Júpiter (planeta) GEOG.

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Geografía

Es el mayor planeta del sistema solar y el quinto en orden de distancia al Sol. Posee 12 satélites (v.) conocidos, entre los cuales lo, Europa, Ganimedes y Calixto, descubiertos por Galileo en 1610, son los más importantes.

A simple vista aparece como una brillante estrella, sólo superada en brillo por Venus y en ocasiones por Marte. Visto en telescopio, su aspecto es el de un disco elíptico, con pronunciado oscurecimiento hacia el borde y cruzado por una serie de bandas de compleja estructura y paralelas al ecuador, que permiten comprobar el rápido movimiento de rotación del planeta. Estas bandas, variables en aspecto y color, unas brillantes (zonas) y otras oscuras (anillos), han sido clasificadas en sentidos norte y sur, a partir de la zona ecuatorial, en tropicales, templadas y polares, siendo su espesor, variable, de unos pocos grados, de tal manera que las regiones polares se extienden desde 45° a 90°, aproximadamente. La rotación observada en ellas cambia ligeramente de unas zonas a otras, si bien, en líneas generales, se verifica en unas 9h 50m,4 para la zona ecuatorial, aumentando hasta unas 9h 55m,5 a partir de ± 18° de latitud. Estas variaciones se deben, sin duda, a que las observaciones no corresponden a la parte sólida del planeta, sino a detalles de su atmósfera. Por otra parte, como su eje de rotación está poco inclinado ( - 3° 7’) respecto a su plano orbital, los cambios estacionales son prácticamente despreciables. Uno de los más notables detalles de J. es su gran Mancha roja, observada de modo intermitente desde 1878 en la zona tropical del sur, de forma oval, con un periodo de rotación de unas 9h 55m 38s y cuya verdadera explicación aún es ho y dudosa. En la misma zona también ha sido observada una perturbación, que parece atraída por la anterior, ya que su rotación es más rápida al acercarse a ella y más lenta después de sobrepasarla, produciendo a su paso un aumento de rotación en la Mancha roja.

Masa, forma y dimensiones. La masa de J. ha sido determinada por medio de la órbita de sus satélites, o por las perturbaciones causadas en las órbitas de otros planetas, cometas, asteroides, etc. Newcomb (1895) adopta el valor medio

M=1/1047,35+0,045

de la masa solar. De Sitter (1908), a partir de observaciones heliométricas efectuadas por Gill y Cookson, obtiene

M-1 =1047,42

y Clemence, revisando el material de Newcomb,

M-1=1047,39.

El valor que figura en las Efemérides, es

M-1=1047,355,

con el cual resulta que la masa de J. es 317,4 veces mayor que la terrestre. Suponiéndolo situado a 5,2 UA (unidades astronómicas, v. COORDENADAS ASTRONÓMICAS), de distancia de la Tierra, su diámetro ecuatorial es de 37",84 y su diámetro polar de 35",36, con un achatamiento aproximado de 1/15,4, que coincide sensiblemente con el obtenido por métodos dinámicos (=1/15,3). De acuerdo con estos datos, se pueden calcular para el planeta J. los siguientes:

Órbita. La órbita de J., de pequeña excentricidad e inclinación con respecto al plano de la eclíptica, es descrita por éste en un periodo medio de unos 11,86 años, con una velocidad media de 13 Km/seg. (v. ÓRBITA DE LOS PLANETAS). Contando el tiempo t en siglos julianos de 46.525 días, a partir de 1900 (enero 0 a 12 h/TE), los elementos orbitales de J., con sus variaciones seculares hasta el segundo orden, son los siguientes:Longitud media:

Lo=238° 2’ 57",32+10930687",148 t+1",20486 t2

Longitud perihelio

26=12° 43’ 15",34+5795",862 t+3",80258 t2

Longitud nodo ascendente

l1=99° 26’ 36",19+3637",908 t+1",2680 t2

Excentricidade

=0,04833475+0,00016418 t-0,0000004676 t2

Inclinacióni= 1° 18’ 31",45-20",506 t+0",014 t2

Semieje mayor:a= 5.202561 UA

Movimiento medio

n=299",1283

Fotometría y polarización. La magnitud aparente de J. ha sido medida por numerosos autores (Zóllner, Müller, King, Becker, Kuiper, Harris, etc.). Dicha magnitud reducida a su oposición media, en el sistema V (v. PLANETAS), puede estimarse en

m?= - 2,5 5,

de donde se obtiene

m,o= -9,25,

supuesto a la UA de distancia del Sol y de la Tierra (Harris, 1961). Según esto, si R y á representan las distancias del planeta al Sol y a la Tierra, y se tiene en cuenta la variación como el ángulo de fase a, dado por Danjón, se tiene

m,=-9,25+5 loglo R + 1,48 (ao/100°).

Variaciones fotométricas de 0,14 mag. debidas a rotación, han sido medidas por Gutnich (1920), aunque no han sido confirmadas por otros autores; del mismo modo, Becker (1933) indica una variación de 0,34 mag. en un periodo de 11,6 años, para el valor de la magnitud del planeta en oposición media.

Los estudios efectuados por Lyot (1929) han permitido constatar que la polarización de J. presenta los siguientes caracteres:

a) Es uniforme y negativa en la parte central del disco, con variaciones conjuntas de unas épocas a otras y disminuyendo con el ángulo de fase. Dollfus (1957) atribuye esta peculiar polarización a la existencia de una tenue bruma.

b) En los casquetes polares la polarización resulta ser independiente del ángulo de fase (Lyot) y de la longitud de onda (Ohman, 1944). Este inexplicable fenómeno es interpretado por Lyot como debido a difusión múltiple en una atmósfera clara y densa.

Parece, pues, que la existencia de una atmósfera clara en los polos se va velando hacia el ecuador produciendo un decrecimiento del grado de polarización.

Albedo y temperaturas. En el caso de J. el albedo visual (Bond), es

A,=0,73,

con un albedo geométrico p,=0,445 y una integral de fase

q,=1,65

(Harris, 1961). Tomando como valor de albedo integral

A = 0,44,

se deducen las siguientes temperaturas

T=105° K,Th=125° K,Tp=149° K.

Las medidas directas resultan difíciles por la pequeña aportación de calor planetario mezclado con luz solar reflejada; no obstante, Petit (1961) efectúa dicha separación, obteniendo

Tp=150° K,

que concuerda con el calculado. Murray y Wildey (1964), con el reflector de Monte Palomar, han examinado la emisión térmica entre 8 y 14 micrones, con un orificio explorador de 5",6. La temperatura máxima deducida en el centro del disco es de 128°,5 K, decreciendo hacia los bordes hasta 125°,5 K a 0,8 radios del centro. Se ha registrado una señal positiva muy fuerte cuando el orificio explorador recubre la sombra proyectada por el satélite lo sobre el disco. Este curioso fenómeno no ha sido explicado de modo satisfactorio.

Atmósfera. Los únicos compuestos identificados espectroscópicamente en la atmósfera de J. (Kuiper, 1950) son el metano CH4 y el amoniaco NH3, en cantidades de 15.000 y 700 cm. de atmósfera, respectivamente (a presión y temperatura normales). Moroz (1961) obtiene 500 cm. para el NH3. Sin embargo, diversas consideraciones teóricas hacen sospechar la existencia de otros elementos o compuestos. Según ópik (1962), la proporción de los diversos constituyentes en la atmósfera de J. es la siguiente:

He=97,2°;H2=2,3°j ;Ne=0,39%;

CH4=0,063%; A=0,042°;,; NH;=0,0029°,-ó.

Radio-emisiones de Júpiter. Tres tipos de radiación (v.) radioeléctrica han sido observados en el planeta:

a) Una radiación de origen térmico, que es dominante en longitudes de onda centimétricas y da temperaturas de brillo de 1450K a 175,K para longitudes de onda próximas a 3,15 cm., y de 165° K a 195° K para longitudes de onda próximas a 3,35 cm.

b) Una radiación linealmente polarizada y relativamente estacionaria, en longitudes de onda decimétricas, con temperaturas de 6500K (en 10 cm.), 3.5000K (en 21,4 cm.), 5.5000K (en 31 cm.), 70.00001( (en 68 cm.), etc., a la que no puede asignarse un origen térmico y que ha sido, al parecer, identificada como una radiación sincrotrón procedente de los anillos de J. (Drake).

c) Una radiación polarizada elípticamente y de dudosa correlación inversa con la actividad solar, en longitudes de onda decamétricas, que se presenta en forma de intensas ráfagas y ha tratado de explicarse de muy diversas formas (cinturón de radiación, radiación ciclotrón, etc.), aunque su verdadero origen no es bien conocido.

V. t.: COORDENADAS ASTRONÓMICAS; PLANETAS; RADIACIÓN; SATÉLITE.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: B. M. PEEK, The Planet Jupiter, Londres 1958; G. P. KuIPER y B. M. MIDDLEHURST, Planets and satellites, Chicago 1961: H. C. UREY, The atmospheres ol the planes, en Handbuch der Physik, Berlín 1959, 363-418.