Észleljük a Jupiter vörös foltjait!
Spektroszkópiai vizsgálatok alapján tudjuk, hogy a Jupiter
légkörében a fő alkotóelemeken, a hidrogénen és a héliumon kívül
jelentős mennyiségű ammónia és metán is megtalálható. A felhőzet
megfigyelhető, külső részeinek hőmérséklete –150°C körül alakul. A
középpont felé haladva a nyomás és a hőmérséklet is növekszik, a
mélyebb rétegekben már jégkristályok, majd cseppfolyós halmazállapotú
vízcseppek is előfordulnak, majd a hidrogén a folyékonyból a fémes
fázisba megy át.
A Kis Vörös Folt a HST felvételén. A kép jobb szélén a GRS egy része látható. NASA, ESA, A. Simon-Miller (NASA/GSFC)
A
Jupiter felhőzetét jellemző világos sávok és sötét színezetű zónákat
felszálló meleg és leszálló hideg gázáramlatok alkotják. Emelkedés
közben ezek a gázok kihűlnek, az ammóniakristályok kicsapódnak (ezek
okozzák a világosabb színárnyalatokat), majd a sötét övek határain
visszasüllyednek. Ezekre a konvektív áramlásokra a bolygó gyors forgása
miatt fellépő Coriolis-erők is hatnak. Hatásukra az egyenlítő irányába
mozgó gáztömegek a forgás irányával ellenkező oldalra térnek ki, míg a
pólusok felé tartók a forgással egyező irányba mozdulnak el. Ennek
következtében igen erős szelek alakulnak ki, a szomszédos áramlatok
határain örvénylések jelennek meg. Az örvények belsejében szintén
erős szelek fordulnak elő, a Nagy Vörös Foltban a Galileo-szonda
mérései alapján 650 km/h-t állapítottak meg. A BA-oválban sem sokkal
kisebb a szélsebesség, itt 430 km/h volt a mért legerősebb érték.
Balra a Nagy Vörös Folt a Voyager-2 felvételén. Mellette J.D. Cassini 1665-ös rajza a bolygóról, és maga Cassini.
A
Nagy Vörös Foltról az első említés Robert Hooke egy 1664-es
feljegyzésében található meg. Az első rajzokat egy évvel később, J.D.
Cassini készítette a párizsi csillagvizsgálóban, és a folt segítségével
meghatározta a Jupiter tengelyforgási idejét. Színe nem mindig volt
vörös, időnként sárgás, szürkés árnyalatot vett fel, sőt néha fehér
színű is volt. Időnként észrevehetetlenné válik, mint pl. 1888-ban ,
1912-ben, 1916-ban, 1938-ban, vagy legutóbb 1944-ben, de a többi
légköri alakzathoz képest alapvetően stabil képződmény. Mérete és
helyzete sem állandó, sávján belül változtatja a helyét, néhány ezer
kilométernyit vándorol az évek során, időnként megtorpanva, majd újra
nekilódulva – de egy jól meghatározott jupiterszélességen belül marad.
Feltételezések szerint akár több százezer éve is létezhet. Az első
Jupiter-észlelők még azt gondolták, hogy a Nagy Vörös Folt egy nagy
vulkán, aminek teteje kilátszik a felhők közül. De a bolygó alaposabb
megismerése, és a folt ide-oda történő vándorlásának felfedezése után
kiderült, hogy egészen másról van szó. Legjobban akkor érthetjük meg
természetét, ha a földi hurrikánokra gondolunk. A trópusi viharok
energiájukat a meleg tengerfelszínből nyerik, és fokozatosan, pozitív
visszacsatolással addig erősödnek, míg el nem érik valamelyik
szárazföldet. Ekkor az energia-utánpótlás megszűnik, és ezáltal
legyengülnek, megszűnnek. A Jupiteren ez nem történik meg, az ottani
viharok folyamatosan kapnak energia-utánpótlást, ezért olyan hosszú
élettartamúak.
Balra:
Christopher Go felvétele az új vörös foltról február 27-én. Jobbra:
Stefan Buda június 7-i képén jól látható, mennyivel közelebb
vándorolt az új folt a Nagy Vörös Folthoz
Hossza kb. 30-40 ezer
km, szélessége mintegy 13 ezer km. A GRS egy anticiklon, amit az
óramutató járásával megegyező irányú örvénylése valószínűsíti, a
rotáció körülbelül 6 napig tart. A környezetéből kiemelkedik, tetejének
hőmérséklete emiatt alacsonyabb. Középpontjában fölfelé történő
anyagáramlás zajlik, amely a folt szélén bukik vissza a feltételezések
szerint. Ennek az gyors anyagáramlásnak köszönheti erős árnyalatát,
ugyanis a nagy magasságban, a felhőrendszer tetején nincsenek sötét
színek. A legelfogadottabb elmélet szerint egy foszforvegyület, a
foszfin (PH3) lebomlása adja a GRS színét. A meleg, mély
tartományokból felemelkedett foszfin a Nap ultraibolya sugárzása
következtében hamar lebomlik, majd különböző kémiai reakciók során más
vegyületté alakul, ekkor alakul ki a vörös szín. A felhőrendszer
legmagasabban fekvő világos tartományai – a sávok – a leghidegebbek,
valószínűsíthetően ammóniakristályok alkotják őket. A sötétebb
árnyalatú tartományok – övek vagy zónák – már alacsonyabb magasságokban
fordulnak elő, itt a hőmérséklet is nagyobb. Barnás és vöröses színüket
különböző kén- és foszforvegyületeknek, szerves anyagoknak és
szervetlen polimereknek köszönhetik.
A BA ovál kialakulása a HST felvételein (NASA)
A
Kis Vörös Folt színe néhány hónappal ezelőtt még fehér volt, és BA ovál
néven volt ismeretes. 1998-2000 folyamán keletkezett három kisebb fehér
ovál – a BC, a DE, és az FA – összeolvadásával, ekkor alakult ki a ma
is látható mérete. Színváltozását egy fülöp-szigeteki amatőrcsillagász,
Cristopher Go vette észre, azóta folyamatosan nyomon követik.
A
Nagy és a Kis Vörös Folt jelenleg hasonló, de különböző jupiterrajzi
szélességen tartózkodik, miközben egymás felé közelítenek. Az eddig
megfigyelt vándorlás alapján készült előrejelzések szerint július 10-e
környékén fognak egymás közvetlen közelében elhaladni. Senki sem tudja
biztosan, hogy mi fog történni, összeolvadnak-e, vagy folytatják-e
útjukat, a foltok külső rétegei hogy fognak viselkedni, színük, méretük
hogy fog alakulni, ezért ígérkezik rendkívül érdekesnek az
elkövetkezendő néhány hét, hónap!
Az észleléseket (digitális
felvételeket és rajzokat) a Meteor bolygós rovatának vezetőjének
küldjük: Tordai Tamás (tordai@mcse.hu). A vizuális észlelők a
letölthető észlelőlapot használják!
Megérkezett az első hazai felvétel a Kis Vörös Foltról!
Berente Béla webkamerás felvétele június 19-én este mutatja a Nagy
Vörös Folttól jobbra felfelé tartózkodó új alakzatot. A részletesebb
technikai adatok a képen láthatók.
További sikeres képet kaptunk Szendrői Gáboréktól (a technikai adatok a képen láthatók)
Linkajánló
