13060404jupiter

Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).

Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y 3 veces mayor que la de Saturno).

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h). Se piensa que puede ser una "Estrella fallida" debido a sus grandes cantidades de hidrógeno y helio.

Elementos orbitales

Distancia media al Sol

778.330.000 Km

Inclinación

1,30530°

Excentricidad

0,04839266

Período orbital sideral

11^a 315^d 1,1^h

Período orbital sinódico

398,9 días

Velocidad orbital media

13,0697 km/s

Radio orbital medio

778.412.026 km
5,20336301 UA

Satélites

63 conocidos

Características físicas

Masa

1,899×10²⁷ kg

Densidad

1,33 g/cm³

Área de superficie

6,41×10¹⁰ km²

Diámetro

142.984 km

Gravedad

23,12 m/s²

Velocidad de escape

59,54 km/s

Periodo de rotación

9h 55,5m

Inclinación axial

3,12°

Albedo

0,52

Magnitud (V_o)

-2.70

Características atmosféricas

Presión

70 kPa

Temperatura

Mínima	110 K -163,15 °C
Media	152 K -121,15 °C
Máxima	198 K -75,15 °C

Composición

Hidrógeno	>81%
Helio	>17%
Metano	0,1%
Vapor de Agua	0,1%
Amoníaco	0,02%
Etano	0,0002%
Fosfina	0,0001%
Sulfuro de hidrógeno	<0,0001%

Ambos modelos tienen implicaciones muy distintas para los modelos generales de formación del Sistema Solar y de los sistemas de planetas extrasolares. En ambos casos los modelos tienen dificultades para explicar el tamaño y masa total del planeta, su distancia orbital de 5 UA, que parece indicar que Júpiter no se desplazó sustancialmente de la región de formación, y la composición química de su atmósfera, en particular de gases nobles, enriquecidos con respecto al Sol. El estudio de la estructura interna de Júpiter, y en particular, la presencia o ausencia de un núcleo interior permitiría distinguir ambas posibilidades.

Las propiedades del interior del planeta pueden explorarse de manera remota a partir de las perturbaciones gravitatorias detectadas por una sonda espacial cercana.

Actualmente existen propuestas de misiones espaciales para la próxima década que podrían responder a estos interrogantes.

La visión tradicional es que Júpiter formó inicialmente un núcleo rocoso, de varias veces el tamaño de la Tierra, el cual atrajo después una envoltura de gas aún más grande. Este proceso es conocido como “acreción”.

Pero hay problemas con este modelo. El mayor de ellos es que si un enorme planeta gaseoso realmente se formó por una acreción gradual de material, debería haber tomado un tiempo muy largo para hacerlo. Las estimaciones actuales van desde diez millones hasta mil millones de años. Sin embargo, observaciones recientes de estrellas distantes sugieren que sus planetas tienen como máximo unos pocos millones de años, y quizás menos, para juntar todo el polvo y el gas que puedan antes de que desaparezca el disco protoplanetario que los alimenta.

Alan Boss, un científico planetario del Instituto Carnegie de Washington y miembro del Instituto de Astrobiología de la NASA, ha desarrollado una teoría diferente, basada en modelos computarizados, acerca de cómo los planetas como Júpiter pueden haberse formado. Él cree que los gigantes gaseosos pueden formarse como resultado de la inestabilidad del disco protoplanetario de su estrella.

“En el mecanismo de inestabilidad del disco, la acción ocurre en un disco de gas y polvo que orbita alrededor de una estrella,” dice Boss. “Se forman acumulaciones que, contrayéndose y creciendo en densidad, llegan a ser protoplanetas gigantes gaseosos.”

Estas acumulaciones de gas más denso se forman rápidamente, en un período de pocos miles, y quizás hasta de pocos cientos, de años. Una formación tan rápida permitiría el desarrollo de los planetas antes de que desapareciera el disco protoplanetario.

“Creo que este modelo de inestabilidad del disco es una idea intrigante,” dice Hal Levison, científico principal en el Instituto de Investigación del Suroeste. “Este modelo resuelve un montón de problemas que hemos tenido con la formación de Júpiter, pero estamos muy lejos de saber si es verdadero o no. Por ejemplo, no sabemos si el grumo permanece allí, o si eventualmente se destruye. Me parece que la tecnología todavía resulta insuficiente para contestar si la inestabilidad del disco podría llevar a la formación de un planeta como Júpiter.”

Pero los descubrimientos de planetas en otros sistemas solares, arguye Boss, nos han mostrado fallas escondidas en el modelo de acreción del núcleo.

“Ha sido solamente en fecha muy cercana que los severos problemas con la acreción del núcleo se han vuelto obvios,” dice Boss, “y sólo recientemente hemos sabido de planetas extrasolares, muchos de los cuales son mucho más masivos que Júpiter y por lo tanto mucho más difíciles de formar por la acreción del núcleo.”

En general, los científicos creen ahora que el disco protoplanetario de gas y polvo dura solamente unos pocos millones de años, porque es lo que han observado en sus estudios sobre estrellas distantes recién nacidas.

“Podemos medir muy bien la edad de una estrella, así que la determinación de la edad de un disco es un hecho firme,” dice Levison. “La mayor parte de la gente dice: “en el plazo de diez millones de años, los gases desaparecen”. No sabemos de discos de larga vida.”

Pero los científicos no pueden decir con certeza que todos los discos protoplanetarios son de corta vida. Podría ser que el disco de nuestro propio sol durara mucho más que el promedio, y que por lo tanto los planetas de nuestro sistema solar tuvieran un lapso mucho más largo en el cual formarse.

“Los modelos sugieren que la acreción del núcleo parece necesitar varios millones de años para formar a Júpiter,” dice Boss, “pero sin embargo la mayoría de los discos protoplanetarios parecen no existir por tanto tiempo. Quizás nuestra nebulosa solar fuese, por contrario, de una vida particularmente larga, en cuyo caso los sistemas solares como el nuestro pueden ser raros.”

Hasta hace poco, los científicos creían que nuestro sistema solar era típico. “Los astrónomos han crecido desde niños con el principio cosmológico de que nuestro sistema solar no es un lugar especial del universo,” dice Levison. “Ahora, estamos encontrando que quizás eso no sea verdad, y que tal vez debamos abandonar ese principio. Podría ser que solamente una de cada mil estrellas sea capaz de sustentar sistemas solares como el nuestro, en los cuales sean posibles los planetas tipo Tierra capaces a su vez de sustentar vida compleja.”

Sin embargo, y ya que la tecnología actual no es lo suficientemente sensible como para detectar sistemas solares como el nuestro alrededor de otras estrellas, no hay manera de determinar en el presente si nuestro sistema es común o raro.

Si los planetas se forman únicamente a través de la acreción, entonces el disco protoplanetario de nuestro sistema solar debe haber tenido una vida prolongada. Y si los discos de larga vida son raros, los planetas en general deberán ser raros. Si, por otra parte, los planetas se pueden formar por otros medios más rápidos, como el de la inestabilidad del disco, entonces los planetas podrían ser más comunes.

Hasta ahora, se han descubierto más de 60 planetas extrasolares. Estos planetas son grandes y gaseosos, muchos de los cuales (a causa de las limitaciones de nuestras técnicas actuales de observación) son varias veces más grandes que Júpiter. Boss ve el descubrimiento de estos planetas tipo súper-Júpiter como una fuerte evidencia de que la inestabilidad del disco se encuentra en acción.

“La tasa de descubrimiento de planetas gigantes gaseosos extrasolares parecen mostrar que los de esta clase son comunes,” dice Boss. “Eso significa que debe haber un mecanismo eficiente para su formación. Esto parece apuntar a la inestabilidad del disco. Una alta frecuencia de planetas extrasolares orbitando estrellas cercanas podría implicar que la inestabilidad del disco debe ocurrir.”

“Pero,” opina cautamente Levison, “solamente hemos visto planetas alrededor del cinco por ciento de las estrellas que estudiamos. Todavía no sabemos qué es lo típico.”

¿Podrían formarse los planetas a través de una combinación de acreción y de inestabilidad del disco?. Boss piensa que sí. Dice que los planetesimales (pequeños trozos de material rocoso o metálico) podrían probablemente estarse formando al mismo tiempo o incluso antes de que ocurriera una inestabilidad en el disco protoplanetario. Por lo tanto, alguna forma de evolución planetaria conjunta habría sido inevitable.

“En algunos casos, los planetesimales serían lanzados alrededor o incluso afuera del sistema solar,” explica. Pero en otros, “serían tragados por un proto-Júpiter” que se hubiera formado por la inestabilidad del disco.

Boss dice que los planetesimales podrían explicar la abundancia de metales pesados detectados en la gruesa capa exterior de hidrógeno molecular y helio de Júpiter. Boss piensa que para que un planeta compuesto solamente de gases densos y de un núcleo rocoso adquiriese esos metales en su capa exterior, alguna clase de acreción planetesimal debe haber ocurrido junto con la inestabilidad del disco. Así como los asteroides y cometas bombardean ocasionalmente a Júpiter hoy en día, los planetesimales habrían sido atraídos gravitatoriamente a la gaseosa bola del proto-Júpiter del pasado.

“En ese sentido,” dice Boss, “una teoría de compromiso que combine la inestabilidad del disco y la acreción planetesimal sería no solamente atractiva, sino que podría ser absolutamente necesaria,” pero Levison no ve cómo un planeta podría formarse a través de los dos mecanismos al mismo tiempo. “Las escalas temporales para la inestabilidad del disco son muy, muy cortas,” dice. “Tan cortas, de hecho, que los planetesimales no habrían tenido siquiera oportunidad de formarse. Así que no creo que un planeta pudiera formarse a través de la acción conjunta de la acreción y de la inestabilidad del disco.”

Pero Boss no está de acuerdo, y dice que las inestabilidades del disco podrían no ocurrir hasta que algunos planetesimales ya se hubiesen formado.

Ambos científicos, sin embargo, concuerdan en que se podría tener a los dos procesos ocurriendo al mismo tiempo en el mismo disco protoplanetario, con algunos planetas formándose por la inestabilidad del disco y otros por acreción. De hecho, si la inestabilidad del disco fuera responsable de la formación de Júpiter, nuestro propio sistema solar sería un híbrido de esa clase.

Una manera de resolver la cuestión de la formación de un planeta gigante podría ser la determinación de si el planeta tiene o no un núcleo. Los planetas terrestres, como la Tierra, crecen por la acreción de planetesimales, que chocan entre ellos y acumulan a través del tiempo un tamaño suficiente como para desarrollar gravedad. Toda esta actividad de bombardeo resulta en una elevación de la temperatura, haciendo que los protoplanetas se fundan y hagan que los elementos más pesados se hundan hacia el centro. Para la Tierra primitiva, el elemento más pesado era el hierro, así que nuestro planeta tiene un núcleo de ese metal.

Marte y Venus presentan también núcleos metálicos. Los científicos creen que Saturno, Urano y Neptuno también tienen algún tipo de núcleo. El de Júpiter, sin embargo, se mantiene como una cuestión abierta.

“Hacia mediados de la década de 1980, la creencia era que los núcleos de Júpiter y Saturno eran ambos grandes, alrededor de diez a treinta masas terrestres,” dice Boss. “Sin embargo, los nuevos datos de la nave Galileo, junto con modelos teóricos más refinados, indican ahora que la masa del núcleo de Júpiter pueda, más probablemente, de alrededor de seis masas terrestres, e incluso podría ser de cero.”

Levison está de acuerdo con este punto: “Siempre pensamos que Júpiter debía tener un núcleo, pero con la nueva información dada por las sondas Galileo pensamos ahora que es posible que Júpiter carezca de núcleo.”

Y si Júpiter no tiene un núcleo, entonces debe de haberse formado a través de la inestabilidad del disco. Más todavía, Boss dice que aún si se probara que Júpiter tiene un núcleo, el planeta podría haberse formado por ese proceso. Una cantidad suficiente de polvo podría haberse reunido y cementado en el denso gas para formar un núcleo muchas veces más grande que el de la Tierra.

Conocer el tamaño del núcleo de Júpiter podría proporcionar una clave importante para desenmarañar el proceso por el cual se formó el planeta. “Un núcleo con una masa equivalente a seis Tierras podría haberse formado por la sedimentación de los granos de polvo que se pueden esperar en un protoplaneta gigantes con la masa de Júpiter,” dice Boss.

Para que Júpiter se haya formado por acreción, dicen algunos científicos, su núcleo tendría que tener al menos diez masas terrestres. Si fuera menos masivo, no podría haber tenido la suficiente atracción gravitatoria como para recolectar la cantidad de gas que hoy vemos en el planeta.

Alan Boss cree que la Misión de Interferometría de la NASA (SIM = Space Interferometry Mission), programada para ser lanzada en abril de 2009. ayudará a resolver la controversia sobre cómo los planetas como Júpiter se forman. SIM incluirá una prueba para tratar de determinar el marco temporal en el cual los planetas gaseosos de ese tipo se forman alrededor de estrellas jóvenes.

“SIM será capaz de detectar el bamboleo causado por compañeros de masa tipo Júpiter a las estrellas jóvenes cercanas, así que podrá poner punto final al asunto,” dice Boss.

Levison piensa que la aplicación de nuevos “hidrocódigos” podría también ayudar a contestar la pregunta. Los hidrocódigos son enormes programas de computación que han sido utilizados durante muchos años por Boss y otros científicos para simular procesos astrofísicos. Utilizando las matemáticas, estos modelos pueden ayudarlos a computar eventos altamente dinámicos como una función de tiempo y posición. Los nuevos hidrocódigos pueden ajustar su resolución, permitiendo a los científicos concentrarse en un área de interés y observarla con mejor detalle.

“Estos nuevos hidrocódigos pueden ser utilizados para hacer un modelo de la nebulosa estelar en un sistema cuadriculado,” dice Levison. “Si un área del disco gaseoso comienza a colapsar (si la densidad comienza a subir), entonces se podrá observar esa área desde más cerca y ver qué es lo que está sucediendo. Sin embargo, falta algo de la física necesaria. Aún no entendemos cómo funcionan algunas cosas, como ser la transferencia radiactiva (la forma en que la luz se mueve a través de estas cosas). Pero por lo menos estos nuevos hidrocódigos pueden darnos una mejor comprensión de si las inestabilidades del disco pueden realmente conducir o no a la formación de Júpiter.”

Mientras tanto, Boss espera que otros científicos continúen el estudio y la prueba de las posibilidades tanto del modelo de acreción como del de inestabilidad de disco.

“La acreción del núcleo es todavía la teoría popular para explicar la formación de Júpiter y otros planetas en nuestro sistema solar,” dice Boss. “La gente ha estado pensando en términos de acreción de núcleo por las dos últimas décadas, y lleva un tiempo para que se acostumbren a una nueva idea, incluso para los científicos. Pero creo que con tiempo y con el trabajo continuo sobre ambos mecanismos (acreción e inestabilidad de disco), la mayoría de los científicos podrá ponerse de acuerdo sobre el método más probable para la formación de los planetas gaseosos gigantes.”

La masividad de Júpiter es tal, que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor) es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1.317 Tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (M_j) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares.

Si Júpiter tuviera más masa que la actual, el planeta podría encogerse. El radio apenas cambiaría en el caso de pequeñas variaciones en su masa, y si fuese cuatro veces mayor, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase. Como resultado, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.

Si bien Júpiter necesitaría tener 75 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene sólo un 30 por ciento más de radio que Júpiter. A pesar de esto, Júpiter irradia más calor del que recibe del Sol. La cantidad de calor que se produce dentro del planeta es casi igual a toda la radiación solar que recibe. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática. La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.

En el interior del planeta el hidrógeno, el helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000 km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de este planeta hasta entre 14 y 18 masas terrestres, y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo, además de existir la posibilidad de que el núcleo fuera mayor en un principio, pero que las corrientes convectivas de hidrógeno metálico caliente le hubieran hecho perder masa). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno, probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.

El mismo modelo mencionado antes que da una masa mayor al núcleo del planeta, considera que éste tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO -que será lanzada en 2010- pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.

La distancia media entre Júpiter y el Sol es de 778 millones de kilómetros (alrededor de 5,2 veces la distancia media entre la Tierra y el Sol, o 5,2 AU) y completa una órbita cada 11,86 años. Se trata de dos quintas partes del período orbital de Saturno, formando un resonancia orbital 5:2 entre los dos mayores planetas del Sistema Solar. La órbita elíptica de Júpiter se inclina 1,31 ° respecto a la Tierra. Debido a una excentricidad de 0,048, la distancia de Júpiter y el Sol varía en 75 millones de km entre perihelio y afelio (los puntos más próximos y más distantes del planeta a lo largo de la trayectoria orbital, respectivamente).

La inclinación del eje de Júpiter es relativamente pequeña: sólo 3,13 °. Como resultado, en este planeta no se experimentan grandes cambios estacionales, en contraste con la Tierra y Marte, por ejemplo.

La rotación de Júpiter es la más rápida de todos los planetas del Sistema Solar, completando una rotación de su eje en poco menos de diez horas. Esto crea una protuberancia ecuatorial fácilmente visible a través de un telescopio de aficionado. Esta rotación requiere una aceleración centrípeta en el ecuador de aproximadamente 1,67 m / s ², en comparación con la gravedad en la superficie ecuatorial de 24,79 m / s ², por tanto, la aceleración neta se siente en la superficie ecuatorial como sólo 23,12 m / s ². El planeta tiene la forma de un oblato esferoide, lo que significa que su diámetro a través del ecuador es más largo que el diámetro medido entre sus polos. En Júpiter, el diámetro ecuatorial es de 9275 kilómetros más que el diámetro medido a través de los polos.

Debido a que Júpiter no es un cuerpo sólido, su atmósfera tiene una rotación diferencial. La rotación de la atmósfera polar de Júpiter es de unos 5 minutos más que la de la atmósfera ecuatorial; tres sistemas son utilizados como marcos de referencia. El sistema I se aplica desde las latitudes 10 ° N y 10 ° S, y su período es el más corto del planeta, con 9h 50m 30.0s. El sistema II se aplica en todas las latitudes norte y sur del anterior, y su período es 9h 55m 40.6s. El sistema III fue definido por radioastrónomos, y corresponde a la rotación de la magnetosfera del planeta. Su período de rotación es el oficial de Júpiter.

Júpiter es normalmente el cuarto objeto más brillante del cielo (tras el Sol, la Luna y Venus). Sin embargo, a veces, Marte parece más brillante que Júpiter, dependiendo de la posición de Júpiter con respecto a la Tierra, que puede variar en magnitud visual desde una tan brillante como -2,9 en oposición, hasta -1,6 en conjunción con el sol. El diámetro angular de Júpiter también varía de 50,1 a 29,8 segundos de arco. Oposiciones favorables ocurren cuando Júpiter está pasando por su perihelio, un evento que ocurre una vez por órbita.

A simple vista, Júpiter parece una estrella brillante, pero su brillo es continuo, no «vibrante». Con prismáticos verás el disco del planeta y los cuatro satélites galileanos. En una sola noche se puede observar cómo cambian de posición.

La Tierra se adelanta a Júpiter cada 398,9 días en su órbita alrededor del Sol, un período llamado período sinódico. Al hacerlo, Júpiter parece sufrir un movimiento retrógrado con respecto a las estrellas del fondo. Es decir, por un período de tiempo, Júpiter parece moverse hacia atrás en el cielo de la noche, realizando un movimiento de bucle.

Debido a que la órbita de Júpiter se encuentra fuera de la de la Tierra, el ángulo de fase de Júpiter nunca visto desde la Tierra no es superior a 11,5 °, y es casi siempre cercano a cero. Es decir, el planeta siempre aparece casi totalmente iluminado cuando se ve a través de los telescopios terrestres. Fue sólo durante las misiones de la nave espacial a Júpiter que se obtuvieron vistas de media luna del planeta.

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 otros elementos químicos, 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.

La atmósfera joviana carece de un límite inferior definido y gradualmente se transforma en el interior líquido del planeta. 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. La capa inferior, la troposfera, posee un complicado sistema de nubes y brumas, compuestas por estratos de amoníaco, hidrosulfuro de amonio y agua. 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. Se cree que el color más claro de las zonas se debe a la presencia de hielo de amoníaco, pero 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.

La atmósfera de Júpiter muestra una amplia gama de fenómenos activos, incluida la inestabilidad de las bandas, vórtices (ciclones y anticiclones), tormentas y relámpagos. 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); 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.

Júpiter presenta tormentas poderosas, siempre acompañadas por relámpagos. Estas Las 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.

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. La densidad disminuye gradualmente hasta dar paso al medio interplanetario a unos 5000 km por encima de la "superficie".

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, 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. 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.

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. 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). 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). 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). 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. 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. 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; 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. 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. 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.

Abundancia de elementos en relación al hidrógeno en Júpiter y en el Sol
Elemento	Sol	Júpiter/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

Tasas isotópicas en Júpiter y el Sol
Tasa	Sol	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

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), las sondas Galileo y Cassini, y observaciones realizadas desde la Tierra.

Los dos componentes principales de la atmósfera de Júpiter son el hidrógeno molecular (H₂) y el helio. La abundancia de helio es de 0,157 ± 0,0036 en relación con el hidrógeno molecular, por número de moléculas, y su fracción en masa es de 0,234 ± 0,005, que es levemente inferior al valor primordial en el Sistema Solar. La razón de esta cantidad inferior no se comprende por completo, pero, al ser más denso que el hidrógeno, parte del helio podría estar condensado dentro del núcleo del planeta. La atmósfera contiene varios compuestos sencillos, tales como agua, metano (CH₄), ácido sulfhídrico (H₂S), amoníaco (NH₃) y fosfina (PH₃). La abundancia de dichas sustancias en la troposfera profunda (debajo de los 10 bar) implica que la atmósfera de Júpiter están enriquecida en elementos como carbono, nitrógeno, azufre y, posiblemente, oxígeno en un factor de 2 a 4 en comparación con los valores pertenecientes al Sol. Gases nobles como argón, kriptón y xenón también parecen estar enriquecidos en relación a las cantidades solares (véase tabla a la derecha), mientras que el neón es mucho más escaso. En cuanto a otros compuestos químicos, como por ejemplo la arsina (AsH₃) y el germano (GeH₄), únicamente se encuentran vestigios. La atmósfera superior de Júpiter cuenta con pequeñas cantidades de hidrocarburos simples, tales como el etano, el acetileno y el diacetileno, que se forman a partir de metano afectado por la radiación solar ultravioleta y de partículas cargadas provenientes de la magnetosfera del planeta. Se cree que la presencia de dióxido de carbono, monóxido de carbono y agua en la parte superior de la atmósfera se debe a cometas que chocaron con el planeta, como es el caso del cometa Shoemaker-Levy 9. Es imposible que el agua provenga de la troposfera ya que la fría tropopausa actúa como trampa de calor, impidiendo que el agua se eleve hacia la estratosfera.

Las mediciones tomadas desde la Tierra y por sondas espaciales ampliaron el conocimiento sobre la tasa isotópica en la atmósfera joviana. Hasta julio de 2003, el valor aceptado de deuterio presente es de 2,25 ± 0,35 × 10⁻⁵, que probablemente represente el valor primordial en la nebulosa protosolar que dio origen al Sistema Solar. La tasa de isótopos de nitrógeno en la atmósfera de Júpiter, ¹⁵N a ¹⁴N, es de 2,3 × 10⁻³, un tercio más baja que la presente en la atmósfera terrestre (3,5 × 10⁻³). Este último descubrimiento es particularmente significativo, ya que las teorías previas acerca de la formación del Sistema Solar consideraban que el valor de la tasa de isótopos de nitrógeno en la Tierra era la primordial.

El rasgo más visible que nos muestra el planeta -que se puede observar incluso con telescopios pequeños o con condiciones atmosféricas mediocres- es el sistema de bandas nubosas paralelas, denominadas zonas y cinturones. Las primeras son de color más claro, y corresponden a regiones de alta presión, mientras que los segundos, más oscuras, son regiones de presión atmosférica baja. Son equivalentes a los anticiclones y borrascas de la atmósfera terrestre, pero dado que la velocidad con que se mueven alrededor de Júpiter adoptan la forma de bandas paralelas.

De acuerdo con la interpretación de equilibrio geostrófico, las zonas más altas que las bandas. El aire por debajo de las zonas posiblemente esté más caliente que el que se encuentra bajo las bandas. Sin embargo, la mayor altura y espesor de las zonas provoca un mayor enfriamiento del techo de nubes y un bloqueo más efectivo de la radiación térmica que proviene del interior.

Históricamente las observaciones de detalles nubosos de la atmósfera del planeta gigante han mostrado que las velocidades a las que se mueven estos parecían seguir una pauta determinada, hasta el punto que se identificaron lo que se denominaron "corrientes", que indicaban que todos los detalles que aparecían a latitudes específicas se movían a unas velocidades características. Por ejemplo, son clásicos los estudios de las erupciones de la NTB, en las que tanto el material blanco convectivo como los detalles oscuros que después se formaban en su lado sur se movían con grandes velocidades de deriva, a veces las mayores medidas en todo el planeta. También son conocidas las observaciones de las erupciones de la SEB, en la que dispersión del material convectivo sigue una distribución fuertemente dependiente de la latitud.

La razón de tales comportamientos aunque sospechado, no se desveló completamente hasta que las imágenes de alta resolución enviadas por las sondas Voyager permitieron determinar que la estructura de bandas y zonas era en realidad el resultado de una circulación global, y que dicha estructura marcaban la situación de corrientes en chorro. De hecho, las bandas y zonas del planeta están limitadas por corrientes en chorro de vientos que llegan a alcanzar los 160m/s, es decir, casi la mitad de la velocidad del sonido en la atmósfera de la Tierra, cuyos sentidos de circulación se alternan en las direcciones este y oeste y que se colocan paralelas al ecuador.

Esta gráfica representa la velocidad del viento medido sobre el techo de nubes del planeta en función de la latitud, obtenido a partir de imágenes de Júpiter tomadas por el Voyager 2 utilizando un filtro violeta. A dicha distribución de velocidades se le denomina el perfil de vientos zonales.

En esta figura se representa como las bandas y las zonas quedan confinadas entre las corrientes en chorro de Júpiter. En los límites de algunas bandas, la velocidad del viento cambia muy rápidamente con la latitud provocando una fuerte cizalladura y creando grandes zonas turbulentas donde la fuerza de Coriolis puede propiciar la aparición de vórtices y óvalos.

Planisferio del planeta Júpiter según imágenes del telescopio espacial Hubble tomadas el 5 de octubre de 1995 en la banda de 430nm, y procesadas mediante el programa LAIA. Se ha superpuesto el perfil de vientos obtenido a partir de imágenes del Voyager 2, para mostrar la correspondencia entre la posición de las corrientes en chorro y la de las bandas y zonas del planeta.

Después de los resultados obtenidos a partir de la información enviada por las sondas Voyager, se sigue estudiando el perfil de vientos según la información que va suministrando el Telescopio Espacial Hubble y la sonda Galileo, ya que son necesarias imágenes de alta resolución para poder trazarlo. Por el seguimiento de detalles en Júpiter que históricamente se ha efectuado desde la Tierra antes de la llegada de las sondas Voyager a Júpiter (el 5 de marzo de 1979 el Voyager 1, y el 9 de julio del mismo año el Voyager 2), y por los resultados que se van obteniendo después, parece bien aceptado por los estudiosos del planeta que la situación de los jets y la forma general del perfil de vientos zonales se ha mantenido constante desde que se estudia el planeta, es decir, que nos encontramos frente a un fenómeno muy estable capaz de perdurar durante mucho tiempo, por lo que cualquier teoría debería dar cuenta de dicho comportamiento. Tal vez uno de los campos de investigación actuales más activos en lo referente a Júpiter es el intento de comprobación de esta teoría, y la detección de posibles alteraciones de la intensidad de los diferentes jets.

La explicación de por qué Júpiter presenta este perfil de vientos constituye todo un desafío para las ciencias teóricas planetarias, ya que no solamente debe explicarse por qué existe una distribución zonal de vientos, sino también por qué presenta el aspecto observado. Por ejemplo, con sólo examinarlo podemos darnos cuenta de que casi todas las corrientes en chorro intensas se encuentran confinadas en una zona más o menos estrecha alrededor del ecuador, y de que también existe una fuerte asimetría norte-sur en cuanto a la distribución y las intensidades de los distintos "jets", asimetría que todavía aguarda una explicación.

No todas las bandas se pueden observar con igual facilidad. Las más sencillas de percibir son la zona y los cinturones ecuatoriales, así como las zonas polares norte y sur. Además, no siempre presentan el mismo aspecto; por ejemplo, hace unos años uno de los cinturones ecuatoriales desapareció, para reaparecer al año siguiente. En ocasiones los cinturones presentan discontinuidades, e incluso se pueden dividir en dos.

Si la atmósfera es estable y se tiene una cierta experiencia en la observación del planeta, se pueden apreciar una serie de detalles más finos, entre los que se pueden citar:

Una secuencia de imágenes de la Gran Mancha Roja entre los años 1992 y 1999, tomadas con el HST

La atmósfera de Júpiter es el hogar de cientos de vórtices, estructuras circulares que giran como en la atmósfera de la Tierra, y se pueden dividir en dos clases: ciclones y anticiclones. La primera gira en la misma dirección que la rotación del planeta (en el de las agujas del reloj en el hemisferio sur y en sentido contrario en el norte. Sin embargo, hay una diferencia importante con la atmósfera terrestre, ya que en la atmósfera de Júpiter los anticiclones dominan sobre los ciclones, ya que más del 90% de los vórtices de más de 2000 km de diámetro son anticiclones. El tiempo de vida de los vórtices varía desde varios días a cientos de años, dependiendo de su tamaño. Por ejemplo, la vida media de los anticiclones con diámetros de 1000 a 6000 km es de 1-3 años. Nunca se han observado vórtices en la región ecuatorial de Júpiter (dentro de los 10 ° de latitud), donde son inestables.

Los anticiclones en la atmósfera de Júpiter siempre están confinados dentro de las zonas, donde aumenta la velocidad del viento en la dirección del ecuador a los polos. Por lo general son brillantes y aparecen como óvalos blancos. Pueden moverse en longitud, pero su latitud es siempre aproximadamente la misma ya que no son capaces de escapar de la zona de contención. Las velocidades del viento en la periferia son cercanas a los 100 m / s. Anticiclones diferentes situados en una zona tienden a fusionarse cuando se acercan unos a otros. Sin embargo Júpiter tiene dos anticiclones que son algo diferentes de los demás. Estos son la Gran Mancha Roja (GRS) y el Oval BA. A diferencia de los óvalos blancos, estas estructuras son de color rojo. En Júpiter los anticiclones suelen formarse a partir de fusiones de estructuras más pequeñas como las tormentas de convección.

La Gran Mancha Roja es el mayor vórtice anticiclónico de Júpiter y el detalle de su atmósfera más conocido a nivel popular. Comparable a una enorme tormenta, se trata de un enorme remolino que podría existir desde hace más de 300 años y caracterizado por vientos en su periferia de hasta 400 km/h. Su tamaño es lo bastante grande como para englobar 2 veces y media el diámetro de la Tierra. El remolino gira en sentido antihorario.

La Gran Mancha Roja de Júpiter es una enorme tormenta ovalada al Sur del Ecuador de Júpiter. Se caracteriza por una fuerte rotación anticiclónica que hace que las nubes que la conforman giren en sentido antihorario circulando la Gran Mancha Roja en cuatro o seis días. Cerca del centro los movimientos son mucho más caóticos.

Varía mucho tanto de color como de intensidad. A veces posee un color encarnado fuerte y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Los vientos periféricos tienen una intensidad próxima a los 400 km/h y se encuentra situada en una región de fuerte cizalla meridional del viento. Las nubes que la conforman son más frías y están más elevadas que las nubes que la rodean. Al Sur-Oeste de la Gran Mancha Roja se puede observar una región de fuerte turbulencia en la que se han identificado la formación de tormentas recurrentes.

La Gran Mancha Roja es el mayor de los numerosos vórtices anticiclónicos que pueden observarse en las nubes de Júpiter. Otra formación meteorológica semejante fue observada por la sonda Voyager 2 en Neptuno en 1989 y es conocida como la Gran Mancha Oscura de Neptuno.

Recientemente (marzo de 2006) se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 40 y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000 dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo Blanco BA, cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Medidas en el infrarrojo sugieren que ambas manchas están elevadas, por encima de las nubes principales. El paso por tanto de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando las dos Manchas Rojas de Júpiter

Rayo en el lado nocturno de Júpiter, fotografiadas por la nave Galileo en 1997,

Las tormentas en Júpiter son similares a las de la Tierra. Se revelan a través de agrupaciones de alrededor de 1000 km de tamaño de nubes brillantes, que aparecen de vez en cuando en las regiones ciclónicas, especialmente dentro de los chorros fuertes hacia el oeste. En contraste con los vórtices, las tormentas son fenómenos de corta duración, la más fuerte de ellas puede existir por varios meses, mientras que la vida media es de sólo 3-4 días.^] Se cree que se debe principalmente a la convección húmeda dentro de la troposfera de Júpiter. Las tormentas son realmente altas columnas de convección (plumas), que llevan el aire húmedo desde el fondo a la parte superior de la troposfera, donde se condensa en nubes. Una extensión vertical típica de las tormentas de Júpiter es de unos 100 km ya que se extienden desde un nivel de presión de alrededor de 5-7 bar hasta un máximo de 0.2-0.5 bar.

Las tormentas en Júpiter están siempre asociadas a los rayos. Los rayos de Júpiter son en promedio más potentes que los de la Tierra, sin embargo, son menos frecuentes.

Cada 15-17 años Júpiter es sacudido por tormentas especialmente poderosas. Aparecen en los 23 ° de latitud norte. El último evento se presentó en marzo-junio de 2007.

Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes del satélite Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta.

Imagen esquemática mostrando el toro de partículas ionizadas atrapadas en la magnetosfera del planeta. Es de destacar la interacción de la magnetosfera con partículas cargadas provenientes de los satélites interiores Ío y Europa.

Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.

Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniendo más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.

Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunos de sus satélites, particularmente Ío y también en menor medida Europa.

Los anillos de Júpiter son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho planeta. Fue el tercer sistema de anillos descubierto en el Sistema Solar, después de los de Saturno y los de Urano. Fueron observados por primera vez por la sonda espacial Voyager 1, y exhaustivamente investigados en los años 90 y principios del siglo XXI por las sondas Galileo, Cassini y New Horizons. También han sido observados desde observatorios terrestres y el telescopio espacial Hubble durante los últimos 25 años. Las observaciones desde la superficie terrestre requieren de los más potentes telescopios disponibles.

Los anillos jovianos son débiles y se componen fundamentalmente de polvo. Constan de cuatro estructuras: en el interior, un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un anillo principal relativamente brillante pero excepcionalmente fino y dos anillos anchos, gruesos y débiles llamados anillo difuso de Tebe y anillo difuso de Amaltea por los nombres de los satélites de cuyo material están formados.

El anillo principal y el halo consisten en polvo expulsado de los satélites Metis y Adrastea, y otros cuerpos no observados, como resultado de impactos meteoríticos a alta velocidad. Imágenes de alta resolución obtenidas en febrero de 2007 por la sonda New Horizons revelaron una rica y fina estructura en el anillo principal.

En la banda de luz visible y en el infrarrojo cercano, los anillos muestran un color rojizo, excepto el halo que tiene un color neutro o azulado. Aplicando modelos fotométricos a las diversas observaciones disponibles tanto de sondas espaciales como de telescopios en superficie terrestre, se infiere que el tamaño de las partículas es de 15 μm de radio en todos los anillos excepto en el halo, aunque los resultados de los modelos se acercan más a las observaciones cuando se consideran partículas no-esféricas que cuando se consideran esféricas. El halo está probablemente compuesto de polvo submicroscópico.

La masa total del sistema de anillos, incluyendo los cuerpos no observados que generan material para los anillos, no está exactamente determinada, pero es probable que esté en el rango de 10¹¹ a 10¹⁶ kg. La edad del sistema de anillos no es conocida pero posiblemente hayan existido desde la formación del planeta.

Arriba, mosaico de imágenes del sistema de anillos de Júpiter. Abajo, esquema de anillos y satélites asociados.

El sistema de anillos de Júpiter comprende cuatro estructuras principales: un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un relativamente brillante pero muy fino anillo principal y dos anchos, muy finos y débiles anillos exteriores denominados por los satélites de cuyo material se componen, anillo difuso de Amaltea y anillo difuso de Tebe. Las principales características de los anillos se especifican en la tabla siguiente:

Nombre	Radio en km	Ancho en km	Espesor en km	Profundidad óptica	Porcentaje de polvo %	Masa en kg	Notas
Anillo Halo	92.000 - 122.500	30.500	12.500	~1x10^-6	100%	?
Anillo principal	122.500 - 129.000	6.500	30 - 300	5,9 x 10^-6	~25%	10⁷ – 10⁹ (polvo) 10¹¹– 10¹⁶ (partículas mayores)	Rodeado por el satélite Adrastea.
Anillo difuso de Amaltea	129.000 - 182 000	53.000	2.000	~1 x 10^-7	100%	10⁷– 10⁹	Alimentado por el satélite Amaltea.
Anillo difuso de Tebe	129.000 - 226.000	97.000	8.400	~3 x 10^-8	100%	10⁷– 10⁹	Alimentado por el satélite Tebe. Existe una extensión más allá de la órbita de Tebe.

La imagen superior, tomada por la sonda New Horizons, muestra el anillo principal con iluminación trasera o retroiluminación. Se puede observar la fina estructura de su parte exterior. La imagen inferior es el mismo anillo con iluminación frontal mostrando una falta de estructuras visibles excepto el hueco producido por el satélite Metis.

El estrecho y relativamente fino anillo principal es la parte más brillante del sistema de anillos de Júpiter. Su borde exterior está situado a unos 129.000 km del centro del planeta, es decir, a 1,806 radios ecuatoriales jovianos (R_J=71.398 km), y coincide con la órbita del más pequeño de los satélites interiores de Júpiter, Adrastea. Su borde interior no está marcado por ningún satélite y se localiza a 122.500 km o 1,72 R_J.

El ancho del anillo principal es de aproximadamente 6.500 km. La apariencia del anillo principal depende de la geometría de iluminación de los anillos. Con iluminación frontalel brillo del anillo comienza a decrecer enormemente a 128.600 km, justo en el interior de la órbita de Adrastea, y alcanza el nivel del fondo a 129.300 km, justo fuera de la órbita de Adrastea, lo que indica que claramente hace la función de satélite pastor del anillo. El brillo se incrementa en dirección a Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo a 126.000 km aunque hay un pronunciado hueco cerca de la órbita de Metis a 128.000 km. El interior del anillo principal, en cambio, se difumina lentamente mezclándose con el anillo halo. Con iluminación frontal todos los anillos de Júpiter son especialmente brillantes.

Con iluminación trasera o retroiluminación la situación es diferente. El borde exterior del anillo principal, situado a 129.100 km, ligeramente más allá de la órbita de Adrastea, está claramente delimitado. La órbita del satélite está marcada con un hueco en el anillo por lo que existe un fino anillito justo fuera de dicha órbita. Existe otro anillito justo en el interior de la órbita de Adrastea seguido de un hueco de origen desconocido situado a 128.500 km. Un tercer anillito se encuentra en el lado interior del hueco producido por la órbita del satélite Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de ella delimitando así el hueco. En el interior de la órbita de dicho satélite el brillo del anillo aumenta mucho menos que en iluminación frontal.

Por tanto con iluminación trasera el anillo principal parece consistir en dos partes diferentes, una parte exterior estrecha que se extiende desde 128.000 a 129.000 km e incluye tres pequeños anillos separados por huecos, y una parte interior más débil que se extiende desde 122.500 a 128.000 km y carece de estructuras visibles como con iluminación frontal. El hueco de Metis sirve como sus respectivos límites. La estructura del anillo principal fue descubierta por el orbitador Galileo y es claramente visible en las imágenes con iluminación trasera obtenidas por la sonda New Horizons en febrero-marzo de 2007. Sin embargo, las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y la sonda Cassini no la detectaron, posiblemente debido a falta de resolución espacial.

Observado en iluminación trasera el anillo principal parece ser muy fino, extendiéndose en dirección vertical no más de 30 km. Con iluminación lateral el espesor del anillo es de entre 80 y 160 km incrementándose algo en dirección a Júpiter. El anillo parece ser mucho más grueso en iluminación frontal, alrededor de los 300 km. Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue una nube de material en el anillo principal, débil y relativamente gruesa (alrededor de 600 km), que rodea su parte interior. La nube crece en espesor en dirección hacia el borde interior del anillo principal en el lugar de la transición al anillo halo.

Un análisis detallado de las imágenes del Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal no conectado con la estructura observada. Las imágenes de dicha sonda mostraron asimismo agrupaciones de material en los anillos de escala de 500 a 1.000 km.

Otra imagen, esta vez obtenida por la sonda Galileo, desde el otro lado del Sol, estando a la sombra del gigante.

En febrero y marzo de 2007, la sonda New Horizons llevó a cabo una búsqueda exhaustiva de nuevos satélites dentro del anillo principal. Aunque no se descubrieron satélites mayores de 0,5 km, las cámaras de la sonda detectaron siete pequeñas masas de partículas. Orbitan justo en el interior de la órbita de Adrastea dentro de un denso y pequeño anillo. La conclusión es que son acumulaciones y no pequeños satélites basándose en su apariencia extendida azimutalmente. Se extienden entre 0,1º y 0,3º a lo largo del anillo, lo que corresponde a entre 1.000 y 3.000 km. Las acumulaciones se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros respectivamente. Su naturaleza no está clara pero sus órbitas están cercanas a una resonancia orbital de 115:116 y 114:115 con el satélite Metis, por lo que pueden ser estructuras provocadas por esta interacción.

Imagen del anillo principal obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal. El hueco de Metis es claramente visible.

Imagen en falso color del anillo halo obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal.

El anillo halo es el más interno y grueso de los anillo de Júpiter. Su borde exterior coincide con el interior del anillo principal aproximadamente a un radio de 122.500 km del centro del planeta, 1,72 R_J. Desde este radio el anillo llega a ser rápidamente cada vez más grueso en dirección a Júpiter. La extensión real en dirección vertical del halo es desconocida pero la presencia de su material fue detectada tan alto como 10.000 km sobre el plano del anillo. El borde interior del halo es relativamente agudo y se localiza a un radio de 100.000 km, 1,4 R_J, pero algún material se ha localizado todavía más hacia el interior, a aproximadamente 92.000 km. De esta forma, el ancho del anillo halo es de alrededor de 30.000 km. Su forma se asemeja a un ancho toro sin una estructura interna definida. Al contrario que el anillo principal, la apariencia del halo depende muy poco de la geometría de iluminación.

El halo es brillante en iluminación frontal, en la que fue profusamente fotografiado por la sonda Galileo. Mientras que el brillo de su superficie es mucho menor que la del anillo principal, en dirección vertical su flujo de fotones es comparable debido a su mayor anchura. A pesar de que se extiende en dirección vertical en más de 20.000 km, el brillo del halo se concentra hacia el plano del anillo y sigue una ley potencial de la forma: z ^-0,6 a z ^-1,5, donde z es la altitud respecto del plano del anillo. La apariencia del anillo halo en iluminación trasera, observado por el telescopio Keck, y el telescopio espacial Hubble, es básicamente la misma. En cualquier caso el flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y es mucho más concentrado en el plano del anillo que en las imágenes con iluminación frontal.

Las propiedades espectrales del halo son diferentes que las del anillo principal. La distribución de flujo en el rango de 0,5 a 2,5 μm es más plana en el anillo principal. El halo no es rojo y puede ser incluso de color azul.

Imagen de los anillos difusos obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal.

El anillo difuso de Amaltea es una estructura muy débil de sección rectangular que se extiende desde la órbita de Amaltea a 182.000 km del centro de Júpiter, 2,54 R_J hasta aproximadamente 129.000 km 1,80 R_J. Su borde interior no está definido claramente debido a la presencia de los relativamente mucho más brillantes anillo principal y anillo halo. El espesor del anillo es de aproximadamente 2.300 km cerca de la órbita de Amaltea y se reduce ligeramente en dirección a Júpiter. El anillo difuso de Amaltea es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y gradualmente más brillante en dirección a Júpiter, siendo el borde superior más brillante que el lado inferior. El borde exterior del anillo está relativamente bien definido y existe una brusca caída del brillo justo en el interior de la órbita de Amaltea. En imágenes con iluminación frontal el anillo parecer ser treinta veces más débil que el anillo principal. En imágenes con iluminación trasera sólo ha sido detectado por el telescopio Keck y por el telescopio espacial Hubble. Estas imágenes muestran una estructura adicional en el anillo, un pico de brillo justo dentro de la órbita de Amaltea. En 2002 y 2003 la sonda Galileo hizo dos pasadas a través de los anillos difusos. El contador de polvo detectó partículas del tamaño de entre 0,2 y 5 μm y confirmó los resultados obtenidos por el análisis de las imágenes. Las observaciones del anillo difuso de Amaltea desde la superficie terrestre y las imágenes de la sonda Galileo y sus medidas directas del polvo han permitido determinar la distribución del tamaño de las partículas, que parece seguir la misma ley potencial que el polvo del anillo principal con q=2 ±0.5. La profundidad óptica del anillo es de aproximadamente 10⁻⁷, que es un orden de magnitud menor que la del anillo principal, pero la masa total del polvo, entre 10⁷ y 10⁹ kg, es comparable.

El anillo difuso de Tebe es el más débil de los anillos jovianos. Parece ser una estructura de sección rectangular que se extiende desde la órbita de Tebe a 226.000 km del centro de Júpiter, 3,11 R_J hasta aproximadamente 129.000 km, 1,80 R_J. Su borde interior no está definido, igualmente por el mayor brillo relativo de los anillos principal y halo que dificulta las observaciones. El espesor del anillo es de aproximadamente 8.400 km cerca de la órbita de Tebe y decrece ligeramente en dirección al planeta. El anillo de Tebe es, al igual que el de Amaltea, más brillante en los bordes superior e inferior y crece su brillo en dirección Júpiter. El borde exterior del anillo no está bien definido extendiéndose durante 15.000 km. Hay una continuación difícilmente observable que se extiende hasta los 280.000 km, 3,75 R_J llamada Extensión de Tebe. En imágenes con iluminación frontal el anillo es tres veces más débil que el anillo difuso de Amaltea. Con iluminación trasera, en imágenes obtenidas por el telescopio Keck, el anillo muestra un pico de brillo justo en el interior de la órbita de Tebe. En 2002 y 2003 el contador de partículas de la sonda Galileo detectó partículas del tamaño entre 0,2 y 5 μm (similares resultados a los de las del anillo de Amaltea), confirmando los resultados de los análisis de las imágenes.

La profundidad óptica del anillo difuso de Tebe es de alrededor de 3 x 10^-8, que es tres veces menor que la del anillo difuso de Amaltea, pero la masa total del polvo es la misma, aproximadamente entre 10⁷ y 10⁹ kg. La distribución de tamaño de partículas de polvo es más dispersa que en el anillo de Amaltea, siguiendo una ley potencial con q < 2. En la extensión de Tebe, este parámetro puede ser incluso menor.

En 1610, Galileo Galilei descubrió las cuatro mayores lunas de Júpiter, Io, Europa, Ganimedes y de Calisto (ahora conocidos como el Satélites galileanos) Utilizando un telescopio cree que es la primera observación de las lunas de desde la Tierra. Cabe señalar, sin embargo, que el historiador Chino Xi Zezong ha afirmado que Gan De, un astrónomo chino, hizo el descubrimiento de una de las lunas de Júpiter en el año 362 AC a simple vista.

De Galileo fue también el primer descubrimiento de un movimiento celeste no centrado en la Tierra. Era un punto importante a favor de la teoría heliocéntrica de Copérnico de los movimientos de los planetas.

Durante la década de 1660, Cassini utilizó un telescopio para descubrir nuevos lugares y bandas de colores en Júpiter y observó que el planeta parecía achatado en los polos. También fue capaz de estimar el período de rotación del planeta. En 1690 Cassini observó que la atmósfera sufre una rotación diferencial.

La Gran Mancha Roja, en el hemisferio sur de Júpiter, puede haber sido observada ya en 1664 por Robert Hooke y en 1665 por Giovanni Cassini, aunque se discute esto. El farmacéutico Heinrich Schwabe produjo el más antiguo dibujo que mostraba los detalles de la Gran Mancha Roja en 1831.

La mancha roja se habría perdido de vista en varias ocasiones entre 1665 y 1708 antes de convertirse en muy visible en 1878. Se registra de nuevo en 1883 y en el inicio del siglo XX.

Giovanni Borelli y Cassini hicieron tablas cuidadosas de los movimientos de las lunas de Júpiter, lo que permitía predicciones de los tiempos en que las lunas pasarían delante o detrás del planeta. En la década de 1670, sin embargo, se observó que cuando Júpiter estaba en el lado opuesto del Sol desde la Tierra, estos eventos ocurrían alrededor de 17 minutos más tarde de lo previsto. Ole Rømer dedujo que el avistamiento no es instantáneo (conclusión que Cassini había rechazado anteriormente), y esta discrepancia fue usada para estimar la la velocidad de la luz.

En 1892, E. E. Barnard observó un quinto satélite de Júpiter con el telescopio refractor de 36-pulgadas (910 mm) del Observatorio Lick en California. Esta luna fue nombrada más tarde Amaltea. Fue la última luna planetaria en ser descubierta directamente por observación visual. Otros ocho satélites se descubrieron posteriormente antes del sobrevuelo de la sonda Voyager 1 en 1979.

En 1932, Rupert Wildt identificó bandas de absorción de amoníaco y metano en el espectro de Júpiter.

Tres características anticiclónicas de larga duración llamadas óvalos blancos se observaron en 1938. Durante varias décadas se mantuvieron como elementos separados en la atmósfera, a veces se acercaban unas a otras, pero nunca se fusionaban. Por último, dos de los óvalos se fusionaron en 1998 y luego absorbieron la tercera en 2000, convirtiéndose en el Ovalo BA.

En 1955, Bernard Burke y Kenneth Franklin detectaron señales de radio procedentes de Júpiter en 22,2 Mhz. El período de estos estallidos estaba emparejado con la rotación del planeta, y fueron capaces de utilizar esta información para perfeccionar la tasa de rotación.

Los científicos descubrieron que había tres formas de señales de radio que se transmiten desde Júpiter.