El estudio analiza el interior de Júpiter, sugiriendo la existencia de un gradiente de helio invertido en su estructura. Se plantea que la capa exterior estable del planeta retrasa el intercambio de partículas y acelera el enfriamiento, lo que resulta en una mayor abundancia de elementos pesados en la atmósfera. Se menciona la importancia de comprender la ecuación de estado de H/He en la región de 10-100 GPa para entender la estructura interna de Júpiter. Se discute la evolución del planeta a lo largo de los años y se presentan modelos que sugieren una posible zona radiativa en la atmósfera profunda de Júpiter. Además, se mencionan las mediciones de temperatura y densidad atmosférica, así como los desafíos para encontrar modelos consistentes con los datos observacionales.
El texto proporciona información sobre la misión Juno y sus mediciones en Júpiter, centrándose en la temperatura, la abundancia de oxígeno y agua, así como en la estructura térmica y química de la atmósfera joviana. Se destaca el análisis de la temperatura virtual, la abundancia de agua y las mediciones de brillo en capas específicas de la atmósfera, así como la influencia de fenómenos meteorológicos como tormentas y relámpagos en la abundancia de agua. Se discute la importancia de la convección húmeda en la redistribución del calor en Júpiter y se presentan modelos internos que sugieren una abundancia de agua profunda variable. Además, se aborda la conversión de la abundancia de oxígeno a fracción de masa de elementos pesados (Z) y se discuten los resultados de diferentes estudios sobre la estructura atmosférica de Júpiter en función de la composición química y la temperatura.  

Se concluye que la atmósfera de Júpiter parece tener una fracción de masa de elementos pesados cercana a la solar, con variaciones dependiendo de los modelos utilizados y la incertidumbre en la abundancia de agua. En el texto proporcionado se discute la composición de elementos pesados y la abundancia de helio en relación con la suma solar estándar de X + Y + Z. Se mencionan diferentes regímenes de convección doble-difusiva y se analiza la estabilización de la capa de mezcla de helio-3 en estrellas gigantes rojas. Se detalla la optimización de la ubicación de la zona de lluvia de helio en Júpiter y su impacto en la densidad y la abundancia de elementos pesados en capas internas.
Se describen capas específicas en modelos de estructura planetaria, como la capa de dilución central y el núcleo rocoso compacto. Se discuten los niveles de Z en modelos con gradientes de helio invertidos y se presentan diferentes comportamientos en función de la profundidad del cambio de abundancia de helio. Además, se aborda la sensibilidad de los armónicos gravitacionales J2 y J4 a la densidad en Júpiter y cómo la ubicación de la transición de helio pobre/rico influye en estos parámetros. Se menciona el impacto de la depleción de helio en las capas internas de Júpiter en la distribución de elementos pesados y se analiza cómo variaciones en la abundancia de helio afectan los perfiles de densidad y composición en modelos planetarios.
El texto analiza el comportamiento de la densidad en Júpiter en relación con la composición de helio y elementos pesados. Se menciona que un gradiente de helio invertido junto con un modelo de ecuación de estado CD21 puede alcanzar valores de Zatm alrededor de 2 veces el valor solar. Se discute la estabilidad de modelos con diferencias composicionales entre la atmósfera y el interior profundo, sugiriendo que modelos con Zdeep ≠ Zatm pueden ser preferibles. Se menciona que la acumulación de material de alta Z está limitada a la fase intermedia de la formación de planetas gigantes. Se discute la importancia de los perfiles de Z interior para comparar predicciones de modelos de formación planetaria.
Se aborda la masa del núcleo y los valores de J6 en relación con la adiabaticidad y la estabilidad de la capa de superadiabaticidad externa. Se investiga el transporte de helio a través de esta capa y se plantean posibles escenarios para explicar la distribución observada de helio en Júpiter. El texto proporcionado discute cambios en la difusividad del helio a través de la capa de separación de fases de hidrógeno y helio en Júpiter, lo que afecta la abundancia de helio en la atmósfera. Se emplea una ecuación de difusión simplificada para modelar este proceso, considerando factores de mejora de la difusividad del helio que van desde 1 hasta 1000. Se describen las condiciones de contorno en la parte superior e inferior de la capa de separación de fases, así como la evolución temporal de la abundancia de helio.
Se discute la depleción de neón en la atmósfera de Júpiter y su relación con la separación de fases de hidrógeno y helio. Se menciona la importancia de entender el transporte de partículas en la convección doble-difusiva y se exploran diferentes parámetros que influyen en la evolución de la relación Ne/He en la atmósfera joviana. Se plantea la posibilidad de que la capa de separación de fases sea delgada o incluso inexistente, lo que requeriría un ajuste preciso de varios parámetros para explicar las observaciones de Ne/He. Además, se discute la opacidad en la capa de separación de fases y se compara el gradiente de temperatura subadiabático con el gradiente radiativo en esta región de Júpiter.
El texto proporcionado aborda la importancia de diversos factores en la determinación de la radiación en planetas como Júpiter. Se menciona la constante de radiación, la opacidad media de Rosseland, la luminosidad intrínseca, la temperatura efectiva observada, el albedo de Bond y la presencia de metales alcalinos. Se discute la necesidad de una reducción en la opacidad para que la zona de transición estable (OSL) sea radiativa, con implicaciones en la estructura interna y el enfriamiento acelerado de Júpiter. Además, se aborda la evidencia de la existencia de una capa estable en la respuesta de Júpiter a las mareas de Io y en los vientos zonales. Se destaca la importancia de estudios adicionales para comprender mejor la respuesta observada de Júpiter y la relación con las capas estables en su estructura.
El texto proporciona información sobre el ratio Ne/He, sugiriendo que el Ne se transporta a través de la capa de transición de Saturno (OSL) tan eficientemente como el He, con una mejora de aproximadamente 80 veces en comparación con la difusividad de partículas de He, y que la OSL es delgada (aproximadamente 0.01RJ) y la partición de Ne en gotas de He es eficiente. Se menciona que la ausencia de una OSL requeriría una partición de Ne distintivamente más débil, ya que de lo contrario, la atmósfera aparecería aún más empobrecida. Además, el modelo presentado se basa en una fuerte depleción de He Y ~ 0.16 debido a la separación de fases H/He, demostrando que esto no es un obstáculo, ya que un diagrama de fases que explique el valor de Galileo conduciría a una depleción correspondientemente más fuerte a lo largo de un adiabático más frío.
Los modelos presentados no respaldan una capa estable por debajo de 0.7-0.8RJ, como se ha sugerido para explicar la respuesta de marea dinámicamente mejorada del valor k42 de Júpiter a Io. Se discute también cómo parámetros deseados como el diagrama de fases H/He, el calor latente liberado al condensarse las gotas de He y la conductividad térmica en la región de lluvia de He influyen en el perfil de temperatura, el grosor y la ubicación de una posible capa estable en Mbar. Otros aspectos relevantes para comprender el interior de Júpiter incluyen el perfil de temperatura global, la abundancia global de agua, el diagrama de fases H/He y la EOS de H/He a presiones de 10-100 GPa, la opacidad en la región de 1-10 kbar, el albedo de enlace de Júpiter, y las frecuencias y amplitudes de los modos normales y modos inerciales en un planeta fluido en rotación con capas estables. La información deseada se relaciona con la estructura y formación de Júpiter, pero no hay una correspondencia directa entre un parámetro deseado y la estructura del planeta, se intenta esbozar cómo los parámetros deseados se relacionan con la información deseada.

Palabras clave:
Júpiter, Gravedad, Atmosfera, Modelo estructural, Abundancia de agua, Fase de separación, Ventana radiativa, Enriquecimiento solar, Gradiente de helio, Convención doble difusiva, Metales pesados, Modelo adiabático, Mbar, H/He adiabat, PZ, Zdeep, Zatm, He gradient, Adiabatic models, Core accretion, Double-diffusive mixing, Subadiabaticity, EOS, Zonal winds, Relación Ne/He, OSL, SSL, Depleción de He, Diagrama de fases H/He, Perfil de temperatura, Conductividad térmica, Albedo de Bond, Modos normales, Perfiles de densidad, Armónicos gravitacionales.

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🧶 Referencias:
1️⃣ AnnualReviews
2️⃣ AdsAbs Harvard
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Etiquetas: ciencia, curiosidades, universo