Gran Mancha Roja

Vista de cerca del gran punto rojo por Juno

La Gran Mancha Roja es una región persistente de alta presión en la atmósfera de Júpiter, que produce una tormenta anticiclónica que es la más grande del Sistema Solar. Ubicado a 22 grados al sur del ecuador de Júpiter, produce vientos de hasta 432 km/h (268 mph). Se cree que las observaciones de 1665 a 1713 corresponden a la misma tormenta; si esto es correcto, ha existido durante al menos 358 años. Se observó a continuación en septiembre de 1831, con 60 observaciones registradas entre entonces y 1878, cuando comenzaron las observaciones continuas.

Historial de observaciones

Pintura de Júpiter por Donato Creti, con el gran punto rojo en la parte norte debido a la inversión óptica.

La Gran Mancha Roja puede haber existido desde antes de 1665, pero también podría ser el caso de que la mancha actual se viera por primera vez en 1830 y se estudiara bien solo después de una aparición prominente en 1879. La tormenta que se vio en el siglo 17 puede haber sido diferente a la tormenta que existe hoy. Una larga brecha separa su período de estudio actual después de 1830 de su descubrimiento en el siglo XVII. Se desconoce si el lugar original se disipó y se reformó, si se desvaneció o si el registro de observación fue simplemente pobre.

Por ejemplo, el primer avistamiento de la Gran Mancha Roja a menudo se atribuye a Robert Hooke, quien describió un lugar en el planeta en mayo de 1664. Sin embargo, es probable que el lugar de Hooke no estuviera solo en otro cinturón en total (el Cinturón Ecuatorial del Norte, a diferencia de la ubicación actual de la Gran Mancha Roja en el Cinturón Ecuatorial del Sur), sino también que era la sombra de una luna en tránsito, muy probablemente la de Calisto. Mucho más convincente es la descripción de Giovanni Cassini de un "lugar permanente" el año siguiente. Con fluctuaciones en la visibilidad, el punto de Cassini se observó desde 1665 hasta 1713, pero la brecha de observación de 118 años hace que la identidad de los dos puntos no sea concluyente. El historial de observación más corto y el movimiento más lento de la mancha más antigua que la mancha moderna hace que sea difícil concluir que son iguales.

Un misterio menor se refiere a una mancha joviana representada en un lienzo de 1711 de Donato Creti, que se exhibe en el Vaticano. Como parte de una serie de paneles en los que diferentes cuerpos celestes (ampliados) sirven como telón de fondo para varias escenas italianas, y todos supervisados por el astrónomo Eustachio Manfredi para mayor precisión, la pintura de Creti es la primera que se sabe que representa la Gran Mancha Roja como rojo (aunque elevado al hemisferio norte joviano debido a una inversión óptica inherente a los telescopios de la época). Ninguna característica joviana se describió explícitamente por escrito como roja antes de finales del siglo XIX.

La Gran Mancha Roja se observa desde el 5 de septiembre de 1831. En 1879 se registraron más de 60 observaciones. Después de que adquirió prominencia en 1879, ha estado bajo observación continua.

Una amplia vista de Júpiter y el gran punto rojo visto desde Voyager 1 en 1979. La tormenta ovalada blanca directamente debajo del Gran Punto Rojo tiene el diámetro aproximado de la Tierra.

En el siglo XXI, se ha observado que la Gran Mancha Roja se está reduciendo de tamaño. A principios de 2004, su extensión longitudinal era aproximadamente la mitad que un siglo antes, cuando alcanzó un tamaño de 40 000 km (25 000 mi), unas tres veces el diámetro de la Tierra. Al ritmo actual de reducción, se volvería circular para 2040. No se sabe cuánto durará la mancha o si el cambio es el resultado de fluctuaciones normales. En 2019, la Gran Mancha Roja comenzó a "descamarse" en su borde, con fragmentos de la tormenta desprendiéndose y disipándose. El encogimiento y "descamación" alimentó la preocupación de algunos astrónomos de que la Gran Mancha Roja podría disiparse en 20 años. Sin embargo, otros astrónomos creen que el tamaño aparente de la Gran Mancha Roja refleja su cobertura de nubes y no el tamaño del vórtice subyacente real, y también creen que los eventos de formación de escamas pueden explicarse por interacciones con otros ciclones o anticiclones, incluidos los incompletos. absorciones de sistemas más pequeños; si este es el caso, esto significaría que la Gran Mancha Roja no está en peligro de disiparse.

Una mancha más pequeña, denominada Oval BA, formada en marzo de 2000 a partir de la fusión de tres óvalos blancos, se ha vuelto de color rojizo. Los astrónomos la han llamado Pequeña Mancha Roja o Red Jr. A partir del 5 de junio de 2006, la Gran Mancha Roja y el Óvalo BA parecían estar acercándose a la convergencia. Las tormentas se suceden cada dos años, pero las pasadas de 2002 y 2004 fueron de poca importancia. Amy Simon-Miller, del Goddard Space Flight Center, predijo que las tormentas pasarían más cerca el 4 de julio de 2006. Trabajó con Imke de Pater y Phil Marcus de UC Berkeley y un equipo de astrónomos profesionales desde abril de 2006 para estudiar las tormentas. usando el Telescopio Espacial Hubble; el 20 de julio de 2006, el Observatorio Gemini fotografió las dos tormentas pasándose entre sí sin converger. En mayo de 2008, una tercera tormenta se volvió roja.

La Gran Mancha Roja no debe confundirse con la Gran Mancha Oscura, una característica observada cerca del polo norte de Júpiter en 2000 con la nave espacial Cassini-Huygens. También hay una característica en la atmósfera de Neptuno también llamada Gran Mancha Oscura. La última característica fue fotografiada por Voyager 2 en 1989 y puede haber sido un agujero atmosférico en lugar de una tormenta. Ya no estaba presente a partir de 1994, aunque había aparecido un lugar similar más al norte.

Exploración

El 25 de febrero de 1979, cuando la nave espacial Voyager 1 estaba a 9 200 000 km (5 700 000 mi) de Júpiter, transmitió la primera imagen detallada de la Gran Mancha Roja. Se veían detalles de nubes tan pequeños como 160 km (99 mi) de ancho. El colorido patrón de nubes onduladas que se ve a la izquierda (oeste) de la Mancha Roja es una región de movimiento ondulatorio extraordinariamente complejo y variable.

La nave espacial Juno, que entró en una órbita polar alrededor de Júpiter en 2016, sobrevoló la Gran Mancha Roja cuando se acercó a Júpiter el 11 de julio de 2017 y tomó varias imágenes de la tormenta desde una distancia de unos 8000 km (5000 km). mi) sobre la superficie. Durante la duración de la misión Juno, la nave espacial continuó estudiando la composición y evolución de la atmósfera de Júpiter, especialmente su Gran Mancha Roja.

Estructura

La Gran Mancha Roja de Júpiter gira en sentido antihorario, con un período de aproximadamente 4,5 días terrestres u 11 días jovianos en 2008. Con una anchura de 16 350 km (10 160 mi) al 3 de abril de 2017, la Gran Mancha Roja de Júpiter Red Spot es 1,3 veces el diámetro de la Tierra. Las cimas de las nubes de esta tormenta están a unos 8 km (5,0 mi) por encima de las cimas de las nubes circundantes.

Los datos infrarrojos han indicado durante mucho tiempo que la Gran Mancha Roja es más fría (y por lo tanto más alta en altitud) que la mayoría de las otras nubes del planeta. Sin embargo, la atmósfera superior por encima de la tormenta tiene temperaturas sustancialmente más altas que el resto del planeta. Se han propuesto ondas acústicas (de sonido) que surgen de la turbulencia de la tormenta debajo como una explicación para el calentamiento de esta región.

El seguimiento cuidadoso de las características atmosféricas reveló la circulación en sentido antihorario de la Gran Mancha Roja desde 1966, observaciones confirmadas dramáticamente por las primeras películas de lapso de tiempo de los sobrevuelos de la Voyager. El lugar está confinado por una corriente en chorro modesta hacia el este hacia el sur y una muy fuerte hacia el oeste hacia el norte. Aunque los vientos alrededor del borde del punto alcanzan su punto máximo a unos 432 km/h (268 mph), las corrientes en su interior parecen estancadas, con poca entrada o salida. El período de rotación del spot ha disminuido con el tiempo, quizás como resultado directo de su constante reducción de tamaño.

La latitud de la Gran Mancha Roja se ha mantenido estable durante la duración de los buenos registros de observación, y por lo general varía alrededor de un grado. Sin embargo, su longitud está sujeta a variaciones constantes, incluida una oscilación longitudinal de 90 días con una amplitud de ~1°. Debido a que Júpiter no rota uniformemente en todas las latitudes, los astrónomos han definido tres sistemas diferentes para definir la longitud. El Sistema II se usa para latitudes de más de 10 grados y se basó originalmente en el período de rotación promedio de la Gran Mancha Roja de 9h 55m 42s. Sin embargo, a pesar de esto, el lugar ha "superado" el planeta en el Sistema II al menos 10 veces desde principios del siglo XIX. Su tasa de deriva ha cambiado drásticamente a lo largo de los años y se ha relacionado con el brillo del Cinturón Ecuatorial Sur y la presencia o ausencia de una Perturbación Tropical Sur.

Profundidad y estructura interna

La Gran Mancha Roja (GRS) de Júpiter es un anticiclón de forma elíptica que se encuentra a 22 grados por debajo del ecuador, en el hemisferio sur de Júpiter. La tormenta anticiclónica más grande (~16,000 km) en nuestro sistema solar, se sabe poco sobre su estructura y profundidad interna. Las imágenes visibles y el seguimiento de las nubes a partir de la observación in situ determinaron la velocidad y la vorticidad del GRS, que se encuentra en un anillo anticiclónico delgado en el 70-85% del radio y se encuentra a lo largo de la corriente en chorro que se mueve más rápido hacia el oeste de Júpiter. Durante la misión Juno de 2016 de la NASA, se obtuvieron firmas de gravedad y datos infrarrojos térmicos que ofrecieron información sobre la dinámica estructural y la profundidad del GRS. Durante julio de 2017, la nave espacial Juno realizó una segunda pasada del GRS para recolectar escaneos del GRS con radiómetro de microondas (MWR) para determinar qué tan lejos se extendía el GRS hacia la superficie de la capa de H₂O condensada. Estos escaneos MWR sugirieron que la profundidad vertical del GRS se extendía hasta unos 240 km por debajo del nivel de las nubes, con una caída estimada de la presión atmosférica de 100 bares. Dos métodos de análisis que limitan los datos recopilados fueron el enfoque de Mascon, que encontró una profundidad de ~290 km, y el enfoque de Slepian, que muestra vientos que se extienden hasta ~310 km. Estos métodos, junto con los datos MWR característicos de la gravedad, sugieren que los vientos zonales del GRS aún aumentan a una tasa del 50 % de la velocidad del nivel de nubes viables, antes de que el decaimiento del viento comience a niveles más bajos. Esta tasa de decaimiento del viento y los datos de gravedad sugieren que La profundidad del GRS está entre 200 y 500 km.

La espectroscopia y la imagen térmica infrarroja de Galileo y Cassini se realizaron en el GRS entre 1995 y 2008, con el fin de encontrar evidencia de falta de homogeneidad térmica en el vórtice de la estructura interna del GRS. Mapas anteriores de temperatura infrarroja térmica de las misiones Voyager, Galileo y Cassini; sugirió que el GRS es un núcleo frío dentro de una estructura anular más cálida de afloramiento de un vórtice anticiclónico, estos datos muestran un gradiente en la temperatura del GRS. Para obtener una mejor comprensión de la temperatura atmosférica de Júpiter, la opacidad de las partículas de aerosol y la composición del gas amoníaco a partir de imágenes de infrarrojos térmicos, una correlación directa de las reacciones de las capas de nubes visibles, el gradiente térmico y el mapeo de la composición con los datos de observación recopilados durante décadas. Durante diciembre de 2000, imágenes de alta resolución espacial de Galileo, de un área turbulenta atmosférica al noroeste del GRS, muestran un contraste térmico entre la región más cálida del anticiclón con regiones al este y al oeste del GRS.

La temperatura vertical de la estructura del GRS está restringida entre el rango de 100 a 600 mbar, con una temperatura vertical del núcleo del GRS de aproximadamente 400 mbar de presión, siendo de 1,0 a 1,5 K, mucho más cálido que las regiones del GRS al este-oeste, y 3.0-3.5 K más cálido que las regiones al norte-sur del borde de las estructuras. Esta estructura es consistente con los datos recopilados por las imágenes VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer on the ESO Very Large Telescope) obtenidas en 2006, estos datos revelaron que el GRS estaba físicamente presente en una amplia gama de altitudes que ocurren dentro de los 80 - 600 mbar de presión de la atmósfera y confirma el resultado del mapeo infrarrojo térmico. Para desarrollar un modelo de la estructura interna del GRS, el espectrómetro infrarrojo compuesto (CIRS) de la misión Cassini y las imágenes espaciales terrestres mapearon la composición de los aerosoles de fosfina y amoníaco (PH₃, NH₃ y ácido para-hidroxibenzoico) dentro de la circulación anticiclónica del GRS. Las imágenes que se recopilaron del CIRS y las imágenes terrestres rastrean el movimiento vertical en la atmósfera joviana mediante espectros de PH₃ y NH₃.

Las concentraciones más altas de PH₃ y NH₃ se encuentran al norte de la rotación periférica GRS y ayudaron a determinar el movimiento del chorro hacia el sur y muestran datos de un aumento de altitud de la columna de aerosoles con presiones que oscilan entre 200 y 500 mbar. Sin embargo, los datos de composición de NH₃ muestran que hay un agotamiento importante de NH₃ debajo de la capa de nubes visibles en el anillo periférico sur de la GRS, esta opacidad más baja es relativa a una banda estrecha de hundimiento atmosférico. La baja opacidad del aerosol en el IR medio junto con; los gradientes de temperatura, la diferencia de altitud y el movimiento vertical de los vientos zonales están involucrados en el desarrollo y sostenibilidad de la vorticidad. El hundimiento atmosférico más fuerte y las asimetrías de composición del GRS sugieren que la estructura exhibe un grado de inclinación desde el borde norte hasta el borde sur de la estructura. La profundidad y la estructura interna del GRS han sido constantes con los cambios durante décadas; sin embargo, todavía no hay una razón lógica por la que tenga entre 200 y 500 km de profundidad, pero las corrientes en chorro que suministran la fuerza que impulsa el vórtice del GRS están muy por debajo de la base de la estructura.

Color y composición

Clockwise desde la parte superior izquierda: Imagen Hubble del espectro visible; infrarrojo del Observatorio Gemini; composite multiwavelength de datos Hubble y Gemini que muestran luz visible en rojo azul y térmica; imagen ultravioleta de Hubble; detalle de luz visible

No se sabe qué causa el color rojizo de la Gran Mancha Roja. Las hipótesis respaldadas por experimentos de laboratorio suponen que puede ser causado por productos químicos creados a partir de la radiación ultravioleta solar del hidrosulfuro de amonio y el compuesto orgánico acetileno, que produce un material rojizo, probablemente compuestos orgánicos complejos llamados tolinas. La gran altitud de los compuestos también puede contribuir a la coloración.

La Gran Mancha Roja varía mucho en tonalidad, desde casi rojo ladrillo hasta salmón pálido o incluso blanco. La mancha desaparece ocasionalmente, volviéndose evidente solo a través de Red Spot Hollow, que es su ubicación en el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB). Su visibilidad aparentemente está acoplada a la SEB; cuando el cinturón es blanco brillante, la mancha tiende a ser oscura, y cuando está oscuro, la mancha suele ser clara. Estos períodos cuando la mancha está oscura o clara ocurren a intervalos irregulares; de 1947 a 1997, la mancha fue más oscura en los períodos 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 y 1992–1993.

Dinámica mecánica

La razón por la que la tormenta ha continuado existiendo durante siglos es que no hay superficie planetaria (solo un manto de hidrógeno) para proporcionar fricción; Los remolinos de gas circulante persisten durante mucho tiempo en la atmósfera porque no hay nada que se oponga a su momento angular.

La investigación sugiere que la tormenta produce cantidades extremas de ondas acústicas, debido a la turbulencia de la tormenta. Las ondas acústicas viajan verticalmente hacia arriba hasta una altura de 800 km (500 mi) por encima de la tormenta donde rompen en la atmósfera superior, convirtiendo la energía de las olas en calor. Esto crea una región de la atmósfera superior que tiene 1600 K (1330 °C; 2420 °F), varios cientos de Kelvin más cálida que el resto del planeta a esta altitud. El efecto se describe como "las olas [...] del océano rompiendo en una playa".

Galería

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  Vientos en el gran punto rojo de Júpiter

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  secuencia de lapso de tiempo desde el enfoque Voyager 1 a Júpiter, mostrando el movimiento de bandas atmosféricas, y la circulación del Gran Red Spot. Imagen de la NASA.

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  Cierre del Gran Lugar Rojo tomado de unos 8.000 km (5.000 millas) por encima de él (julio 11, 2017)

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  Comparación aproximada del tamaño de la Tierra y el Gran Lugar Rojo.

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  Las nubes de Júpiter tomadas el 27 de junio de 2019 por la cámara de campo ancha de Hubble 3.

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  Animación de color del movimiento de nubes de Júpiter y la circulación del Gran Punto Rojo.