenta.

Después de los primeros resultados de la misión Juno , esperamos mucho el futuro. Inicialmente, la sonda tuvo que volar 32 veces sobre el planeta gigante. Sin embargo, los riesgos de una falla detectada en un motor llevaron a la NASA a revisar su plan de vuelo. Juno solo volará sobre Júpiter 12 veces al final de su misión en junio de 2018. Los datos recopilados serán menos de lo esperado, pero aún deberían ayudar a resolver el rompecabezas de las bandas zonales del planeta.

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