2006. június – A Jupiter két vörös foltja | MCSE

2006. június – A Jupiter két vörös foltja

Spektroszkópiai vizsgálatok alapján tudjuk, hogy a Jupiter légkörében fő alkotóelemén, 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 Jupiter felhőzetét jellemző világos sávok és sötét színezetű zónákat felszálló meleg, és leszálló hideg gázáramlatok alkotják. Emelkedés közben ezek a gázok kihűlnek, a világos színeket felelős ammóniakristályok csapódnak ki, 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 igen erős szélsebességek fordulnak elő, a Nagy Vörös Foltban (GRS) a Galileo-szonda mérései alapján 650 km/h-át állapítottak meg. A BA-oválban sem sokkal kisebb a szélsebesség, itt 430 km/h volt a mért legerősebb érték.


Balra a 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 el a párizsi csillagvizsgálóban, és a gyakran csak GRS-ként (Great Red Spot) is emlegetett folt segítségével meghatározta a Jupiter tengelyforgási idejét. Színe nem mindig volt vörös, időnként sárgás, szürkés árnyalatot vett fel, sőt néha fehér színű is volt. Néha el is tűnik, mint pl. 1888-ban , 1912-ben, 1916-ban, 1938-ban, vagy legutóbb 1944-ben, de a többi részlethez 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 kezdve — de egy jól meghatározott jupiterszélességen belül marad. Feltételezések szerint akár többszázezer éve is létezhet. Az első Jupiter-észlelők még azt gondolták, hogy a Nagy Vörös Folt egy nagy Jupiter-vulkán, aminek teteje kilátszik a felhők közül. De a bolygó alaposabb megismerése, és a folt ide-oda történő vándorlásának felfedezése után kiderült, hogy egész másról van szó. Legjobban akkor érthetjük meg természetét, ha a földi hurrikánokra gondolunk. A trópusi viharok energiájukat a meleg tengerfelszínből nyerik, és fokozatosan, pozitv visszacsatolással addig erősödnek, míg el nem érik valamelyik szárazföldet. Ekkor az energia-utánpótlás megszűnik, és ezáltal gyengülnek le, és szűnnek meg. A Jupiteren ez nem történik meg, hanem folyamatosan kapják energiájukat, ezért olyan hosszú élettartamúak.


Stefan Buda felvétele 2006. jún. 7.-én készült
Jól látható az Ifjabb Vörös Folt
a GRS közelében

Hossza kb. 30-40 ezer km, szélessége mintegy 13 ezer km. A GRS egy anticiklon, amit az óramutató járásával megegyező irányű örvénylése valószínűsíti, a rotáció körülbelül 6 napig tart. A környezetéből kiemelkedik, 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 legelfogadottab 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. 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)

Az Ifjabb Vörös Folt színe néhány hónappal ezelőttig fehér volt, és BA ovál néven volt ismeretes. Ez 1998-2000 folyamán keletkezett három kisebb fehér ovál — a BC, 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!