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!



A www.mcse.hu oldal felületén sütiket (cookie) használunk. Ezeket a fájlokat az ön gépén tárolja a rendszer. Az oldal használatával ön beleegyezik a cookie-k használatába. További információért kérjük olvassa el adatvédelmi tájékoztatónkat. További információ

The cookie settings on this website are set to "allow cookies" to give you the best browsing experience possible. If you continue to use this website without changing your cookie settings or you click "Accept" below then you are consenting to this.

Close