Para comprender los mecanismos f\u00edsicos que generan los distintos v\u00f3rtices en las regiones polares norte de ambos planetas, los investigadores desarrollaron un modelo 2D de la evoluci\u00f3n de los v\u00f3rtices en los gigantes gaseosos.<\/strong> Aunque los v\u00f3rtices reales en las regiones polares norte de J\u00fapiter y Saturno son tridimensionales, los investigadores consideraron que pod\u00edan representarlos con precisi\u00f3n mediante un modelo 2D.<\/p>\n \u00abEn sistemas de rotaci\u00f3n r\u00e1pida, como J\u00fapiter y Saturno, los movimientos de los fluidos tienden a alinearse a lo largo del eje de rotaci\u00f3n\u00bb, explica Kang Wan-yin, profesora adjunta del Departamento de Ciencias de la Tierra, Atmosf\u00e9ricas y Planetarias del MIT y autora del art\u00edculo. Gracias al modelo 2D, el equipo logr\u00f3 reducir en cientos de veces el tiempo y el costo de las simulaciones necesarias para estudiar el problema.<\/p>\n El modelo 2D se basa en ecuaciones existentes que describen c\u00f3mo los fluidos en remolino evolucionan a lo largo del tiempo. Estas ecuaciones se utilizan en diversos contextos, incluidos los modelos de ciclones en las latitudes medias de la Tierra.<\/p>\n Europa, luna de J\u00fapiter, tiene un oc\u00e9ano global bajo el hielo, pero un nuevo estudio sugiere que su fondo marino es tect\u00f3nicamente \u201csilencioso\u201d, con poca energ\u00eda qu\u00edmica para la vida.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n Utilizando su modelo 2D de evoluci\u00f3n de v\u00f3rtices en gigantes gaseosos, los investigadores realizaron simulaciones bajo una variedad de escenarios, variando par\u00e1metros como el tama\u00f1o del planeta, la velocidad de rotaci\u00f3n, el calentamiento interno y la rigidez del fluido en rotaci\u00f3n.<\/p>\n Descubrieron que, dependiendo del escenario, pod\u00edan formarse distintos patrones de v\u00f3rtices en las regiones polares: en algunos casos, un \u00fanico v\u00f3rtice gigante, como en Saturno; en otros, m\u00faltiples v\u00f3rtices m\u00e1s peque\u00f1os, como en J\u00fapiter. En total, identificaron cuatro patrones posibles de aparici\u00f3n de v\u00f3rtices.<\/p>\n Al analizar c\u00f3mo la combinaci\u00f3n de par\u00e1metros y variables de cada escenario se correlacionaba con el resultado final, los investigadores encontraron un mecanismo clave que determina si se forma un v\u00f3rtice polar gigante o varios m\u00e1s peque\u00f1os: la rigidez de la base del v\u00f3rtice.<\/p>\n Cuando la atm\u00f3sfera en la base de un v\u00f3rtice es ligera, flexible y de baja densidad, este no crece demasiado, lo que permite la coexistencia de m\u00faltiples v\u00f3rtices peque\u00f1os en las regiones polares, como ocurre en J\u00fapiter.<\/strong> Por el contrario, cuando la atm\u00f3sfera en la base es densa, pesada y r\u00edgida, el v\u00f3rtice crece, absorbe otros v\u00f3rtices y forma un \u00fanico v\u00f3rtice gigante a escala planetaria, como en Saturno. El equipo compara estos v\u00f3rtices con cilindros giratorios que atraviesan las m\u00faltiples capas atmosf\u00e9ricas de un planeta gaseoso gigante.<\/p>\n Animaci\u00f3n basada en una simulaci\u00f3n que utiliza un modelo 2D desarrollado por el equipo de investigaci\u00f3n. A la izquierda, el fondo del v\u00f3rtice es blando, lo que da lugar a la coexistencia de varios v\u00f3rtices. A la derecha, el fondo del v\u00f3rtice es duro y s\u00f3lo queda un v\u00f3rtice.<\/p>\n <\/span><\/div>\n<\/figure>\n<\/div>\n\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Para comprender los mecanismos f\u00edsicos que generan los distintos v\u00f3rtices en las regiones polares norte de ambos planetas, los investigadores desarrollaron un modelo 2D de la evoluci\u00f3n de los v\u00f3rtices en los gigantes gaseosos. 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