Come si presenta

Giove, il gigante del Sistema Solare, è il pianeta che, in assoluto, presenta la maggior complessità per quanto riguarda i fenomeni osservabili. I moti atmosferici turbolenti, sostenuti dal calore proveniente dal suo interno e dall’irraggiamento solare, ne fanno un laboratorio naturale di fluidodinamica. La struttura a zone, nota fin dai primi osservatori, è costantemente perturbata da fenomeni turbolenti a evoluzione rapida, con cui convivono strutture coerenti a vita più lunga, come la Grande Macchia Rossa. L’interazione tra le strutture dell’atmosfera produce fenomeni di estremo interesse e complessità, i cui segni possono essere colti in gran numero nei telescopi amatoriali.

Giove è uno dei cosiddetti “pianeti gassosi”, gruppo comprendente anche Saturno e, con minor diritto per la maggiore massa solida, Urano e Nettuno. Giove è tra questi il maggiore per massa e dimensioni: esso rappresenta da solo il 71% della massa totale del sistema di corpi che orbitano attorno al Sole. Il suo diametro è di 142.984 chilometri, la massa di 317,94 masse terrestri. La grande massa del pianeta genera un’enorme pressione interna, e tanto basta provocare calore che si distribuisce poi in tutto il pianeta: Giove è l’unico pianeta che riesce ad irradiare più energia di quanta ne riceva dal Sole.

Si pensi che se la sua massa fosse stata più grande, si sarebbero potute innescare le razioni termonucleari, formando così una stella di piccole dimensioni: Giove è una “stella mancata”. Giove possiede una magnetosfera che nella sua parte più intensa si estende per circa 2 milioni di km verso il Sole e anche di più dalla parte opposta; in totale si estende comunque per più di 600 milioni di km.Il vento solare e le particelle cariche nella magnetosfera danno origine ad aurore simili a quelle che si verificano sulla Terra, che però si estendono sull’intera superficie del pianeta.

Inoltre Giove possiede un sistema di sottili anelli: il bordo esterno di quello principale è posto a 50.000 km dal bordo delle nubi.

La maggior parte delle informazioni sul pianeta derivava, fino agli ani ’90, dalle sonde Voyager 1 e 2 che rispettivamente nel marzo e nel luglio del 1979 hanno osservato il pianeta da vicino. Successivamente la missione Galileo ha monitorato il pianeta per diversi anni, ben coadiuvata da osservazioni compiute a terra, comprendenti anche quelle amatoriali.

Caratteristiche fisiche dell’interno

Si ipotizza che all’interno del pianeta si trovi un nucleo denso del diametro di circa 30.000 km, di natura probabilmente rocciosa, composto in maggior parte da ferro e silicati, quindi da cristalli di ghiaccio, ammoniaca e metano convertiti in forma metallica dall’immane pressione della materia sovrastante. Alla superficie del nucleo questa dovrebbe aggirarsi sui 450 milioni di kg per centimetro quadrato.

Esternamente al nucleo vi è un mantello (shell) di idrogeno anch’esso sottoposto ad alta pressione (2 milioni di kg per cm²), e pertanto ridotto a stato metallico, che si estende per altri 30.000 km. Ancora più esternamente, l’idrogeno rimane sotto pressione leggermente minore e si estende per altri 25.000 km in stato molecolare liquido, uno stato della materia mai osservato ma previsto teoricamente. Infine esiste un ultimo strato di 1.000 km che costituisce l’atmosfera esterna. Di questo strato esterno si vede da Terra solo la parte superficiale: si tratta di un atmosfera fortemente turbolenta solcata da bande scure su fondo più chiaro, che presenta una rotazione non rigida, più veloce presso l’equatore, a cui si sovrappongono venti orientali ed occidentali.

L’atmosfera osservabile

L’ atmosfera gioviana è composta principalmente da idrogeno ed elio, ma contiene anche consistenti tracce di ammoniaca, metano (CH4), e vari idrocarburi. Le caratteristiche bande del pianeta sono frutto delle differenze di temperatura, che determinano moti convettivi nell’involucro gassoso. In particolare, dove vi sono dei moti ascendenti, ovvero dove il gas più caldo sale emergendo in superficie, si producono delle nubi chiare a quote elevate. Al contrario, le aree scure sono dovute flussi di gas verso l’interno del pianeta. L’ interazione di questi moti con la rapida rotazione gioviana produce la caratteristica struttura a bande e zone, mentre le reazioni fotochimiche su componenti presenti in tracce, indotte dalla radiazione solare, sono probabilmente responsabili delle varie sfumature di colore.

Le cosiddette zone, chiare, sono formate da cirri di cristalli di ammoniaca posti a quote elevate e dominati da venti occidentali. Le bande scure sono nubi più dense, a quote più basse, spinte da correnti orientali instabili. Al confine tra i due tipi di strutture i venti, soffiando in direzioni opposte, raggiungono velocità relative molto elevate, creando delle zone di turbolenza più o meno stabili, responsabili della varietà di dettagli osservabile.

Alla luce di questi meccanismi, risulta evidente la possibilità di avere moti gassosi che producono formazioni atmosferiche ad evoluzione rapidissima. Del resto le sequenze di immagini provenienti dalle sonde Voyager e le innumerevoli osservazioni da Terra hanno mostrato nei dettagli la velocità con cui certe formazioni atmosferiche evolvono.

Più in dettaglio, le velocità dei venti, misurate rispetto alla massa ruotante del pianeta, variano da 120 m/s per quelli che spirano in direzione ovest-est, a 50 km/s per quelli che viaggiano in direzione est-ovest. Appena sopra le nubi superficiali, dove la pressione è 5 volte quella sulla superficie terrestre, vi sono altre nubi brune, probabilmente formate da bapore acqueo e altri composti dello zolfo: qui la temperatura è di circa 7 °C.Circa 30 km più in alto la temperatura scende a -73 °C e si trovano nubi bruno rossastre di bisolfuro d’ammonio ed altri composti non identificati.

Circa 65 km sopra le nubi brune sono sparsi cirri di ammoniaca a -133 °C. Oltre ancora nella troposfera, a 90 km d’altezza la temperatura ricomincia a salire, ma arrivati a 150 km non supera i -113 °C. Nell’immagine seguente è schematizzato il movimento delle nubi. Innanzitutto si chiamano “bande” le zone di bassa pressione (cicloniche) e “zone” quelle di alta pressione (anticicloniche). Queste aree sono provocate dalle correnti dell’atmosfera gioviana: il moto ascendente dell’alta pressione condensa in alto nubi molto riflettenti, e quindi chiare, mentre quelle provocate dal moto discendente di bassa pressione sono più scure.

Su queste masse d’aria agiscono diverse forze, tra cui quella dovuta al gradiente di pressione, nonchè quella “apparente” di Coriolis causata dalla rotazione del pianeta; ne consegue, nell’emisfero nord, un moto da ovest verso est nella parte sud della banda, e da est verso ovest nella parte nord. Nell’emisfero australe la situazione è invertita.