Astronomía

¿Localizó la misión Juno Júpiter con la misma precisión que Saturno (4 km)?

¿Localizó la misión Juno Júpiter con la misma precisión que Saturno (4 km)?



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El bajo perijove de Juno debería ser excelente para medir el efecto gravitacional de Júpiter en la órbita de Juno. Cassini junto con VLBI ha medido la ubicación de Saturno a 4 km.

Voluntad Era Juno ser ¿Puede ser medido por VLBI para determinar la ubicación y la órbita de Júpiter con una precisión similar? ¿Con una precisión útil para mapear el Sistema Solar fuera del Cinturón de Kuiper?


Aquí está Júpiter del último sobrevuelo de Juno

El planeta más masivo del sistema solar: el doble que todos los demás planetas combinados. Este mundo gigante se formó a partir de la misma nube de polvo y gas que se convirtió en nuestro Sol y el resto de planetas. Pero Júpiter fue el primogénito de nuestra familia planetaria. Como primer planeta, el campo gravitacional masivo de Júpiter probablemente dio forma al resto de todo el sistema solar. Júpiter podría haber jugado un papel en el lugar donde todos los planetas se alinearon en sus órbitas alrededor del Sol ... o no lo hizo, ya que el cinturón de asteroides es una vasta región que podría haber sido ocupada por otro planeta si no fuera por la gravedad de Júpiter. Los gigantes gaseosos como Júpiter también pueden arrojar planetas enteros fuera de sus sistemas solares, o ellos mismos en espiral hacia sus estrellas. La formación de Saturno varios millones de años más tarde probablemente evitó a Júpiter este destino. Júpiter también puede actuar como un "receptor de cometas". Los cometas y asteroides que de otro modo podrían caer hacia el sistema solar interior y golpear mundos rocosos como la Tierra, son capturados por el campo gravitacional de Júpiter y finalmente se sumergen en las nubes de Júpiter. Pero en otras ocasiones en la historia de la Tierra, Júpiter pudo haber tenido el efecto opuesto, arrojando asteroides en nuestra dirección, por lo general algo malo, pero también puede haber resultado en rocas ricas en agua que llegaron a la Tierra y condujeron al planeta azul que conocemos hoy.

Sistema solar temprano y disco protoplanetario con un joven Júpiter & # 8211 c. NASA

Júpiter es una ventana al pasado de nuestro propio sistema solar, un pasado literalmente envuelto bajo las nubes de Júpiter, razón por la cual se llama así Juno, la sonda que actualmente orbita Júpiter. Juno, la esposa de Júpiter en la mitología, pudo mirar a través de un manto de nubes que Júpiter usaba para esconderse a sí mismo y a sus malas acciones. En este caso, sin embargo, estamos mirando a través de las nubes de Júpiter hacia nuestra propia historia. Juno entró en órbita de Júpiter el 5 de julio de 2016 después de viajar durante casi cinco años para llegar al gigante gaseoso. Al caer en el pozo de gravedad de Júpiter, Juno llegó a una velocidad de 210.000 km / h, uno de los récords de velocidad más rápidos establecidos por cualquier objeto creado por humanos.

Juno se encuentra en una órbita muy excéntrica de 53 días. Durante Perijove, o la aproximación orbital más cercana, Juno roza Júpiter a una altitud de 4.200 km y luego se desplaza hacia afuera a 8.1 millones. La órbita de Juno está diseñada para navegar a través de áreas más débiles del increíblemente poderoso campo magnético de Júpiter. El campo magnético de Júpiter, segundo en poder solo por detrás del propio Sol, acelera las partículas de alta energía del Sol creando poderosas bandas de radiación que rodean el planeta y la radiación # 8211 que fríe la electrónica. Además de su ágil navegación, la electrónica de Juno está reforzada contra la radiación con su "bóveda de radiación" & # 8211 una carcasa de titanio de 1 cm de espesor que alberga su sensible equipo científico. Una pieza de equipo que nos deslumbra a todos en la Tierra es la JunoCam & # 8211, una cámara a color RGB que toma imágenes visuales de las nubes de Júpiter mientras la sonda recorre el planeta en solo dos horas en cada órbita, pasando el menor tiempo posible en la radiación de Júpiter.

Artista & # 8217s impresión de Juno en Júpiter & # 8211 c. NASA

Más recientemente, Juno completó Perijove 29 y algunas de las fotos fueron publicadas por Kevin Gill, “Ingeniero de software, analista de datos planetarios y climáticos y artista de visualización de datos científicos”. Kevin tiene una página de Flickr absolutamente asombrosa donde publica imágenes que ha procesado de Juno, así como otras misiones como la Cassini de Saturno y la cámara HiRISE que orbita Marte en el Mars Reconnaissance Orbiter.

Bueno. Y finalmente, por qué viniste aquí: Mira el Perijove 29 de Juno procesado por Kevin Gill (puedes hacer clic en cada imagen para ver su tamaño completo).

También puede seguir el trabajo de Kevin en Twitter (@kevinmgill) e Instagram (@apoapsys).

JunoCam no es realmente parte de la misión científica principal de Juno. Pero la cámara proporciona una función clave: permite que Juno nos acompañe en el viaje. Lo que creo que es realmente espectacular. A veces, la astrofotografía se considera más un arte que una ciencia. Pero como astrofotógrafo, creo que estas imágenes inspiran a los futuros científicos, la conciencia general de las misiones científicas en curso y, con suerte, el apoyo público para la financiación de la ciencia. Hablando de eso, ¿qué ha descubierto nuestra ciencia sobre el más grande de los mundos gigantes?

Uno de los mayores misterios de Júpiter es lo que hay en su corazón. Juno ayudó a resolver un debate en curso en la comunidad científica planetaria sobre cómo se formó Júpiter. Había dos posibilidades: la primera es que Júpiter comenzó como un mundo rocoso, un núcleo de aproximadamente 10 veces la masa de la Tierra. La gravedad de este núcleo atrajo el hidrógeno y el helio circundantes hasta que se formó el Júpiter que conocemos, ese mundo rocoso original enterrado bajo la turbulenta vorágine. La segunda posibilidad es que los remolinos en el disco protoplanetario giratorio de nuestro sistema solar temprano colapsaron sobre sí mismos y Júpiter se formó a partir de ellos directamente sin núcleo rocoso. Ambas teorías describen diferentes condiciones al comienzo de nuestro sistema solar. Juno reveló algo extraño, no un núcleo sólido, sino un núcleo "difuso" o "diluido". Parece que Júpiter se formó a partir de un cuerpo rocoso, pero en lugar de que ese núcleo esté situado en el centro del planeta, se extiende por todo el interior de Júpiter. La dilución del núcleo es probablemente el resultado de un impacto masivo del tamaño de un planeta con Júpiter que rompió el núcleo inicial y lo extendió por la mitad del diámetro de Júpiter. Imagínese estar presente en un evento como ese: Júpiter tragándose un posible planeta de nuestro sistema solar que nunca hemos conocido. Revelada la historia de nuestro lugar en el espacio. También hemos aprendido que los vientos de Júpiter se sumergen profundamente por debajo de las nubes exteriores, que la Gran Mancha Roja tiene cientos de kilómetros de profundidad y hemos visto ciclones gigantes en los polos norte y sur de Júpiter que podrían tragarse un país.

Ciclones del polo sur de Júpiter en infrarrojos con comparación de tamaño con EE. UU. Y Texas & # 8211 JPL / NASA / Caltech

Júpiter es actualmente el objeto más brillante del cielo nocturno después de la puesta del sol. Si tienes el cielo despejado y puedes verlo, ¡mira hacia el sur! Recuerde, ese punto brillante es un mundo gigante cientos de veces el tamaño de la Tierra, a millones de kilómetros de distancia y, sin embargo, potencialmente uno de los factores clave en su existencia. Por Jove, eso es asombroso.


YIR III: De enanos a gigantes & # 8211 las misiones de Dawn, Juno y Cassini

Moviéndose hacia el cinturón de asteroides y aún más hacia los gigantes gaseosos, las misiones Dawn, Juno y Cassini de la NASA se agitaron en la órbita de sus respectivos anfitriones & # 8211 con Dawn continuando una investigación cercana y personal del planeta enano Ceres. , La llegada fantásticamente precisa de Juno a Júpiter, pero el comienzo frustrantemente lisiado de su misión científica, y el comienzo del fin de la misión Cassini que finalizará en septiembre de 2017.

Dawn & # 8211 Revelando el planeta enano Ceres:

Este año, Dawn marcó el primer aniversario de su llegada a Ceres, y la investigadora principal adjunta de Dawn, Carol Raymond, declaró que “Ceres ha desafiado nuestras expectativas y nos ha sorprendido de muchas maneras gracias a los datos de Dawn de un año. Estamos trabajando duro en los misterios que nos ha presentado la nave espacial ".

Entre las características más enigmáticas de Ceres se encuentra la montaña Ahuna Mons, que apareció como un pequeño bulto de lados brillantes como lo ve la cámara de Dawn en febrero de 2015 desde una distancia de 46.000 km (29.000 millas) antes de que la nave espacial entrara en órbita.

A medida que Dawn bajó gradualmente su altitud orbital durante su primer año, la forma de esta misteriosa característica se enfocó.

Desde lejos, Ahuna Mons parecía en forma de pirámide, pero al examinarlo más de cerca, se describe mejor como una cúpula con paredes lisas y empinadas.

Las imágenes más recientes de Dawn de Ahuna Mons, tomadas 120 veces más cerca que en febrero de 2015, revelan una cantidad significativa de material brillante en algunas de las laderas de las montañas y # 8217s, y menos en otras.

"Nadie esperaba una montaña en Ceres, especialmente una como Ahuna Mons", dijo Chris Russell, investigador principal de Dawn. “Todavía no tenemos un modelo satisfactorio para explicar cómo se formó”.

Pero Ahuna Mons no es la única característica de Ceres que interesa a los científicos.

Aproximadamente a 670 km (420 millas) al noroeste de Ahuna Mons se encuentra el cráter Occator & # 8211, que el telescopio espacial Hubble reveló que tiene un parche brillante prominente en su superficie antes de la llegada de Dawn.

Las observaciones orbitales posteriores de Dawn han revelado que hay al menos 10 puntos brillantes solo en este cráter, con el área más brillante en Ceres ubicada en el centro de Occator.

"Dawn comenzó a mapear Ceres en su altitud más baja en diciembre, pero no fue hasta hace muy poco que su trayectoria orbital le permitió ver el área más brillante de Occator", dijo Marc Rayman, ingeniero jefe y director de misión de Dawn.

A finales de abril, Dawn devolvió impresionantes imágenes nuevas desde su órbita cartográfica a baja altitud (385 km & # 8211 240 mi) de los numerosos cráteres de material brillante del planeta enano.

En particular, la vista de Dawn del cráter Haulani, con un diámetro de 34 km (21 millas), reveló evidencia de deslizamientos de tierra desde el borde del cráter & # 8211 indicios de que el cráter es una formación relativamente nueva.

“Haulani muestra perfectamente las propiedades que esperaríamos de un nuevo impacto en la superficie de Ceres”, dijo Martin Hoffmann, co-investigador del equipo de cámaras de encuadre de Dawn.

La estructura poligonal del cráter también es digna de mención, ya que la mayoría de los cráteres en los cuerpos planetarios son casi circulares, pero los bordes rectos únicos de algunos cráteres cereanos, incluido Haulani, se deben a patrones de tensión preexistentes y fallas debajo de la superficie.

Además, otro cráter, Oxo, también presenta una singularidad en el sentido de que su borde está hundido & # 8211 indica un área donde el material ha caído debajo de la superficie & # 8211 y que el suelo del cráter contiene minerales que no se observan en ningún otro lugar de la superficie de Ceres.

Sin embargo, un gran foco permaneció en el cráter Occator, y a mediados de año, Dawn finalmente había devuelto suficiente información sobre él para que los científicos estuvieran obteniendo una mejor comprensión de su composición.

A fines de junio, la NASA anunció los hallazgos de que las áreas brillantes de Occator contienen la mayor concentración de minerales de carbonato jamás vista fuera de la Tierra.

"Esta es la primera vez que vemos este tipo de material en otra parte del sistema solar en una cantidad tan grande", dijo Maria Cristina De Sanctis, investigadora principal del espectrómetro de mapeo visible e infrarrojo de Dawn.

Específicamente, el mineral dominante de esta área brillante es el carbonato de sodio, una sal que se encuentra en la Tierra en ambientes hidrotermales.

En Ceres, el material parece provenir del interior del planeta enano, habiendo sido elevado a la superficie por un asteroide impactante & # 8211, lo que sugiere que las temperaturas dentro de Ceres son más cálidas de lo que se creía anteriormente.

Más intrigante, los resultados sugieren que pudo haber existido agua líquida debajo de la superficie de Ceres en tiempos geológicos recientes y que las sales podrían ser restos de un océano, o cuerpos de agua localizados, que alcanzaron la superficie y luego se congelaron hace millones de años.

"Los minerales que hemos encontrado en el área brillante central de Occator requieren ser alterados por el agua", dijo De Sanctis. "Los carbonatos apoyan la idea de que Ceres tenía actividad hidrotermal interior, lo que empujó estos materiales a la superficie dentro de Occator".

Este anuncio de descubrimiento se produjo solo un día antes de que Dawn completara su misión principal el 30 de junio.

En ese momento, Dawn había tomado 69,000 imágenes, completado 48,000 horas de propulsión de motores de iones, recolectado más de 132 GB de datos científicos, completado 2,450 órbitas de Vesta y Ceres, viajado 3.5 mil millones de millas desde su lanzamiento y explorado dos nuevos mundos.

El 1 de julio, Dawn entró en su misión extendida, que hará que la nave continúe operando en la órbita de Ceres en 2017 & # 8211, momento en el que, debido a su órbita altamente estable del planeta enano, se convertirá en un satélite artificial permanente de Ceres. .

A fines de julio, Dawn había devuelto información que ayudó a los científicos a comenzar a responder la pregunta de qué sucedió con todos los grandes cráteres de impacto de Ceres.

Actualmente, Ceres está cubierta de innumerables cráteres pequeños y jóvenes, pero ninguno tiene más de 280 km (175 millas) de diámetro. Para los científicos, este es un misterio bastante grande dado que el planeta enano debe haber sido golpeado por numerosos asteroides grandes durante su vida de 4.500 millones de años.

"Llegamos a la conclusión de que una población significativa de grandes cráteres en Ceres ha sido destruida más allá del reconocimiento en escalas de tiempo geológicas, lo que probablemente sea el resultado de la composición peculiar y la evolución interna de Ceres", dijo Simone Marchi, científica investigadora principal del Southwest Research Institute. .

Marchi y sus colegas modelaron colisiones de otros cuerpos con Ceres desde la formación del planeta enano y # 8217s, y estos modelos predijeron que Ceres debería tener hasta 10 a 15 cráteres de más de 400 km (250 millas) de diámetro y al menos 40 cráteres más grandes. de 100 km (60 millas) de ancho.

Sin embargo, Dawn ha demostrado que Ceres solo tiene 16 cráteres de más de 100 km y ninguno de más de 280 km de diámetro.

“Cualquiera que sea el proceso o procesos, esta destrucción de grandes cráteres debe haber ocurrido durante varios cientos de millones de años”, dijo Marchi.

Una posible razón de la falta de grandes cráteres podría estar relacionada con la estructura interior de Ceres.

Específicamente, dado que las capas superiores de Ceres contienen hielo y sales & # 8211 que son menos densas que la roca & # 8211, la topografía podría "relajarse" o suavizarse más rápidamente si el hielo o la sal dominan la composición del subsuelo.

Además, la actividad hidrotermal pasada, que puede haber influido en el ascenso de sales a la superficie en el cráter Occator, también podría tener algo que ver con la eliminación de cráteres.

Si Ceres tuvo una actividad criovolcánica generalizada en el pasado, los materiales criogénicos expulsados ​​podrían haber fluido a través de la superficie y posiblemente enterrado grandes cráteres preexistentes.

Sin embargo, no fueron solo las características de la superficie de Ceres sobre las que los científicos aprendieron más este año.

En agosto, un estudio cuidadoso de los cambios mínimos en la órbita de Dawn desde el primer año de su misión orbital ayudó a los científicos a comprender mejor el campo gravitatorio de Ceres y, por lo tanto, su composición interna.

"Los datos sugieren que Ceres tiene un interior débil y que el agua y otros materiales ligeros se separaron parcialmente de la roca durante una fase de calentamiento al principio de su historia", dijo Ryan Park, supervisor del grupo de dinámica del sistema solar en JPL.

Entre las cosas confirmadas sobre Ceres en esta devolución de datos está que Ceres tiene equilibrio hidrostático, lo que significa que su interior es lo suficientemente débil como para que su forma se rija por la forma en que gira el planeta enano.

Esta confirmación validó una de las razones por las que la Unión Astronómica Internacional clasificó a Ceres como planeta enano en 2006.

Además, los datos indican que Ceres está diferenciado, lo que significa que tiene capas de composición distinta a diferentes profundidades, con la capa más densa en el núcleo.

Los científicos también pudieron confirmar que Ceres es mucho menos densa que la Tierra, la Luna, Vesta y otros cuerpos rocosos de nuestro sistema solar.

Los datos también llevaron a los científicos a concluir que el manto débil de Ceres puede ser empujado a un lado por la masa de montañas y otra topografía alta en su capa más externa, como si las áreas de gran elevación "flotaran" en el material de abajo.

En general, al combinar esta nueva información con datos anteriores de Dawn sobre Ceres & # 8217 la composición de la superficie, los científicos están comenzando a reconstruir la historia de Ceres & # 8211 en la que el agua debe haber sido móvil en el subsuelo antiguo mientras que el interior no se calentó al temperaturas a las que se funden los silicatos y se forma un núcleo metálico.

Tras este anuncio, los controladores de Dawn comenzaron a maniobrar la nave espacial hacia su órbita de extensión de misión más alta a principios de septiembre.

Dawn había estado & # 8211 durante ocho meses & # 8211 en su órbita científica de baja altitud, pero debido a la extensión de su misión y al suministro limitado de hidracina para las operaciones de orientación, los controladores decidieron elevar la órbita de Dawn para su misión extendida para que la hidracina pueda ser utilizado con más moderación.

“La mayoría de las naves espaciales no podrían cambiar su altitud orbital tan fácilmente. Pero gracias al sistema de propulsión de iones de capacidad única de Dawn, podemos maniobrar la nave para obtener el mayor rendimiento científico de la misión restante ”, dijo Marc Rayman.

La maniobra de elevación de la órbita, que comenzó desde una altitud de 385 km (240 millas), empujará a Dawn a 1.460 km (910 millas) sobre la superficie de Ceres & # 8211, casi la órbita en la que Dawn se deslizó por primera vez en órbita alrededor del planeta enano. .

También en septiembre, los científicos de Dawn publicaron información sobre una posible detección de una atmósfera temporal alrededor del planeta enano.

El sorprendente hallazgo surgió después de que el detector de rayos gamma y neutrones de Dawn (GRaND) ​​observó evidencia de que Ceres había acelerado los electrones del viento solar a energías muy altas durante un período de seis días.

En teoría, la interacción entre las partículas energéticas del viento solar y las moléculas atmosféricas podría explicar las observaciones de GRaND.

Una atmósfera temporal también sería consistente con las detecciones de vapor de agua a través del Observatorio Espacial Herschel en 2012-2013.

Los electrones que GRaND detectó podrían haber sido producidos por el viento solar que golpeó las moléculas de agua que observó Herschel, pero los científicos también están buscando explicaciones alternativas.

"Estamos muy emocionados de hacer un seguimiento de este y otros descubrimientos sobre este fascinante mundo", dijo Russell.

Juno & # 8211 Llegada triunfal, comienzo menos que estelar a la misión científica:

Originalmente, Juno debía completar dos de estas órbitas de 53,4 días antes de realizar una quema de perijove el 19 de octubre que habría alterado su órbita a la órbita científica de 14 días determinada antes de la misión.

Sin embargo, solo unos días antes de esta quema programada, los controladores notaron un problema de rendimiento con un par de válvulas que forman parte del sistema de presurización de combustible de Juno.

En ese momento, Rick Nybakken, gerente de proyecto de Juno, dijo: “La telemetría indica que dos válvulas de retención de helio que desempeñan un papel importante en el encendido del motor principal de la nave espacial no funcionaron como se esperaba durante una secuencia de comando.

"Las válvulas deberían haberse abierto en unos segundos, pero tomó varios minutos".

Posteriormente, los controladores retrasaron la quema de ajuste de órbita planificada para dar tiempo a estudiar el problema.

Al momento de escribir este artículo, los controladores aún no han determinado la mejor manera de avanzar y actualmente están investigando el posible vínculo de las válvulas con fallas similares en Akatsuki y un satélite Intelsat.

Para Juno, esto significó más órbitas de Júpiter en su órbita más larga.

Actualmente, la nave espacial ha completado solo tres sobrevuelos cercanos de Júpiter & # 8211 sin contar el sobrevuelo que ocurrió la noche de su llegada.

El tercer sobrevuelo ocurrió el 11 de diciembre, y el cuarto ahora está programado para el 2 de febrero de 2017.

A modo de comparación, cuando ocurrió el tercer sobrevuelo el 11 de diciembre, Juno debería haberse estado preparando para su quinto sobrevuelo.

Ahora, si los controladores no pueden o no quieren realizar el ajuste de la órbita, los efectos en la misión científica, así como la duración planificada de la misión, son algo desconocidos.

Lo que se sabe es que la cantidad y la calidad de la ciencia recopilada durante un sobrevuelo cercano no se ve afectada por la órbita prolongada, que tiene un apojove mucho mayor que el que tendría la órbita científica estándar, pero un perijove casi idéntico.

No obstante, la NASA ha guardado silencio sobre el efecto que la órbita prolongada podría tener en la ciencia recopilada en otros puntos de la órbita y el efecto que tendrá la exposición prolongada al campo de radiación de Júpiter en los instrumentos de la nave, que ahora reciben poco menos de 4 veces la cantidad de exposición a la radiación entre sobrevuelos científicos cercanos de Júpiter.

Además, la misión de Juno está programada para durar solo hasta febrero de 2018 & # 8211, momento en el que se anticipa que Juno tendrá que ser desorbitado en la atmósfera de Júpiter debido a fallas del sistema provocadas por la intensa radiación.

Además, las directivas de la misión Juno exigen un mínimo de 7 a 10 sobrevuelos operativos de Júpiter para lograr un éxito mínimo de la misión.

Dado el perfil de pre-aproximación en modo seguro volado en octubre, el primer sobrevuelo operativo no se produjo hasta el 11 de diciembre & # 8211, aunque incluso este no fue un sobrevuelo completamente operativo como instrumento crítico, el Mapeador de auroras infrarrojas jovianas (JIRAM), fue no está activo debido a la necesidad de cargar un parche de software para permitir que el software de Juno procese la información de JIRAM.

En la actualidad, si Juno se ve obligada a permanecer en su órbita de 53,4 días y si todavía necesita ser desechado intencionalmente en la atmósfera de Júpiter en febrero de 2018, la misión tiene una alta probabilidad de no cumplir o apenas cumplir con los criterios mínimos de éxito de la misión.

Cassini & # 8211 19 años después del lanzamiento, la intrépida pequeña sonda se prepara para su salida Gran Final:

El primer gran evento de Cassini este año fue una observación cuidadosamente coreografiada de Encelado mientras ocultaba & # 8211 pasaba frente a, visto desde una ubicación específica & # 8211, la estrella Epsilon Orionis, la estrella central en el cinturón de Orión.

Las observaciones anteriores de Cassini de Encelado vieron sus erupciones polares esparciendo tres veces más polvo helado en el espacio cuando la luna se acercó al aposaturnio y el punto más lejano en su órbita elíptica alrededor de Saturno.

Pero los científicos no habían tenido la oportunidad de ver si la parte gaseosa de las erupciones & # 8211 que representa la mayor parte de la masa de la pluma & # 8211 también aumentó en este momento.

Tuvieron esa oportunidad el 11 de marzo & # 8230 y los resultados fueron sorprendentes.

Durante una observación cuidadosamente planificada, Cassini fijó su mirada en Epsilon Orionis, y en el momento señalado, Encelado & # 8211 aproximadamente en aposaturnium & # 8211 y su pluma en erupción se deslizó frente a la estrella.

El espectrómetro de imágenes ultravioleta de Cassini (UVIS) midió cómo el vapor de agua en la columna atenuaba la luz ultravioleta de Epsilon Orionis, revelando así la cantidad de gas que contenía la columna.

Dado que aparece mucho polvo helado adicional en este punto de la órbita de Encelado, los científicos esperaban medir mucho más gas en la columna.

Pero en lugar del gran aumento esperado en la producción de gas, UVIS solo vio un aumento del 20% en la cantidad total de gas.

“Primero buscamos la explicación más obvia, pero los datos nos dijeron que necesitábamos mirar más a fondo”, dijo Candy Hansen, científica de Cassini.

Esto llevó a Hansen y sus colegas a concentrarse en uno de los chorros de eyección de Encelado que se descubrió que era cuatro veces más activo de lo anticipado y que producía el 8% del gas total de la columna observada por la ocultación en lugar de solo el 2% como se predijo.

Por lo tanto, la observación de ocultación reveló que al menos algunos de los chorros estrechos que salen de la superficie de la luna explotan con mayor furia cuando la luna está en aposaturnium & # 8211, pero por qué el gas en la columna fue mucho menos de lo anticipado sigue siendo un misterio. .

Sin embargo, las nuevas observaciones brindan información útil sobre lo que podría estar sucediendo con las tuberías subterráneas y las grietas y fisuras a través de las cuales el agua del océano subterráneo potencialmente habitable de la luna llega al espacio.

“Habíamos pensado que la cantidad de vapor de agua en la pluma general, en toda el área del polo sur, estaba siendo fuertemente afectada por las fuerzas de las mareas de Saturno. En cambio, encontramos que los aviones a pequeña escala son los que están cambiando ", dijo Larry Esposito, líder del equipo de UVIS.

Tras esta observación, el primer lanzamiento científico importante de los datos de Cassini recopilados anteriormente se produjo en abril cuando los científicos anunciaron la confirmación de un descubrimiento de 2014 de que el mar de Ligeia Mare en Titán estaba compuesto principalmente de metano líquido.

“Antes de Cassini, esperábamos encontrar que Ligeia Mare estaría compuesta principalmente de etano, que se produce en abundancia en la atmósfera cuando la luz solar rompe las moléculas de metano”, dijo Alice Le Gall, asociada del equipo de radar de Cassini.

"En cambio, este mar está hecho predominantemente de metano puro".

La confirmación del descubrimiento de 2014 provino de los datos recopilados con el radar de Cassini durante los sobrevuelos de Titán entre 2007 y 2015.

Pero con este descubrimiento & # 8211 como ocurre con la mayoría de las cosas en la ciencia & # 8211 surgieron una serie de nuevas preguntas, una de las cuales es cómo se repone el metano en el lago.

“O Ligeia Mare se repone con la lluvia fresca de metano o algo le está quitando el etano”, dijo Le Gall. “Es posible que el etano termine en la corteza submarina, o que de alguna manera fluya hacia el mar adyacente, Kraken Mare. Pero eso requerirá más investigación ".

Los mismos datos también revelaron que la costa de Ligeia Mare puede ser porosa e inundada de hidrocarburos líquidos.

Esta hipótesis proviene de los datos de Cassini que no mostraron ninguna diferencia significativa entre la temperatura del mar y la de la costa durante el período local de invierno a primavera.

Los científicos esperaban que & # 8211 como en la Tierra & # 8211 los terrenos sólidos circundantes se calentaran más rápidamente que el mar.

"Es una maravillosa hazaña de exploración que estemos haciendo oceanografía extraterrestre en una luna alienígena", dijo Steve Wall, subdirector del equipo de radar Cassini en el JPL. "Titan acaba de ganar y no deja de sorprendernos".

Y la luna no dejó de sorprender durante todo el año.

El 25 de julio, Cassini realizó su 122 sobrevuelo cercano a Titán, observando las largas y lineales dunas de la luna, que se cree están compuestas de granos derivados de hidrocarburos que se han asentado fuera de la atmósfera de Titán.

Cassini ha demostrado que las dunas de este tipo rodean la mayor parte del ecuador de Titán, y los científicos usan las dunas para aprender sobre los vientos, las arenas de las que se componen las dunas y los cambios topográficos.

El sobrevuelo también permitió a Cassini investigar una región misteriosa conocida como Xanadu Annex.

La región principal de Xanadu fue fotografiada por primera vez en 1994 por el Telescopio Espacial Hubble y fue la primera característica de la superficie reconocida en Titán.

Los nuevos datos de Cassini revelaron que el Anexo de Xanadu estaba compuesto por el mismo tipo de terrenos montañosos observados en Xanadu.

Sin embargo, en general, Xanadu y su anexo siguen siendo un misterio, ya que el terreno montañoso en otras partes de Titán aparece en parches pequeños y aislados. Pero Xanadu cubre un área grande.

"Estas áreas montañosas parecen ser los terrenos más antiguos de Titán, probablemente restos de la corteza helada antes de que fuera cubierta por sedimentos orgánicos de la atmósfera", dijo Rosaly Lopes, miembro del equipo de radar Cassini en JPL.

No obstante, la observación de Xanadu y el terreno del hemisferio sur durante el sobrevuelo 122 de Titán marcó la observación final de los objetivos del hemisferio sur para Cassini.

En agosto, cuando Cassini voló de nuevo a Titán, se centró, al igual que los tres últimos sobrevuelos restantes, en la región de los lagos del hemisferio norte.

Durante el sobrevuelo de agosto, Cassini descubrió cañones profundos y empinados en Titán inundados con hidrocarburos líquidos.

El descubrimiento marcó la primera evidencia directa de la presencia de canales llenos de líquido en Titán, así como la primera observación de cañones de cientos de metros de profundidad.

Luego, cuando Cassini regresó a Titán el 30 de noviembre, el sobrevuelo fue cuidadosamente coreografiado para empujar suavemente a Cassini a la fase inicial de su penúltima órbita.

El empujón de la gravedad de Titán alteró la órbita de la Cassini # 8217 lo suficiente como para que la sonda formara un arco alto por encima y por debajo de los polos de Saturno y sorprendentemente cerca de los bordes más externos de los anillos de Saturno.

La nueva órbita resultó en un período orbital de siete días, y Cassini realizará 20 de estas órbitas de pastoreo de anillos.

Mientras Cassini avanzaba hacia la finalización de la primera de estas órbitas y su primer roce de anillos, la nave encendió su motor principal durante 6 segundos a las 07:09 EST del 4 de diciembre y # 8211 aproximadamente una hora antes del primer roce de anillos.

La combustión del motor completó la alteración de la órbita de Cassini para colocar la nave en la posición adecuada para su penúltima misión de 20 órbitas.

A las 08:09 EST de ese mismo día, Cassini pasó rozando el débil anillo F más externo de Saturno.

Unas horas después del cruce del plano del anillo, Cassini comenzó un escaneo completo a través de los anillos con su experimento científico de radio para estudiar la estructura de los anillos con gran detalle.

"Ha sido necesario años de planificación, pero ahora que finalmente estamos aquí, todo el equipo de Cassini está emocionado de comenzar a estudiar los datos que provienen de estas órbitas de pastoreo de anillos", dijo Linda Spilker, científica del proyecto Cassini en JPL.

"Este es un momento extraordinario en lo que ya ha sido un viaje emocionante".

El 11 de diciembre, Cassini completó su segunda inmersión en anillo, devolviendo imágenes espectaculares y de cerca de lo que podría decirse que es la estructura más majestuosa del sistema solar.

Pero a pesar de lo asombrosas y científicamente ricas que son las imágenes, son un recordatorio de que todas las cosas buenas deben llegar a su fin.

“Este es el principio del fin de nuestra exploración histórica de Saturno. Deje que estas imágenes & # 8211 y las que están por venir & # 8211 le recuerden que hemos vivido una aventura audaz y atrevida alrededor del planeta más magnífico del sistema solar ”, dijo Carolyn Porco, líder del equipo de imágenes de Cassini en el Instituto de Ciencias Espaciales.

La serie actual de Órbitas Pastoras de Anillos preparará a Cassini para un último sobrevuelo de Titán el 22 de abril de 2017 y # 8211 un sobrevuelo que marcará el comienzo de la Gran Final de Cassini.

El encuentro final con Titán, diseñado para hacer que la órbita de Cassini salte sobre los anillos de Saturno, comenzará la secuencia de la Gran Final de 22 órbitas que llevará a Cassini a la brecha de 2.400 km (1.500 millas) entre Saturno y la mayor parte interna de sus anillos.

Estas 22 órbitas culminarán el 15 de septiembre de 2017 a las 08:07 EDT (12:07 UTC) cuando Cassini se sumerja en la atmósfera de Saturno & # 8211 transmitiendo tantos datos como pueda hasta que Cassini se despida.

(La Parte 4 y # 8211 Plutón y # 8211 de la Revisión de 5 años de NASASpaceflight.com se publicará en los próximos días)

(Imágenes: NASA y artista de L2 Nathan Koga. La galería completa de imágenes de L2 de Nathan se puede * encontrar aquí *)


Términos clave

Las auroras son la emisión de diferentes tipos de luz (infrarroja, visible, ultravioleta o rayos X) de la atmósfera superior de un planeta causada por partículas cargadas eléctricamente que golpean átomos de gases en la atmósfera desde arriba. En la Tierra, a menudo llamamos auroras las luces del norte y del sur. Júpiter tiene auroras que son muchas veces más brillantes y poderosas que la Tierra y los rsquos. Las auroras son una consecuencia de un planeta que tiene un campo magnético, y Júpiter y rsquos están muy influenciados por la rápida rotación del planeta y rsquos.

Orientación de una nave espacial y rsquos, es decir, la dirección en la que apunta. Juno tiene un sistema de control de actitud que consta de cuatro conjuntos de propulsores que permiten que la nave espacial cambie su orientación en el espacio.

Partículas que forman los átomos, como electrones, neutrones y protones.

La capa de gases que rodea a un planeta o luna. La atmósfera de Júpiter y rsquos es principalmente hidrógeno y gas helio.

La nave espacial Juno fue lanzada a bordo de un cohete Atlas V 551 el 5 de agosto de 2011. Atlas se refiere a una familia de vehículos de lanzamiento desechables que ha jugado un papel importante en la historia espacial de Estados Unidos y se remonta a la década de 1950. El Atlas V (en servicio desde 2002) utiliza un refuerzo central de cero a cinco, propulsores de cohetes sólidos (SRB) con correa, una etapa superior Centaur y uno de varios carenados de carga útil.

Los sistemas grandes de alta presión en atmósferas planetarias a menudo se denominan anticiclones. Existe un anticiclón donde el aire más frío (y por lo tanto más pesado) en altitudes más altas se hunde en movimientos en espiral para alcanzar altitudes más bajas. El movimiento circular de los vientos en grandes masas de aire como ciclones y anticiclones resulta de la rotación de un planeta y rsquos. En la Tierra y Júpiter (y otros planetas que giran en la misma dirección), los anticiclones giran en sentido horario en el hemisferio norte y en sentido antihorario en el hemisferio sur. Jupiter & rsquos Great Red Spot es un gran ejemplo de característica anticilónica.

Un compuesto químico compuesto por los elementos oxígeno, hidrógeno, nitrógeno y cloro que se utiliza en motores de cohetes sólidos, como los propulsores de cohetes sólidos en el vehículo de lanzamiento Atlas V de Juno & rsquos. El perclorato de amonio es un oxidante poderoso, lo que significa que permite que el combustible de los cohetes se queme de manera muy rápida y eficiente, produciendo una gran cantidad de empuje.

El hidrosulfuro de amonio es un compuesto químico elaborado a partir de los elementos nitrógeno, hidrógeno y azufre con la fórmula química NH4SH. En Júpiter, debajo de una capa superior de nubes hechas de cristales de hielo de amoníaco, se cree que hay una capa de nubes de hidrosulfuro de amonio.

Se cree que la capa superior brillante, generalmente blanca, de nubes de Júpiter está formada por hielo de amoníaco. En la Tierra, los cirros blancos y tenues están hechos de cristales de hielo. En Júpiter, se puede formar el mismo tipo de nubes, pero los cristales están hechos de amoníaco (NH3) en lugar de agua (H20). Los científicos creen que es posible que la formación de cirros de amoníaco a gran altitud haya causado que uno de los cinturones de Júpiter y rsquos (el cinturón ecuatorial meridional más oscuro) desapareciera aparentemente en 2010.

El amoníaco es un compuesto químico de olor fuerte elaborado a partir de los elementos nitrógeno e hidrógeno. Tiene la fórmula química NH3. Junto con el agua y el metano, el amoníaco es uno de los principales compuestos que forman los hielos que se encuentran en el sistema solar exterior. Se cree que la capa superior brillante, generalmente blanca, de nubes de Júpiter está formada por hielo de amoníaco. En la tierra, el amoníaco es un ingrediente común en productos como limpiacristales y sales aromáticas.

Juno tiene tres antenas de baja ganancia, una ubicada en su plataforma de proa (F-LGA) y dos ubicadas en su plataforma de popa (A-LGA y T-LGA). [La cubierta de proa es donde se monta la gran antena de alta ganancia (HGA) en forma de platillo, la cubierta de popa es donde se encuentra el motor principal.] La LGA de popa se usa durante el período en 2013 cuando la nave espacial está dentro de la Tierra & rsquos órbita y el ángulo formado por el sol, Juno y la Tierra es superior a 110 grados.

La brújula estelar avanzada, o ASC, se utiliza para proporcionar información precisa sobre cómo se orienta la nave espacial Juno en el espacio. Lo hace comparando un mapa de estrellas a bordo con imágenes del cielo tomadas por dos cámaras CCD. El ASC fue construido por la Universidad Técnica de Dinamarca.

Los biomarcadores, o biofirmas, son evidencia de vida en un cuerpo planetario. Idealmente, un biomarcador proporcionaría una firma química que indique que se está produciendo un proceso biológico distinto en un mundo. Por ejemplo, tal firma podría ser reconocible en el espectro de luz de un planeta y rsquos.

Una barra es una unidad para medir la presión atmosférica. Una barra (también llamada una atmósfera) de presión es aproximadamente igual a la presión del aire en la Tierra al nivel del mar. Se estima que la presión en el centro de Júpiter es de aproximadamente 50 millones de bares.

Dentro de una atmósfera, la convección es un tipo de circulación en la que el aire cálido de las profundidades de la atmósfera se eleva mientras que el aire más frío de las altitudes superiores se hunde. Júpiter todavía está caliente en el interior desde su formación hace 4.600 millones de años, y la convección es la principal forma en que el calor puede salir del interior del planeta y los rsquos. La convección también puede tener lugar dentro de líquidos (por ejemplo, una olla de sopa o caramelo caliente hirviendo en una estufa) y en plasmas (como en el sol).

Material líquido, gaseoso o de plasma en el que los electrones pueden fluir, lo que hace que el fluido sea capaz de conducir electricidad. Cuando circula un fluido eléctricamente conductor, genera un campo magnético. El núcleo externo de la Tierra y los rsquos es un océano de hierro líquido caliente en constante movimiento, su circulación genera el campo magnético de nuestro planeta y rsquos. Dentro de Júpiter, los científicos creen que su hidrógeno se comprime por gravedad en una forma líquida que puede conducir electricidad, por lo que es un fluido conductor que genera el campo magnético del planeta y rsquos.

El Common Core Booster es la primera etapa grande del cohete Atlas V que lanzó a Juno al espacio.

Un cometa es como un terrón de tierra helado hecho de gases congelados, roca y polvo, restos de la formación inicial de nuestro sistema solar. Muchos cuerpos parecidos a cometas pueden haber chocado y pegado para formar el núcleo antiguo del que creció el planeta gigante Júpiter. En tamaño, los cometas suelen ser aproximadamente del tamaño de una pequeña ciudad. Cuando la órbita de un cometa y rsquos lo acerca al Sol, se calienta y arroja polvo y gases en una cabeza brillante gigante más grande que la mayoría de los planetas. El polvo y los gases forman una cola que se aleja del Sol durante millones de kilómetros.

Las cimas visibles de las nubes en una atmósfera de planeta y rsquos. Cuando miramos a Júpiter en luz visible (por ejemplo, con nuestros ojos a través de un telescopio), solo podemos ver la parte superior de las nubes. Las nubes no son estructuras tridimensionales planas, sino imponentes. En algunos lugares, la parte superior de las nubes visibles se encuentra en altitudes más bajas, lo que nos permite ver más profundamente en la atmósfera del planeta y rsquos. Juno pasará sobre las cimas de las nubes más altas de Júpiter y rsquos a una altitud de solo 5.000 kilómetros (3.100 millas) cada 11 días.

Las bandas anchas y paralelas de nubes son el rasgo más distintivo de Júpiter y rsquos. Los vientos en bandas adyacentes generalmente fluyen en direcciones opuestas, ya sea de este a oeste o de oeste a este. Las bandas son el resultado de la rápida rotación del planeta combinada con la convección en la que el aire cálido de las profundidades de la atmósfera se eleva y el aire más frío de las altitudes superiores se hunde.

Electrones o núcleos atómicos (llamados iones) que tienen carga eléctrica.

El cohete Centaur sirvió como la etapa superior del vehículo de lanzamiento Juno & rsquos. Esta etapa superior también le dio a la nave espacial su giro inicial. El Centauro fue puesto en una órbita ligeramente diferente alrededor del Sol para que no siguiera a Juno. Centaur tiene una larga historia de lanzamiento de naves espaciales estadounidenses y se remonta a la década de 1950.

Cassini es la primera nave espacial en orbitar el planeta Saturno. Lanzada en 1997 y llegando a su destino en 2004, Cassini ha realizado desde entonces una gira en profundidad de varios años por Saturno, sus anillos y lunas. Cassini sobrevoló a Júpiter en el camino a Saturno, captando una asistencia de gravedad como lo haría Juno en la Tierra. Además, Cassini se transferirá a una órbita casi polar al final de su misión. Esto le permitirá acercarse mucho a Saturno y realizar observaciones similares de ese planeta al mismo tiempo que Juno orbita Júpiter. Está previsto que Cassini se sumerja en Saturno en 2017, aproximadamente un mes antes de que Juno desorbite a Júpiter.

Ubicado en la costa central oriental de Florida, Cabo Cañaveral es el sitio histórico de la mayoría de los lanzamientos en el programa espacial de EE. UU. Juno fue lanzado desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral en agosto de 2011. El Centro Espacial Kennedy de la NASA y rsquos se encuentra directamente adyacente a la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral.

Un ejemplo común de un desplazamiento Doppler es el cambio en el tono de un tren y el silbido de los rsquos cuando se acerca y luego retrocede. Cuando el tren se mueve hacia usted, el tono se vuelve más alto (la longitud de onda de las ondas de sonido que produce se acorta) una vez que el tren pasa, el tono se vuelve más bajo (la longitud de onda de las ondas de sonido que produce se hace más larga). El efecto Doppler se aplica a las ondas de luz y de radio, así como a las ondas de sonido. Cuando un objeto (Juno, por ejemplo, que emite su señal de radio) se mueve hacia la Tierra, su señal se desplaza a longitudes de onda más cortas. Cuando se aleja de la Tierra, la señal cambia a longitudes de onda más largas. Este efecto se puede medir con mucha precisión para detectar pequeños cambios en los movimientos de los objetos (incluidas las naves espaciales).

Algunas naves espaciales que aterrizan en planetas u otros cuerpos llevan una cámara llamada cámara de descenso (o generador de imágenes de descenso) para tomar fotografías del terreno a medida que se acercan a los sitios de aterrizaje. El rover de NASA & rsquos Mars Science Laboratory, programado para aterrizar en Marte a finales de 2012, llevará el Mars Descent Imager o (MARDI). La cámara de luz visible de Juno & rsquos, JunoCam, fue adaptada del diseño de MARDI.

La Red de Espacio Profundo de la NASA, o DSN, es una red global de antenas de radio gigantes que soportan misiones espaciales. El DSN consta de tres instalaciones espaciadas aproximadamente a 120 grados alrededor del mundo, en los EE. UU. (California), España y Australia. Esta ubicación estratégica permite la observación constante de las naves espaciales mientras la Tierra gira y ayuda a hacer del DSN el sistema de telecomunicaciones científicas más grande y sensible del mundo. El DSN es administrado y operado por NASA & rsquos Jet Propulsion Laboratory (JPL).

El uso de una nave espacial y un sistema de propulsión rsquos para cambiar su trayectoria orbital, o trayectoria, cuando está lejos de la Tierra. Juno realiza dos grandes maniobras en el espacio profundo, o DSM, utilizando su motor principal aproximadamente un año después del lanzamiento. Los DSM ocurren un poco más allá de la órbita de Marte, cuando Juno se encuentra en el punto más lejano de su órbita alrededor del Sol. Esto es cuando la nave espacial se mueve más lento, lo que lo hace menos costoso en términos de propulsor de cohete requerido para cambiar la órbita de Juno & rsquos. Los DSM dirigirán a Juno de regreso a la Tierra para su sobrevuelo asistido por gravedad en octubre de 2013.

Hacia el ecuador de un planeta. La dirección opuesta sería hacia el polo o hacia el polo o polos. El ecuador es una línea imaginaria que rodea un planeta & rsquos & lsquomiddle & rsquo (es perpendicular al eje de rotación del planeta & rsquos).

El enriquecimiento se refiere a la composición química de un planeta u otro cuerpo de nuestro sistema solar que tiene una mayor abundancia de ciertos elementos que la del sol. Lo más relevante para Juno es que la mayoría de los elementos (además del hidrógeno y el helio) medidos por la sonda atmosférica Galileo se enriquecieron de dos a cuatro veces, en comparación con el sol. Cómo estos materiales llegaron a enriquecerse en Júpiter es un gran misterio que Juno nos ayudará a comprender.

Para proteger sus componentes electrónicos más sensibles y vitales de la abrasadora radiación que rodea a Júpiter, la nave espacial Juno lleva una bóveda electrónica protegida contra la radiación. La bóveda está hecha de titanio de media pulgada de grosor y tiene un volumen del tamaño de un maletero de automóvil.

Juno volará más allá de la Tierra, realizando una maniobra de asistencia por gravedad, una vez en su camino a Júpiter, aproximadamente dos años después del lanzamiento. Otras naves espaciales también han utilizado previamente sobrevuelos terrestres para llegar a sus destinos. El sobrevuelo de la Tierra proporcionará a Juno aproximadamente la mitad del cambio de velocidad requerido para llegar a Júpiter, la otra mitad la proporcionó su vehículo de lanzamiento.

Tercer planeta desde el sol. Un mundo de roca y metal con océanos de agua líquida en su superficie. Nuestro planeta de origen. El único planeta conocido por albergar vida.

Juno tiene tres antenas de baja ganancia, una ubicada en su plataforma de proa (F-LGA) y dos ubicadas en su plataforma de popa (A-LGA y T-LGA). [La cubierta de proa es donde se monta la antena grande de alta ganancia (HGA) en forma de platillo, la cubierta de popa es donde se encuentra el motor principal.] La LGA de proa apunta en la misma dirección que las antenas de ganancia media y alta. , pero puede enviar y recibir señales de radio en un haz mucho más amplio.

Los dos magnetómetros de puerta de flujo (FGM) son parte del experimento del magnetómetro de Juno & rsquos (MAG) y medirán la fuerza y ​​la dirección del campo magnético de Júpiter & rsquos.

Los objetos hechos principalmente de gas hidrógeno y helio, que tienen mucha más masa que Júpiter, pero mucha menos masa que el sol, a veces se denominan & lsquofailed stars & rsquo. Por debajo de una cierta cantidad de masa, quizás 60 veces la cantidad de material en Júpiter, los objetos no alcanzan presiones y temperaturas lo suficientemente altas dentro de sus núcleos que pueden sostener las reacciones de fusión nuclear que hacen brillar las estrellas. Por lo tanto, su & lsquofailure & rsquo en este contexto se refiere a tener una masa insuficiente para permitir la fusión. A veces también se les conoce como objetos subestelares o enanas marrones.

Los giroscopios son dispositivos en una nave espacial que detectan el más mínimo cambio en la velocidad de rotación en una o varias direcciones. Son dispositivos de referencia que mantienen estable la nave espacial. Los giroscopios de referencia miden las fuerzas que actúan sobre ellos. En el espacio profundo, la fuerza será proporcional a la velocidad de la nave y rsquos (rapidez). En una nave espacial, los giroscopios le dicen a la computadora a bordo cuando la nave ha cambiado su orientación en el espacio. Luego, la computadora envía la información al dispositivo de estabilización de la nave espacial y rsquos, que puede hacer correcciones.

Una característica gigante de forma ovalada en la atmósfera de Júpiter y rsquos que es más del doble de ancho que la Tierra. Ha estado presente durante al menos 250 años y podría ser mucho más antiguo. Los científicos no comprenden muy bien qué causa la mancha y el color rojizo rsquos también se desconoce cuán profundamente está enraizado en el interior.

Todos los objetos con masa tienen gravedad, que es una fuerza de atracción entre el objeto y todos los demás del universo. Cuanta más masa o material tiene un objeto, más poderosa es su gravedad. El campo de gravedad de un objeto (Júpiter, por ejemplo) es la región tridimensional del espacio a su alrededor en la que la fuerza de su gravedad tiene una influencia medible. A menos que un objeto sea perfectamente esférico, su campo de gravedad tendrá variaciones en la fuerza en diferentes lugares que están relacionados con la forma en que está dispuesto el material dentro de él.

Para ahorrar combustible de cohetes y / o el tamaño del vehículo de lanzamiento, las naves espaciales que viajan a otros mundos a veces hacen uso de maniobras en el espacio llamadas asistencias por gravedad. Estas maniobras utilizan la gravedad de un cuerpo masivo (un planeta o luna) para cambiar la órbita de la nave espacial y rsquos. La nave espacial que se aproxima en realidad roba una pequeña cantidad de impulso del cuerpo que pasa volando, agregando ese impulso al suyo. Juno & rsquos Octubre de 2013 El sobrevuelo terrestre es un ejemplo de una maniobra de asistencia por gravedad. La nave espacial Cassini utiliza sobrevuelos asistidos por gravedad de Saturno y la luna rsquos Titán para ajustar su trayectoria orbital y llegar a varios destinos en el sistema de Saturno.

Uno de los dos tipos de órbitas que utilizará Juno durante su misión científica. Durante un pase de Gravity Science, la antena de alta ganancia de Juno & rsquos apuntará a la Tierra para que pueda recibir y retransmitir una señal de radio precisa. Las variaciones en el campo gravitatorio de Júpiter y rsquos afectarán el movimiento de la nave espacial y rsquos, acelerando en algunos lugares y ralentizándolo en otros. Estos cambios en el movimiento debido a la forma del campo de gravedad se imprimirán en la señal de radio como un cambio Doppler que se puede medir y hacer un mapa 3D de la gravedad del planeta y rsquos.

El experimento de Juno Gravity Science permitirá a Juno medir el campo gravitacional de Júpiter y rsquos y revelar la estructura interna profunda del planeta y rsquos. En lugar de un instrumento dedicado montado en la nave espacial, el experimento de la ciencia de la gravedad utiliza señales de radio enviadas entre la nave espacial y las antenas de la Red de Espacio Profundo.

Los anillos de gasa de Júpiter y rsquos son anillos difusos de partículas finas de polvo fuera del anillo principal del planeta y rsquos. Las observaciones de la nave espacial Galileo de la NASA y rsquos indicaron que los anillos coinciden con las órbitas de dos pequeñas lunas, Amaltea y Tebe. Los anillos de Júpiter y rsquos se forman a partir de partículas de polvo lanzadas por impactos de micro-meteoritos en las pequeñas lunas interiores de Júpiter y rsquos y capturadas en órbita. Si los impactos en las lunas fueran más grandes, entonces el polvo más grande arrojado sería arrastrado hacia la superficie lunar y rsquos por gravedad. Los anillos deben reponerse constantemente con nuevo polvo de las lunas para existir.

La misión Galileo de la NASA y rsquos envió la primera nave espacial a orbitar Júpiter. Galileo fue lanzado desde el transbordador espacial Atlantis en 1989 y llegó a Júpiter en 1995. La misión fue diseñada para ser un extenso estudio de cerca del sistema joviano y el planeta, sus anillos y especialmente sus lunas. En 2003, después de casi ocho años en órbita en los que la nave espacial proporcionó un tesoro de descubrimientos asombrosos, Galileo fue desorbitado intencionalmente (es decir, un choque controlado) en la atmósfera de Júpiter.

La sonda Galileo fue una sonda de entrada atmosférica transportada por la nave espacial Galileo de la NASA y rsquos. La sonda se separó de Galileo poco antes de llegar a Júpiter y se lanzó en paracaídas hacia las nubes del planeta y rsquos. La sonda sobrevivió durante aproximadamente una hora, alcanzando una profundidad de aproximadamente 120 millas (200 km) por debajo de las cimas de las nubes, donde la presión era aproximadamente 24 veces mayor que la del nivel del mar en la Tierra.

Galileo Galilei es quizás el astrónomo más conocido de la historia. Por lo general, se le acredita como el primer científico en usar el telescopio (en 1610, en ese momento una tecnología militar de vanguardia) para ver los cielos. Sus descubrimientos más famosos incluyen las cuatro grandes lunas de Júpiter, las montañas y los cráteres de la Luna, las manchas solares, las fases de Venus y los anillos de Saturno. Galileo vivió en Italia desde 1564 hasta 1642 y también se destaca por su trabajo en matemáticas y física. Una minifigura Lego & reg de Galileo está montada a bordo de la nave espacial Juno, junto con una placa que celebra al gran astrónomo.

Una enorme colección de estrellas, por lo general de miles de millones a cientos de miles de millones. Nuestro sol y su familia de planetas (nuestro sistema solar) es solo una de quizás 400 mil millones de estrellas en la Vía Láctea. Las galaxias tienen una variedad de formas y tamaños. El nuestro tiene la forma de un disco en espiral con una protuberancia brillante en el centro y es tan vasto que la luz (lo más rápido que conocemos) tarda 100.000 años en cruzar de un lado a otro.

El hidrógeno es un gas ligero, el primer elemento de la tabla periódica y el elemento más abundante del universo. Júpiter y Saturno, los planetas gigantes gaseosos, están compuestos principalmente de hidrógeno y helio, al igual que las estrellas. Como gas liviano, se necesita un cuerpo masivo con una fuerte gravedad para retener el hidrógeno en su atmósfera y evitar que escape al espacio.

La hidracina es una sustancia química que se utiliza como combustible en muchas naves espaciales, incluida Juno, para maniobrar en el espacio. La hidracina a veces se usa sola (como monopropulsor) en propulsores de maniobra y, a veces, con oxígeno líquido (combinado para formar un bi-propulsor) en motores de cohetes. La hidracina es una sustancia química peligrosa y los técnicos la tratan con mucho cuidado cuando alimentan una nave espacial en preparación para el lanzamiento.

El Telescopio Espacial Hubble (lanzado en 1990) y diseñado para ser reparado por astronautas, es una de las misiones científicas más exitosas y duraderas de la NASA y rsquos. Ubicado sobre la atmósfera terrestre y rsquos, que distorsiona y bloquea la luz que llega a nuestro planeta, brinda una vista del universo que generalmente supera con creces la de los telescopios terrestres. Famoso por sus deslumbrantes imágenes de galaxias y nebulosas, el telescopio espacial Hubble también ha sido una herramienta importante para los cazadores de planetas.

Los puntos calientes se refieren a lugares en la atmósfera de Júpiter y rsquos que aparecen brillantes cuando se ven con luz infrarroja que representa calor (infrarrojo térmico en una longitud de onda de 5 micrones). Estas características son lugares en los que las capas superiores de nubes se han despejado o descendido, lo que permite que el calor de las profundidades del planeta escape directamente al espacio. En las imágenes de luz visible, los puntos calientes se ven oscuros y grisáceos o ligeramente azulados, lo que permite vislumbrar un poco más profundamente las oscuras profundidades de Júpiter y rsquos. Gracias a la sonda Galileo, que se cree que se lanzó en paracaídas a un punto de acceso, creemos que estas áreas son más secas, como desiertos en la atmósfera con poco vapor de agua.

La antena de alta ganancia (HGA) es una antena de radio con forma de platillo de 2,5 metros (8 pies) de ancho que sirve como enlace de comunicaciones principal de Juno & rsquos con la Tierra. Será la antena principal utilizada durante el tiempo de Juno & rsquos en Júpiter, tanto para enviar datos científicos a la Tierra como para transmitir información sobre la salud de la nave espacial. El HGA tiene la señal más fuerte de la nave espacial y rsquos cinco antenas, lo que permite a Juno transmitir datos a una velocidad mucho más alta que las demás. El HGA está cubierto con mantas aislantes para protegerse del calor producido por el sol y la luz rsquos mientras Juno está en el sistema solar interior. Además de su función de comunicación, el HGA también funciona como parte del sistema Juno & rsquos Gravity Science. La antena requiere una orientación extremadamente precisa porque envía y recibe señales de radio en forma de un haz estrecho.

El helio es un gas liviano, el segundo elemento de la tabla periódica y el segundo elemento más abundante del universo. Júpiter y Saturno son planetas gigantes gaseosos, compuestos principalmente de hidrógeno y helio, muy parecidos a las estrellas. Dado que el helio es un gas liviano, se necesita un cuerpo masivo con una fuerte gravedad para retener el helio en su atmósfera y evitar que se escape al espacio.

El halo es parte del tenue y polvoriento sistema de anillos de Júpiter & rsquos. Visto por primera vez por la nave espacial Galileo, es un toro amplio y débil (o región en forma de rosquilla) de material de aproximadamente 6.000 millas de espesor y que se extiende a la mitad del camino desde el anillo principal hasta las cimas de las nubes del planeta y rsquos. Las partículas de halo son muy pequeñas, quizás 100 veces más pequeñas que el ancho de un cabello humano. Se cree que las partículas de este tamaño sólo sobreviven durante años, por lo que de alguna manera deben reponerse en el antiguo sistema de anillos de Júpiter y rsquos. Una posible explicación para este halo inusual es que los campos electromagnéticos alrededor de Júpiter empujan suavemente pequeñas partículas cargadas fuera del plano del anillo.

Los iones son átomos que han perdido o ganado electrones, lo que les da una carga eléctrica positiva o negativa. Las partículas atómicas cargadas eléctricamente (tanto iones como electrones) sienten la fuerza de los campos magnéticos y se mueven en respuesta. La magnetosfera de Júpiter está llena de iones y electrones.

Otro nombre para la luz infrarroja.

La luz "infrarroja" presenta una longitud de onda más larga que la que pueden detectar los ojos humanos (entre la luz roja y la radiación de microondas en el espectro electromagnético). Algunas de las emisiones aurorales de Júpiter y rsquos se encuentran en el infrarrojo, y el instrumento JIRAM observará estas auroras. La luz infrarroja también se emite desde las profundidades más cálidas del planeta. JIRAM observará el calor desde adentro con nubes más frías recortadas contra el cálido interior y detectará las huellas químicas de los gases en la atmósfera.

La inserción de la órbita de Júpiter se refiere al período de tiempo durante el cual la nave espacial Juno llegará al planeta Júpiter y será capturada por su gravedad. La maniobra JOI se logra acercándose a Júpiter sobre el polo norte y luego encendiendo el motor principal de la nave espacial y rsquos durante unos 30 minutos. Este es un evento crítico en la misión que ralentiza a Juno lo suficiente como para vincularse a Júpiter, como un satélite artificial.

El quinto planeta que sale del sol, Júpiter es el objetivo de exploración de la misión Juno. Júpiter tiene más del doble de la masa de todos los demás planetas del sistema solar combinados. Júpiter, un planeta gigante gaseoso, está compuesto como una estrella. Sin embargo, no creció lo suficiente como para encender la fusión nuclear del núcleo que hace brillar a las estrellas. Con un enorme campo magnético, el planeta tiene una especie de sistema solar en miniatura con decenas de lunas. Sus franjas de nubes arremolinadas están marcadas por tormentas masivas como la Gran Mancha Roja, que se ha desatado durante cientos de años.

JunoCam es una cámara a color de luz visible diseñada para capturar imágenes notables de las nubes de Júpiter y rsquos. El objetivo principal de la cámara y rsquos es la educación y la divulgación pública, aún así, los científicos estarán muy interesados ​​en sus imágenes.

El Instrumento detector de partículas energéticas de Júpiter (JEDI) medirá las partículas energéticas que fluyen a través del espacio y estudiará cómo interactúan con el campo magnético de Júpiter y rsquos.

El mapeador de auroras infrarrojas jovianas (JIRAM) estudiará la atmósfera de Júpiter y rsquos en y alrededor de las auroras, aprendiendo más sobre las interacciones de las auroras, el campo magnético y la magnetosfera. JIRAM podrá sondear la atmósfera hasta 50 a 70 kilómetros (30 a 45 millas) por debajo de las cimas de las nubes, donde la presión es de cinco a siete veces mayor que al nivel del mar de la Tierra y los rsquos.

El Experimento de Distribuciones de Auroras Jovianas (JADE) trabajará con algunos de los otros instrumentos de Juno & rsquos para identificar las partículas y procesos que producen las impresionantes auroras de Júpiter & rsquos. JADE también ayudará a crear un mapa tridimensional del planeta y la magnetosfera rsquos.

Las corrientes en chorro son como ríos de aire que fluyen. Como movimientos en una atmósfera, las corrientes en chorro transportan nubes de gran altitud rápidamente hacia el este o hacia el oeste. Júpiter tiene bandas muy prominentes en su atmósfera que son impulsadas por chorros que fluyen hacia el este y el oeste. En la Tierra, las corrientes en chorro pueden alcanzar velocidades cercanas a las 200 millas por hora en Júpiter, se han calculado que viajan a unas 400 millas por hora.

El cinturón de Kuiper es una región en forma de disco de objetos helados más allá de la órbita de Neptuno y a miles de millones de kilómetros de nuestro sol.Plutón y Eris son los más conocidos de estos mundos helados. Puede haber cientos más de estas enanas de hielo por ahí. Se cree que el cinturón de Kuiper y la nube de Oort aún más distante son el hogar de la mayoría de los cometas que orbitan nuestro sol.

El principal centro de operaciones de lanzamiento de la NASA y rsquos, ubicado en la costa central oriental de Florida y rsquos, el Centro Espacial Kennedy (KSC) ha sido el punto de origen para la mayoría de las misiones de exploración planetaria de la NASA y rsquos y todos sus lanzamientos tripulados. La nave espacial Juno fue lanzada desde KSC el 5 de agosto de 2011.

La escala de temperatura Kelvin mide la temperatura de un objeto por encima del cero absoluto, la temperatura teórica más fría posible. En la escala Kelvin, el punto de congelación del agua es 273 Kelvin (0 grados Celsius, 32 grados Fahrenheit). Se utiliza a menudo en astronomía y otras ciencias.

La banda Ka es una nueva radiofrecuencia desarrollada para mejorar el rendimiento en las comunicaciones de las naves espaciales mediante un uso significativamente menor de energía. El estándar de larga data en la comunicación en el espacio profundo es una sección del espectro de radiofrecuencia conocida como banda X. Operando cuatro veces más alto que la banda X (32 gigahercios en comparación con 8 gigahercios), la frecuencia de la banda Ka permite la transmisión de velocidades de datos mucho más altas usando menos energía. Juno hace uso de las bandas X y Ka para su investigación de la ciencia de la gravedad.

Juno tiene tres antenas de baja ganancia, una ubicada en su cubierta de proa (F-LGA) y dos ubicadas en su cubierta de popa (A-LGA y T-LGA). Sus antenas de alta y media ganancia envían y reciben señales de radio en haces mucho más estrechos o más enfocados. Los LGA se diseñaron con un ancho de haz lo suficientemente amplio para que incluso cuando Juno apunta al sol y no a la tierra, el LGA todavía puede recibir señales de radio de la tierra. La LGA también ayuda a los controladores de la misión a comandar la nave espacial Juno.

La empresa que construyó la nave espacial Juno bajo contrato con la NASA. Juno se construyó en Lockheed Martin Space Systems cerca de Denver, Colorado.

El oxígeno (al igual que otros gases) puede volverse líquido cuando se enfría lo suficiente o se coloca a suficiente presión. El oxígeno líquido es utilizado por las naves espaciales y los cohetes en los propulsores; reacciona con el combustible (haciendo que el combustible se queme), lo que crea un empuje.

Una forma de hidrógeno líquido que se cree que existe en la mitad interior de Júpiter, donde las presiones son tan grandes que los electrones son exprimidos de los átomos de hidrógeno, lo que permite que el fluido conduzca la electricidad. Dado que ser buenos conductores de electricidad es una propiedad que se suele atribuir a los metales, este extraño material se denomina hidrógeno metálico líquido.

El hidrógeno gaseoso puede volverse líquido cuando se enfría lo suficiente o se coloca bajo suficiente presión. La presión dentro de la atmósfera de hidrógeno gaseoso de Júpiter y rsquos crea suficiente presión para obligar al hidrógeno a licuarse.

El hidrógeno y el helio son gases ligeros, lo que significa que no tienen mucha masa. Se necesita un planeta con una poderosa gravedad para retener gases tan ligeros.

Otro nombre para el cohete que se usa para lanzar una nave espacial. Hay muchos tipos y configuraciones diferentes de vehículos de lanzamiento. El vehículo de lanzamiento de Juno & rsquos fue el Atlas V 551.

Juno utilizará su instrumento Radiómetro de Microondas (MWR) para sondear profundamente en la atmósfera de Júpiter y rsquos, aprendiendo sobre su estructura y composición química. Para ver qué & rsquos debajo de las cimas de las nubes del planeta & rsquos, el MWR medirá la radiación de microondas emitida desde el interior del planeta. Esta radiación también lleva impresa información sobre la cantidad de agua en la atmósfera y una pieza clave de la información que falta sobre Júpiter.

Las microondas son un tipo de radiación electromagnética que tiene una longitud de onda más larga que la luz visible y la luz infrarroja. Las microondas se pueden utilizar para estudiar el Universo, comunicarse con satélites en el espacio y cocinar alimentos. En la Tierra, las microondas son buenas para transmitir información porque la energía de microondas puede penetrar la bruma, la lluvia ligera y la nieve, las nubes y el humo. Por la misma razón, las microondas provenientes del interior de Júpiter brindan una excelente manera de ver qué ocurre en las profundidades de las nubes del planeta y de los rsquos.

Un micrón, o micrómetro, es una millonésima de metro o una milésima de milímetro. Como referencia, el diámetro de un cabello humano es de unos 100 micrómetros. Las longitudes de onda de la radiación infrarroja se expresan típicamente en micrómetros. Una milésima de micrómetro se llama nanómetro.

Un meteoroide suele ser un fragmento de desechos espaciales que consta de roca, hielo y / o metal. Puede ser muy grande con una masa de varios cientos de toneladas o puede ser muy pequeña. Un micrometeoroide es un meteoroide muy pequeño y una partícula más pequeña que un grano de arena. Los micrometeoros son un peligro para las naves espaciales porque sus impactos pueden causar daños. Las naves espaciales obtienen cierta protección contra estos impactos gracias a las mantas de varias capas que cubren la mayor parte de sus superficies externas.

El metano, de fórmula química CH4, es un compuesto que contiene los elementos carbono e hidrógeno. Junto con el agua y el amoníaco, el metano es uno de los principales compuestos que forman los hielos que se encuentran en el sistema solar exterior.

La antena de ganancia media (MGA) es una de las dos pequeñas antenas ubicadas junto a la antena de alta ganancia de Juno & rsquos. Tiene un campo de visión más amplio que el HGA, lo que significa que no tiene que apuntar con tanta precisión a la Tierra para transmitir y recibir señales, pero su señal no es tan potente. El MGA se utilizará durante la fase de crucero de la misión en momentos en que sería difícil mantener la antena de alta ganancia fijada en la Tierra mientras apunta los rayos solares más o menos hacia el sol. Si la nave espacial entra en modo seguro debido a un problema, cambiará al MGA en la mayoría de los casos.

Cuarto planeta desde el sol. Un planeta rocoso similar a la Tierra, pero aproximadamente la mitad de su tamaño. Se cree que debido a que es más pequeño que la Tierra, Marte se enfrió mucho más rápidamente, lo que permitió que su núcleo interno se solidificara. La falta de un núcleo de metal líquido en movimiento cerró el campo magnético del Planeta Rojo y rsquos y permitió que gran parte de su atmósfera fuera despojada por el viento solar.

El anillo principal tiene aproximadamente 4000 millas de ancho y tiene un límite exterior abrupto a aproximadamente 80,000 millas del centro del planeta. El anillo principal abarca las órbitas de dos pequeñas lunas, Adrastea y Metis, que pueden actuar como fuente del polvo que forma la mayor parte del anillo. En su borde interior, el anillo principal se fusiona gradualmente con la región del anillo verticalmente gruesa, pero más difusa, llamada halo.

Una magnetosfera es el área del espacio alrededor de un planeta que está controlada por el campo magnético del planeta y rsquos. La magnetosfera de Júpiter y rsquos es la estructura más grande del sistema solar y es un objetivo principal de investigación para la misión Juno.

Usando su magnetómetro (MAG), Juno creará un mapa tridimensional extremadamente preciso y detallado del campo magnético de Júpiter y rsquos. Este estudio sin precedentes nos permitirá comprender la estructura interna de Júpiter y rsquos y cómo el campo magnético es generado por la acción de la dínamo en el interior y el batido de material cargado eléctricamente muy por debajo de la superficie. MAG también monitoreará el campo magnético para detectar variaciones a largo plazo, lo que ayudará a determinar la profundidad de la región donde se genera el campo.

Un campo magnético es la región de influencia invisible alrededor de un imán en la que otros imanes, cosas hechas de metal o cosas con carga eléctrica sienten su fuerza magnética. Algunos objetos en el espacio, como los planetas Tierra y Júpiter, así como el sol, actúan como imanes y por lo tanto tienen sus propios campos magnéticos. Al estudiar sus campos magnéticos, los científicos pueden aprender cómo son estos objetos en su interior.

El frenado magnético es un proceso mediante el cual un objeto que gira en el espacio y que tiene un campo magnético puede ralentizar su rotación a medida que el campo magnético se arrastra a través de un disco de material que rodea al objeto. Se cree que las estrellas jóvenes se ven afectadas por el frenado magnético, ya que sus potentes campos magnéticos se arrastran a través del disco de gas excitado que las rodea. La rotación de Júpiter y rsquos podría haberse visto afectada de manera similar por este proceso, y el estudio de su magnetosfera puede enseñarnos cómo el proceso afecta a muchos objetos magnéticos similares en el universo.

El nitrógeno es un elemento químico. Es el gas más abundante en la atmósfera terrestre y rsquos, y es importante para las reacciones químicas que impulsan la vida tal como la conocemos. El nitrógeno está presente en varias formas de hielos en el sistema solar exterior, especialmente aquellos que involucran amoníaco. La atmósfera de Titán, la luna de Saturno y rsquos, es principalmente nitrógeno, y la luna de Neptuno y rsquos, Tritón, tiene géiseres de nitrógeno líquido en su superficie.

La nave espacial NASA & rsquos New Horizons está diseñada para realizar el primer estudio de cerca de Plutón y sus lunas y otros mundos helados en el distante Cinturón de Kuiper. La nave espacial tiene siete instrumentos científicos para estudiar las atmósferas, superficies, interiores y entornos intrigantes de Plutón y sus vecinos lejanos. New Horizons pasó volando por Júpiter en 2007, recibiendo una ayuda gravitacional del planeta gigante.

Neptuno, el octavo planeta más alejado del sol, es un planeta gigante compuesto principalmente de gas y las rsquoices y rsquo del sistema solar exterior: agua, amoníaco y metano. Oscuro, frío y azotado por vientos supersónicos, Neptuno está más de 30 veces más lejos del sol que la Tierra. El planeta tarda casi 165 años en orbitar nuestro sol.

Una nebulosa es una gran nube de gas y polvo en el espacio, a menudo de años luz de ancho, y generalmente iluminada por la radiación de estrellas dentro o cerca. Las nebulosas son lugares donde nacen las estrellas, ya que el colapso gravitacional de algunos de sus materiales forma nuevos sistemas de estrellas y planetas. Algunas nebulosas son remanentes de estrellas que han llegado al final de sus vidas y estrellas ndash que se han desprendido de sus capas externas o han explotado como supernovas.

La Nube de Oort es una vasta capa esférica (o región en forma de burbuja) de cuerpos helados parecidos a cometas que rodean nuestro sol y se extiende desde aproximadamente 5000 veces la distancia de la Tierra y rsquos desde el sol hasta quizás la mitad de camino hasta la estrella más cercana. Se cree que la mayoría de los cometas en la nube de Oort fueron enviados allí por encuentros gravitacionales cercanos con el gigante Júpiter, que impulsó a los cometas a órbitas tremendamente largas y aleatorias.

Propelente se refiere a los materiales utilizados para mover o propulsar cohetes o naves espaciales. Un propulsor puede ser un solo material (llamado monopropelente), como la hidracina utilizada para los propulsores de control de actitud de Juno & rsquos, también pueden estar compuestos de dos materiales (llamados bi-propulsores) como los que se encienden en el motor principal de Juno & rsquos para producir empuje. . En cualquier caso, la expulsión continua de una corriente de gases en expansión en una dirección provoca un movimiento constante de la nave espacial en la dirección opuesta. Este es el principio básico de un cohete.

Una órbita que pasa sobre los polos norte y sur de un planeta, en comparación con una órbita ecuatorial, que pasa sobre el ecuador del planeta y rsquos, o medio. Las órbitas polares son excelentes para las naves espaciales en misiones para mapear planetas, porque cubren todas las latitudes de un polo al otro en cada órbita.

Las ondas de plasma ocurren dentro del plasma de una magnetosfera y son creadas por el movimiento de partículas cargadas eléctricamente que llenan la magnetosfera. Pueden ser similares a las ondas sonoras (ondas electrostáticas) o pueden ser ondas de radio (ondas electromagnéticas). Las naves espaciales pueden detectar una amplia gama de fenómenos que ocurren en y alrededor de los planetas y pueden crear ondas de plasma desde relámpagos y auroras, hasta partículas que fluyen a lo largo de los contornos de un planeta y un campo magnético rsquos. Por esta razón, el estudio de las ondas de plasma puede revelar mucho sobre los procesos que ocurren en el espacio alrededor de un planeta que de otro modo serían indetectables.

Los plantantesimales representan uno de los pequeños cuerpos que se formaron a partir del disco original de gas y polvo a partir del cual se formó nuestro sistema solar (la nebulosa solar). La mayoría de los planetesimales se atascaron o chocaron, y eventualmente se convirtieron en objetos más masivos que se convirtieron en planetas.

La protección planetaria es una práctica de protección de los cuerpos del sistema solar (es decir, planetas, lunas, cometas y asteroides) de la contaminación por vida terrestre. También protege a la Tierra de posibles formas de vida que pueden regresar de otros cuerpos del sistema solar. La protección planetaria es esencial para: preservar nuestra capacidad de estudiar otros mundos tal como existen en sus estados naturales evitar la contaminación que oscurecería nuestra capacidad de encontrar vida en otro lugar y ndash si existe y asegurarnos de que tomamos precauciones prudentes para proteger la Tierra y la biosfera rsquos en caso de que exista .

La fosfina, un compuesto químico, se compone de los elementos fósforo e hidrógeno. La fosfina se encuentra en pequeñas cantidades en las atmósferas de Júpiter y Saturno. En la Tierra, la fosfina es inflamable y tóxica para los humanos.

El carenado de un vehículo de lanzamiento es la sección en forma de cono en el extremo delantero (el morro). El carenado de carga útil protege la nave espacial dentro (el cohete y la carga útil del rsquos) del clima y la contaminación en el suelo antes del lanzamiento y de la fricción con la atmósfera durante el vuelo. Una vez que el cohete ha alcanzado una altura por encima de la mayor parte de la atmósfera terrestre y rsquos, el carenado de la carga útil se divide por la mitad y cae, aterrizando en el océano.

La carga útil se refiere al material importante que un cohete o nave espacial transporta al espacio y las cosas que estaba destinado a llevar a su destino. Para misiones como Juno que exploran el sistema solar, su carga útil es el conjunto de instrumentos y experimentos científicos.

Rotaciones por minuto (RPM) se refiere a la cantidad de veces que un objeto girando gira en un minuto. La nave espacial Juno gira a aproximadamente 2 RPM durante gran parte de su crucero a Júpiter.

El combustible para cohetes se refiere a una variedad de compuestos químicos que liberan grandes cantidades de energía almacenada cuando se queman en un motor de cohete. La mayoría de los combustibles para cohetes se combinan en un motor con un oxidante, como el oxígeno líquido, que les permite arder de manera muy eficiente tanto dentro de la atmósfera terrestre y rsquos como en el espacio donde no hay oxígeno atmosférico. La reacción de un combustible con un oxidante crea una reacción química explosiva que produce un motor de cohete y un empuje rsquos.

El pase de radiometría se refiere a uno de los dos tipos de órbitas que utilizará la misión científica Juno. Para explorar las nubes interiores de Júpiter y rsquos, Juno enciende su radiómetro de microondas (MWR) y se orienta de modo que las antenas MWR apunten a Júpiter. Montadas en dos de los seis lados de Juno & rsquos, las antenas MWR toman medidas continuas mientras Juno gira. Estos llamados pases de radiometría ocurren durante las órbitas 3 y 5 a la 8, de un total de 33 órbitas planificadas.

La frecuencia de radio representa el número de ondas de radio que pasan por una antena por segundo. Cuantas más ondas pasen por segundo, mayor será la frecuencia. Una onda o "ciclo" por segundo se denomina un hercio. Los equipos de radiocomunicaciones utilizados por las naves espaciales están sintonizados para enviar y recibir radiofrecuencias específicas en el rango de miles de millones de ciclos por segundo (o Gigahertz). Juno lleva una antena (WAVES) sensible a un rango de radiofrecuencias producidas por fenómenos en el sistema de Júpiter.

Un cinturón de radiación es una región en forma de rosquilla de radiación de partículas cargadas que rodea un planeta. Tanto Júpiter como la Tierra tienen cinturones de radiación. Las partículas en estos cinturones transportan una gran cantidad de energía y representan un peligro para las naves espaciales (y cualquier organismo) que los atraviese.

La radiación describe una variedad de ondas o partículas que transportan energía a través del espacio. La radiación electromagnética incluye rayos X, rayos X y rayos gamma de ondas de radio de luz visible, infrarroja y ultravioleta. La radiación de partículas se refiere a partículas a escala atómica que van desde núcleos atómicos completos a electrones, protones y neutrones que se mueven a través del espacio, transportando energía con ellos. Estas partículas pueden ser el producto de la desintegración radiactiva, en la que un material emite radiación de partículas cuando se convierte en otro material. La radiación de partículas también puede resultar de la aceleración de partículas dentro de un poderoso campo magnético o eléctrico, como es el caso de la radiación de partículas cargadas dentro de la magnetosfera de Júpiter y rsquos.

Más pequeñas que los átomos, las partículas subatómicas se refieren a partículas típicamente constituyentes como protones, neutrones, electrones o quarks que forman los átomos.

Una estrella es una enorme masa esférica de principalmente gas hidrógeno que brilla intensamente debido a la fusión nuclear que se produce en su núcleo. Una estrella representa un delicado equilibrio entre el peso aplastante de su material exterior y la presión exterior producida por las reacciones nucleares en su centro. En las reacciones de fusión, los átomos de un elemento se comprimen para formar un elemento más pesado, un proceso que libera enormes cantidades de energía. Las estrellas vienen en una variedad de tamaños y colores (del blanco al rojo, del amarillo al azul) que dependen de la cantidad de masa que contienen y su edad. Las estrellas más masivas viven solo unos pocos millones de años, mientras que las estrellas más pequeñas y menos masivas (como nuestro sol) pueden vivir miles de millones de años.

Un cohete propulsor sólido es un tipo de cohete, empaquetado con una forma sólida de combustible para cohetes, que se conecta a un vehículo de lanzamiento para proporcionar un impulso adicional en la velocidad en su camino hacia la órbita. Los propulsores de cohetes sólidos se lanzan a un par de minutos en el vuelo de un cohete.

El viento solar se refiere al escape de átomos e iones que se mueven rápidamente desde la atmósfera exterior del sol y rsquos (la corona). Soplando hacia afuera en un vendaval de un millón de millas por hora, el viento solar llena el sistema solar e interactúa con todos los planetas.

Un eclipse solar se observa cuando un planeta o luna bloquea completamente la vista del sol por parte de un observador. La nave espacial Juno experimentará solo un eclipse solar durante su crucero a Júpiter, durante unos 20 minutos durante su maniobra de asistencia de gravedad de sobrevuelo terrestre en octubre de 2013.

La tolerancia a fallos únicos es un principio de diseño de la misión que busca asegurar el éxito de la misión. Esto permite que la nave espacial continúe funcionando en caso de que uno u otro sistema experimente un problema o & ldquofault & rdquo. De esta manera, ninguna falla en particular debería resultar en una falla total de la nave espacial. & Rdquo

Saturno es el sexto planeta que sale del sol y se distingue por un sistema de anillos distintivo. Los cuatro planetas gigantes gaseosos tienen anillos y ndash hechos de trozos de hielo y roca, pero ninguno es tan espectacular ni tan complicado como Saturno y rsquos. Como los otros gigantes gaseosos, Saturno es una bola masiva compuesta principalmente de hidrógeno y helio.

El modo seguro es una condición preprogramada en la que entra una nave espacial cuando se encuentra con un problema que no sabe cómo corregir por sí solo. El modo seguro lleva a cabo un conjunto específico de acciones que tienen como objetivo evitar la pérdida de la misión. El modo seguro es diferente para cada nave espacial, pero normalmente implica que la nave espacial se reoriente para que una antena en particular apunte hacia la tierra, llame a casa y espere a que los controladores de la misión diagnostiquen qué causó que ingresara en la condición segura.

El tungsteno es un elemento metálico duro con un alto punto de fusión que se utiliza a menudo en la fabricación de componentes de naves espaciales.

Un toro tiene la forma de un anillo, pero con un grosor sustancial. Un salvavidas redondo y una rosquilla tienen forma de toro.

La antena toroidal de baja ganancia (TLGA) llena el espacio entre las antenas de baja ganancia enviando su señal fuera de los lados de la nave espacial. Esta antena es útil durante las maniobras cuando las otras antenas deben apuntar lejos de la dirección de la Tierra. Juno confiará en su TLGA durante un par de momentos críticos: las Maniobras del Espacio Profundo, que ajustan la trayectoria de la nave espacial y rsquos en el camino a Júpiter, y la quemadura de Inserción de la Órbita de Júpiter que se ejecutará al llegar al planeta gigante.

Los tonos se refieren a conjuntos especiales de señales de radio que algunas misiones modernas de exploración planetaria utilizan para indicar eventos específicos que han ocurrido a bordo de una nave espacial, como el encendido de un motor o el despliegue de un paracaídas. Los tonos Juno son una colección de más de 100 señales de radio que la nave espacial puede producir para indicar su estado cuando está operando de forma autónoma y no puede enviar datos de telemetría más completos. Los tonos serán los únicos indicadores del estado de la nave espacial durante las dos maniobras críticas en el espacio profundo y la inserción de la órbita de Júpiter, además de la combustión final del motor principal que reduce el período orbital de Juno & rsquos a su cadencia deseada de 11 días.

El titanio es un elemento metálico fuerte con muchos usos, especialmente en las industrias espacial y aeroespacial. La caja que protege la electrónica más sensible de Juno & rsquos de la abrasadora radiación de Júpiter & rsquos tiene paredes de titanio de media pulgada de espesor.

Las mantas térmicas se utilizan para proteger instrumentos y naves espaciales en el entorno espacial (ayudando a dispersar la energía de los impactos de micrometeoroides) y ayudan a mantener el rango de temperatura requerido para garantizar el rendimiento operativo de una nave espacial y rsquos. Las mantas suelen estar hechas de múltiples capas muy delgadas de materiales plásticos y de tela. Se utilizan diferentes materiales según el entorno operativo de la nave espacial y rsquos. Las mantas térmicas de Juno & rsquos están dopadas con el metal conductor germanio, que ayuda a que los electrones en la magnetosfera de Júpiter & rsquos fluyan sobre la nave espacial, en lugar de acumular una carga eléctrica que podría causar una descarga o chispa peligrosa.

Un equipo de comunicaciones de una nave espacial y rsquos se conoce colectivamente como su subsistema de telecomunicaciones (o telecomunicaciones). Los componentes clave de las telecomunicaciones incluyen antenas y receptores de radio. Los componentes del subsistema de telecomunicaciones se eligen para una nave espacial en particular en respuesta a los requisitos de la misión. Se tienen en cuenta las distancias máximas previstas, las bandas de frecuencia planificadas, las velocidades de datos deseadas, la energía eléctrica a bordo disponible (especialmente para un transmisor) y las limitaciones de masa.

El tantalio es un fuerte elemento metálico multiusos. Los ingenieros originalmente consideraron el tantalio como material para construir la bóveda de protección contra la radiación de Juno & rsquos, pero finalmente eligieron el titanio en su lugar.

Urano es el séptimo planeta que sale del sol y es especialmente notable por su inclinación única, que ha dejado al planeta girando de lado. Casi un gemelo en tamaño a Neptuno, Urano tiene más metano en su atmósfera principalmente de hidrógeno y helio que Júpiter o Saturno. El metano le da a Urano su tinte azulado y ndash, no porque el metano sea azul, sino porque dispersa la luz roja de la luz solar dejando en su mayoría una luz azulada para ser reflejada por el planeta.

El universo es una vasta extensión de espacio que contiene toda la materia y la energía que existen. El universo contiene todas las galaxias, estrellas y planetas. El tamaño exacto del universo se desconoce y puede ser infinito. Los científicos creen que el universo todavía se está expandiendo hacia afuera debido a una violenta y poderosa explosión que ocurrió hace unos 13.700 millones de años.

Una emisión ultravioleta se refiere a la luz con una longitud de onda más corta que la que pueden detectar los ojos humanos (entre la luz violeta y los rayos X en el espectro electromagnético). Algunos gases en la atmósfera superior de Júpiter y rsquos emiten, o emiten, luz ultravioleta cuando absorben energía del granizo de partículas cargadas que caen sobre las regiones polares del planeta y rsquos desde la magnetosfera. Juno lleva un detector (UVS) diseñado para estudiar esta emisión de las auroras de Júpiter y rsquos.

El espectrógrafo de imágenes ultravioleta (UVS) tomará fotografías de las auroras de Júpiter y rsquos en luz ultravioleta. Trabajando con los instrumentos JADE y JEDI de Juno & rsquos, que miden las partículas que crean las auroras, UVS nos ayudará a comprender la relación entre las auroras, las partículas fluidas y la magnetosfera en su conjunto.

Venus, el segundo planeta que sale del sol, tiene aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra. Una atmósfera muy densa de dióxido de carbono, con espesas nubes de ácido sulfúrico, envuelve este mundo rocoso. Esta gruesa capa de atmósfera mantiene el calor, creando una temperatura superficial de casi 900 grados.


La Voyager 1 de la NASA se lanzó después de la Voyager 2, pero debido a una ruta más rápida, salió del cinturón de asteroides antes que su gemela, habiendo superado a la Voyager 2 el 15 de diciembre de 1977.

Comenzó su misión de imágenes jovianas en abril de 1978, cuando se encontraba a unos 165 millones de millas (265 millones de kilómetros) del planeta. Las imágenes enviadas en enero de 1979 indicaron que la atmósfera de Júpiter y rsquos era más turbulenta que durante los sobrevuelos de los Pioneer en 1973-1974.

A partir del 30 de enero de 1979, la Voyager 1 tomó una fotografía cada 96 segundos durante un lapso de 100 horas para generar una película de lapso de tiempo en color para representar 10 rotaciones de Júpiter.

El 10 de febrero de 1979, la nave cruzó el sistema lunar joviano y, a principios de marzo, descubrió un anillo delgado que rodeaba a Júpiter (de menos de 30 kilómetros de espesor).

El encuentro más cercano de la Voyager 1 & rsquos con Júpiter fue a las 12:05 UT del 5 de marzo de 1979, en un rango de aproximadamente 174,000 millas (280,000 kilómetros), luego de lo cual encontró varias lunas de Júpiter & rsquos, incluida Amaltea (a 261,100 millas o 420,200 kilómetros rango), Io (13,050 millas o 21,000 kilómetros), Europa (45,830 millas o 733,760 kilómetros), Ganímedes (71,280 millas o 114,710 kilómetros) y Calisto (78,540 millas o 126,400 kilómetros), en ese orden, devolviendo fotos espectaculares de sus terrenos. y abriendo mundos completamente nuevos para los científicos planetarios.

Entre los hallazgos más interesantes se encontraba en Io, donde las imágenes mostraban un extraño mundo amarillo, naranja y marrón con al menos ocho volcanes activos arrojando material al espacio, convirtiéndolo en uno de los cuerpos planetarios más (si no el más) geológicamente activos en el mundo. sistema solar. La presencia de volcanes activos sugirió que el azufre y el oxígeno en el espacio joviano pueden ser el resultado de las columnas volcánicas de Io que son ricas en dióxido de azufre.

La nave espacial también descubrió dos nuevas lunas, Thebe y Metis.

Después del encuentro con Júpiter, la Voyager 1 completó una corrección de rumbo inicial el 9 de abril de 1979, en preparación para su encuentro con Saturno. Una segunda corrección el 10 de octubre de 1979 aseguró que la nave espacial no chocaría con Saturno y la luna de rsquos, Titán.

Su sobrevuelo del sistema de Saturno en noviembre de 1979 fue tan espectacular como su encuentro anterior.

La Voyager 1 encontró cinco lunas nuevas, un sistema de anillos que consta de miles de bandas, nubes transitorias en forma de cuña de partículas diminutas en el anillo B que los científicos llamaron & ldquospokes & rdquo un nuevo anillo (el anillo G) y & ldquoshepherding & rdquo satélites en cualquiera de los dos lado del anillo F: satélites que mantienen los anillos bien definidos.

Durante su sobrevuelo, la nave espacial fotografió Saturno y las lunas rsquos Titán, Mimas, Encelado, Tetis, Dione y Rea. Según los datos recibidos, todas las lunas parecían estar compuestas principalmente de hielo de agua.

Quizás el objetivo más interesante fue Titán, que la Voyager 1 pasó a las 05:41 UT del 12 de noviembre de 1979, a una distancia de aproximadamente 2500 millas (4000 kilómetros).

Las imágenes mostraban una atmósfera densa que ocultaba completamente la superficie. La nave espacial descubrió que la atmósfera lunar y rsquos estaba compuesta por un 90% de nitrógeno. La presión y la temperatura en la superficie fueron de 1,6 atmósferas y menos 292 grados Fahrenheit (menos 180 grados Celsius), respectivamente.

Los datos atmosféricos sugirieron que Titán podría ser el primer cuerpo del sistema solar, además de la Tierra, donde podría existir líquido en la superficie. Además, la presencia de nitrógeno, metano e hidrocarburos más complejos indicó que las reacciones químicas prebióticas podrían ser posibles en Titán.

El acercamiento más cercano de la Voyager 1 & rsquos a Saturno fue a las 23:46 UT del 12 de noviembre de 1980, en un rango de aproximadamente 78,290 millas (126,000 kilómetros).

Tras el encuentro con Saturno, la Voyager 1 emprendió una trayectoria para escapar del sistema solar a una velocidad de aproximadamente 3,5 AU (325 millones de millas o 523 millones de kilómetros) por año, 35 grados fuera del plano eclíptico hacia el norte y en general. dirección del movimiento del Sol y rsquos en relación con las estrellas cercanas.

Debido a los requisitos específicos para el sobrevuelo de Titán, la nave espacial no se dirigió a Urano y Neptuno.

El 14 de febrero de 1990, las cámaras Voyager 1 & rsquos apuntaron hacia atrás y capturaron alrededor de 60 imágenes del Sol y los planetas, el primer "retrato" de nuestro sistema solar visto desde el exterior. Las imágenes fueron tomadas cuando la nave espacial estaba a unas 40 UA del Sol (3.7 mil millones de millas o 6 mil millones de kilómetros).

Un mosaico de esas imágenes se convirtió en la imagen del & ldquoPale Blue Dot & rdquo que se hizo famosa por el profesor de la Universidad de Cornell y miembro del equipo científico Voyager Carl Sagan (1934-1996).

La imagen también ha sido denominada & quotSolar System Family Portrait & quot & mdashe, aunque Mercurio y Marte no pueden verse. Mercurio estaba demasiado cerca del Sol para ser visto, y Marte estaba en el mismo lado del Sol que la Voyager 1, por lo que solo su lado oscuro miraba a las cámaras.

Estas imágenes fueron las últimas de 67.000 imágenes tomadas por las dos naves espaciales Voyager. Sus cámaras se apagaron para ahorrar energía y memoria para la misión interestelar.

Todos los encuentros planetarios finalmente terminaron en 1989 y las misiones de las Voyager 1 y 2 fueron declaradas parte de la Voyager Interstellar Mission (VIM), que comenzó oficialmente el 1 de enero de 1990.

El objetivo de la nueva misión es extender la exploración del sistema solar por parte de la NASA y los rsquos más allá de la vecindad de los planetas exteriores hasta los límites exteriores de la esfera de influencia del Sol y rsquos, y posiblemente más allá.

Los objetivos específicos incluyen la recopilación de datos sobre la transición entre la heliosfera y el medio, la región del espacio dominada por el sol y el campo magnético y el campo solar y el medio interestelar.

El 17 de febrero de 1998, la Voyager 1 se convirtió en el objeto creado por humanos más distante que existe cuando, a una distancia de 69,4 UA del Sol, superó a la Pioneer 10.

El 16 de diciembre de 2004, los científicos de la Voyager anunciaron que la Voyager 1 había informado valores altos para la intensidad del campo magnético a una distancia de 94 AU, lo que indica que había alcanzado el choque de terminación y ahora había entrado en la heliovaina. La nave espacial finalmente salió de la heliosfera y comenzó a medir el entorno interestelar el 25 de agosto de 2012, la primera nave espacial en hacerlo.

El 5 de septiembre de 2017, la NASA marcó el 40 aniversario del lanzamiento de la Voyager 1 & rsquos, ya que continúa comunicándose con la NASA & rsquos Deep Space Network y enviando datos de cuatro instrumentos que aún funcionan: el telescopio de rayos cósmicos, el sistema de carga de baja energía. experimento de partículas, el magnetómetro y el experimento de ondas de plasma.

Cada Voyager lleva un mensaje, preparado por un equipo encabezado por Carl Sagan, en forma de un disco de cobre chapado en oro de 12 pulgadas (30 centímetros) de diámetro para posibles extraterrestres que puedan encontrar la nave espacial.

Al igual que las placas de los pioneros 10 y 11, el registro tiene símbolos para mostrar la ubicación de la Tierra en relación con varios púlsares.

Los discos también contienen instrucciones para reproducirlos usando un cartucho y una aguja, como un tocadiscos de vinilo.

El audio del disco incluye saludos en 55 idiomas, 35 sonidos de la vida en la Tierra (como canciones de ballenas, risas, etc.), 90 minutos de música generalmente occidental que incluye todo, desde Mozart y Bach hasta Chuck Berry y Blind Willie Johnson. También incluye 115 imágenes de la vida en la Tierra y saludos grabados del entonces presidente estadounidense Jimmy Carter (1924 & ndash) y del entonces secretario general de la ONU, Kurt Waldheim (1918-2007).

Los dos Voyager están ahora a más de 11 mil millones de millas (18 mil millones de kilómetros) del Sol y lejos de su calor. Para garantizar que los robots antiguos continúen devolviendo los mejores datos científicos posibles, los ingenieros de la misión en 2019 comenzaron a implementar un nuevo plan para administrarlos. El plan implica tomar decisiones difíciles, particularmente sobre los instrumentos y propulsores de la nave espacial.

Durante el tramo de Júpiter de su viaje, la Voyager 1 exploró el planeta gigante, su magnetosfera y lunas con mayor detalle que la nave espacial Pioneer que lo precedió. La Voyager 1 también usó a Júpiter como trampolín hacia Saturno, usando la técnica de asistencia por gravedad.

La Voyager 1 tuvo éxito en todos los aspectos de Júpiter, con la única excepción de los experimentos que utilizaron su fotopolarímetro, que no funcionó.

Se descubrió que la atmósfera de Júpiter era más activa que durante las visitas de Pioneer 10 y 11, lo que provocó un replanteamiento de los modelos atmosféricos anteriores que no pudieron explicar las nuevas características.

La nave espacial tomó imágenes de las lunas Amaltea, Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, mostrando detalles de su terreno por primera vez.

Posiblemente, el más sorprendente de los descubrimientos de la Voyager 1 fue que Io tiene volcanes extremadamente activos, impulsados ​​por el calor generado por el estiramiento y la relajación que la luna soporta cada 42 horas a medida que su órbita elíptica la acerca y luego se aleja de Júpiter. Este hallazgo revolucionó el concepto de los científicos de las lunas de los planetas exteriores.

La nave espacial también descubrió un anillo delgado alrededor del planeta (lo que lo convirtió en el segundo planeta conocido por tener un anillo) y dos lunas nuevas: Thebe y Metis.

Logros de Saturno

La Voyager 1 fue la segunda nave espacial en visitar Saturno. Exploró el planeta y sus anillos, lunas y campo magnético con mayor detalle de lo que fue posible para su predecesor, Pioneer 11.

La Voyager 1 cumplió todos sus objetivos excepto los experimentos previstos para su fotopolarímetro, que no funcionó.

La nave espacial encontró tres nuevas lunas: Prometeo y Pandora, las lunas & quotshepherding & quot que mantienen bien definido el anillo F, y Atlas, que de manera similar pastorea el anillo A.

Se descubrió que Titán, la luna más grande de Saturno, tiene una atmósfera espesa que oculta su superficie a las cámaras y telescopios de luz visible. Los instrumentos de la nave espacial mostraron que era principalmente nitrógeno, como la atmósfera de la Tierra, pero con una presión superficial 1,6 veces más alta que la nuestra.

La nave espacial también tomó imágenes de las lunas Mimas, Encelado, Tetis, Dione y Rea, reveló las estructuras finas del complejo y hermoso sistema de anillos de Saturno y agregó el anillo G a la lista de anillos conocidos.

Así como usó la gravedad de Júpiter para ayudarlo a llegar a Saturno, la Voyager 1 usó una asistencia de gravedad en Saturno para alterar su curso y aumentar su velocidad, dándole una trayectoria para sacarlo del sistema solar.

Logros interestelares

En agosto de 2012, la Voyager 1 se convirtió en la primera nave espacial en cruzar al espacio interestelar.

Sin embargo, si definimos nuestro sistema solar como el Sol y todo lo que orbita principalmente al Sol, la Voyager 1 permanecerá dentro de los confines del sistema solar hasta que emerja de la nube de Oort en otros 14.000 a 28.000 años.


Contenido

Júpiter es el planeta más grande del Sistema Solar con un diámetro de 142,984 km. Esto es once veces más grande que el diámetro de la Tierra. [18]

Atmósfera Editar

La atmósfera cerca de la superficie de Júpiter está compuesta por un 88 a 92% de hidrógeno, un 8 a 12% de helio y un 1% de otros gases.

La atmósfera inferior está tan caliente y la presión tan alta que el helio se convierte en líquido. Llueve sobre el planeta. [19] Según la espectroscopia, Júpiter parece estar hecho de los mismos gases que Saturno. Es diferente de Neptuno o Urano. Estos dos planetas tienen mucho menos hidrógeno y helio. [20]

Las temperaturas y presiones muy altas en el núcleo de Júpiter significan que los científicos no pueden decir qué materiales estarían allí. Esto no se puede averiguar porque no es posible crear la misma cantidad de presión en la Tierra.

Por encima del núcleo interno desconocido hay un núcleo externo. El núcleo exterior de Júpiter es hidrógeno líquido espeso. [21] La presión es lo suficientemente alta como para solidificar el hidrógeno, pero luego se derrite debido al calor.

El planeta Júpiter a veces se llama estrella fallida porque está hecho de los mismos elementos (hidrógeno y helio) que el Sol, pero no es lo suficientemente grande para tener la presión y temperatura internas necesarias para hacer que el hidrógeno se fusione en helio, el fuente de energía que alimenta el sol y la mayoría de las otras estrellas. [22]

Edición masiva

Júpiter es dos veces más masivo que todos los demás planetas del Sistema Solar juntos. [12] Emite más calor del que recibe el sol. [23] Júpiter tiene 11 veces el ancho de la Tierra y 318 veces más masivo. El volumen de Júpiter es 1317 veces el volumen de la Tierra. En otras palabras, 1.317 objetos del tamaño de la Tierra podrían caber en su interior. [24]

Capas de nubes Editar

Júpiter tiene muchas bandas de nubes que recorren horizontalmente su superficie. Las partes claras son zonas y las más oscuras son cinturones. Las zonas y los cinturones a menudo interactúan entre sí. Esto provoca grandes tormentas. Las velocidades del viento de 360 ​​kilómetros por hora (km / h) son comunes en Júpiter. [25] Para mostrar la diferencia, las tormentas tropicales más fuertes de la Tierra son de unos 100 km / h. [26]

La mayoría de las nubes de Júpiter están formadas por amoníaco. [27] También puede haber nubes de vapor de agua como nubes en la Tierra. Naves espaciales como la Voyager 1 han visto relámpagos en la superficie del planeta. Los científicos creen que era vapor de agua porque los rayos necesitan vapor de agua. [28] Estos rayos se han medido hasta 1.000 veces más poderosos que los de la Tierra. [28] Los colores marrón y naranja se producen cuando la luz solar atraviesa o se refracta con los muchos gases de la atmósfera.

Gran Mancha Roja Editar

Una de las características más importantes de la atmósfera de Júpiter es la Gran Mancha Roja. Es una gran tormenta que es más grande que toda la Tierra. Está registrado desde al menos 1831, [29] y tan pronto como 1665. [30] [31] Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble han mostrado hasta dos "puntos rojos" más pequeños justo al lado de la Gran Mancha Roja. [32] [33] Las tormentas pueden durar horas o hasta cientos de años en el caso de la Gran Mancha Roja. [34] [35]

Campo magnético Editar

Júpiter tiene un campo magnético como el de la Tierra pero 11 veces más fuerte. [36] También tiene magnetosfera mucho más grande y más fuerte que la de la Tierra. El campo atrapa cinturones de radiación mucho más fuertes que los cinturones de radiación de Van Allen de la Tierra, lo suficientemente fuertes como para poner en peligro a cualquier nave espacial que viaje hacia Júpiter.El campo magnético probablemente sea causado por las grandes cantidades de hidrógeno metálico líquido en el núcleo de Júpiter. [37] Las cuatro lunas más grandes de Júpiter y muchas de las más pequeñas orbitan o dan la vuelta al planeta dentro del campo magnético. Esto los protege del viento solar. El campo magnético de Júpiter es tan grande que alcanza la órbita de Saturno a 12 millones de kilómetros de distancia. [38] La magnetosfera de la Tierra ni siquiera cubre su luna, a menos de un cuarto de millón de millas (400.000 km) de distancia.

Sistema de anillo Editar

Júpiter también tiene un delgado sistema de anillos planetarios. [39] Estos anillos son difíciles de ver y no fueron descubiertos hasta 1979 por la sonda Voyager 1 de la NASA. [40] Hay cuatro partes en los anillos de Júpiter. El anillo más cercano a Júpiter se llama Anillo de Halo. [41] El siguiente anillo se llama Anillo principal. Tiene aproximadamente 6.440 km (4.002 millas) de ancho y solo 30 km (19 millas) de espesor. [41] Los anillos principal y halo de Júpiter están formados por partículas pequeñas y oscuras. [40] El tercer y cuarto anillo, llamado el Telaraña Los anillos son transparentes (transparentes) y están hechos de polvo y escombros microscópicos. [40] Este polvo probablemente proviene de pequeños meteoritos que chocan contra la superficie de las lunas de Júpiter. El tercer anillo se llama Amaltea Gossamer Ring, llamado así por la luna Amaltea. El anillo exterior, Thebe Gossamer Ring, lleva el nombre de la luna Thebe. El borde exterior de este anillo está a unos 220.000 km (136.702 millas) de Júpiter. [41]

La órbita de un planeta es el tiempo y la ruta que se necesita para dar la vuelta al Sol. En la cantidad de tiempo que le toma a Júpiter orbitar alrededor del Sol una vez, la Tierra orbita al Sol 11,86 veces. [42] Un año en Júpiter equivale a 11,86 años en la Tierra. La distancia media entre Júpiter y el Sol es de 778 millones de kilómetros. Esto es cinco veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Júpiter no está tan inclinado sobre su eje como la Tierra o Marte. Esto hace que no tenga estaciones, por ejemplo, verano o invierno. Júpiter gira o gira muy rápidamente. [43] Esto hace que el planeta se abulte en el medio. Júpiter es el planeta que gira más rápido del Sistema Solar. [43] Completa una rotación o centrifugado en 10 horas. [11] Debido al abultamiento, la longitud del ecuador de Júpiter es mucho más larga que la longitud de polo a polo. [44]

Desde la Tierra Editar

Júpiter es el tercer objeto más brillante del cielo nocturno, después de la Luna y Venus. [15] Por eso, la gente siempre ha podido verlo desde la Tierra. La primera persona que se sabe que estudió realmente el planeta fue Galileo Galilei en 1610. [45] Fue la primera persona que vio las lunas de Júpiter, Io, Europa, Ganímedes y Calisto. [45] Esto se debió a que usó un telescopio, como nadie antes que él.

No se descubrieron lunas nuevas durante más de doscientos años. En 1892, el astrónomo E.E Barnard encontró una luna nueva usando su observatorio en California. Llamó a la luna Amaltea. [46] Fue la última de las 67 lunas de Júpiter en ser descubierta por observación humana a través de un telescopio. [45] En 1994, fragmentos del cometa Shoemaker Levy-9 chocaron contra Júpiter. Fue la primera vez que la gente vio una colisión entre dos objetos del Sistema Solar. [47]

Desde la nave espacial Editar

Siete naves espaciales han sobrevolado Júpiter desde 1973. [11] Estos fueron Pioneer 10 (1973), Pioneer 11 (1974), Voyagers 1 y 2 (1979), Ulysses (1992 y 2004), Cassini (2000) y New Horizons (2007). ).

Las misiones Pioneer fueron las primeras naves espaciales en tomar fotografías de cerca de Júpiter y sus lunas. Cinco años después, las dos naves espaciales Voyager descubrieron más de 20 lunas nuevas. Capturaron evidencia fotográfica de un rayo en el lado nocturno de Júpiter. [48]

La sonda Ulysses fue enviada para estudiar el Sol. Solo fue a Júpiter después de haber terminado su misión principal. Ulises no tenía cámaras, por lo que no tomó fotografías. En 2006, la nave espacial Cassini, en su camino a Saturno, tomó algunas fotografías muy buenas y muy claras del planeta. Cassini también encontró una luna y le tomó una fotografía, pero estaba demasiado lejos para mostrar los detalles. [49]

La misión Galileo en 1995 fue la primera nave espacial en entrar en órbita alrededor de Júpiter. Voló alrededor del planeta durante siete años y estudió las cuatro lunas más grandes. Lanzó una sonda al planeta para obtener información sobre la atmósfera de Júpiter. La sonda viajó a una profundidad de unos 150 km antes de ser aplastada por el peso de todo el gas que tenía encima. [50] Esto se llama presión. La nave espacial Galileo también fue aplastada en 2003 cuando la NASA dirigió la nave hacia el planeta. Hicieron esto para que la nave no pudiera estrellarse contra Europa, una luna que los científicos creen que podría tener vida. [50]

La NASA ha enviado otra nave espacial a Júpiter llamada Juno. Se lanzó el 5 de agosto de 2011 [51] y llegó a Júpiter el 4 de julio de 2016. [52] La NASA publicó algunos resultados de la misión Juno en marzo de 2018. [53] Se han planeado varias otras misiones para enviar naves espaciales a Júpiter. lunas Europa y Calisto. Uno llamado JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) fue cancelado en 2006 porque costaba demasiado dinero. [54]

Júpiter tiene 79 lunas conocidas. Los cuatro más grandes fueron vistos por Galileo con su telescopio primitivo, y nueve más se pueden ver desde la Tierra con telescopios modernos. El resto de lunas han sido identificadas por naves espaciales. [55] La luna más pequeña (S / 2003 J 12) tiene sólo un kilómetro de diámetro. El más grande, Ganímedes, tiene un diámetro de 5.262 kilómetros. Es más grande que el planeta Mercurio. [56] Las otras tres lunas galileanas son Io, Europa y Calisto. Debido a la forma en que orbitan a Júpiter, la gravedad afecta enormemente a tres de estas lunas. La fricción causada por la gravedad de Europa y Ganímedes tirando de Ío lo convierte en el objeto más volcánico del Sistema Solar. Tiene más de 400 volcanes, más de tres veces más que la Tierra. [57]

La gran gravedad de Júpiter ha tenido un efecto en el Sistema Solar. Júpiter protege los planetas interiores de los cometas atrayéndolos hacia sí mismo. Debido a esto, Júpiter tiene la mayor cantidad de impactos de cometas en el Sistema Solar. [47]

Dos grupos de asteroides, llamados asteroides troyanos, se han asentado en la órbita de Júpiter alrededor del Sol. Un grupo se llama Troyanos y el otro grupo se llama Griegos. Dan la vuelta al Sol al mismo tiempo que Júpiter. [58] [59]


Juno en Júpiter: vuelos de misiones extendidas de las lunas galileanas

La noticia de que la NASA extenderá la misión InSight en Marte durante dos años, hasta diciembre de 2022, no es sorprendente, dado el tesoro de datos que el equipo de la misión ha recopilado a través del funcionamiento del sismómetro de la misión. Un activo vivo en Marte también profundiza nuestro conocimiento de la atmósfera y el campo magnético del planeta, razones suficientes para seguir avanzando durante otros dos años. Pero la extensión de la misión Juno a Júpiter merece más atención de la que está recibiendo, dado que el mandato de Juno se expandirá profundamente en el sistema joviano.

Imagen: La NASA ha extendido tanto la misión Juno en Júpiter hasta septiembre de 2025 como la misión InSight en Marte hasta diciembre de 2022. Crédito: NASA / JPL-Caltech.

Para aquellos de nosotros fascinados con el sistema externo, esta es una buena noticia. Estoy revisando dos documentos, el primero es una presentación basada en un informe enviado al Grupo de Evaluación de Planetas Exteriores de la NASA (gracias a Ashley Baldwin por transmitir esto). El documento del OPAG fue elaborado por Scott Bolton (Southwest Research Institute) y ofrece una descripción general de cómo podría ser una extensión de misión. También en mi escritorio esta mañana está el texto de la Revisión Senior de Misiones Planetarias 2020 (PMSR), que describe un conjunto de tres escenarios de misión. El contexto de ambos análisis es el éxito de la misión en el estudio de la estructura interior de Júpiter, el campo magnético y la magnetosfera, sin mencionar el examen de su dinámica atmosférica, que se ve en imágenes tan turbulentas como las que se muestran con una complejidad asombrosa en muchas de las imágenes de la JunoCam.

Lanzada en 2011 y operativa en Júpiter desde 2016, las misiones principales de Juno debían haber finalizado en julio de este año, y la nave espacial había completado 34 órbitas polares, cada una de 53 días de duración. El informe del GAAP se refiere a la misión ampliada posterior como "un explorador completo del sistema joviano con sobrevuelos cercanos de satélites y anillos". La misión extendida durará hasta septiembre de 2025, con observaciones del sistema de anillos del planeta, sus grandes lunas y una serie de observaciones específicas y sobrevuelos cercanos de Ganímedes, Europa e Ío.

Esa última cláusula realmente me llamó la atención, ya que no la había visto venir. Juno se encuentra en una órbita elíptica con un período de 53 días cuyo perijove migra hacia el norte. Este fragmento de Senior Review revela en profundidad las interacciones entre los diversos escenarios de misión y sobrevuelos de satélites. Los tres escenarios mencionados ofrecen alternativas dadas diversas consideraciones científicas y presupuestarias:

La misión ampliada (EM) de Juno propuesta aprovecharía la progresión natural hacia el norte de la periapsis de la órbita de la nave espacial y la consiguiente disminución de las altitudes de la nave espacial sobre las altas latitudes del norte de Júpiter. El EM funcionaría hasta el final de la misión, con una duración prevista de aproximadamente cuatro años. En los escenarios alto y medio, las maniobras de propulsión se utilizarían no solo para apuntar a la longitud del cruce de Júpiter y la altitud del perijove, como durante la misión principal, sino también para apuntar a sobrevuelos cercanos de Ganímedes, Europa e Ío. Las maniobras de sobrevuelo actuarían para acortar el período orbital de la nave espacial, lo que produciría pases más cercanos de Júpiter dentro de un intervalo de tiempo dado, y aumentaría la tasa de movimiento hacia el norte del perijove de la nave espacial. En el escenario Bajo para la operación EM, las ayudas de gravedad del satélite y los sobrevuelos cercanos del satélite no se intentarían.

Así que los científicos de la misión tienen varias opciones con las que trabajar. La misión ampliada investiga el hemisferio norte y explora la región por encima de la aurora del casquete polar de Júpiter. El ajuste norte en la órbita de Juno es lo que hace posibles los sobrevuelos de los satélites y permite un análisis más detallado de las estructuras de sus anillos. El equipo de Juno puede esperar el mapeo en 3D de los ciclones polares de Júpiter y los estudios del inusual núcleo diluido del planeta, este último un descubrimiento anterior de Juno que revela un núcleo que consta de material rocoso y hielo, así como de hidrógeno y helio.

Tanto Europa Clipper como la misión JUICE de la Agencia Espacial Europea (Jupiter Icy Moons Explorer) deberían beneficiarse de los datos de Juno sobre el entorno de radiación en el que operarán. En Europa, Juno continuará la búsqueda de la posible actividad de la pluma mientras examina la capa de hielo y cartografía las características de la superficie, mientras que los estudios del magma de Io, los volcanes polares y las interacciones con la magnetosfera de Júpiter se verán habilitados por sus encuentros allí. En Ganímedes, las interacciones magnetosféricas y los datos de composición de la superficie deberían producirse en abundancia.

En la presentación del OPAG, la mayoría de los sobrevuelos de Juno serán en Io, con 11 posibles entre mediados de 2022 y 2025. Se planean dos encuentros para Ganímedes (y recuerde que JUICE está programado para orbitar la enorme luna), y tres encuentros son factibles. para Europa. El número real de sobrevuelos dependerá, según el Senior Review, de las opciones presupuestarias. En ese documento, encuentro esta descripción general de los sobrevuelos por satélite de Juno:

La órbita de Juno en la EM [misión extendida] llevaría a la nave espacial a través de los toros de plasma de Io y Europa y muy cerca de Io, Europa y Ganímedes. Los mapas de la composición de la superficie de Ganímedes permitirían realizar estudios para comprender la importancia de los procesos radiolíticos en la meteorización de la superficie, identificar cambios desde la Voyager y Galileo y buscar nuevos cráteres. El radiómetro de microondas de Juno (MWR) es particularmente sensible a los 10 km superiores de la capa de hielo de Europa. Los estudios en longitudes de onda que complementan los resultados esperados del radar de Europa Clipper identificarían regiones de hielo espeso y delgado y buscarían regiones donde pudiera existir líquido subterráneo poco profundo. Las cámaras visibles y de poca luz de Juno buscarían en Europa columnas activas y cambios de color / albedo que puedan revelar regiones de erupción desde Galileo. Los experimentos de campos y partículas buscarían evidencia de actividad reciente. Finalmente, el Juno EM incluiría un sobrevuelo de Io y buscaría evidencia de un océano de magma.

¡Qué interesante desarrollo resulta ser la misión ampliada de Juno! Continuar las operaciones científicas con el equipo existente reduce en gran medida el costo de las nuevas misiones al tiempo que amplía los conjuntos de datos de larga duración y, en el caso de Juno, permite un conjunto de nuevos y emocionantes objetivos. Tenemos la opción aquí de una serie de sobrevuelos lunares galileanos que nunca estuvieron en la misión original de Juno, observaciones que podrían informar las elecciones posteriores hechas para Europa Clipper y JUICE. En total, la misión extendida inesperada de Juno es una contribución alentadora a la ciencia del sistema exterior.


Afiliaciones

Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.

Cheng Li, Andrew Ingersoll y amp Zhimeng Zhang

Southwest Research Institute, San Antonio, TX, EE. UU.

Scott Bolton, Daniel Santos-Costa y el amplificador Hunter Waite

Laboratorio de propulsión a chorro, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.

Steven Levin, Michael Janssen, Shannon Brown, John Arballo, Virgil Adumitroaie, Samuel Gulkis, Sidharth Misra, Glenn Orton y Fabiano Oyafuso

Universidad de Michigan, Ann Arbor, MI, EE. UU.

Universidad de Cornell, Ithaca, NY, EE. UU.

Instituto de Tecnología de Georgia, Atlanta, GA, EE. UU.

Paul Steffes y amperio Amoree Hodges

Université Côte d’Azur, OCA, Lagrange CNRS, Niza, Francia

Instituto Goddard de Estudios Espaciales, Nueva York, NY, EE. UU.

Lockheed Martin, Grand Prairie, TX, Estados Unidos

Universidad de Houston, Houston, TX, EE. UU.

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Contribuciones

C.L. desarrolló el software de inversión y realizó el análisis de datos. Todos los autores discutieron los resultados y comentaron el manuscrito.

Autor correspondiente


Los interiores de Júpiter y Saturno

Sondear el interior de los planetas gigantes gaseosos de nuestro sistema solar no es una tarea fácil. Requiere un conjunto de medidas precisas combinadas con modelos teóricos que se utilizan para inferir la composición planetaria y su dependencia de la profundidad. Las masas de Júpiter y Saturno son 317,83 y 95,16 masas terrestres (M), respectivamente, y desde hace algunas décadas se sabe que están formados principalmente por hidrógeno y helio. La masa de los elementos pesados ​​(todos los elementos más pesados ​​que el helio) no está bien determinada, ni su distribución dentro de los planetas. Si bien los elementos pesados ​​no son los materiales dominantes dentro de Júpiter y Saturno, son la clave para comprender la formación de los planetas y la historia evolutiva.

La estructura interna planetaria se infiere de modelos teóricos que se ajustan a las restricciones observacionales disponibles mediante el uso de ecuaciones teóricas de estados (EOS) para hidrógeno, helio, sus mezclas y elementos más pesados ​​(típicamente rocas y / o hielos). Sin embargo, no existe una solución única para determinar la estructura planetaria y los resultados dependen de los EOS utilizados, así como de los supuestos del modelo impuestos por el modelador.

Los principales supuestos del modelo que pueden afectar la estructura interna derivada incluyen el número de capas, el mecanismo de transporte de calor dentro del planeta (y su entropía), la naturaleza del núcleo (compacto frente a diluido) y la ubicación (presión) de separación entre los dos sobres. Los modelos de estructura alternativos asumen una división menos distinta entre las capas y / o una distribución no homogénea de los elementos pesados. El hecho de que el comportamiento del hidrógeno a altas presiones y temperaturas no se conozca perfectamente y que el helio pueda separarse del hidrógeno en el interior profundo agrega fuentes de incertidumbre a los modelos de estructura. En el siglo XXI, con mediciones precisas de los campos gravitacionales de Júpiter y Saturno de las misiones Juno y Cassini, los modelos de estructura se pueden restringir aún más. Al mismo tiempo, estas mediciones presentan nuevos desafíos para los modeladores planetarios.

Palabras clave

Asignaturas

Introducción

La investigación del interior de los planetas gigantes del sistema solar se remonta a varias décadas. Júpiter y Saturno se encuentran a distancias radiales de aproximadamente 5,2 y 9,6 UA del Sol y su composición está dominada por elementos ligeros, en particular, hidrógeno y helio (en adelante H-He). 1 Júpiter y Saturno son rotadores masivos y rápidos, y sus atmósferas se caracterizan por impresionantes firmas de dinámica. Estas coloridas atmósferas, sin embargo, representan solo la "piel" de los planetas y no pueden revelar los secretos de sus estructuras internas. Por lo tanto, a pesar del progreso significativo tanto en el frente de observación como en el teórico, Júpiter y Saturno siguen siendo planetas misteriosos.

Debido a sus grandes distancias de la Tierra y 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, se deben desarrollar modelos de estructura teórica más completos. Sin embargo, se vuelve cada vez más difícil encontrar un marco teórico autoconsistente que cumpla con todas las limitaciones observacionales. Las mediciones precisas de las propiedades planetarias físicas y químicas proporcionan nuevas e importantes limitaciones, pero también conducen a nuevas preguntas abiertas.La situación actual en el modelado de interiores planetarios puede resumirse con la cita de Albert Einstein: "Cuanto más aprendo, más me doy cuenta de cuánto no sé". Ajustar los nuevos datos requiere modelos de estructura más complejos y la inclusión de varios procesos físicos y supuestos que no están bien justificados o no se comprenden completamente.

Actualmente, los científicos planetarios todavía no tienen puntos de vista únicos y autoconsistentes del interior de Júpiter y Saturno, pero existe una mejor comprensión de los procesos físicos y químicos relevantes que deben considerarse, así como las limitaciones de los enfoques teóricos. Avanzar en esa dirección no solo ayuda a estudiar los interiores planetarios, sino también a comprender mejor el comportamiento de elementos simples a altas presiones y temperaturas, y a imponer restricciones importantes a los modelos de formación y evolución de planetas gigantes.

En este artículo, se resume el conocimiento actual de las estructuras internas de Júpiter y Saturno. Las revisiones recientes de este tema incluyen Militzer, Soubiran, Wahl y Hubbard (2016), Guillot y Gautier (2014), Helled y Guillot (2018), Baraffe, Chabrier, Fortney y Sotin (2014), Fortney y Nettelmann (2010). , Fortney y col. (2016), y sus referencias.

Hacer un modelo de interior

Restricciones de observación

Los modelos de estructura interna están diseñados para ajustarse a los datos físicos observados de los planetas, como sus masas, radios, campos gravitacionales y magnéticos, temperaturas de 1 barra, composición atmosférica y rotaciones internas. Las propiedades físicas clave de Júpiter y Saturno se resumen en la Tabla 1. Curiosamente, las atmósferas de Júpiter y Saturno muestran un agotamiento de helio en comparación con la fracción de masa de helio del valor protosolar de Yproto ∼ 0,275 según se infiere de los modelos de evolución estelar del Sol (por ejemplo, Bahcall, Pinsonneault y Wasserburg, 1995). Las fracciones de masa de helio medidas en Júpiter y Saturno son ∼ 0,238 (von Zahn, Hunten y amp Lehmacher, 1998) y 0,18-0,25 (Conrath y amp Gautier, 2000), respectivamente. Como se analiza a continuación, esto no implica que Júpiter y Saturno se agoten en helio a nivel mundial, sino que la distribución del helio no es homogénea dentro de sus interiores debido al fenómeno de la sedimentación del helio (consulte la sección “Helio e hidrógeno” para obtener más detalles). Además, para Júpiter, la sonda de entrada Galileo proporcionó abundantes mediciones de otros componentes, lo que sugiere que la envoltura exterior de Júpiter está enriquecida con elementos pesados ​​por un factor de ∼ 2.4 en comparación con la abundancia protosolar (por ejemplo, Atreya, Mahaffy, Niemann, Wong y amp Owen, 2003 Guillot y amp Gautier, 2014). Dos excepciones fueron el neón y el oxígeno, ambos agotados; sin embargo, se espera que el neón se vea afectado por el proceso de lluvia de helio (Roustlon & amp Stevenson, 1995 Wilson & amp Militzer, 2010) y la baja abundancia de agua probablemente esté relacionada con la ubicación de la entrada de la sonda, que se conoce como un "punto seco" donde la atmósfera es seca y no representa la mayor parte de la atmósfera. Por lo tanto, por el momento aún se desconoce la abundancia de oxígeno en Júpiter.

Dado que los planetas gigantes consisten principalmente en hidrógeno y helio fluidos, no tienen una superficie sólida debajo de las nubes como los planetas terrestres. Por lo tanto, la "superficie" del planeta se define como el lugar donde la presión es de 1 bar, comparable a la presión en la superficie de la Tierra. Se mide la temperatura en esta ubicación (con una pequeña incertidumbre). Luego, con información de la temperatura a 1 bar, se determina la entropía de la envolvente exterior y se pueden construir modelos adiabáticos. 2

El campo gravitacional del planeta, o más precisamente, el potencial total, que también incluye el término rotacional, y viene dado por

donde (r, θ, φ) son coordenadas polares esféricas, a es el radio ecuatorial y M es la masa planetaria total. El potencial U se representa como una expansión en los polinomios de Legendre (p. ej., Zharkov & amp Trubitsyn, 1978), donde típicamente solo los índices pares (p. ej., P2norte) se tienen en cuenta debido a la simetría principalmente norte-sur de los dos hemisferios. 3 Los coeficientes armónicos gravitacionales J2norte se infieren típicamente de los datos de seguimiento Doppler de una nave espacial que orbita o vuela por el planeta y se utilizan para restringir el perfil de densidad como se explica a continuación.

Ecuaciones gubernamentales

El interior planetario se modela resolviendo las ecuaciones de estructura estándar, que incluyen la conservación de masa, el equilibrio hidrostático y las ecuaciones termodinámicas de la siguiente manera:

dónde PAG es la presión, ρ es la densidad, metro es la masa dentro de una esfera de un radio r, y ω es la tasa de rotación. Para tener en cuenta la rotación, la ecuación hidrostática (Ecuación 2) incluye un término adicional que depende de ω, que se supone que es constante (es decir, rotación uniforme), para un planeta que no gira: ω = 0. Para un planeta que gira rápidamente, esta ecuación es válida en el límite de un fluido barotrópico y una rotación de cuerpo sólido. El radio r se considera entonces como un radio volumétrico medio. La ecuación 3 es la expansión de primer orden del potencial total U . El gradiente de temperatura ∇T ≡ d en T / d en PAG depende del mecanismo de transporte de calor (convección frente a conducción / radiación). Por lo general, se considera que el gradiente de temperatura es el más pequeño entre los adiabáticos. ∇ad, radiativo / conductor ∇rad / cond gradientes, ya que el mecanismo de transporte de calor que conduce al gradiente de temperatura más pequeño es el más eficiente. En otras palabras, el gradiente de temperatura se toma como ∇T = min[∇ad, ∇rad / cond]. 4 Finalmente, para resolver este conjunto de ecuaciones, es necesario conocer la dependencia de la densidad de la temperatura y la presión, es decir, ρ(P, T ), que está determinada por la ecuación de estado.

Tabla 1. Propiedades básicas observadas de Júpiter y Saturno

Nota: Adaptado de Helled y Guillot (2018), NASA (2019a), y referencias allí. El campo gravitacional de Júpiter se tomó de Iess et al. (2018). Los coeficientes gravitacionales corresponden a los radios ecuatoriales de referencia de 71.492 km y 60.330 km para Júpiter y Saturno, respectivamente (ver NASA [2019b]). Estos son valores teóricos basados ​​en cálculos de modelos de interiores. Consulte "Tasa de rotación y profundidad de los vientos" y Helled et al. (2015) para una discusión sobre la incertidumbre de la tasa de rotación de Saturno.

El perfil de densidad de los planetas está configurado para reproducir los momentos gravitacionales medidos J2norte. La relación entre los momentos gravitacionales y el perfil de densidad viene dada por (por ejemplo, Zharkov & amp Trubitsyn, 1978):

donde la integración se realiza sobre el volumen τ. Tradicionalmente, el perfil de densidad teórico y los momentos gravitacionales se calculaban utilizando la teoría de figuras (TOF) en el que los armónicos se calculan a partir de una aproximación en serie en el parámetro de pequeñez metro = ω2R3/ GM , dónde R es el radio medio del planeta, típicamente hasta un orden de tres o cuatro. Esto fue suficiente siempre que no se conociera información sobre los coeficientes gravitacionales más allá de J6 y las mediciones tienen incertidumbres relativamente grandes. W. Hubbard (p. Ej., Hubbard, 2012, 2013) desarrolló un método alternativo al TOF que está diseñado para ser compatible con datos precisos y proporcionar estimaciones para los armónicos de orden superior. En este enfoque, llamado esferoide concéntrico de Maclaurin (CMS), el perfil de densidad está representado por un gran número de esferoides de Maclaurin donde se puede lograr una densidad continua si el número de esferoides es lo suficientemente grande. Si bien los recursos computacionales necesarios son grandes, los coeficientes gravitacionales se pueden calcular en cualquier orden con una precisión excelente (∼109). La discusión y la comparación entre los métodos TOF y CMS se pueden encontrar en Hubbard, Schubert, Kong y Zhang (2014), Wisdom y Hubbard (2016), Nettelmann (2017), Debras y Chabrier (2018), y referencias allí.

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 principalmente de 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 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 interiores de Júpiter y Saturno es una tarea desafiante porque las moléculas, átomos, iones y electrones coexisten e interactúan, y el rango de presión y temperatura varía en varios órdenes de magnitud, llegando a varios decenas de megabars (Mbar) (es decir, 100 GPa y varios 104 Kelvin). Por lo tanto, la información sobre la EOS en tales condiciones requiere realizar experimentos de alta presión y / o resolver el problema de la mecánica cuántica de muchos cuerpos para producir tablas teóricas de EOS que cubran un rango tan amplio de presiones y temperaturas. A pesar de los desafíos, ha habido avances significativos en experimentos de alta presión y ab initio Cálculos de EOS. La EOS de hidrógeno, helio y elementos más pesados ​​se describe brevemente a continuación. Se puede encontrar más información sobre ese tema en Fortney y Nettelmann (2010), Baraffe et al. (2014), Militzer et al. (2016), Guillot y Gautier (2014), Helled y Guillot (2018), y referencias en los mismos.

Hidrógeno

El hidrógeno es el elemento más abundante en el universo y, sin embargo, su diagrama de fases sigue siendo un tema de intensa investigación. El comportamiento del hidrógeno a altas presiones se puede investigar experimental y teóricamente. Hay varios tipos de experimentos de laboratorio, como pistolas de gas, ondas de choque convergentes y compresión de choque inducida por láser que pueden sondear hidrógeno (o su isótopo, el deuterio) a presiones de Mbar. Desafortunadamente, los datos experimentales disponibles tienen un rango amplio y cada experimento adolece de diferentes limitaciones y sistemáticas. No obstante, se han realizado algunos avances hacia la convergencia al comparar la curva de choque Hugoniot del hidrógeno de diferentes estudios. Aunque es empírico, la información de los experimentos es limitada y se requieren cálculos teóricos para proporcionar una EOS de amplio rango para el hidrógeno. Por otro lado, los resultados de los experimentos de laboratorio son de primordial importancia ya que se utilizan para calibrar el EOS teórico utilizado para el modelado planetario.

El más popular ab initio técnica en la ciencia de los materiales, y el enfoque más común para probar la EOS del hidrógeno y el helio en condiciones planetarias, es la teoría funcional de la densidad (DFT). Aunque la teoría es exacta, todas las implementaciones prácticas existentes se basan en aproximaciones. Si bien los cálculos de DFT proporcionan una determinación relativamente precisa de la EOS del hidrógeno en un amplio rango de temperaturas y presiones, utilizando recursos computacionales moderados, muestra un rendimiento deficiente en la evaluación de las transiciones de fase (por ejemplo, Azadi & amp Foulkes, 2013). Un enfoque alternativo es el Monte Carlo cuántico (QMC), que es un método basado en la función de onda y puede resolver con precisión el problema electrónico (por ejemplo, Mazzola, Helled y Sorella, 2018 y sus referencias). Este enfoque es mucho más costoso computacionalmente, pero es potencialmente un orden de magnitud más preciso que DFT (por ejemplo, Foulkes, Mitas, Needs, & amp Rajagopal, 2001) y por lo tanto puede simular de cerca las transiciones de fase, donde la diferencia de energía (libre) entre las fases en competencia (en determinadas condiciones termodinámicas) pueden ser pequeñas. Por el momento, los cálculos de QMC se pueden utilizar para calibrar otras tablas de EOS de amplio rango existentes y se espera que jueguen un papel importante en los cálculos de EOS en la década de 2020.

La Figura 1 muestra el diagrama de fases de la mezcla densa de hidrógeno y H-He. Se muestra la transición entre el fluido de hidrógeno molecular aislante y el átomo-metálico (área sombreada). La ubicación de esta transición no solo es importante para comprender la generación de campos magnéticos fuertes en estos planetas, sino también para determinar la división de los planetas en capas con diferentes modelos de estructura (líneas de color marrón y mostaza, respectivamente).

Hay varias conclusiones interesantes sobre Júpiter y Saturno que se pueden sacar simplemente mirando el diagrama de fase del hidrógeno. Primero, ambos planetas se encuentran en el régimen por encima del hidrógeno sólido, lo que sugiere que son planetas fluidos, como ya sugirió Hubbard (1968). En segundo lugar, ambos planetas cruzan el punto crítico del hidrógeno, lo que indica que en las partes externas de los planetas el hidrógeno está en forma molecular (H2) y en forma metálica en los interiores profundos. El hidrógeno metálico es una fase del hidrógeno a altas presiones / temperaturas donde los electrones están libres y el hidrógeno se convierte en un excelente conductor, como un metal. La principal incertidumbre con respecto a la EOS de hidrógeno se encuentra en la región de 0.5-10 Mbars (50-103 GPa), donde ocurre la transición de la fase molecular a la fase metálica. De hecho, la metalización del hidrógeno es un área activa de investigación y la presión / temperatura de metalización exacta aún se está debatiendo, pero se espera que sea de ~ 1 Mbar para las condiciones de Júpiter. 5 Finalmente, está claro que la adiabática de Saturno cubre temperaturas y presiones más bajas (debido a su menor masa). Como resultado, el interior de Saturno consta de una fracción más pequeña de hidrógeno metálico en comparación con Júpiter, y dado que este régimen de la EOS se comprende menos, hay menos incertidumbre en la estructura de Saturno debido a la EOS de hidrógeno (Saumon & amp Guillot, 2004). Por otro lado, como se analiza a continuación, es más probable que Saturno se vea afectado por la separación de fases del helio.

Figura 1. Diagrama de fases del hidrógeno. Área gris: fase sólida (experimental) azul sombreado: líquido molecular aislante azul sólido: límite de fase líquido-líquido de primer orden (QMC) azul discontinuo: límite continuo de fase líquido-líquido (QMC) puntos negros: posible ubicación del punto crítico ( punto final de la línea de primer orden) rojo sólido: primer orden para el H – He (QMC) rojo discontinuo: continúa el límite líquido-líquido H – He (QMC) triángulos vacíos: experimentos de compresión estática H (Zaghoo, Salamat y amp Silvera , 2016 Ohta et al., 2015) triángulos sólidos: compresión dinámica H (Knudson et al., 2015).

Helio e Hidrógeno

El comportamiento del helio puro en las condiciones extremas dentro del interior de los planetas gigantes es más limitado que el del hidrógeno simplemente porque la ionización del helio requiere presiones más grandes y no se espera que tenga lugar una transición de fase. En la Figura 1, las curvas azul y roja corresponden al diagrama de fase de hidrógeno puro y una mezcla H-HE (rojo) con un valor protosolar, respectivamente (ver Mazzola et al. [2018] para más detalles). 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 pasarse por alto al estimar las presiones de metalización en los interiores de Júpiter y Saturno.

Figura 2. Diagrama de fases de una mezcla H-He. La región naranja muestra la región de la separación H-He derivada de Lorenzen et al. (2011). La curva roja muestra la temperatura crítica para la separación, según Morales et al. (2013). También se presentan los resultados numéricos y experimentales de Schouten, de Kuijper y Michels (1991) y Loubeyre, Letoullec y Pinceaux (1991). Las curvas posteriores muestran las isoentropos de Júpiter (plano) y Saturno (punteado), respectivamente.

Además, la interacción entre el hidrógeno y el helio en las condiciones interiores de Júpiter y Saturno conlleva desafíos para determinar la EOS. Esto se debe a que se espera que el helio se vuelva inmiscible en hidrógeno, lo que lleva a la sedimentación de helio (conocida como "lluvia de helio") que da como resultado una distribución no homogénea de helio dentro del planeta, donde el helio se deposita (y por lo tanto se enriquece) hacia las profundidades. interior. Este fenómeno de lluvia de helio ya se predijo en la década de 1970 (por ejemplo, Salpeter, 1973 Stevenson, 1975 Stevenson & amp Salpeter, 1977a, 1977b) y recibió apoyo de observación cuando se descubrió que el helio en las atmósferas de Júpiter y Saturno estaba agotado en comparación con el valor protosolar. Recientemente, ab initio Los cálculos del diagrama de fases han confirmado la inmiscibilidad del helio en el hidrógeno (Salpeter, 1973 Lorenzen, Holst, & amp Redmer, 2011 Morales, Hamel, Caspersen, & amp Schwegler, 2013 Sch¨ottler & amp Redmer, 2018, y referencias en el mismo). La Figura 2 muestra el diagrama de fases para una mezcla de H-He con una concentración molar de helio ligeramente menor que la protosolar (ver Guillot & amp Gautier [2014] para más detalles). La ubicación exacta en el diagrama de fases en la que se produce la lluvia de helio aún se está investigando y es de gran importancia para comprender la estructura y evolución tanto de Júpiter como de Saturno. Lo que parece ser robusto es que dado que Saturno tiene una masa más pequeña que Júpiter y por lo tanto sus temperaturas y presiones internas son más bajas, está ubicado “más profundo” dentro del diagrama de fase en comparación con Júpiter (ver Figura 2). Esto significa que el proceso de lluvia de helio es más significativo dentro 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. Esto es consistente con las mediciones de helio en las atmósferas de planetas gigantes donde se encuentra que la atmósfera de Saturno está más empobrecida en helio.

Elementos pesados

En astrofísica, los elementos pesados ​​representan todos los elementos que son más pesados ​​que el helio. Idealmente, los modelos de estructura deberían incluir todos los elementos posibles al modelar el interior planetario. Sin embargo, esto introduce una complejidad adicional a los modelos porque deben asumirse las relaciones entre los diferentes elementos dentro de los planetas. Además, los detalles de la EOS de los elementos pesados ​​son menos cruciales, ya que la dependencia de la temperatura de la densidad de estos elementos es bastante débil en las condiciones del interior de un planeta gigante, y su contribución a la densidad planetaria es de un efecto de segundo orden en comparación con H – He (p. ej., Baraffe et al., 2008 Saumon & amp Guillot, 2004 Fortney et al., 2016). A menudo, los elementos pesados ​​en Júpiter y Saturno están representados por agua y / o rocas, donde las rocas conducen a núcleos aproximadamente un 50% menos masivos en comparación con el agua (por ejemplo, Fortney & amp Nettelmann, 2010).Si bien el campo gravitacional medido es esencialmente ciego a las regiones más internas del planeta, estas regiones pueden afectar el perfil de densidad indirectamente a través de las restricciones en la envolvente exterior (por ejemplo, Helled, Anderson, Schubert y Stevenson, 2011 Guillot y Gautier, 2014 ). Actualmente hay un progreso continuo en ab initio cálculos de los EOS para agua, amoníaco, silicatos y hierro, así como su miscibilidad en hidrógeno metálico (por ejemplo, French et al., 2009 Knudson et al., 2012 Wilson & amp Militzer, 2010, 2012). Como tal ab initio Los cálculos de EOS están disponibles, es deseable incluirlos en modelos de estructura e investigar más a fondo su efecto sobre la composición inferida y la estructura interna.

Modelos de estructura interna

Desde varias décadas, los estudios apuntaban a restringir mejor los interiores de Júpiter y Saturno (por ejemplo, Saumon & amp Guillot, 2004 Militzer, Hubbard, Vorberger, Tamblyn y amp Bonev, 2008, Militzer et al., 2016 Nettelmann et al., 2008 Nettelmann, Becker, Holst y Redmer, 2012 Nettelmann, Fortney, Moore y Mankovich, 2015 Helled y Guillot, 2013 Hubbard y Militzer, 2016 Miguel et al., 2016). Desafortunadamente, no existe una solución única para la estructura interna de un planeta. La naturaleza no única del problema es inherente porque los datos disponibles son (y seguirán siendo) insuficientes para inferir de forma única la estructura interna planetaria. Además, la estructura inferida depende de los supuestos del modelo y los EOS utilizados por el modelador. Las principales incertidumbres en los modelos de estructura están relacionadas con los siguientes supuestos y configuraciones: (a) el número de capas, (b) la composición y distribución de elementos pesados, (c) el mecanismo de transporte de calor, (d) la presión de transición del hidrógeno. metalización, ye) el período de rotación y la contribución dinámica de los vientos (por ejemplo, rotación diferencial).

Por lo general, los interiores de Júpiter y Saturno se modelan asumiendo la existencia de un núcleo de elementos pesados ​​distinto que está rodeado por una envoltura interna de hidrógeno metálico y una envoltura externa de hidrógeno molecular. Debido a la indicación de lluvia de helio en los planetas, las envolturas interior y exterior están configuradas para ser ricas en helio y pobres en helio, respectivamente. Para la distribución de elementos pesados ​​existen dos supuestos comunes. En el primero, se supone que están mezclados homogéneamente dentro de los dos sobres. Entonces sí Zen y Zfuera representar la fracción de masa del elemento pesado en las envolturas interior y exterior, respectivamente, para este caso Zen = Zfuera. En el segundo caso, se supone que el enriquecimiento del elemento pesado es mayor en la región metálica (envoltura interior) (es decir, Zen & gt Zfuera).

Figura 3. Bocetos de las estructuras internas de Júpiter y Saturno según se infiere a partir de modelos de estructura. Para cada planeta, se muestran dos estructuras posibles: una que consta de capas distintas y otra con una distribución gradual de elementos pesados. Representación esquemática de los interiores de Júpiter y Saturno. Las masas centrales de Júpiter y Saturno no están bien restringidas para Saturno, la región no homogénea podría extenderse hasta el centro, dando como resultado un "núcleo de helio".

En ambos casos, se considera que los elementos pesados ​​están distribuidos homogéneamente, sugiriendo una composición homogénea, al menos dentro de una parte de la envoltura. La ubicación donde la envoltura se divide en una región pobre en helio y rica en helio corresponde a la presión en la que el helio se vuelve inmiscible en hidrógeno. Por simplicidad, para los modelos con ZenZfuera Se supone que la ubicación de la discontinuidad del elemento pesado ocurre en la misma ubicación.

La división de la estructura planetaria en tres capas no está escrita en piedra, solo representa el modelo más simple que se puede considerar. De hecho, puede ser que la discontinuidad en el helio y los elementos pesados ​​ocurra a diferentes presiones, y especialmente en el caso de Saturno, que también exista una capa de helio casi puro (por ejemplo, Fortney & amp Hubbard, 2003). Además, el núcleo en sí puede no ser una región distinta (además de no existir), y los elementos pesados ​​pueden tener una distribución gradual a lo largo del interior planetario. Incluso dentro de este marco de modelo simple de tres capas, la composición inferida y la masa del núcleo dependen de los supuestos del modelo. Los modelos más complejos aumentan aún más la gama de posibles soluciones. La Figura 3 muestra un bosquejo simple del interior de Júpiter y Saturno. La Figura 4 muestra perfiles representativos de densidad y presión dentro de los planetas para modelos estándar de tres capas.

Júpiter

Para Júpiter, los modelos de estructura típicamente difieren por la suposición con respecto a la distribución de elementos pesados, el número supuesto de capas y la entropía calculada de los cálculos de EOS. Saumon y Guillot (2004) exploraron la posible gama de soluciones para Júpiter utilizando diferentes EOS e inferieron una masa total de elementos pesados ​​entre 10 y 40 My masas de núcleo entre 0 y 10 M. Más tarde, cuando los cálculos DFT EOS estuvieron disponibles, se presentaron nuevos modelos de Júpiter. El primer conjunto de

Figura 4. Perfiles representativos de densidad (izquierda) y presión (derecha) de Júpiter y Saturno en función del radio medio planetario. Los datos se toman de Miguel et al. (2016) y Helled y Guillot (2013), respectivamente.

modelos se basó en el cálculo de entropía de Rostock H – He EOS, que se calculó utilizando ab initio DFT (por ejemplo, Nettelmann et al., 2008, 2012 Becker et al., 2014). En Nettelmann et al. (2008), Nettelmann, Helled, Fortney y Redmer (2012), Becker et al. (2014) y Nettelmann (2017), los modelos se basaron en el supuesto de tres capas, donde el interior se separa en un núcleo distinto y dos envolventes homogéneas. La fracción de masa de helio en la envoltura exterior, Yfuera, se configuró para que coincida con el valor de la sonda de entrada de Galileo de Y = 0,238. La abundancia de helio de la envoltura interior Yen se elige para producir una fracción de masa de helio a granel que reproduce el valor protosolar. Las fracciones de masa del elemento pesado Zfuera y Zen fueron elegidos para coincidir con los valores medidos en ese momento de los armónicos gravitacionales de bajo orden J2 y J4, con J4 ser un poco más sensible a Zfuera que J2 es, y viceversa para Zen. En la transición entre las envolturas interior y exterior, se supone que la presión y la temperatura cambian continuamente, mientras que la densidad y la entropía tienen discontinuidades. En estos modelos, la presión de transición Ptrans se toma como un parámetro libre, entre 1 y 5 Mbar, aunque los cálculos del diagrama de fase H – He sugieren que Ptrans ∼ 1 Mbar. Superior asumido Ptrans Los valores conducen a una mayor metalicidad de la envolvente y valores inferidos más pequeños para la masa del núcleo. En general, los estudios de este grupo han confirmado los rangos derivados por Saumon y Guillot (2004), donde la masa del núcleo era menor que ∼10 M, con un enriquecimiento global de decenas M de elementos pesados.

Un segundo tipo de modelos de Júpiter basado en el cálculo H – He EOS de Militzer, que también utiliza ab initio DFT-MB (por ejemplo, Militzer et al., 2008 Hubbard & amp Militzer, 2016). Militzer y Hubbard (2013) han presentado una ecuación completa de estado de las mezclas de H-He y sus energías internas inferidas, así como una adiabática de Júpiter. Estos modelos conducen a una masa central inferida significativa para Júpiter del orden de 15 a 20 M con una metalicidad envolvente baja, a veces incluso menor que la solar.

Tenga en cuenta que en estos modelos de Júpiter, la presión de transición no se toma como un parámetro libre, sino que se establece identificando la ubicación en la que la presión de la adiabática de Júpiter se cruza con la región de inmiscibilidad H-He según lo derivado de Morales et al. (2013 ver Figura 2). Cabe señalar que las EOS utilizadas por Militzer y colaboradores y Nettelmann y colaboradores no son muy diferentes en cuanto a los datos brutos, sino en el cálculo de la entropía, y por tanto en la adiabat construida. Un adiabat más caliente, según lo inferido por Nettelmann y colaboradores, conduce a una masa de elementos pesados ​​inferidos más grande (ver Militzer et al. [2016] y Miguel et al. [2016] para mayor discusión).

Las recientes mediciones de gravedad de la nave espacial Juno (Bolton et al., 2017 Iess et al., 2018) introdujeron nuevas restricciones en los modelos de estructura de Júpiter. Los modelos de Júpiter que se ajustan a los datos de Juno han sido presentados por Wahl et al. (2017), Nettelmann (2017) y Guillot et al. (2018). En general, parece que las soluciones preferibles son las que tienen núcleos (∼10 M) y una discontinuidad del enriquecimiento de elementos pesados ​​en la envoltura, con la envoltura interior rica en helio que consiste en una fracción mayor de elementos pesados ​​que la envoltura externa pobre en helio (es decir, Zen & gt Zfuera). Además, los modelos interiores de Júpiter que se ajustan a los datos de Juno sugieren que otra solución factible para la estructura interna de Júpiter es la existencia de un núcleo diluido / difuso (por ejemplo, Wahl et al., 2017). En este caso, el núcleo de Júpiter ya no se ve como una región central de elemento pesado puro con una discontinuidad de densidad en el límite de la envoltura del núcleo, sino como una región central cuya composición está dominada por elementos pesados, que podrían distribuirse gradualmente o mezclarse homogéneamente. . Un núcleo tan diluido podría extenderse a unas pocas decenas de porcentajes del radio total del planeta y también puede consistir en elementos más ligeros (H – He). Si bien la cantidad total de elementos pesados ​​en la región central de los modelos de núcleos diluidos en la región central no cambia mucho (por ejemplo, Wahl et al., 2017, Nettelmann, 2017), el tamaño del núcleo aumenta significativamente debido a la inclusión de H – He.

La existencia de un núcleo diluido o un gradiente pronunciado de elementos pesados ​​dentro de Júpiter es en realidad consistente con los modelos de formación de Júpiter (ver “Restricciones sobre la estructura interna y el origen” para más detalles). Los modelos de formación de planetas gigantes en el escenario de acreción del núcleo (por ejemplo, Pollack et al., 1996) sugieren que una vez que la masa del núcleo alcanza ∼ 12METRO, el material sólido acumulado (elementos pesados) se vaporiza y permanece en la envoltura planetaria (por ejemplo, Stevenson, 1982). Esto conduce a una estructura en la que el interior profundo está altamente enriquecido con elementos pesados, sin una transición brusca entre el núcleo y la envolvente interior (por ejemplo, Helled & amp Stevenson, 2017, y referencias allí). Otra explicación para un núcleo diluido es la erosión del núcleo. Si los elementos pesados ​​dentro de un núcleo compacto son miscibles en hidrógeno metálico (por ejemplo, Wilson & amp Militzer, 2010, 2012), la presencia de una gran convección podría mezclar algunos de los elementos del núcleo en el interior profundo (por ejemplo, Guillot, Stevenson, Hubbard, y Saumon, 2004). Los modelos de evolución a largo plazo de Júpiter con gradientes de composición sugieren que los gradientes de composición pronunciados pueden persistir hasta el día de hoy (ver la sección “Modelos de Evolución”).

Por último, es importante señalar que la masa central inferida y el enriquecimiento planetario total no solo dependen de la EOS supuesta, sino también de las suposiciones del modelo. Los modelos de estructura de Júpiter presentados por Wahl et al. (2017) muestran que tanto los núcleos difusos como los compactos son consistentes con los datos de Juno, con una masa del núcleo entre ∼ 1,5 y 20 M, según el modelo. Un modelo de estructura de Júpiter con un núcleo diluido se asemeja a la estructura primordial derivada de los modelos de formación (Stevenson, 1985 Helled & amp Stevenson, 2017), proporcionando un vínculo potencial entre los modelos de formación de planetas gigantes y la estructura del estado actual de los planetas. En todos estos modelos, se encontró que el momento de inercia normalizado de Júpiter era ∼0,264. Este valor está relativamente bien restringido, al menos desde el punto de vista del modelado, debido a la determinación precisa del campo gravitacional de Júpiter por Juno (por ejemplo, Wahl et al., 2017). De hecho, se ha demostrado que existe una correlación muy fuerte entre J2 y el momento de inercia, pero esta no es una correspondencia perfecta de uno a uno (por ejemplo, Helled, Anderson, Podolak, & amp Schubert [2011], y referencias allí).

Saturno

A menudo se considera que Saturno es una versión pequeña de Júpiter pero, de hecho, los dos planetas tienen diferencias significativas. Primero, el enriquecimiento relativo en elementos pesados ​​es bastante diferente, así como la geometría, el campo magnético, la inclinación del eje y la evolución a largo plazo. Con solo una simple comparación de sus valores de momento de inercia normalizados, se puede concluir que Saturno está condensado más centralmente en comparación con Júpiter. Ingenuamente, uno esperaría que sea más fácil modelar el interior de Saturno, ya que una porción más pequeña de su masa se encuentra en la región de alta incertidumbre en la EOS de hidrógeno, pero este no es el caso debido a la posibilidad de lluvia de helio. Una complicación adicional surge de la incertidumbre en el período de rotación y la forma de Saturno (ver Fortney et al., 2016, y las referencias en el mismo).

Los modelos de Saturno calculados por Helled y Guillot (2013) también utilizaron el enfoque del modelo de tres capas. El rango de la fracción de masa de helio en la envoltura exterior. Yfuera se tomó entre 0,11 y 0,25, con un valor global Y = 0.265–0.275 consistente con el valor protosolar. Aquí, la EOS de H – He se estableció en el valor de Saumon, Chabrier, van Horn (SCVH), que se calculó para una amplia gama de presiones y temperaturas (Saumon et al., 1995) y se ha utilizado ampliamente en la comunidad astrofísica. . Se consideró un rango de temperaturas a 1 bar (130-145 K) y Ptrans se permitió oscilar entre 1 y 4 Mbar. Para la distribución de elementos pesados, asumieron Zen = Zfuera. Estos modelos de Saturno también tuvieron en cuenta la incertidumbre en la forma de Saturno, la tasa de rotación y el perfil de rotación (consulte "Tasa de rotación y profundidad de los vientos"). Los modelos de Saturno se construyeron para dos períodos de rotación supuestos diferentes para los datos de gravedad de la Voyager y Cassini. Para el rango de diferentes supuestos del modelo, se encontró que la masa del núcleo derivada variaba entre ∼ 5 y 20 M, mientras que se encontró que la masa del elemento pesado en la envolvente estaba entre ∼ 0 y 7 M. Como para Júpiter, aumentando PAGtrans conduce a masas de núcleo más pequeñas y envolventes más enriquecidas.

Finalmente, los datos de gravedad de Cassini reducen la masa del núcleo inferida en aproximadamente 5 M. Sin embargo, debe tenerse en cuenta, basándose en los datos recientes de Juno para Júpiter, así como en nuevos estudios sobre la formación y evolución de planetas gigantes, que la suposición de Zen = Zfuera puede ser inapropiado, y una suposición más realista es Zen & gt Zfuera. Se estima que la masa total de elementos pesados ​​en Saturno es de ∼16–30 M, con una masa de núcleo entre cero y 20 M (por ejemplo, Saumon & amp Guillot, 2004 Nettelmann et al., 2012 Helled & amp Guillot, 2013). Sin embargo (ver "Modelos de estructura interna"), esta conclusión se basa en modelos de interiores relativamente simples. La Figura 5 proporciona una presentación esquemática de las dos posibles estructuras internas de Júpiter y Saturno.

Figura 5. Bocetos de las estructuras internas de Júpiter y Saturno.

Interiores no adiabáticos

Los modelos de estructura estándar de Júpiter y Saturno asumen que el mecanismo de transporte de energía dominante es la convección, es decir, que el gradiente de temperatura viene dado por el adiabático, aparte de la (fina) atmósfera radiante exterior. Esta suposición simplifica el cálculo, ya que el perfil de temperatura está bien restringido y, además, se puede suponer que la composición dentro de la (s) envolvente (s) es homogénea. Sin embargo, ahora se comprende que en algunos casos (y quizás en la mayoría de los casos), un modelo totalmente adiabático para los planetas gigantes es demasiado simplista. Los interiores de planetas gigantes no adiabáticos son de hecho un resultado natural de su proceso de formación donde los elementos pesados ​​acumulados dan como resultado un interior no homogéneo (por ejemplo, Stevenson, 1985 Helled & amp Stevenson, 2017 Lozovsky, Helled, Rosenberg, & amp Bodenheimer, 2017) . Los interiores no adiabáticos también pueden ser el resultado de la erosión del núcleo (p. Ej., Guillot et al., 2004) y la inmiscibilidad de materiales en hidrógeno metálico (p. Ej., Wilson & amp Militzer, 2012 Soubrian & amp Militzer, 2016).

La existencia de gradientes de composición puede inhibir la convección debido a su efecto estabilizador. Los gradientes de composición moderados pueden borrarse invirtiendo la convección, especialmente en las primeras etapas de la evolución, donde la convección es fuerte, lo que conduce a una rápida mezcla y homogeneización del planeta. De lo contrario, pueden conducir a una convección en capas, un tipo de convección menos eficiente (por ejemplo, Wood, Garaud y Stellmach, 2013), o inhibir la convección y conducir al transporte de calor por conducción y / o radiación.

Leconte y Chabrier (2012, 2013) explicaron la posibilidad de convección de doble difusión en los interiores de Júpiter y Saturno causada por gradientes de elementos pesados. Se demostró que tanto Júpiter como Saturno pueden satisfacer todas las restricciones de observación también cuando se asumen estructuras no adiabáticas con gradientes de composición en todo el interior del planeta. Dado que en este escenario la pérdida de calor (enfriamiento) es menos eficiente, los interiores planetarios pueden ser mucho más calientes y los planetas pueden acomodar cantidades mayores de elementos pesados. Se encontró que las masas centrales derivadas de estos modelos eran de 0 a 0,5 M para Júpiter y

10-21 M para Saturno. Se encontró que la masa del elemento pesado en la envoltura era de 41 a 63,5 M y 10–36 M para Júpiter y Saturno, respectivamente (ver Leconte & amp Chabrier, 2012 para más detalles). Aunque estos modelos podrían verse como casos extremos, dado que se supone que los gradientes de composición persisten en todo el interior del planeta, demuestran claramente la importancia de los supuestos del modelo y la limitación de los modelos simples de tres capas. También es interesante notar que aunque los modelos de estructura semiconvectiva para Júpiter y Saturno son más ricos en elementos pesados, la solución para Júpiter indica la ausencia de un núcleo.

La evidencia de un interior no adiabático de Saturno también se indica a partir del espectro de frecuencia observado de sus oscilaciones de anillo. Algunos de los modos de anillo de Saturno observados por la nave espacial Cassini pueden atribuirse a oscilaciones dentro del interior planetario (Hedman & amp Nicholson, 2013). Un análisis de la división de estos modos de oscilación sugiere la existencia de una región gruesa y estratificada estable por encima del núcleo donde los modos de gravedad pueden penetrar (Fuller, 2014). Actualmente, esta es la única explicación propuesta para las divisiones inesperadas a través de interacciones entre los modos f que se propagan en la envolvente convectiva y los modos g que se propagan en la región estable del interior profundo. Si bien se requieren más investigaciones sobre este tema, estas importantes observaciones y análisis sugieren además que una estructura completamente convectiva es demasiado simplista para describir el interior de Saturno (y posiblemente de Júpiter).

Modelos de evolución

Otro dato que se puede utilizar para restringir los modelos de estructura es la evolución planetaria. La idea es que la estructura del estado actual de los planetas debe ser consistente con la edad del sistema solar (

4.56×109 años) (es decir, con la evolución planetaria). De hecho, la simple suposición de una estructura adiabática se originó por un modelo de evolución donde se demostró que la alta emisión térmica de Júpiter es algo consistente con un interior que es convectivo (por ejemplo, Hubbard, 1968 Guillot, Gautier, Chabrier, & amp Mosser , 1994 Fortney, Ikoma, Nettelmann, Guillot y Marley, 2011). Recientemente se han calculado modelos de evolución con convección en capas en la región de lluvia de helio de Júpiter y Saturno (Nettelmann et al., 2015 Mankovich, Fortney, & amp Moore, 2016). En estos modelos, la envoltura molecular se enfría con el tiempo, pero el interior profundo puede incluso calentarse si la superadiabaticidad en la zona de lluvia heterogénea de He es fuerte. Si bien aún no está claro si la convección de capas ocurre en la región de mezcla de helio, estos modelos muestran que la no adiabaticidad es un aspecto importante que debe considerarse al calcular la evolución a largo plazo de planetas gaseosos como Júpiter y Saturno. 6

También se han presentado modelos de evolución con gradientes de composición primordial para Júpiter y Saturno (Vazan, Helled, Podolak y amp Kovetz, 2016 Vazan, Helled y amp Guillot, 2018). Se encontró que un gradiente moderado de elementos pesados ​​primordiales se vuelve homogéneo a través de una mezcla convectiva después de varios millones de años y que esta mezcla conduce a un enriquecimiento de la envoltura planetaria con elementos pesados. Por otro lado, si el gradiente de composición primordial es pronunciado, se encontró inhibida la convección en el interior profundo. Esto afecta la evolución térmica y conduce a interiores más calientes en comparación con el caso adiabático estándar. Al igual que en los modelos de estructura con convección en capas, también aquí la masa total de elementos pesados ​​en los planetas es mayor que en los modelos adiabáticos y se encontró que era de hasta 40 M y 36 M para Júpiter y Saturno, respectivamente.

Nuevos conocimientos de las misiones Juno y Cassini

En julio de 2016, la misión Juno comenzó a orbitar Júpiter y, entre otras cosas, ha proporcionado una medición precisa de los campos gravitacionales y magnéticos de Júpiter (por ejemplo, Bolton et al., 2017 Folkner et al., 2017 Iess et al., 2018) . Al mismo tiempo, la nave espacial Cassini realizó sus últimas órbitas con geometrías similares a la de Juno, conocida como Cassini Grand Finale, proporcionando información similar sobre los campos de Saturno (por ejemplo, Spilker, 2012), permitiendo un estudio comparativo de los planetas gigantes del sistema solar . Los estudios e investigaciones aún están en curso y es probable que aparezcan más resultados en el momento de (o después) de este artículo, pero ya se han logrado algunas conclusiones clave y nuevos conocimientos sobre la estructura de Júpiter y Saturno a partir de estas mediciones recientes.

Tasa de rotación y profundidad de los vientos

Las atmósferas de Júpiter y Saturno tienen fuertes vientos zonales, con velocidades ecuatoriales de

100 m s1 y 400 m s1, respectivamente. Estas velocidades del viento zonales son relativas al período de rotación supuesto del interior profundo del planeta (Tabla 1). De hecho, no es necesariamente intuitivo pensar que los planetas gigantes giran como cuerpos sólidos y, por lo tanto, están representados por un solo período de rotación debido a que son objetos fluidos y se caracterizan por vientos zonales que insinúan la posibilidad de rotación diferencial (en cilindros).

Se supone que el período de rotación de Júpiter está representado por el período de rotación de su campo magnético que está inclinado

10 ° de su poste de giro y no ha cambiado en muchas décadas (por ejemplo, Riddle & amp Warwick, 1976 Higgins, Carr, & amp Reyes, 1996) Por otro lado, el polo magnético de Saturno está alineado con su eje de rotación. Esta configuración de espín alineado y el hecho de que el campo magnético es dipolar impiden una determinación directa de la tasa de rotación del interior profundo de Saturno porque no hay un componente variable del campo magnético que esté asociado con la rotación planetaria (por ejemplo, Cao, Russell, Christensen, Dougherty y Burton, 2011 Cao, Russell, Wicht, Christensen y Dougherty, 2012). El período de rotación de Saturno de 10 h 39 min 22 s, que conduce a una velocidad ecuatorial de 400 m s1, se derivó de la medición de la nave espacial Voyager de la periodicidad de la radiación kilométrica de Saturno (por ejemplo, Ingersoll & amp Pollard, 1982 Dessler, 1983). De hecho, las mediciones de la nave espacial Cassini no solo midieron una periodicidad diferente en varios minutos, sino que también mostraron que el período está cambiando con el tiempo (por ejemplo, Gurnett et al., 2007), lo que sugiere que la periodicidad en la radiación kilométrica de Saturno no representa la rotación del interior profundo. Por lo tanto, en este momento, el período de rotación de Saturno no está bien limitado. En consecuencia, las velocidades del viento zonal atmosférico con respecto al planeta giratorio subyacente también son desconocidas para Saturno. Se han presentado varios enfoques teóricos para restringir el período de rotación de Saturno, y los valores estimados oscilan entre

10 h 32 min y 10 h 45 min (por ejemplo, Anderson & amp Schubert, 2007 Read, Dowling y amp Schubert, 2009 Helled, Galanti y amp Kaspi, 2015 Mankovich et al., 2018). Si bien una incertidumbre de aproximadamente 10 minutos suena pequeña, puede afectar la estructura interna inferida del planeta y también tiene implicaciones en la dinámica de su atmósfera.

La relación entre el período de rotación de Júpiter y Saturno con su viento zonal, formas físicas y campos gravitacionales y magnéticos se ha estudiado durante décadas y todavía se está investigando. Sin embargo, recientemente se han logrado avances sustanciales en esta dirección gracias a las misiones Cassini y Juno. Los vientos profundos pueden cambiar el perfil de densidad planetaria y, por lo tanto, contribuir a los armónicos gravitacionales medidos, por lo que esta contribución debe contabilizarse como una incertidumbre en los modelos de estructura, ya que son hidrostáticos y no incluyen efectos dinámicos. La profundidad de los vientos puede verse limitada por mediciones precisas de los armónicos gravitacionales de alto orden y / o extraños (por ejemplo, Hubbard, 1999 Kaspi, Hubbard, Showman y amp Flierl, 2010 Kaspi et al., 2018). Recientemente, fue posible determinar la profundidad de los vientos en Júpiter gracias a los datos de Juno (Iess et al., 2018 Kaspi et al., 2018 Guillot et al., 2018). Se encontró que los vientos penetraban a profundidades de 2000 a 3000 km, lo que sugiere que el 1% de la masa planetaria exterior gira de manera diferencial en patrones similares a los de los vientos atmosféricos observados. Esta profundidad es consistente con la esperada de las restricciones de disipación óhmica vinculadas a la metalización del hidrógeno (por ejemplo, Liu, Goldreich, & amp Stevenson, 2008). Dado que la metalización en Saturno ocurre en regiones más profundas (debido a su masa más pequeña y las presiones resultantes), entonces, siguiendo el mismo argumento, se predice que la profundidad de los vientos en Saturno llegará más profundamente, hasta

9000 km. Estas estimaciones corresponden a profundidades de alrededor del 95% y 80% del radio planetario total de Júpiter y Saturno, respectivamente (por ejemplo, Cao & amp Stevenson, 2017).

Campos magnéticos

Tanto Júpiter como Saturno poseen campos magnéticos intrínsecos dipolares. La existencia y la naturaleza de los campos magnéticos proporcionan importantes limitaciones de observación sobre su estructura y dinámica interior actual. La existencia de un campo magnético intrínseco requiere movimientos a gran escala en un medio eléctricamente conductor (por ejemplo, Roberts & amp King, 2013). Para Júpiter y Saturno, los movimientos radiales a gran escala son causados ​​por movimientos convectivos que también transportan calor desde el interior profundo hacia las regiones externas, siendo el material conductor hidrógeno metálico. De hecho, se espera una conductividad eléctrica significativa dentro de Júpiter y Saturno antes de la metalización completa del hidrógeno a presiones de Mbar (100 GPa) (por ejemplo, French et al., 2012). La magnitud de la conductividad eléctrica dentro de Júpiter y Saturno combinada con la intensidad del campo magnético medido por el planeta y la luminosidad de la superficie se puede utilizar para estimar la disipación óhmica interna e introducir restricciones adicionales para los modelos de estructura (p. Ej., Liu et al., 2008 Cao & amp Stevenson, 2017). Por lo tanto, nuestra capacidad para decodificar el interior de Júpiter y Saturno a partir de las propiedades medidas del campo magnético está limitada por nuestra comprensión actual del proceso de dínamo.

El campo magnético intrínseco de Júpiter es más fuerte entre todos los planetas del sistema solar, con una intensidad de campo de superficie que varía de 4 Gauss a 20 Gauss (Connerney et al., 2018 Moore et al., 2018). Las observaciones recientes de Juno revelaron varios factores sorprendentes en la morfología del campo magnético de Júpiter. Cuando se ve en la superficie de la dínamo, el campo magnético de Júpiter se caracteriza por un punto magnético aislado intenso cerca del ecuador con flujo negativo, una banda intensa y relativamente estrecha de flujo positivo cerca de los 45 ° de latitud en el hemisferio norte, y un campo magnético relativamente suave en el hemisferio sur. Se ha especulado que la dicotomía norte-sur en la morfología del campo magnético de Júpiter se debe a la existencia de un núcleo diluido dentro de Júpiter, que limita la acción de la dínamo a la capa superior de Júpiter o crea dos acciones de dínamo espacialmente separadas dentro de Júpiter (Moore et al. al., 2018). Esto proporciona un vínculo agradable entre los modelos de estructura interna que se basan únicamente en los datos de gravedad y las mediciones del campo magnético.

El campo magnético intrínseco de Saturno es inusualmente débil, con una intensidad de campo de superficie que varía entre 0,2 Gauss y 0,5 Gauss (Dougherty et al., 2005 Cao et al., 2011, 2012). Sorprendentemente, el campo magnético de Saturno parece ser perfectamente simétrico con respecto al eje de giro (Cao et al., 2011, 2012). Tanto la fuerza débil como la simetría extrema del eje de giro del campo magnético de Saturno se atribuyeron a la lluvia de helio, que podría crear una capa estratificada estable sobre la dínamo profunda. Sin embargo, todavía se está investigando si la lluvia de helio o los gradientes de composición dentro de Saturno crean una estratificación estable sustancial y si esta capa de estratificación está por encima de la dínamo profunda en lugar de por debajo.

Restricciones sobre la estructura interna y el origen

En la visión estándar de la formación de planetas gigantes, conocida como acreción del núcleo (por ejemplo, Pollack et al., 1996), un planeta gigante se forma en tres etapas:

Fase 1: Acreción de núcleo primario / elemento pesado. Durante esta fase inicial, el núcleo acumula sólidos (planetesimales y / o guijarros) hasta que vacía su región dominante gravitacional (zona de alimentación). La masa asociada con el final de esta etapa se conoce como "masa de aislamiento" y su valor exacto depende de las condiciones locales de formación. En este punto, el planeta está compuesto principalmente de elementos pesados ​​con una fracción insignificante de una envoltura H-He.

Fase 2: Acreción lenta de la envolvente. Durante esta fase, la tasa de acumulación de sólidos disminuye y la tasa de acumulación de H-He aumenta hasta que la tasa de acumulación de la envoltura excede la tasa de acumulación de elementos pesados. El crecimiento de la envoltura amplía la zona de alimentación del planeta y, por lo tanto, permite que los elementos pesados ​​se acumulen pero a un ritmo lento.

Fase 3: Acreción rápida de gas. Una vez que la masa de H-He es comparable a la masa del elemento pesado, la tasa de acumulación de gas aumenta continuamente y excede la tasa de acumulación de elementos pesados ​​hasta que el disco ya no puede suministrar gas lo suficientemente rápido para mantener el equilibrio y mantener el ritmo de la contracción planetaria, y Se inicia la rápida acumulación hidrodinámica de H-He.

En las primeras simulaciones de acreción de núcleos, en aras de la simplicidad numérica, se asumió que todos los elementos pesados ​​llegan al núcleo mientras que la envolvente está compuesta de H – He. Sin embargo, los modelos de formación que siguen la distribución de elementos pesados ​​durante la formación planetaria muestran que una vez que la masa del núcleo alcanza un pequeño valor de

1-2 M y está rodeado por una pequeña envoltura, los sólidos compuestos de elementos pesados ​​tienden a disolverse en la envoltura en lugar de llegar al núcleo (por ejemplo, Lozovsky et al., 2017 Helled & amp Stevenson, 2017). En este caso, el planeta gigante resultante tiene una pequeña masa central y una envoltura interior que está enriquecida con elementos pesados. Curiosamente, esta opinión es consistente con la posibilidad de que Júpiter tenga un núcleo diluido / difuso. Aunque la predicción sobre la distribución de elementos pesados ​​corresponde a Júpiter inmediatamente después de su formación, los modelos de evolución confirman que en varios casos dicha estructura puede persistir hasta la actualidad (por ejemplo, Vazan et al., 2016, 2018). Un punto que aún debe investigarse es si la discontinuidad de la composición en los elementos pesados ​​es causada por el proceso de formación o como resultado de separaciones de fases y erosión del núcleo que ocurren en etapas posteriores durante la evolución planetaria a largo plazo.

Otra pieza que falta del rompecabezas en nuestro entendimiento de Júpiter está relacionada con su abundancia de agua. La baja abundancia de agua en la atmósfera de Júpiter medida por la sonda Galileo probablemente sea el resultado del punto de entrada especial, que mantiene desconocido el enriquecimiento de agua en la atmósfera de Júpiter. Juno mide ahora la abundancia de agua de Júpiter utilizando un radiómetro de microondas (MWR), que mide hasta niveles de presión de

100 bar en longitudes de onda de radio de 1,3 a 50 cm utilizando seis radiómetros separados para medir las emisiones térmicas. La medición del agua no solo es importante para restringir el origen de Júpiter (por ejemplo, Helled & amp Lunine, 2014 y sus referencias), sino también para restringir aún más los modelos de estructura. Primero, dado que los modelos interiores actualizados de Júpiter sugieren que Zen & gt Zfuera, la medición del agua proporcionará un límite inferior para el enriquecimiento total (agua) dentro de Júpiter. En segundo lugar, dado que varios de los nuevos modelos interiores infieren una baja metalicidad para la envolvente exterior, podrían excluirse. Finalmente, la variación del agua con la profundidad puede proporcionar información sobre la dinámica de la atmósfera de Júpiter y poner restricciones en el comportamiento convectivo en su atmósfera superior y también indica la presencia de una región no convectiva dentro del interior de Júpiter. Debe tenerse en cuenta que la medición de MWR aún revela la información sobre una fracción muy pequeña del planeta. Sin embargo, cuando se combina con otras mediciones, proporcionará nuevos conocimientos sobre el planeta más masivo del sistema solar. Los estudios futuros deberían explorar las relaciones entre varios supuestos de modelos de formación y evolución y la composición planetaria inferida y la estructura interna.

Conclusión

Aún quedan muchas preguntas sin resolver sobre los orígenes y las estructuras internas de Júpiter y Saturno. A medida que se resuelven las preguntas abiertas, surgen nuevas preguntas y nuestra comprensión aún es incompleta. Sin embargo, las primeras décadas del siglo XXI son una era dorada para la exploración de planetas gigantes, dada la misión Juno en curso y las mediciones recientes de Cassini Grand Finale que aún se están procesando. La posibilidad de tener información similar sobre Júpiter y Saturno simultáneamente abre oportunidades para mejorar nuestra comprensión de los planetas gigantes y explorar los procesos físicos y químicos que conducen a las diferencias. Ahora se sabe que incluso dentro de nuestro sistema planetario, existen diferencias significativas entre los dos planetas gigantes, lo que sugiere que no existe una forma sencilla de modelar el interior de los planetas gigantes.

Los continuos esfuerzos teóricos y las nuevas mediciones de Juno y Cassini proporcionan datos que mantendrán ocupados a los modeladores planetarios durante un tiempo. Mientras tanto, el conocimiento de la EOS de diferentes elementos y su interacción debe seguir mejorando, y toda la información disponible (campo gravitatorio, campo magnético, composición atmosférica, etc.) debe combinarse para restringir aún más el interior planetario. Además, es deseable desarrollar un marco teórico unido para la formación, evolución y estructura del estado actual de planetas gigantes.

Las misiones futuras también desempeñarán un papel importante para restringir mejor los interiores de Júpiter y Saturno. La próxima misión JUICE puede revelar más información sobre Júpiter, y una posible misión de la sonda Saturno proporcionará restricciones sobre la composición atmosférica de Saturno y el proceso de la lluvia de helio. Finalmente, la detección y caracterización de planetas gigantes alrededor de otras estrellas, combinada con el conocimiento de los gigantes del sistema solar, puede conducir a una comprensión más completa de los planetas gaseosos.

Expresiones de gratitud

El autor agradece a Nadine Nettelmann, Hao Cao y Guglielmo Mazzola por sus importantes contribuciones. El autor también agradece los valiosos comentarios y el apoyo de David Stevenson, Tristan Guillot y Allona Vazan, así como de los dos árbitros anónimos. Finalmente, el autor agradece a todos los miembros del equipo científico de Juno por inspirar discusiones.

Referencias

Notas

1. 1 AU es una unidad astronómica, la distancia promedio entre la Tierra y el Sol.

2. En los modelos adiabáticos, el perfil de temperatura lo establece el gradiente adiabático, y la entropía es (casi) constante dentro del planeta (consulte Militzer et al., 2016 y las referencias en el mismo para obtener más detalles).

3. Sin embargo, esto es una simplificación ya que se han medido armónicos extraños para Júpiter con la nave espacial Juno (Iess et al., 2018). La medida del campo gravitacional de Júpiter siendo asimétrico de norte a sur, se ha utilizado para revelar los flujos atmosféricos e interiores de los planetas (Kaspi et al., 2018).

4. El gradiente adiabático ∇ a d = ∂ l n T ∂ ln P | s, donde S es la entropía, corresponde a un caso en el que el material es homogéneo y convectivo. El gradiente radiativo / conductor está dado por ∇ r a d / c o n d = 3 k L P 64 π σ T 4 G m, donde κ es la opacidad de Rosseland que explica las contribuciones tanto de la radiación como de la conducción, y σ es la constante de Stephan-Boltzmann. See Guillot et al. (2004), Militzer et al. (2016), y referencias allí para más detalles.

5. Cabe señalar también que la naturaleza de la transición del hidrógeno de "molecular" a "metálico" a lo largo de los adiabats de Júpiter y Saturno todavía se debate. La transición podría ser de "primer orden" o suave, aunque la mayoría de los estudios implican que en los interiores de Júpiter y Saturno la transición es suave y es una transición de primer orden a temperaturas más bajas (intermedias).

6. Esto dependería del comportamiento termodinámico de la mezcla H-HE en presencia de una separación de fases.


Encontrar un ingrediente de plástico

En 2013, los científicos descubrieron un ingrediente esencial del plástico, llamado polipropileno, en la atmósfera de Titán. En la Tierra, se usa en todas partes, desde parachoques de automóviles hasta contenedores de plástico. Puede aparecer orgánicamente en la naturaleza, pero los humanos generalmente lo producen artificialmente a partir de fuentes como el refinado de petróleo.

El polipropileno es un hidrocarburo y consta de tres átomos de carbono y seis átomos de hidrógeno. Las sondas Voyager no detectaron polipropileno en la atmósfera de Titán, pero sí detectaron moléculas de la misma familia química, al igual que aquellas que contenían tres átomos de carbono, pero con cuatro átomos de hidrógeno y ocho átomos de hidrógeno, respectivamente. Los investigadores estaban desconcertados de que el miembro del medio de la familia pareciera estar ausente.

"Esta medición fue muy difícil de realizar porque la firma débil del propileno está repleta de sustancias químicas relacionadas con señales mucho más fuertes", dijo Michael Flasar, científico de Goddard e investigador principal del espectrómetro infrarrojo compuesto (CIRS) que se utilizó para las observaciones, dijo en un comunicado. declaración en ese momento. "Este éxito aumenta nuestra confianza en que encontraremos aún más sustancias químicas escondidas durante mucho tiempo en la atmósfera de Titán", dijo Flaser.

La vida tal como la conocemos no podría sobrevivir en la fría superficie de Titán (es demasiado fría para el agua líquida), pero es un destino fascinante: parece similar a planetas rocosos como la Tierra, pero tiene una química base totalmente diferente. Sus lagos y ríos están hechos de metano y etano, y las dunas barridas por el viento en su superficie están hechas de granos de hidrocarburos (a diferencia de los granos de arena en la Tierra, que son silicatos). Los investigadores están interesados ​​en saber si Titán podría tener los ingredientes para crear una variación de la vida tal como la conocemos.