¿Cuáles serían la presión y la temperatura del gas, justo encima del límite gas/líquido de Júpiter?

Las páginas más antiguas como esta página del curso "Exploración del Sistema Solar" describen la transición como unos cientos de kilómetros hacia abajo.

Hallazgos más recientes parecen poner el límite más profundo. Ver

El resultado fue una sorpresa para el equipo científico de Juno porque indicó que la capa climática de Júpiter era más masiva y se extendía mucho más profundo de lo que se esperaba anteriormente. La capa meteorológica joviana, desde su parte superior hasta una profundidad de 3.000 kilómetros (1.900 millas), contiene alrededor del uno por ciento de la masa de Júpiter (alrededor de 3 masas terrestres).

- nasa.gov, 7 de marzo de 2018: "Hallazgos de Juno de la NASA: las corrientes en chorro de Júpiter son sobrenaturales"

y

Debajo de las corrientes en chorro arremolinadas, a 3.000 kilómetros de profundidad, se encuentra un núcleo denso y giratorio de hidrógeno líquido y helio.

- abc.net.au, 7 de marzo de 2018: "Júpiter: Juno descubre corrientes en chorro profundas, un núcleo líquido denso y el misterio de un ciclón"

Dada la comprensión actualizada de la masa de gas por encima, ¿cuáles serían la presión y la temperatura en ese nivel?

Todavía no veo muchas razones para cambiar los modelos de estructura más antiguos a la luz de esos nuevos resultados... La estructura de presión-temperatura parece todavía ser bastante descriptible por los resultados anteriores a Juno... Y eso lo puedes buscar
No entiendo cómo eso podría ser cierto. Para que la presión siga siendo la misma para un área determinada en el límite bajo una profundidad revisada de 3.000 km, ¿no tendría que tener la columna de gas de arriba la misma masa que se imaginó antes? ¿No significaría eso que hay una temperatura más alta? en la atmósfera media. esponjando la misma masa de gas? Entonces tendría que volver a converger a la misma temperatura. como antes para la atmósfera inferior. De una forma u otra, parece que los valores P/T a medida que uno desciende deben trazar un camino diferente a lo que se pensaba a través del diagrama de fase, o la profundidad del límite se habría predicho con mayor precisión.
Todavía tengo que leer esos documentos, pero sabemos que a esas profundidades (medidas por la sonda de entrada de Galileo) la atmósfera de Júpiter ya es convectiva. Solo hay un perfil de PT posible para una región convectiva (es por eso que estoy confundido acerca de su uso de 'capa climática' que indicaría una tropopausa, que no debería existir allí), también los efectos dinámicos solo pueden ser una perturbación de primer orden encima del perfil hidrostático general del planeta. Así que soy bastante escéptico acerca de que esta capa de clima profundo le haga algo a la estructura planetaria.
Técnicamente, no existe realmente un límite gas-líquido porque las temperaturas están muy por encima del punto crítico del hidrógeno. Es un fluido supercrítico. Sin embargo, hay cambios importantes a varias profundidades, incluido el fondo de los vientos circulantes, la transición al hidrógeno metálico y (ahora parece) una densidad creciente de elementos más pesados ​​disueltos/suspendidos que forman un núcleo algo difuso.
@SteveLinton: deberías convertir eso en una respuesta.

Respuestas (1)

Técnicamente, no existe realmente un límite gas-líquido porque las temperaturas están muy por encima del punto crítico del hidrógeno (33 K y alrededor de 18 bar) . Es un fluido supercrítico. Sin embargo, hay cambios importantes a varias profundidades, incluido el fondo de los vientos circulantes, la transición al hidrógeno metálico y (ahora parece) una densidad creciente de elementos más pesados ​​disueltos/suspendidos que forman un núcleo algo difuso. Hay mucha información "anterior a Juno" de fácil acceso, incluida la temperatura y la presión en la transición al hidrógeno metálico (10000K y 20GPa). Esta fuente da una presión de 100 kBar en la parte inferior de la capa de vientos circulantes (alrededor de 10 GPa), pero no puedo encontrar una temperatura.

Acabo de encontrar este diagrama muy interesante: ingrese la descripción de la imagen aquíde estas notas de clase que muestra cómo las temperaturas y presiones esperadas dentro de todos los planetas gigantes se relacionan con las diversas fases del hidrógeno. Observe cómo todos ellos, excepto Júpiter, cruzan la línea negra curva corta a la izquierda, de modo que tienen un límite gas-líquido a presiones de unas pocas atmósferas y temperaturas de unas pocas decenas de Kelvin.

Solo para tu información, actualmente no hay respuesta a "Ríos de hidrógeno metálico" en la atmósfera de Júpiter. y acabo de añadir una recompensa.
Hrm... con respecto a la transición a metálico, el diagrama en la p. 27 del PDF arXiv de Guillot, T. 1999, "Una comparación de los interiores de Júpiter y Saturno" (Ciencia Planetaria y Espacial, Volumen 47, Número 10-11, p. 1183-1200) "Una región de transición, que se supone se encuentra entre 1 y 3 Mbar, pero los experimentos y la teoría aún no están claros en cuanto a si la separación entre las regiones molecular y metálica es nítida o no". Entonces (convirtiendo megabares), ¿se pensaba que estaba entre 100 y 300 GPa según eso?
De lo cual creo que simplemente concluimos que nadie lo sabe realmente todavía. Juno podría darnos una idea de la profundidad a la que Júpiter se vuelve conductor y/o del perfil de densidad
¿Cuáles serían la presión y la temperatura del gas, justo encima del límite gas/líquido de Júpiter?
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