Quinto planeta desde el Sol, el gigante de los planetas del Sistema Solar. Recibe el nombre de la mitología romana, del más grande, del rey de sus dioses. Exceptuando al Sol y a la Luna, suele ser el objeto más brillante del firmamento (cuando Venus esta lejano a la Tierra). Al contrario que Venus, que solo puede verse durante unas horas, Júpiter permanece toda la noche en el firmamento.

Algunos de sus datos geofísicos son espectaculares: un diámetro de 142.800 km, algo más de diez veces el terrestre (11,2), su volumen 1.400 veces mayor, su masa 318,4 veces la de la Tierra y su campo magnético es cuatro mil veces superior. Su densidad es aproximadamente la cuarta parte de la terrestre, por lo que en su composición son más abundantes los elementos ligeros, como los gases, que los metales. La masa de Júpiter es el doble que la del resto de todos los otros planetas juntos, aunque resulta ridícula comparándola con la del Sol, que es 1.040 veces mayor.

Júpiter gira alrededor del Sol describiendo una órbita casi circular (excentricidad 0,05), a una distancia media de 797 millones de kilómetros (740,6 de perihelio, 816 de afelio), con una inclinación de 1,3 grados. La mínima distancia a la que Júpiter puede encontrarse de la Tierra es de 644 millones de km. Tarda en realizar una revolución completa alrededor del Sol 11,9 años.

La luz que Júpiter recibe del Sol es la vigésima parte más débil de la que se recibe en la Tierra, pero gracias a su gran tamaño y alto albedo brilla más que cualquier estrella en el cielo, y alcanza una magnitud máxima de -2,5. No obstante, el brillo de Venus y de Marte pueden ser mayores que el de Júpiter cuando se encuentran próximos a la Tierra.

Júpiter tarda 9 horas y 50 minutos en completar un giro sobre su eje. Esta rápida rotación produce un achatamiento de los polos y el engrosamiento de la zona ecuatorial, por lo que su forma dista de ser una esfera perfecta para aproximarse a la de un elipsoide. La diferencia entre su diámetro ecuatorial con el polar es de 9.000 km, que corresponde a una elipticidad o achatamiento de 0,062. Cassini fue el primero, en 1661, que apreció este achatamiento, el cual justificaba de manera experimental las teorías acerca de las formas de los planetas que acababa de formular Newton; también descubrió, en 1665, el movimiento de rotación de Júpiter alrededor de su propio eje y midió su duración.

La atmósfera de Júpiter

Cassini observó que la superficie de Júpiter, aunque principalmente amarilla, no era lisa, sino que tenía bandas de diferente coloración. Estas observaciones fueron repetidas por numerosos astrónomos. En 1664 Robert Hooke describió la especialmente importante gran mancha rojo ladrillo. Todos los astrónomos que han observado a Júpiter a través del telescopio han comprobado cómo su aspecto cambia con el tiempo. En realidad, lo que ven es la atmósfera, la capa de gases que rodea el planeta, que no tiene una rotación uniforme y se ve sometida a fuertes corrientes atmosféricas que reflejan los diferentes períodos de rotación en las distintas latitudes. Las nubes blanquecinas de esta capa están formadas por cristales de amoniaco en suspensión. Esta capa está a una temperatura de -120 °C y tienen una presión mitad de la terrestre al nivel del mar.

Más abajo y a una presión equivalente al doble de la atmosférica al nivel del mar en la tierra, se formarían nubes de hidrosulfuro de amonio, con otros compuestos orgánicos que les darían la coloración característica que presentan. Las capas superiores de estas nubes tienen una temperatura de -50 °C. A través de agujeros en esta capa de nubes, la exploración infrarroja ha medido las temperaturas existentes en las capas inmediatamente debajo, que resultan ser de 17 °C. En estas zonas podrían producirse moléculas orgánicas, similares a los componentes básicos, para la formación de los primeros ladrillos de la vida.
Véase Exobiología

Las observaciones espectroscópicas, realizadas entre 1930 y 1960, perfeccionadas por la exploración infrarroja de las sondas espaciales Voyager y después por la sonda Galileo, indican que la atmósfera de Júpiter es una densa capa de nubes, con un espesor de más de 1.000 km, constituida por un 87 % de hidrógeno, un 11% de helio y un 1% de distintos componentes (amoníaco, metano, etano, vapor de agua, acetileno, fosfamina, ácido cianhídrico, monóxido de carbono, etc.)

En ella se distinguen unas bandas, alternativamente oscuras (cinturones) y claras (zonas), distribuidas paralelamente al ecuador y que giran en sentidos opuestos. Estas bandas apuntan hacia sistemas circulatorios de un ciclo convectivo. Las zonas claras son más altas y frías, representan las regiones donde se eleva la materia caliente. Los cinturones oscuros, cálidos y bajos, constituyen las fosas en las que se deposita la materia ya enfriada. Aparte de esta circulación vertical, la característica más notable de la meteorología de Júpiter es la circulación horizontal de su atmósfera, una distribución alternante de vientos del Este y del Oeste. Este tipo de circulación ha podido generar vórtices permanentes que podrían aumentar de tamaño al unirse varios, manteniéndose estables al atrapar a otros más pequeños. Tales estructuras atmosféricas, que asemejan manchas, se denominan genéricamente óvalos de larga vida, cuyo mejor ejemplo es la Gran Mancha Roja.

La Gran Mancha Roja está situada al Sur del planeta en su zona tropical, a -20 grados de latitud. Fue descrita por primera vez por el astrónomo inglés Robert Hook, en 1664; Cassini la dibujó en sus bosquejos de 1672, pero fue William Tempel quien la bautizó con ese nombre. La Mancha Roja gira en sentido retrógrado entre una corriente que va del Este al Norte de ella, y otra del Oeste al Sur de la Mancha. Este gran remolino tiene una extensión de unos 25.000 km y ha sido observado de forma continuada durante tres siglos. La Gran Mancha Roja posee una cierta movilidad, avanza hacia el Oeste del planeta a unos metros por segundo, mientras que los vientos que la rodean llegan a alcanzar velocidades de cien metros por segundo; cambia de color lentamente, a veces es roja oscura y otras tan pálida, que resulta complicado distinguirla con el telescopio. Resulta difícil explicar la estabilidad de esta gran estructura en una atmósfera tan mezclada. Además de la Gran Mancha Roja, Júpiter tiene varios óvalos blancos.

Cinturones de radiación

Las primeras sondas que exploraron Júpiter detectaron la existencia de campos magnéticos que rodeaban al planeta, con una intensidad entre 10 y veinte veces superior a la magnetosfera terrestre y que se extendían por una extensión cien veces más amplia. Las partículas cargadas que trae el viento solar son atrapadas por la magnetosfera, que es bastante achatada por efecto de la rápida rotación, con lo que se crean cinturones de radiación similares a los cinturones Van Allen terrestres, pero con una intensidad mucho mayor. Las naves Pionner y Viking detectaron una radiación de iones de helio mucho más fuerte, capaz de inutilizar los circuitos electrónicos y de origen no aclarado, aunque se atribuyen al satélite de Júpiter, Ío.

Júpiter emite ondas de radio en longitudes de onda alrededor de 0,1 m ( 300 Mhz ) a esta radiación decamétrica (longitud de onda en el rango del decímetro). Esta radiación está generada por los electrones con velocidades próximas a la de la luz, atrapados en órbitas circulares dentro del campo magnético, algo que se conoce como Radiación Sincrotón.

Júpiter produce asimismo ondas de radio más intensas en el rango de longitudes decamétricas (longitud de onda de 10 m equivalentes a 30 MHz), en forma de trenes de ruido de un segundo de duración aproximada. Aunque en algunos momentos se aventuró que estos ruidos podían estar producidos por descargas eléctricas en la atmósfera similares a los rayos terrestres, las recientes observaciones de la sonda Galileo parecen desmentirlo, puesto que esta sonda no detectó ningún rayo, mientras que en el mismo período en la tierra se observaban ondas decamétricas. Se ha atribuido igualmente al satélite Ío, influencia en este fenómeno, ya que estas son más intensos cuando Io ocupa determinadas posiciones con respecto a la Tierra.

Auroras

Al igual que la Tierra, en Júpiter se producen auroras aunque de manera más continuada e intensa. Las auroras se configuran, en forma de un débil resplandor en la parte alta de la atmósfera, cuando las partículas cargadas de la magnetosfera se ponen en contacto en los polos con la parte alta de la atmósfera. Parece ser que los iones de sodio y otros materiales ligeros procedentes de la actividad volcánica de Ío actúan como partículas cargadas en la aparición de auroras.

El interior de Júpiter

A causa de su baja densidad (1,3, en comparación con 5,5 de la Tierra), Júpiter debe de ser rico en materiales más ligeros que los abundantes silicatos terrestres y los metales, probablemente los mismos elementos que son tan abundantes en su atmósfera, hidrógeno molecular y helio, en una proporción del 90 % de hidrógeno, por un 10% de helio. Tendría por lo tanto una composición similar al Sol.

Estos dos elementos son los más simples y abundantes en el Universo, en el Sol y otras estrellas. Júpiter puede haberse formado como consecuencia directa de la condensación del material de la nebulosa primigenia que dio lugar al Sol y a otros planetas hace 4600 millones de años.

Al contrario que los planetas interiores o terrestres, Júpiter no debe de tener una superficie definida. Al descender por debajo de la capas de nubes, la presión y los gases se hacen paulatinamente mayores hasta alcanzar presiones enormes. Si el hidrógeno y el helio que forman el planeta estuviesen suficientemente fríos, éstos se licuarían por efecto de la presión, pero no debe existir una superficie neta que marque la transición entre las fases gaseosas y liquidas del planeta, sino que la transición entre gases sobrecomprimidos y gases licuados se realiza de una manera suave, en la que conviven ambas fases. La capa de hidrógeno líquido, extendería hasta 20.000 km de profundidad.

A profundidades de más de 20.000 km de la capa de nubes, donde las presiones alcanzan más de 2.000.000 de atmósferas, los átomos de hidrógeno se ven sometidos a tal presión que se rompen, liberando a su único electrón. Los protones de su núcleo formarían una sustancia de propiedades similares a un metal, algo que ha venido a llamarse hidrógeno metálico.

El hidrógeno metálico se comportaría como un líquido muy buen conductor de la electricidad. Este líquido, en rápida rotación debido al efecto dinamo, genera un potente campo magnético que alcanza intensidades 14 veces superior al terrestre. El campo magnético está más o menos alineado con el eje de rotación del planeta, al igual que en la Tierra, sin embargo, su polaridad es opuesta, de manera que una brújula terrestre el norte sería señalado como sur. Este campo magnético es el responsable de los intensos cinturones de radiación que rodean al planeta.
Más en profundidad estaría el núcleo del planeta, que sólo ocuparía un 1% de su volumen, formado por materiales rocosos pesados, posiblemente de hierro y silicatos, aunque no se puede aventurar cuales serían las características de estos materiales cuando deben verse sometidos a presiones de más de 2.000.000 de atmósferas y de 30.000 °C en su centro.

Mediciones precisas, han revelado que Júpiter emite 1,6 veces más energía que la que recibe del Sol. En consecuencia, existe una importante fuente de energía interna, de la queda descartada la fusión nuclear, ya que Júpiter para ello necesitaría tener una masa aproximadamente 100 veces más grande, para poder iniciar reacciones de fisión similares a las del Sol y las estrellas. El origen de esta fuente radica, seguramente, en la contracción y diferenciación gravitacional del planeta. Sería un excedente de la energía potencial de los materiales que formaron el planeta.

La existencia de un flujo de energía que procede del interior, significa que su interior debe de estar caliente. Los modelos teóricos realizados al efecto y los experimentos en laboratorios terrestres, predicen que a una profundidad de 100 km debajo de la capa superior de nubes la temperatura debe ser del orden de 400 ° K (127 °C), alcanzando los 1.200 ° K a la profundidad de 500 km.

Los Satélites de Júpiter

Hasta ahora se han descubierto dieciséis satélites de Júpiter, además de 3 anillos.

A principios del siglo XVII, Galileo defendía las teorías de Copérnico, que formulaban un sistema heliocéntrico, frente al modelos establecido defendido por la intransigencia científica de la iglesia Católica. En esos tiempos no se conocía de ningún planeta que tuviese satélites y los astrónomos partidarios del modelo geocéntrico, decían que si la Tierra se moviese en el espacio dejaría atrás a la Luna. El 7 de enero de 1610, Galileo, con su telescopio recién construido, dirigió sus observaciones a Júpiter, observando que en las proximidades del planeta se encontraban tres pequeños puntos que cambiaban de posición oscilando a ambos lados de planeta. El 13 del mismo mes descubrió el cuarto. Galileo llego a la conclusión de que los cuatro pequeños objetos giraban en torno a Júpiter igual que la Luna giraba en torno a la Tierra. Fue la primera vez que gracias al telescopio se observaban objetos no vistos a simple vista, y una prueba contundente de que no todos los objetos del Sistema Solar giraban alrededor de la Tierra como proponía la teoría geocéntrica. Kepler acuñó la palabra satélite, basándose en un termino latino que designaba a los cortejos de la gente poderosa.

Los cuatro primeros satélites han venido a llamarse satélites galileanos, en honor a su ilustre descubridor, y recibieron los nombres individuales Io, Europa, Ganimedes y Calixto del astrónomo holandés Simon Marius, basándose en personajes mitológicos relacionados con Júpiter (el Zeus griego). Los restantes satélites, Amalthea, Himalia, Elara, Pasiphae, Sinope, Lysithea, Carme, Ananke, Leda, Thebe, Adrasthea y Metis, descubiertos posteriormente, se han llamado según la misma costumbre.

La enorme masa de Júpiter hace que su influencia se extienda por gran parte del Sistema Solar; su fuerza gravitatoria es capaz de cambiar el rumbo de cometas y asteroides que se desplazan alrededor del Sol y su campo magnético llega a veces a influenciar a Saturno. Júpiter tiene tantos objetos bajo su influencia que parece un Sistema Solar dentro de otro Sistema Solar salvo por que el planeta no es lo suficientemente grande como para producir reacciones nucleares. La similitud llega a tanto que, al igual que los planetas interiores, los satélites interiores de Júpiter son de naturaleza rocosa, mientras que los exteriores son gaseosos. Los satélites galileanos giran en órbitas casi perfectamente circulares situadas en el plano ecuador del planeta

Los satélites galileanos

Uno de los satélites jovianos se caracteriza por ser el cuerpo planetario con mayor actividad volcánica de todo el Sistema Solar. Es notable la total ausencia de cráteres de impacto, ya que han sido borrados por el intenso vulcanismo. Las erupciones volcánicas pueden ser de carácter explosivo, produciéndose la proyección de partículas con alturas que alcanzan los 280 km sobre el cráter; o bien, generarse ríos de lava radiantes alrededor de una caldera, con una composición muy rica en dióxido de azufre.

Ío, a una distancia de 423.000 km, el más cercano a su superficie de Júpiter es de naturaleza rocosa similar a Mercurio. Tiene una coloración que va desde el amarillo al marrón oscuro con manchas blanquecinas. Es el objeto de sistema Solar con un vulcanismo más activo, con numerosos volcanes en actividad.

Véase Io.

Europa, con un diámetros de 3.138 km, es muy similar a nuestra Luna. Su superficie es lisa como una bola de billar. Su superficie está cubierta por una capa de Hielo de unos 200 km de espesor. Tiene una densidad de 3,04 g./cm³.

Ganimedes, con 5.262 km de diámetro es el satélite más grande del sistema solar. Si girase alrededor del Sol estaría considerado un planeta. Tiene una densidad de 1,9 g./cm3, más baja que los dos anteriores. Tiene un aspecto marrón claro con manchas claras y oscuras.
Véase Ganimedes [astronomía].

Calixto, tiene un diámetro de 4.800 km y una densidad de 1,8 g/cm3. Es un mundo formado por hielos y materiales rocosos, cubierto por brillantes cráteres de impacto de hasta 100 km de diámetro.

Excluyendo los satélites galileanos, el resto son mucho más pequeños, con diámetros que van desde 8 a 100 km y que han sido estudiados más superficialmente. Estos satélites se encuentran lo bastante alejados para no verse afectados por las "mareas" o deformaciones efecto de la atracción gravitatoria del gran Júpiter. Se especula que no están trabados gravitatoriamente y que por lo tanto no presentan siempre la misma cara a Júpiter. El aspecto físico de estos satélites, es obscuro, con superficies y tamaños similares a los asteroides, por lo que se no son nativos de Júpiter, sino que se trata de cuerpos atrapados en su órbita.

Los ocho satélites externos se dividen en dos grupos, cuatro interiores, Leda, Himalia, Listetea y Elara, que están agrupados a una distancia cercana a los 12 millones de kilómetros; se mueven en órbitas bastante próximas entre sí e inclinadas alrededor de 27 grados con respecto al ecuador de Júpiter. La rotación es directa, o sea, en sentido contrario a las agujas del reloj, visto desde el polo norte, y que es lo más frecuente y considerado normal en el Sistema Solar.

Por el contrario, los otros cuatro más exteriores, Annanke, Carme, Pasipae y Sinope, situados aproximadamente al doble de distancia, a unos 23 millones de kilómetros del centro, se mueven en dirección retrógradas, en el sentido de las agujas del reloj. Sus órbitas están inclinadas un ángulo de unos 53 grados respecto al ecuador de Júpiter, y son bastante excéntricas, especialmente en el caso de Pasifae que llega a alejarse hasta 35 millones de kilómetros del planeta.

Se especula que estos cuatro satélites al igual que los otros cuatro interiores son el producto de la ruptura por la propia fuerza de atracción de un asteroide helado de tamaño mayor durante el acto de captura.

Los anillos de Júpiter

Las sondas Voyager I y II descubrieron un débil sistema de anillos que había sido imperceptible desde la Tierra. Los anillos están formados por una capa finísima de polvo de color oscuro y rojizo, de 10 micras de tamaño (similar al del humo del tabaco), que se alza desde la capa externa de la atmósfera hasta una altitud de unos 53.000 km por encima de las nubes más altas del planeta en las proximidades de la órbita de Metis. El material que forman los anillos cae lentamente atraído por Júpiter, sin embargo, la masa de los anillos se mantiene, por lo que debe de haber una fuente de materia que repone el material perdido. Se piensa que ésta, posiblemente silicatos, procede del bombardeo y destrucción por micrometeoritos de minúsculos satélites que orbitan entre la materia del anillo. El satélite Metis podría se asimismo una fuente de polvo.

El anillo principal tiene un espesor de tan solo 30 km, rodeado por un halo, de muy baja densidad de partículas y cuyo espesor aumenta en dirección al planeta, y una capa más extensa de polvo casi imperceptible.

Anillos de Júpiter

La sonda Galileo

La necesidad por parte de la comunidad científica de contar con datos más precisos acerca de la atmósfera de Júpiter que ayudasen a comprender muchas de sus incógnitas motivó a la NASA a enviar a la sonda Galileo, lanzada en 1989. El objetivo de la sonda fue introducirse en su atmósfera y medir las temperatura presión, velocidades de los vientos, densidades y composición de la atmósfera.
Los resultados iniciales mostraron que las densidades y presiones encontradas en las capas altas de la atmósfera son más altas de las esperadas. Descubrió un nuevo cinturón magnético situado entre las capas más altas de la atmósfera y los anillos de Júpiter, casi diez veces más intensos que los cinturones Van Allen de la Tierra.

La sonda envió numerosos datos que en estos momentos son objeto de cuidadoso estudio e interpretación.

El impacto del cometa Shoemaker

Un acontecimiento bien aprovechado por la comunidad científica fue el impacto de fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 (SL9) en la superficie de Júpiter en julio de 1994. El cometa que dos años antes se había fragmentado en 22 trozos se precipitó en la superficie de Júpiter en una cadencia de un impacto cada seis horas. La sonda Galileo fue un espectador especial que tenía una posición preferente para observar los impactos, algunos de los cuales especialmente intensos fueron también observados desde la Tierra. Los científicos calculan que antes de su fragmentación el cometa tenía entre 3 y 9 kilómetros de diámetro, era una cometa pequeño que hubiese pasado desapercibido de no ser por la fragmentación. El fragmento mayor se precipitó en la superficie de Júpiter el 20 de julio.

De la observación de la agitación de la atmósfera de Júpiter por los trozos del cometa, y las expulsiones de gases provocadas, observadas de cerca por la sonda Galileo y de lejos por el telescopio Hubble, se esperan obtener datos, inaccesibles en otras circunstancias.