Júpiter

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Interior de Júpiter

Júpiter y Saturno están situados a distancias radiales de unas 5,2 y 9,6 UA del Sol y en su composición predominan los elementos ligeros, en particular, el hidrógeno y el helio (en adelante, H-He). Júpiter y Saturno son rotadores masivos rápidos y sus atmósferas se caracterizan por impresionantes firmas de dinámica.

Puntualización

Sin embargo, estas coloridas atmósferas sólo representan la “piel” de los planetas y no pueden revelar los secretos de sus estructuras internas. Por tanto, a pesar de los importantes avances en los frentes observacional y teórico, Júpiter y Saturno siguen siendo planetas misteriosos.

Debido a sus grandes distancias con respecto a la Tierra y a su naturaleza gaseosa, la revelación de información sobre los interiores profundos de Júpiter y Saturno debe realizarse mediante mediciones indirectas. A medida que se recopila más información sobre los planetas, es necesario desarrollar modelos teóricos de estructura más completos.

Puntualización

Sin embargo, cada vez es más difícil encontrar un marco teórico autoconsistente que cumpla con todas las limitaciones observacionales. Las mediciones precisas de las propiedades físicas y químicas de los planetas proporcionan nuevas e importantes restricciones, pero también conducen a nuevas preguntas abiertas. La situación actual de la modelización de los interiores planetarios puede resumirse con una cita de Albert Einstein: “Cuanto más aprendo, más me doy cuenta de lo mucho que no sé”. El ajuste de los nuevos datos requiere modelos de estructura más complejos y la inclusión de diversos procesos físicos y supuestos que no están bien justificados o no se comprenden del todo.

En la actualidad, los científicos planetarios aún no tienen una visión única y autoconsistente de los interiores de Júpiter y Saturno, pero se comprenden mejor los procesos físicos y químicos relevantes que deben tenerse en cuenta, así como las limitaciones de los enfoques teóricos. Avanzar en esa dirección no sólo ayuda a estudiar los interiores planetarios, sino también a comprender mejor el comportamiento de los elementos simples a altas presiones y temperaturas, y a poner importantes restricciones a los modelos de formación y evolución de los planetas gigantes.

Ecuación de estado

En termodinámica, la ecuación de estado (EOS) relaciona las variables de estado como la temperatura, la presión, la densidad, la energía interna y la entropía. Dado que Júpiter y Saturno están compuestos mayoritariamente por H-He, el modelado de sus estructuras se basa en la información de la EOS del hidrógeno, el helio y su mezcla. Los interiores de los planetas gigantes sirven como laboratorios naturales para estudiar diferentes elementos en condiciones exóticas que no existen en la Tierra. Al mismo tiempo, calcular la EOS de los materiales en las condiciones del interior de Júpiter y Saturno es una tarea difícil porque las moléculas, los átomos, los iones y los electrones coexisten e interactúan, y el rango de presión y temperatura varía en varios órdenes de magnitud, llegando hasta varias decenas de megabares (Mbar) (es decir, 100 GPa y varios 104 Kelvins).

Una Conclusión

Por lo tanto, la información sobre la EOS en tales condiciones requiere la realización de experimentos de alta presión y/o la resolución del problema mecánico cuántico de muchos cuerpos para producir tablas teóricas de EOS que cubran un rango tan grande de presiones y temperaturas. A pesar de los retos, se han producido avances significativos en los experimentos de alta presión y en los cálculos ab initio de la EOS.

Helio e hidrógeno

El comportamiento del helio puro en las condiciones extremas del interior de los planetas gigantes está más restringido que el del hidrógeno, simplemente porque la ionización del helio requiere mayores presiones y no se espera que se produzca una transición de fase.Entre las Líneas En la Figura 1, las curvas azul y roja corresponden al diagrama de fases del hidrógeno puro y de una mezcla de H-HE (rojo) con un valor protosolar, respectivamente. Está claro que la presencia de helio retrasa la presión de disociación (metalización) en comparación con el hidrógeno puro y, por lo tanto, la presencia de helio no puede despreciarse al estimar las presiones de metalización en los interiores de Júpiter y Saturno.

Además, la interacción entre el hidrógeno y el helio en las condiciones interiores de Júpiter y Saturno plantea problemas para determinar la EOS. Esto se debe a que se espera que el helio se vuelva inmiscible en el hidrógeno, lo que conduce a la sedimentación del helio (conocida como “lluvia de helio”) que da lugar a una distribución no homogénea del helio dentro del planeta, donde el helio se sedimenta (y por lo tanto se enriquece) hacia el interior profundo. Este fenómeno de lluvia de helio ya se predijo en la década de 1970 y recibió apoyo observacional cuando se comprobó que el helio de las atmósferas de Júpiter y Saturno estaba agotado en comparación con el valor protosolar.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

La ubicación exacta en el diagrama de fases en la que se produce la lluvia de helio todavía se está investigando y es de gran importancia para entender la estructura y la evolución tanto de Júpiter como de Saturno. Lo que parece sólido es que, dado que Saturno tiene una masa menor que Júpiter y, por tanto, sus temperaturas y presiones internas son más bajas, se sitúa “más profundo” dentro del diagrama de fases en comparación con Júpiter. Esto significa que el proceso de lluvia de helio es más importante en el interior de Saturno y ha comenzado antes. El interior de Júpiter tiene que enfriarse durante más tiempo para alcanzar las temperaturas correspondientes a esta separación de fases.

Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Júpiter: Jupiter.

Véase También

Ciencia Planetaria, Espacio Exterior,

Bibliografía

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