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Química atmosférica. Trazadores

Al igual que los otros planetas gigantes gaseosos del Sistema Solar, Júpiter tiene una composición química muy similar a la del Sol, a diferencia de los planetas terrestres. Esto se debe a la gran retentividad que tiene, por su gran masa y baja temperatura. Los elementos más ligeros que formaban parte de la nebulosa solar primitiva lograron escapar hasta distancias más lejanas del Sol, con lo que se pudieron condensar para formar los planetas jovianos. Más tarde, éstos lograron retener prácticamente todos estos componentes químicos, porque la velocidad de escape es muy alta.

Las medidas sobre la composición química se han realizado por un lado mediante el envío de sondas espaciales (las Pioneers 10 y 11, los Voyager 1 y 2, la Galileo), que han llevado consigo detectores para este propósito.

Otra forma de realizarlo es a partir del estudio del espectro de la luz reflejada por Júpiter. Al tratarse de un planeta, su espectro es el de la luz del Sol reemitida por su atmósfera. Sin embargo, para ciertas longitudes de onda, se observan líneas de absorción características que nos indican la presencia de un elemento químico. En 1932 esto proporcionó pruebas de la existencia de metano (CH₄) y de amoniaco (NH₃) en las nubes, de manera que durante muchos años se pensaba que los planetas gigantes sólo contenían estas dos moléculas.

Hubo que esperar hasta 1960 para descubrir el que es el gas más abundante: el hidrógeno molecular (H₂). A pesar de que constituye aproximadamente el 90% de todo el planeta, sin embargo, como se trata de una molécula simétrica, su espectro tiene unas líneas muy débiles y por tanto difíciles de detectar. Otras moléculas detectadas posteriormente en Júpiter son, por ejemplo, el isótopo de metano (¹³CH₄), el metano-monodeuterio (CH₃D), acetileno (C₂H₂), agua (H₂0), etc.

Las abundancias químicas comparadas del Sol y de Júpiter vienen resumidas en la siguiente tabla, expresadas en tanto por uno:

Tabla de abundancias químicas

Sin embargo, hay pequeñas desviaciones de la composición solar que se deben a ciertos procesos que tienen lugar en la atmósfera. Si ésta se mantuviera en equilibrio químico, siendo el hidrógeno el elemento más abundante, entonces el carbono estaría formando parte del metano (CH₄), el nitrógeno del amoniaco (NH₃) y el oxígeno del agua (H₂0). Sin embargo, hay otros compuestos como el etano (C₂H₆), el acetileno (C₂H₂) y el monóxido de carbono (CO) que no existen en el Sol. Se cree que los dos primeros se forman en la fotodisociación del metano por la luz ultravioleta solar. El CO, por otro lado, se piensa que se forma al reaccionar el carbono con iones de oxígeno atrapados en la magnetosfera del planeta. Otra explicación para la presencia del CO es que se forma en la atmósfera profunda, pero es transportado hacia arriba por corrientes convectivas, de manera que no consigue reaccionar con el hidrógeno. Sin embargo, algo parecido debería ocurrirle al fósforo (P), y sólo se observa en forma de fosfina (PH₃).

Algo importante también es que el hidrógeno molecular se presenta en dos estados posibles: el ortohidrógeno y el parahidrógeno. La diferencia está en si el espín total de los electrones es 1 (son paralelos) ó 0 (son antiparalelos), respectivamente. Son estados con una pequeña diferencia energética, de manera que la transición de uno a otro permite liberar energía, análogo al calor latente emitido en procesos de condensación.

Por último, la fosfina (PH₃) y el germano (GeH₄) sirven para estudiar los movimientos convectivos. Esto es así porque según cálculos termodinámicos, no deberían encontrarse en las atmósferas jovianas a unas temperaturas inferiores a 2000 K; sin embargo, sí son observables, lo cual indica que deben ser transportados hasta la troposfera. A este tipo de compuestos se les llama trazadores.

Quisiera añadir que, aunque las medidas realizadas por los Voyager indican que debe haber agua en aproximadamente una parte por millón en la atmósfera, ha habido en los últimos años una polémica sobre su abundancia. Se han hecho distintos modelos para Júpiter, suponiendo una abundancia subsolar, solar y supersolar de agua. Aunque Björaker y Larson (1985) afirman que debe haber hasta 50 veces menos agua que en el Sol, otros científicos, como Del Genio y McGrattan (1990) afirman que es de tipo solar. Recientemente las últimas medidas obtenidas por la sonda Galileo que descendió por la atmósfera indican un comportamiento subsolar. Lo que no se sabe es si este comportamiento es general, o hubo la mala suerte de caer en un "desierto local" de Júpiter. Desde luego, el tema no está zanjado. Su importancia radica en la influencia sobre los movimientos convectivos y fenómenos de condensación, así como en la formación de ondas planetarias.

Figura 3: Amanecer de Júpiter e Io desde Ganímedes