Es el planeta mßs grande del sistema solar; estß en ≤rbita a una distancia media de 5,2 UA del Sol
(778,3 millones de km); realiza una revoluci≤n completa alrededor de Θste en 11,86 a±os y una
rotaci≤n completa alrededor de su propio eje en apenas 9,84 horas.
Es uno de los mßs bellos objetos que pueden verse en una noche estrellada. Brilla con una tranquila luz
anaranjada, es conocido desde la antiguedad y no por casualidad los griegos lo identificaron con
J·piter, el padre de los Dioses. Observado con un peque±o telescopio, ofrece el espectßculo de sus
cuatro satΘlites mayores, Ia, Europa, Ganφmedes y Calisto, que giran alrededor de aquΘl haciendo que
parezca un sistema solar en miniatura. Para Galileo Galilei que en 1610, despuΘs de haber construido
el primer telescopio, descubri≤ estas cuatro lunas de J·piter, se trat≤ de un hecho muy importante,
porque proporcion≤ una prueba para demostrar que la Tierra gira alrededor del Sol (teorφa
heliocΘntrica). Seg·n los rivales del cientφfico, la Tierra no podrφa moverse en el espacio, ya que de
otra manera dejarφa atrßs a la Luna. J·piter con sus lunas constituy≤ la demostraci≤n dela falsedad de
esas opiniones.
Con un peque±o instrumento ≤ptico, pero un poco mßs potente que el construido por Galileo, es
posible discernir sobre la superficie visible del planeta una alternancia de bandas claras y oscuras,
dispuestas paralelamente al ecuador. No se trata de elementos morfol≤gicos fijos, como las monta±as
de la Tierra o los crßteres de la Luna, sino de nubes de estructura gaseosa en perenne movimiento y
evoluci≤n. Estas son el resultado de la compleja dinßmica que caracteriza al planeta. Es importante
subrayar que cuando se habla de superficie de J·piter, se hace referencia a sus nubes, a una m≤vil
estructura atmosfΘrica y no a una capa s≤lida, como en el caso de los planetas interiores. La superficie
s≤lida de J·piter, si existiera una, estß literalmente sepultada por un ocΘano de decenas de miles de
kil≤metros de fluidos, tanto en forma gaseosa como lφquida.
En el decenio de los 70 J·piter ha sido el objetivo de dos excepcionales misiones interplanetarias
americanas. Comenz≤ la pareja Pioneer 10 y 11, en 1973- 74. Se trataba de robots automßticos, a·n
muy rudimentarios, que tomaron imßgenes poco definidas del planeta, tanto a luz visible como al
infrarrojo (radiaci≤n tΘrmica). Sin embargo, esas primeras tomas de cerca representaron un gran paso
adelante con respecto a las observaciones desde la Tierra, y revelaron muchas novedades sobre la
estructura y composici≤n del gigante del sistema solar. Pero la autΘntica obra de arte en la
investigaci≤n de cerca de J·piter y de sus principales satΘlites ha sido realizada por los Voyager 1 y 2,
en 1979. Esta vez se obtuvieron imßgenes de elevada resoluci≤n y medidas de gran valor cientφfico que
a·n son, y lo serßn por muchos a±os, objeto de estudio. A·n no se ha agotado el examen de todos los
nuevos datos obtenidos sobre el sistema jupiteriano, y he aquφ que la NASA se apresta a una nueva y
mßs precisa investigaci≤n con la sonda Galileo, asφ bautizada en honor al gran astr≤nomo.
Pero examinemos, a la luz de los conocimientos mßs recientes, las principales caracteristicas del
planeta J·piter. En una voz sucesiva (J·piter, satΘlites) pasaremos revista a su enloquecido sistema de
satΘlites y el delgado anillo descubierto en 1979 por el Voyager 1.
La difinici≤n de gigante gaseoso dada a J·piter puede entenderse mejor a travΘs de estas cifras: dißmetro 143.200 km. (alrededor de 10 veces mßs que la Tierra); masa 318 veces mayor que la Tierra;
volumen 1.317 veces superior al de la Tierra. Conociendo masa y volumen, se puede determinar
fßcilmente la densidad media que, en este caso, es de apenas 1,3 con respecto a la del agua. Este
resultado nos dice que J·piter estß formado por elementos livianos y, en efecto, los anßlisis a distancia
han establecido que el elemento mßs abundante del planeta es el hidr≤geno (88 por 100), seguido del
helio (11 por 100) y de otros componentes menores como el nitr≤geno, el carbono y el azufre. Todos
estos elementos menores, combinßndose con el abundante hidr≤geno, forman las capas visibles de
nubes a base de metano, amoniaco y agua, asφ como tambiΘn de hidr≤geno sulfurado.
┐Por quΘ J·piter es tan diferente de los planetas pr≤ximos a la Tierra, que se caracterizan por una gran
masa s≤lida y una fina envoltura gaseosa? La respuesta se halla en los procesos de formaci≤n del Sistema solar. En efecto, los planetas mßs alejados del Sol, llamados tambiΘn exteriores o jupiterianos por
su afinidad con J·piter, pudieron agrandarse utilizando en enormes cantidades los elementos mßs
volßtiles existentes en los bordes de la nebulosa primordial. Sus grandes masas, ademßs, hicieron que
estos elementos no se diluyeran en el espacio como sucedi≤ con los planetas de tipo terrestre. En otros
tΘrminos, las relaciones de abundancia de los elementos presentes en J·piter reflejan bastante
fielmente los existentes en la nebulosa primordial en los tiempos de la formaci≤n de los planetas, asφ
como los existentes en el Sol. Y, a este prop≤sito, es preciso subrayar que si J·piter hubiera alcanzado
una masa una decena de veces superior a la que tiene, a causa de los procesos de contracci≤n
gravitacional, en su n·cleo se habrφan llegado a presiones y temperaturas tales como para desatar las
reacciones de fusi≤n termonuclear que se producen en el Sol. Resumiendo, J·piter se habrφa encendido
como una estrella y nuestro sistema, como tantos otros en el espacio, tendrφa dos Soles. Que se haya
estado cerca a este resultado lo demuestra el hecho de que J·piter es el ·nico planeta que irradia mßs
energφa (algo mßs del doble) de la que recibe del Sol: signo de que hay una fuente de calor interno
debida a los procesos residuales de contracci≤n.
Es precisamente el calor interno de J·piter el que dirige la compleja dinßmica de su atm≤sfera, o bien
los movimientos de la inmensa esfera de gas de la que estß constituido el planeta. Como resultado de
movimientos convectivos, muy similares a los que pueden encontrarse en una olla calentada por un
fuego, en J·piter hay fluidos que absorben calor de las profundidades, suben y ceden el calor al
exterior y por lo tanto vuelven a descender. Asφ se crean bandas claras (amarillentas o blancas)
paralelas al ecuador, que son regiones de ascenso de las masas gaseosas y que son definidas zonas, y
bandas oscuras (marrones o grisßceas) tambiΘn paralelas al ecuador, que son regiones en las que las
masas de aire descienden y son definidas en lenguaje astron≤mico bandas. Observadas al infrarrojo, las
zonas aparecen mßs frφas (porque ceden el calor al espacio exterior) que las bandas. Este esquema de
circulaci≤n, asociado a la rßpida rotaci≤n del planeta alrededor de su propio eje, determina esa
estupenda alternancia de lφneas tenuamente coloreadas que cualquier persona, que disponga de un
telescopio de por lo menos 20 cm de dißmetro, puede observar. Pero no es todo. Superpuestas a estas
estructuras, se notan manchas redondas y ovaladas tanto claras como oscuras, la mayor parte de las
cuales es de efimera duraci≤n. Una de ellas en cambio, la Gran Mancha Roja (tambiΘn visible con un
instrumento de 20 cm.) persiste desde hace siglos y se piensa que sea el equivalente de un cicl≤n
terrestre, un v≤rtice que transporta masas de gas desde las zonas subyacentes a los niveles mßs altos de
la atm≤sfera jupiteriana. Observada a los infrarrojos, la Gran Mancha Roja parece una regi≤n frφa.
S≤lo las observaciones de cerca de los dos Voyager han podido revelar lo complejos y maravillosos
que son los sistemas de circulaci≤n secundarios, que se establecen por el contacto entre zonas y
bandas, o entre las manchas y las regiones que las rodean; complejidad y maravilla que son exaltadas
por la estupenda gama de colores (amarillo, ocre, azul, turquesa, etc.) que se crea por efecto de la
mezcla del hidr≤geno con los otros gases. Basta mirar atentamente las fotos de las dos sondas
americanas para darse cuenta .
La exploraci≤n de cerca ha permitido tambiΘn trazar una curva del gradiente tΘrmico de la atm≤sfera
jupiteriana, es decir de la variaci≤n de temperatura con la profundidad. El nivel mßs exterior y visible
de las nubes es de aproximadamente -170 grados centφgrados. Descendiendo de altura, la temperatura
aumenta al ritmo de alrededor de 2 grados centφgrados por km. Por lo tanto, basta llegar a 100 km por
debajo de la capa visible de las nubes para encontrar una temperatura de tipo terrestre. Aquφ, sin
embargo, la presi≤n es aproximadamente cinco veces superior con respecto a la que tenemos en la
Tierra a nivel del mar.
Lo que hay debajo de la capa visible de nubes puede ser, por ahora, s≤lo objeto de hip≤tesis. Siguiendo
algunos modelos de la estructura interna de J·piter, con el aumento de la presi≤n de sucesi≤n de nubes
formada por hidr≤geno y sus combinaciones con otros elementos darφa lugar a un ocΘano de hidr≤geno
lφquido metßlico, un estado fφsico particular que convierte a este elemento en un perfecto conductor de
electricidad. Por consiguiente serφa el hidr≤geno metßlico, en lo relativo a la rotaci≤n del planeta, el
responsable del campo magnΘtico registrado alrededor de J·piter, tan intenso como para superar en
unas 4.000 veces el terrestre. A·n mßs abajo de la cubierta de hidr≤geno lφquido metßlico, podrφa haber
un n·cleo rocoso de peque±as dimensiones, pero el problema a·n resulta algo controvertido.
