¿Cómo determinamos la composición interna de los gigantes gaseosos?

@SteveLinton proporcionó las investigaciones principales para determinar la estructura interna de un planeta gigante: la estructura del campo de gravedad y la estructura del campo magnético. Una corrección menor: si bien los tiempos de propagación de ida y vuelta (datos de "rango") son útiles, los datos más precisos son los datos Doppler de la velocidad de la nave espacial frente al tiempo, como se describe en el artículo de Arv Kliore sobre las investigaciones científicas de radio de Cassini (pase a la sección sobre investigaciones de Mecánica Celeste). El artículo de Arv es una buena referencia general para el resto de esta publicación. Las mediciones Doppler de la velocidad se traducen directamente a través de la diferenciación en aceleraciones; más sobre eso en un momento.

Si todos los planetas fueran perfectamente esféricamente simétricos, los experimentos de mecánica celeste darían información solo sobre la masa total de un planeta, ya que un objeto esféricamente simétrico produce un campo de gravedad esféricamente simétrico. Pero todos los planetas tienen asimetrías, especialmente los rotadores rápidos que se vuelven significativamente achatados. Todos los planetas gigantes son rotadores rápidos, por lo que son excelentes temas de estudio. Para un tamaño y una velocidad de rotación dados, cuanto mayor sea la densidad de masa del objeto, menos achatado será. Esta es la razón por la cual el achatamiento de Saturno es mucho mayor que el de Júpiter a pesar de su velocidad de rotación más lenta. Los objetos oblatos producen un campo de gravedad que es cilíndricamente simétrico pero no esféricamente simétrico, descrito por funciones matemáticas llamadas armónicos esféricos .. Con las investigaciones de Radio Science Celestial Mechanics (RSCM) (usando Doppler y datos de rango) podemos medir los armónicos esféricos con gran precisión.

A medida que desciende más profundo en un planeta gigante, la densidad de masa local aumenta naturalmente, respondiendo a las influencias competitivas del aumento de la presión y la temperatura con la profundidad. A veces, cuando se produce un cambio de composición o una disminución repentina del gradiente térmico, puede producirse un aumento más rápido de la densidad, lo que conduce a una aproximación de una superficie de contraste de densidad ("superficie" en el sentido de la superficie de una forma abstracta, ¡no una superficie líquida o sólida!): por encima de esa superficie, la densidad es claramente más baja que por debajo de ella. La superficie de contraste de densidad será achatada también, y el grado de achatamiento será una función de las densidades por encima y por debajo. Esta estructura de densidad achatada también contribuye a los armónicos esféricos.

Las buenas mediciones de los armónicos esféricos del campo de gravedad de un planeta permiten inferir el perfil vertical de la densidad de masa, la medida principal de la estructura interior, desde la troposfera hasta el núcleo. La integración de las ecuaciones apropiadas que relacionan cosas como la aceleración gravitacional, la presión y la temperatura con las ecuaciones de estado de los materiales planetarios (hidrógeno, helio, metano, agua, silicatos, metales, etc.) hacia abajo desde la troposfera permite inferir aproximadamente la composición como una función de profundidad, limitada por el perfil de densidad medido. Si un perfil de composición propuesto, convolucionado con esas ecuaciones, produce un perfil de densidad que no está de acuerdo con las medidas, entonces ¡ups! , de vuelta a la mesa de dibujo!

Los campos magnéticos añaden más información al problema. Los campos de dínamo se generan a profundidades donde se obtiene una conductividad eléctrica significativa de los constituyentes allí. De manera similar a las ecuaciones de estado, para la mayoría de los constituyentes de los planetas gigantes tenemos buenas mediciones experimentales de sus conductividades (incluidas las mezclas) en función de la temperatura, la presión, etc. La medición de la estructura del campo magnético de dínamo de un planeta indica la profundidad a la que se encuentra. generado, y que ayuda a restringir los perfiles verticales de presión, temperatura y composición.

¿Cómo obtenemos las mediciones Doppler para las investigaciones RSCM? Una estación de la Red de Espacio Profundo (DSN) en la Tierra transmite a la nave espacial una señal de radio cuya frecuencia es determinada con mucha precisión por un máser de hidrógeno en la estación. Cuando esa señal llega a la nave espacial, se ha desplazado Doppler por la velocidad relativa a lo largo de la línea de visión entre la estación DSN y la nave espacial. Luego, la nave espacial gira esa señal y la retransmite ( transpondeit) de vuelta al DSN, duplicando el desplazamiento Doppler en la señal original. En la estación DSN, la señal recibida se compara con la señal transmitida y se extrae el desplazamiento Doppler, dando la velocidad relativa de la nave espacial con respecto a la antena de la estación DSN, a lo largo de la línea de visión. Grandes programas toman todos los datos Doppler y de alcance (¡y cualquier otro dato confiable que los investigadores puedan obtener!) como entrada, y luego se ajustan mejor a la masa total del planeta, su ubicación en el espacio, sus armónicos esféricos, la ubicación de la nave espacial con respecto a el planeta: una enorme lista de variables que se ajustan mejor a los datos. El programa de JPL se llama "ODP" (no es muy emocionante, ¿eh?) y varias otras instituciones tienen su propio software.

Mencioné diferenciar las mediciones de velocidad Doppler para obtener aceleraciones. (Para aquellos que no han tenido cálculo, esto es esencialmente ver cuánto cambia la velocidad de una medida a la siguiente, que es la aceleración) Hay un pequeño giro en esto: ya que las velocidades son solo los componentes de la velocidad a lo largo de la línea de visión, ¡también lo son las aceleraciones! Las aceleraciones gravitatorias derivadas de los datos son los componentes del campo de gravedad del planeta a lo largo de la línea de visión. Si el vector de aceleración gravitacional es perpendicular a esa línea de visión, ¡no puedes medirlo! ¡ El componente a lo largo de la línea de visión es cero ! Esta es la razón por la que los datos RSCM son mejores cuando el plano de la órbita de la nave espacial se alinea de canto con la dirección del planeta a la Tierra.

Y es por eso que los datos RSCM que Cassini obtuvo en sus órbitas finales son tan exquisitamente buenos: el periápside de la órbita, justo al lado de la atmósfera, estaba casi directamente entre Saturno y la Tierra. La nave espacial estaba sumergida en las regiones más fuertes del campo de gravedad y los vectores de aceleración estaban bien alineados con la línea de visión DSN- Cassini . ¡Tener un equipo de radio de clase insignia tampoco estaba de más! A Juno no le irá tan bien porque su plano orbital está más cerca de frente que de canto, por lo que hay un gran ángulo entre los vectores de aceleración gravitacional y la línea de visión, incluso en el periapsis.

¡Manténganse al tanto! ¡Hay otra posible técnica de medición a la vista que podría revolucionar los estudios del interior de planetas gigantes! La sismología en modo normal planetario está íntimamente relacionada con la heliosismología , la disciplina que ha aportado la gran mayoría de nuestro conocimiento sobre la estructura interior del sol. Se basa en cosas como la turbulencia en el interior de un planeta excitando oscilaciones de modo normal, comparado en la literatura popular con "resonar como una campana". Las mediciones Doppler de estas oscilaciones le dicen muchosobre la estructura interior de la "campana". El carácter de estas oscilaciones depende de la densidad de masa, sin duda, pero también dependen de manera crítica de las fuerzas intermoleculares e interatómicas que dan lugar a la velocidad acústica (la velocidad del sonido), por lo que estas medidas son complementarias a las medidas del campo de gravedad. ¡Los dos son sinérgicos! Varios grupos en los EE. UU. y Europa están trabajando en instrumentos lo suficientemente pequeños como para volar en naves espaciales.

Una incertidumbre en este enfoque es la fuerza de las oscilaciones de modo normal en un planeta en lugar de en el sol. Dependen un poco de la cantidad de turbulencia y otras fuerzas motrices, que son muy inciertas. Un grupo francés afirma haber detectado oscilaciones de modo normal en Júpiter a partir de observaciones desde la Tierra, pero existe cierto escepticismo en la comunidad. Las mediciones realizadas en las inmediaciones de un planeta serán mucho más sensibles que las realizadas desde la Tierra. Si este método funciona, busque instrumentos de "imágenes Doppler" en futuras naves espaciales que se dirijan a cualquier planeta gigante.

Casi cualquier dato sobre un planeta puede contribuir a nuestra comprensión de su estructura interna de una forma u otra.

Dicho esto, probablemente las técnicas más poderosas en este momento son la observación de los campos gravitatorios y magnéticos de los planetas y cómo varían en el espacio y el tiempo. Observar el campo gravitacional equivale a rastrear con precisión la posición del satélite que se realiza desde la Tierra, midiendo (con mucha precisión) el tiempo que tarda una señal de radio en hacer el viaje de ida y vuelta hacia y desde la sonda. Los campos magnéticos se pueden medir directamente.

Me imagino que varios satélites estarían bien: se ha utilizado un rango entre un par de satélites para mapear la gravedad de la Tierra y la Luna con una precisión sin precedentes , mientras que una flota de 4 satélites ha proporcionado un mapeo de muy alta calidad del campo magnético de la Tierra en 3D y tiempo extraordinario.

Hay una descripción muy clara de estos dos instrumentos en el caso de la sonda Juno en esta página . Juno es un ejemplo particularmente bueno, tanto porque es la misión más reciente del planeta exterior como porque su objetivo principal es el mismo Júpiter, en lugar de las lunas.

Otra técnica que se ha utilizado en las lunas de algunos gigantes gaseosos es la medición exacta de la rotación de la superficie de la luna. La forma en que esto cambia con el tiempo en respuesta a las mareas de otras lunas puede revelar si hay capas líquidas debajo de la superficie .