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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 . Es la característica más reconocible de Júpiter, debido a su color rojo anaranjado cuyo origen aún se desconoce. Ubicada a 22 grados al sur del ecuador de Júpiter , produce vientos con velocidades de hasta 432 km/h (268 mph). Se observó por primera vez en septiembre de 1831, con 60 observaciones registradas entre esa fecha y 1878, cuando comenzaron las observaciones continuas. [1] [2] Se observó una mancha similar entre 1665 y 1713; si se trata de la misma tormenta, ha existido durante al menos 359 años, [3] pero un estudio de 2024 sugiere que este no es el caso. [4]
La Gran Mancha Roja puede haber existido antes de 1665, pero es posible que la mancha actual no se viera hasta 1830 y que no se estudiara bien hasta después de una aparición destacada en 1879. La tormenta que se vio en el siglo XVII puede haber sido diferente de la tormenta que existe hoy. [5] Una gran brecha separa su período de estudio actual después de 1830 de su descubrimiento en el siglo XVII. Se desconoce si la mancha original se disipó y se volvió a formar, si se desvaneció o si el registro de observaciones fue simplemente deficiente. [6]
El primer avistamiento de la Gran Mancha Roja se atribuye a menudo a Robert Hooke , quien describió una mancha en el planeta en mayo de 1664. Sin embargo, es probable que la mancha de Hooke no solo estuviera en otro cinturón (el Cinturón Ecuatorial Norte, a diferencia de la ubicación de la actual Gran Mancha Roja en el Cinturón Ecuatorial Sur ), sino también que estuviera a la sombra de una luna en tránsito, muy probablemente Calisto . [7] Mucho más convincente es la descripción de Giovanni Cassini de una "mancha permanente" al año siguiente. [8] Con fluctuaciones en la visibilidad, la mancha de Cassini se observó desde 1665 hasta 1713, pero la brecha de observación de 48 años hace que la identidad de las dos manchas no sea concluyente. La historia de observación más corta de la mancha más antigua y su movimiento más lento que la mancha moderna hacen que sea difícil concluir que sean la misma. [9]
Un misterio menor se refiere a una mancha joviana representada en un lienzo de 1711 de Donato Creti , que se exhibe en el Vaticano . [10] [11] Parte de una serie de paneles en los que diferentes cuerpos celestes (ampliados) sirven como telones de fondo para varias escenas italianas , y todos supervisados por el astrónomo Eustachio Manfredi para mayor precisión, la pintura de Creti es la primera representación conocida de la Gran Mancha Roja como roja (aunque elevada al hemisferio norte joviano debido a una inversión óptica inherente a los telescopios de la época). Ninguna característica joviana fue descrita explícitamente por escrito como roja antes de fines del siglo XIX. [11]
La Gran Mancha Roja se observa desde el 5 de septiembre de 1831. En 1879 se habían registrado más de 60 observaciones. [1] Desde que se hizo conocida en 1879, ha estado bajo observación continua.
Un estudio de observaciones históricas realizado en 2024 sugiere que la "mancha permanente" observada entre 1665 y 1713 puede no ser la misma que la Gran Mancha Roja moderna observada desde 1831. Se sugiere que la mancha original desapareció y que más tarde se formó otra mancha, que es la que se ve hoy. [4]
El 25 de febrero de 1979, [12] cuando la sonda espacial Voyager 1 se encontraba a 9.200.000 km (5.700.000 mi) de Júpiter, transmitió la primera imagen detallada de la Gran Mancha Roja. Se pudieron ver detalles de nubes de hasta 160 km (100 mi) de diámetro. El patrón de nubes onduladas y coloridas que se ve a la izquierda (oeste) de la Mancha Roja es una región de movimiento ondulatorio extraordinariamente complejo y variable.
En el siglo XXI, se ha observado que el diámetro mayor de la Gran Mancha Roja se está reduciendo. A principios de 2004, su longitud era aproximadamente la mitad de la de un siglo antes, cuando alcanzó un tamaño de 40.000 km (25.000 mi), aproximadamente tres veces el diámetro de la Tierra. Al ritmo actual de reducción, se volverá circular en 2040. No se sabe cuánto durará la mancha, o si el cambio es resultado de fluctuaciones normales. [13] En 2019, la Gran Mancha Roja comenzó a "descascararse" en su borde, y fragmentos de la tormenta se desprendieron y se disiparon. [14] La contracción y el "descascaramiento" alimentaron la especulación de algunos astrónomos de que la Gran Mancha Roja podría disiparse en 20 años. [15] Sin embargo, otros astrónomos creen que el tamaño aparente de la Gran Mancha Roja refleja su cobertura de nubes y no el tamaño real del vórtice subyacente, y también creen que los eventos de descamación pueden explicarse por interacciones con otros ciclones o anticiclones, incluidas absorciones incompletas de sistemas más pequeños; si este es el caso, esto significaría que la Gran Mancha Roja no está en peligro de disiparse. [16]
Una mancha más pequeña, denominada Óvalo BA , que se formó en marzo de 2000 a partir de la fusión de tres óvalos blancos, [17] se ha vuelto de color rojizo. Los astrónomos la han llamado Pequeña Mancha Roja o Roja Jr. A partir del 5 de junio de 2006, la Gran Mancha Roja y el Óvalo BA parecían estar acercándose a la convergencia. [18] Las tormentas se cruzan aproximadamente cada dos años, pero el paso de 2002 y 2004 fue de poca importancia. Amy Simon-Miller , del Centro de Vuelos Espaciales Goddard , predijo que las tormentas tendrían su paso más cercano el 4 de julio de 2006. Trabajó con Imke de Pater y Phil Marcus de la UC Berkeley, así como con un equipo de astrónomos profesionales a partir de abril de 2006 para estudiar las tormentas utilizando el Telescopio Espacial Hubble ; el 20 de julio de 2006, las dos tormentas fueron fotografiadas pasando una a la otra por el Observatorio Gemini sin converger. [19] En mayo de 2008, una tercera tormenta se tiñó de rojo. [20]
La nave espacial Juno , que entró en una órbita polar alrededor de Júpiter en 2016, sobrevoló la Gran Mancha Roja en su aproximación a Júpiter el 11 de julio de 2017, tomando varias imágenes de la tormenta desde una distancia de aproximadamente 8000 km (5000 mi) sobre la superficie. [21] [22] 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. [21]
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 sonda espacial Cassini-Huygens . [23] También hay una característica en la atmósfera de Neptuno llamada la Gran Mancha Oscura . Esta última característica fue fotografiada por la Voyager 2 en 1989 y puede haber sido un agujero atmosférico en lugar de una tormenta. Ya no estaba presente en 1994, aunque una mancha similar había aparecido más al norte.
La Gran Mancha Roja de Júpiter gira en sentido antihorario, con un período de aproximadamente 4,5 días terrestres, [24] u 11 días jovianos, a partir de 2008. Con una anchura de 16 350 km (10 160 mi) al 3 de abril de 2017, la Gran Mancha Roja tiene 1,3 veces el diámetro de la Tierra. [21] Las cimas de las nubes de esta tormenta están a unos 8 km (5 mi) por encima de las cimas de las nubes circundantes. [25] La tormenta ha seguido existiendo durante siglos porque no hay una superficie planetaria (solo un manto de hidrógeno ) que proporcione fricción; los remolinos de gas circulantes persisten durante mucho tiempo en la atmósfera porque no hay nada que se oponga a su momento angular. [26]
Los datos infrarrojos indican desde hace tiempo que la Gran Mancha Roja es más fría (y, por tanto, más alta en altitud) que la mayoría de las otras nubes del planeta. [27] Sin embargo, la atmósfera superior por encima de la tormenta tiene temperaturas sustancialmente más altas que el resto del planeta. Las ondas acústicas (sonoras) que se elevan desde la turbulencia de la tormenta que se encuentra debajo se han propuesto como una explicación del calentamiento de esta región. [28] Las ondas acústicas viajan verticalmente hasta una altura de 800 km (500 mi) por encima de la tormenta, donde se rompen en la atmósfera superior, convirtiendo la energía de las olas en calor. Esto crea una región de la atmósfera superior que está a 1600 K (1330 °C; 2420 °F), varios cientos de kelvin más cálida que el resto del planeta a esta altitud. [28] El efecto se describe como "olas del océano que se estrellan [...] en una playa". [29]
Un seguimiento cuidadoso de las características atmosféricas reveló la circulación en sentido antihorario de la Gran Mancha Roja ya en 1966, observaciones confirmadas dramáticamente por las primeras películas con lapso de tiempo de los sobrevuelos de la Voyager . [30] La mancha está confinada por una modesta corriente en chorro hacia el este al sur y una muy fuerte corriente hacia el oeste al norte. [31] Aunque los vientos alrededor del borde de la mancha alcanzan un máximo de aproximadamente 432 km/h (268 mph), las corrientes en su interior parecen estancadas, con poca entrada o salida. [32] El período de rotación de la mancha ha disminuido con el tiempo, tal vez como resultado directo de su constante reducción de tamaño. [33]
La latitud de la Gran Mancha Roja se ha mantenido estable durante la duración de buenos registros de observación, variando típicamente alrededor de un grado. Su longitud , sin embargo, está sujeta a variación constante, incluyendo una oscilación longitudinal de 90 días con una amplitud de ~1°. [34] [35] 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 utiliza para latitudes de más de 10 grados y se basó originalmente en el período de rotación promedio de la Gran Mancha Roja de 9 h 55 m 42 s. [36] A pesar de esto, sin embargo, la mancha ha "rodado" al 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. [37]
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La Gran Mancha Roja de Júpiter (GRS) es un anticiclón de forma elíptica, que se encuentra a 22 grados por debajo del ecuador, en el hemisferio sur de Júpiter. [39] Es la tormenta anticiclónica más grande (~16.000 km) de nuestro sistema solar, y se sabe poco sobre su profundidad y estructura internas. [40] Las imágenes visibles y el seguimiento de las nubes a partir de la observación in situ determinaron la velocidad y la vorticidad de la GRS, que se encuentra en un delgado anillo anticiclónico a un 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. [41] Durante la misión Juno de la NASA de 2016 , se obtuvieron datos de la firma gravitacional e infrarrojos térmicos [41] [42] que ofrecieron información sobre la dinámica estructural y la profundidad de la GRS. [40] [41] Durante julio de 2017, la nave espacial Juno realizó un segundo pase del GRS para recolectar escaneos del Radiómetro de Microondas (MWR) del GRS para determinar qué tan lejos se extendía el GRS hacia la superficie de la capa de H2O condensada . [ 40] Estos escaneos MWR sugirieron que la profundidad vertical del GRS se extendía a unos 240 km por debajo del nivel de las nubes, con una caída estimada en la presión atmosférica a 100 bar. [40] [41] Dos métodos de análisis que restringen los datos recopilados fueron el enfoque mascon , que encontró una profundidad de ~290 km, y el enfoque Slepian que muestra el viento que se extiende a ~310 km. [40] Estos métodos, junto con los datos MWR de la firma de gravedad, sugieren que los vientos zonales del GRS aún aumentan a una tasa del 50% de la velocidad del nivel de nubes viable, antes de que comience la descomposición del viento en niveles más bajos. Esta tasa de descomposición del viento y los datos de gravedad sugieren que la profundidad del GRS está entre 200 y 500 km. [40]
Las imágenes infrarrojas térmicas y la espectroscopia de Galileo y Cassini del GRS se llevaron a cabo entre 1995 y 2008, con el fin de encontrar evidencia de inhomogeneidades térmicas dentro del vórtice de estructura interna del GRS. [41] Los mapas de temperatura infrarroja térmica anteriores de las misiones Voyager , Galileo y Cassini sugirieron que el GRS es una estructura de un vórtice anticiclónico con un núcleo frío dentro de un anillo ascendente más cálido; estos datos muestran un gradiente en la temperatura del GRS. [39] [41] Las imágenes infrarrojas térmicas proporcionaron una mejor comprensión de la temperatura atmosférica de Júpiter, la opacidad de las partículas de aerosol y la composición del gas amoníaco: se recopilaron durante décadas una correlación directa de las reacciones de las capas de nubes visibles, el gradiente térmico y el mapeo composicional con los datos de observación. [39] [41] Durante diciembre de 2000, imágenes de alta resolución espacial de Galileo, de un área atmosférica turbulenta al noroeste del GRS, mostraron un contraste térmico entre la región más cálida del anticiclón y las regiones al este y oeste del GRS. [41] [43]
La temperatura vertical de la estructura del GRS está restringida entre el rango de 100-600 mbar, con la temperatura vertical del núcleo del GRS es de aproximadamente 400 mbar de presión [ aclaración necesaria ] , siendo 1,0-1,5 K, mucho más cálida que las regiones del GRS al este-oeste, y 3,0-3,5 K más cálida que las regiones al norte-sur del borde de las estructuras. [41] Esta estructura es consistente con los datos recopilados por las imágenes VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer en el ESO Very Large Telescope) obtenidas en 2006; esto reveló que el GRS estaba físicamente presente en un amplio rango de altitudes que ocurren dentro del rango de presión atmosférica de 80-600 mbar, y confirma el resultado del mapeo infrarrojo térmico. [41] [42] [45] 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 (PH 3 , NH 3 ) y el ácido para-hidroxibenzoico dentro de la circulación anticiclónica del GRS. [41] [46] Las imágenes que se obtuvieron del CIRS y las imágenes terrestres trazan el movimiento vertical en la atmósfera joviana mediante espectros de PH 3 y NH 3 . [39] [41]
Las concentraciones más altas de PH 3 y NH 3 se encontraron al norte de la rotación periférica del GRS. Ayudaron a determinar el movimiento del chorro hacia el sur y mostraron evidencia de un aumento en la altitud de la columna de aerosoles con presiones que van desde 200 a 500 mbar. [41] [47] Sin embargo, los datos de composición de NH 3 muestran que hay una importante disminución de NH 3 debajo de la capa de nubes visibles en el anillo periférico sur del GRS; esta opacidad más baja es relativa a una banda estrecha de hundimiento atmosférico. [41] La baja opacidad de los aerosoles en el infrarrojo 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 la sostenibilidad de la vorticidad. [41] El hundimiento atmosférico más fuerte y las asimetrías compositivas del GRS sugieren que la estructura exhibe un grado de inclinación desde el borde norte hasta el borde sur de la estructura. [41] [48] La profundidad y la estructura interna del GRS han estado cambiando constantemente durante décadas; [40] Sin embargo, todavía no hay una razón lógica para que tenga una profundidad de 200 a 500 km, pero las corrientes en chorro que suministran la fuerza que alimenta el vórtice GRS están muy por debajo de la base de la estructura. [40] [41]
No se sabe qué causa el color rojizo de la Gran Mancha Roja. Las hipótesis apoyadas por experimentos de laboratorio suponen que puede ser causada por productos químicos creados a partir de la irradiación ultravioleta solar del hidrosulfuro de amonio [49] y el compuesto orgánico acetileno , que produce un material rojizo, probablemente compuestos orgánicos complejos llamados tolinas . [50] La gran altitud de los compuestos también puede contribuir a la coloración. [51]
La Gran Mancha Roja varía mucho en tono, desde casi rojo ladrillo hasta salmón pálido o incluso blanco. La mancha desaparece ocasionalmente, haciéndose evidente solo a través de la depresión de la Mancha Roja, que es su ubicación en el Cinturón Ecuatorial Sur (SEB). Su visibilidad está aparentemente acoplada al SEB: cuando el cinturón es blanco brillante, la mancha tiende a ser oscura, y cuando es oscura, la mancha suele ser clara. Estos períodos en los que la mancha es 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. [6]
de Goddard
Mark Loeffler y Reggie Hudson han estado realizando estudios de laboratorio para investigar si los rayos cósmicos, un tipo de radiación que golpea las nubes de Júpiter, pueden alterar químicamente el hidrosulfuro de amonio para producir nuevos compuestos que podrían explicar el color de la mancha.
