Velká červená skvrna - Great Red Spot

Jupiterovy vířící barevné mraky. Velká červená skvrna je na jižní polokouli Jupitera, na levé straně fotografie.

The Velká červená skvrna je vytrvalý oblast vysokého tlaku v atmosféra Jupitera, vyrábějící anticyklonální bouře největší v České republice Sluneční Soustava, 22 stupňů jižně od Jupiter je rovník. Pozorování z let 1665 až 1713 jsou považována za pozorování stejné bouře; pokud je to správné, existuje minimálně 360 let.[1] To bylo dále pozorováno v září 1831, s 60 zaznamenanými pozorováními od té doby do roku 1878, kdy začala nepřetržitá pozorování.[2][3]

Historie pozorování

Obrázek Jupiteru od Pioneer 10 v roce 1974, ukazující nápadněji zbarvenou skvrnu, než když ji ukazoval Voyager 1, později, v roce 1979.
Široký pohled na Jupiter a Velkou rudou skvrnu při pohledu z Voyager 1 v roce 1979. Bílá oválná bouře přímo pod Velkou červenou skvrnou má přibližný průměr Země.
Časosběrná sekvence z přiblížení Voyager 1 k Jupiteru, ukazující pohyb atmosférických pásem a cirkulaci Velké rudé skvrny. Obrázek NASA.

Velká rudá skvrna mohla existovat již před rokem 1665, ale současná skvrna byla poprvé viděna až po roce 1830 a dobře prozkoumána až po významném zjevení v roce 1879. Bouře, která byla vidět v 17. století, se mohla lišit od bouře který dnes existuje.[4] Období současného studia po roce 1830 od objevu v 17. století odděluje velká mezera. Zda se původní místo rozptýlilo a reformovalo, zda vybledlo, nebo zda byl pozorovací záznam prostě špatný, není známo.[5]

Například první pozorování Velké rudé skvrny se často připisuje Robert Hooke, který popsal místo na planetě v květnu 1664. Je však pravděpodobné, že Hookeova skvrna byla úplně v jiném pásu (severní rovníkový pás, na rozdíl od umístění současné Velké červené skvrny v Jižní rovníkový pás ). Mnohem přesvědčivější je Giovanni Cassini popis "stálého místa" následující rok.[6] Při kolísání viditelnosti byla Cassiniho skvrna pozorována od roku 1665 do roku 1713, ale 118letá pozorovací mezera činí identitu těchto dvou bodů neprůkaznou. Kratší pozorovací historie starší skvrny a pomalejší pohyb než moderní skvrna ztěžuje závěr, že jsou stejné.[7]

Menší záhada se týká jovianského skvrn zobrazených na plátně 1711 od Donato Creti, který je vystaven v Vatikán.[8][9] Část série panelů, ve kterých různá (zvětšená) nebeská těla slouží jako kulisy pro různé italština scény a vše pod dohledem astronoma Eustachio Manfredi pro přesnost je Cretiho obraz první známou, která líčí Velkou rudou skvrnu jako červenou. Před koncem 19. století nebyl žádný joviánský rys výslovně písemně popsán jako červený.[9]

Velká rudá skvrna byla pozorována od 5. září 1831. Do roku 1879 bylo zaznamenáno více než 60 pozorování.[2] Poté, co se dostalo do popředí v roce 1879, bylo neustále sledováno.

V 21. století bylo vidět, že Velká rudá skvrna se zmenšuje. Na začátku roku 2004 měla přibližně polovinu podélného rozsahu, jaký měla před sto lety, když dosáhla velikosti 40 000 km (25 000 mi), což je zhruba trojnásobek průměru Země. Při současné míře redukce by se do roku 2040 stal kruhovým. Není známo, jak dlouho spot vydrží, ani zda je změna výsledkem běžných výkyvů.[10] V roce 2019 se Velká rudá skvrna začala na svém okraji „odlupovat“, fragmenty bouře se odlamovaly a rozptýlily.[11]

Menší místo, určené Oválný BA, vytvořený v březnu 2000 sloučením tří bílých oválů,[12] má načervenalé barvy. Astronomové to pojmenovali Malá červená skvrna nebo Red, Jr. K 5. červnu 2006 se zdálo, že Velká rudá skvrna a Oval BA se blíží konvergenci.[13] Bouře se navzájem míní zhruba každé dva roky, ale přechody v letech 2002 a 2004 neměly velký význam. Amy Simon-Miller, z Goddardovo vesmírné středisko, předpověděla, že bouře budou mít nejbližší průchod 4. července 2006. Spolupracovala s Imke de Pater a Philem Marcusem z UC Berkeley a tým profesionálních astronomů od dubna 2006 ke studiu bouří pomocí Hubbleův vesmírný dalekohled; dne 20. července 2006 byly obě bouře vyfotografovány, jak se navzájem míjejí Observatoř Gemini bez konvergence.[14] V květnu 2008 třetí bouře zčervenala.[15]

Velkou rudou skvrnu nelze zaměňovat s Velká temná skvrna, rys pozorovaný poblíž severního pólu Jupitera v roce 2000 s Cassini – Huygens kosmická loď.[16] V atmosféře je také funkce Neptune také volal Velká temná skvrna. Druhá funkce byla zobrazena uživatelem Voyager 2 v roce 1989 a mohla to být spíše atmosférická díra než bouře. Od roku 1994 již nebyl přítomen, ačkoli se podobné místo objevilo dále na sever.

Detailní záběr na Velká červená skvrna převzato z přibližně 8000 km (5 000 mi) nad ním (11. července 2017)

Průzkum

Dne 25. února 1979[17] když Voyager 1 kosmická loď byla 9 200 000 km (5 700 000 mil) od Jupiteru, vyslala první detailní snímek Velké rudé skvrny. Byly viditelné detaily mraků o průměru pouhých 160 km. Barevný vlnitý vzor mraků, který je vidět nalevo (západně) od Rudé skvrny, je oblastí mimořádně složitého a proměnlivého vlnového pohybu.

The Juno kosmická loď, který vstoupil na polární oběžnou dráhu kolem Jupiteru v roce 2016, přeletěl nad Velkou rudou skvrnou při svém blízkém přiblížení k Jupiteru 11. července 2017 a pořídil několik snímků bouře ze vzdálenosti asi 8000 km (5 000 mi) nad povrchem.[18][19] Po dobu trvání Juno kosmická loď bude pokračovat ve studiu složení a vývoje atmosféry Jupitera, zejména jeho Velké rudé skvrny.[18]

Struktura

Cyklický pohyb Velké rudé skvrny, zobrazený Cassini kosmická loď
Přibližné srovnání velikosti Země a Velké rudé skvrny.

Velká červená skvrna Jupitera se otáčí proti směru hodinových ručiček, s obdobím asi šesti pozemských dnů[20] nebo čtrnáct joviánských dnů. Jupiterova Velká rudá skvrna měří od 3. dubna 2017 šířku 16 350 km (10 160 mil) a je 1,3krát větší než průměr Země.[18] Vrcholy mraků této bouře jsou asi 8 km (5,0 mil) nad okolními vrcholky mraků.

Infračervený data již dlouho naznačují, že Velká rudá skvrna je chladnější (a tedy vyšší nadmořská výška) než většina ostatních mraků na planetě.[21] Horní atmosféra nad bouří má však podstatně vyšší teploty než zbytek planety. Jako vysvětlení ohřevu této oblasti byly navrženy akustické (zvukové) vlny stoupající z turbulence níže bouře.[22]

Pečlivé sledování atmosférických prvků odhalilo pohyb Velké červené skvrny proti směru hodinových ručiček již v roce 1966, pozorování dramaticky potvrzena prvními časosběrnými filmy z Cestovatel průlety.[23] Místo je omezeno skromným východem jet stream na jih a velmi silný na západ na sever.[24] Ačkoli větry kolem okraje bodového vrcholu vrcholí rychlostí přibližně 432 km / h (268 mph), proudy uvnitř se zdají stagnovat, s malým přítokem nebo odtokem.[25] Doba rotace skvrny se časem snižovala, snad jako přímý důsledek jejího stálého zmenšování velikosti.[26]

Velká rudá skvrna zeměpisná šířka byl stabilní po dobu dobrých pozorovacích záznamů, obvykle se lišil přibližně o stupeň. Své zeměpisná délka však podléhá neustálým změnám.[27] Protože Jupiter se netočí rovnoměrně ve všech zeměpisných šířkách, astronomové definovali tři různé systémy pro definování zeměpisné délky. Systém II se používá pro zeměpisné šířky větší než 10 stupňů a původně byl založen na průměrné rotační periodě Velké červené skvrny 9 h 55 m 42 s.[28] Navzdory tomu však místo od počátku devatenáctého století „lapovalo“ planetu v systému II nejméně 10krát. Jeho rychlost driftu se v průběhu let dramaticky změnila a byla spojena s jasem Jižní rovníkový pás a přítomnost nebo nepřítomnost South Tropical Disturbance.[29]

Barva a složení

Ve směru hodinových ručiček od levého horního rohu: Hubble obrázek uživatele viditelné spektrum; infračervený z Observatoř Gemini; multiwavelength composite of Hubble and Gemini data showing Viditelné světlo v modré barvě a tepelné infračervené záření v červené barvě; ultrafialový obrázek z Hubbla; viditelné světlo detail

Není známo, co způsobuje načervenalé zabarvení Velké červené skvrny. Hypotézy podporované laboratorními experimenty předpokládají, že zbarvení může být způsobeno chemickými produkty vytvářenými slunečním ultrafialovým zářením hydrogensulfid amonný a organická sloučenina acetylén, který produkuje načervenalý materiál - pravděpodobně komplexní organické sloučeniny zvané tholiny.[30] Vysoká nadmořská výška sloučenin může také přispět k zabarvení Velké rudé skvrny.[31]

Velká červená skvrna se velmi liší v odstínu, od téměř cihlově červené až po světle lososovou nebo dokonce bílou. Místo občas zmizí a je patrné pouze v Red Spot Hollow, což je jeho umístění v Jižní rovníkový pás (SEB). Jeho viditelnost je zjevně spojena se SEB; když je pás jasně bílý, místo má tendenci být tmavé a když je tma, místo je obvykle světlé. Tato období, kdy je místo tmavé nebo světlé, se vyskytují v nepravidelných intervalech; od roku 1947 do roku 1997 byla skvrna nejtemnější v období 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 a 1992–1993.[5]

  • Mraky Jupitera pořízené 27. června 2019 kamerou Hubble's Wide Field Camera 3.[32]

  • Barevná animace pohybu oblaku Jupitera a cirkulace Velké rudé skvrny.

Mechanická dynamika

Neexistuje žádná definitivní teorie o tom, co způsobuje vznik nebo barvu Velké rudé skvrny. Laboratorní studie zkoumají účinky, které kosmické paprsky nebo UV světlo ze Slunce mají na chemické složení mraků Jupitera. Jednou otázkou je, zda sluneční záření reaguje hydrogensulfid amonný ve vnější atmosféře planety vytvořit tmavě červenou barvu.[33] Výzkum naznačuje, že bouře produkuje extrémní množství gravitační vlny a akustické vlny, kvůli turbulenci bouře. Akustické vlny cestují svisle nahoru do výšky 800 mil (800 km) nad bouří, kde se rozpadají ve vyšších vrstvách atmosféry a přeměňují energii vln na teplo. Tím se vytvoří oblast horní atmosféry, která má 1600 K (1330 ° C; 2420 ° F) - v této výšce je o několik stovek Kelvinů teplejší než zbytek planety.[34] Efekt je popsán jako „narážející [..] vlny oceánu na pláži“.[35] Důvod, proč bouře přetrvává po celá staletí, je ten, že neexistuje žádný planetární povrch, který by poskytoval tření (pouze tekuté jádro vodík ); víry cirkulujících plynů v atmosféře přetrvávají velmi dlouho, protože jejich momentální hybnosti není co bránit.[36]

Viz také

Reference

  1. ^
    • Zaměstnanci (2007). „Datový list Jupiteru - SPACE.com“. Imaginova. Citováno 2008-06-03.
    • „Sluneční soustava - Planeta Jupiter - Velká rudá skvrna“. Katedra fyziky a astronomie - University of Tennessee. Archivovány od originál dne 10. 06. 2004. Citováno 2015-08-30.
  2. ^ A b Denning, William Frederick (červen 1899). „Raná historie velké červené skvrny na Jupiteru“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. Královská astronomická společnost. 59: 574. Bibcode:1899MNRAS..59..574D. doi:10.1093 / mnras / 59.10.574. Citováno 23. září 2020.
  3. ^
  4. ^ Karl Hille (04.08.2015). „Velká rudá skvrna Jupitera: vířící tajemství“. NASA. Citováno 2017-11-18.
  5. ^ A b Beebe (1997), 38-41.
  6. ^ Rogers (1995), 6.
  7. ^ Rogers (1995), 188.
  8. ^ Zaměstnanci (2003). „Donato Creti, astronomická pozorování“. Musei Vaticani. Vatikánská muzea. Citováno 2019-12-16.
  9. ^ A b Hockey (1999), 40-1.
  10. ^ Beatty, J. Kelly (2002). „Jupiterova smršťovací rudá skvrna“. Obloha a dalekohled. 103 (4): 24. Citováno 2007-06-21.
  11. ^ Paul Scott Anderson (10. června 2019). „Rozpadá se Jupiterova Velká rudá skvrna?“. EarthSky. Citováno 2. července 2019.
  12. ^ Sanchez-Lavega, A .; et al. (Únor 2001). „Sloučení dvou obřích anticyklonů v atmosféře Jupiteru“. Icarus. 149 (2): 491–495. Bibcode:2001Icar..149..491S. doi:10.1006 / icar.2000.6548.
  13. ^ Phillips, Tony. „Obrovské bouře se sbíhají“. Science @ NASA. Archivovány od originál dne 02.02.2007. Citováno 2007-01-08.
  14. ^ Michaud, Peter. „Gemini zachycuje blízké setkání s červenými skvrnami Jupitera“. Observatoř Gemini. Citováno 2007-06-15.
  15. ^ Shiga, David. „Třetí rudá skvrna vybuchla na Jupiteru“. Nový vědec. Citováno 2008-05-23.
  16. ^ Phillips, Tony. „Velká temná skvrna“. Věda v NASA. Archivovány od originál dne 06.06.2007. Citováno 2007-06-20.
  17. ^ Kovář et al (1979), 951-972.
  18. ^ A b C Perez, Martin (12.7.2017). „Kosmická loď Juno NASA skvrny na velké červené skvrně Jupitera“. NASA. Citováno 2017-07-16.
  19. ^ Chang, Kenneth (07.07.2016). „Kosmická loď Juno NASA vstupuje na oběžnou dráhu kolem Jupiteru“. The New York Times. Citováno 2017-07-12.
  20. ^ Kovář et al (1979), 954.
  21. ^ Rogers (1995), 191.
  22. ^ O’Donoghue, J .; Moore, L .; Stallard, T. S .; Melin, H. (27. července 2016). „Zahřívání horní atmosféry Jupitera nad Velkou rudou skvrnou“. Příroda. 536 (7615): 190–192. doi:10.1038 / příroda18940. hdl:2381/38554.
  23. ^ Rogers (1995), 194-6.
  24. ^ Beebe (1997), 35.
  25. ^ Rogers (1995), 195.
  26. ^ Rogers, Johne. „Průběžné zprávy o STB (Oval BA procházející GRS), STropB, GRS (měřeno vnitřní rotace), EZ (S. Rovnocenná porucha; dramatické ztmavnutí; interakce NEB), & NNTB“. Britská astronomická asociace. Citováno 2007-06-15.
  27. ^ * Reese, Elmer J .; Solberg, H. Gordon (1966). "Nedávná měření zeměpisné šířky a délky Jupiterovy červené skvrny". Icarus. 5 (1–6): 266–273. Bibcode:1966Icar .... 5..266R. doi:10.1016/0019-1035(66)90036-4. hdl:2060/19650022425.
    • Rogers (1995), 192-3.
  28. ^
  29. ^ Rogers (1995), 193.
  30. ^ Loeffer, Mark J .; Hudson, Reggie L. (2018). „Zbarvení Jupiterových mraků: Radiolýza hydrosulfidu amonného (NH4SH)“. Icarus. 302: 418–425. doi:10.1016 / j.icarus.2017.10.041.
  31. ^ „Co dělá Jupiterovu červenou skvrnu červenou?“. EarthSky. 2014-11-11. Citováno 2019-03-13.
  32. ^ „Hubble představuje nový portrét Jupitera“. www.spacetelescope.org. Citováno 10. srpna 2019.
  33. ^ „Velká rudá skvrna Jupitera: vířící tajemství“. NASA. 4. srpna 2015. Goddard vědci Mark Loeffler a Reggie Hudson provádějí laboratorní studie, aby zjistili, zda kosmické paprsky, jeden typ záření, které zasahuje Jupiterovy mraky, mohou chemicky změnit hydrogensulfid amonný za vzniku nových sloučenin, které by mohly vysvětlit barvu skvrny.
  34. ^ O’Donoghue, J .; Moore, L .; Stallard, T. S .; Melin, H. (27. července 2016). „Zahřívání horní atmosféry Jupitera nad Velkou rudou skvrnou“. Příroda. 536 (7615): 190–192. doi:10.1038 / příroda18940. hdl:2381/38554.
  35. ^ „Jupiterova velká rudá skvrna je pravděpodobně obrovský zdroj tepla“. NASA. NASA. Citováno 23. prosince 2018.
  36. ^ „Atmosféra Jupitera a velká rudá skvrna“. www.astrophysicsspectator.com. 24. listopadu 2004.

Další čtení

externí odkazy