تشكل البقعة الحمراء الكبرى نظامًا جويًا عالي الضغط على كوكب المشتري، مما يمثل أكبر عاصفة مضادة للأعاصير داخل النظام الشمسي. لونه الأحمر البرتقالي المميز، والذي لا يزال أصله غير محدد، يجعله أكثر خصائص المشتري التي يمكن التعرف عليها. تقع هذه الظاهرة على بعد 22 درجة جنوب خط استواء المشتري، وتولد رياحًا تصل سرعتها إلى 496 كم/ساعة (308 ميلاً في الساعة). تعود الملاحظات الأولية إلى سبتمبر 1831، حيث حدثت أكثر من 60 مشاهدة موثقة قبل عام 1878، وهو العام الذي بدأت فيه المراقبة المستمرة. وقد لوحظت ميزة جوية مماثلة بين عامي 1665 و1713؛ إذا كانت هذه تمثل العاصفة نفسها، فإن طول عمرها سيمتد إلى 361 عامًا على الأقل، على الرغم من أن دراسة أجريت عام 2024 تشير إلى خلاف ذلك.
البقعة الحمراء الكبرى هي منطقة ذات ضغط مرتفع مستمر في الغلاف الجوي لكوكب المشتري، وتنتج أكبر عاصفة مضادة للأعاصير في النظام الشمسي. وهي الميزة الأكثر شهرة على كوكب المشتري، وذلك بسبب لونها الأحمر البرتقالي الذي لا يزال أصله غير معروف. تقع على بعد 22 درجة جنوب خط استواء المشتري، وتنتج سرعة رياح تصل إلى 496 كم/ساعة (308 ميلاً في الساعة). تمت ملاحظته لأول مرة في سبتمبر 1831، حيث تم تسجيل 60 ملاحظة بين ذلك الحين وعام 1878، عندما بدأت الملاحظات المستمرة. وقد لوحظت بقعة مماثلة في الفترة من 1665 إلى 1713؛ إذا كانت هذه هي نفس العاصفة، فهي موجودة منذ 361 عامًا على الأقل، لكن دراسة من عام 2024 تشير إلى أن الأمر ليس كذلك.
سجل الرصد
الاكتشافات المبكرة
من المحتمل أن يكون وجود البقعة الحمراء الكبرى قد سبق عام 1664؛ ومع ذلك، ربما تم ملاحظة المظاهر المعاصرة في البداية في عام 1830 ولم يتم التحقيق فيها بشكل شامل إلا بعد ظهورها البارز مرة أخرى في عام 1879. قد يختلف الاضطراب الجوي الموثق في القرن السابع عشر عن العاصفة الموجودة حاليًا. يوجد انقطاع زمني كبير بين اكتشافها في القرن السابع عشر ودراستها المستمرة التي بدأت بعد عام 1830. ولا يزال المصير الدقيق للبقعة الأصلية غير محدد - سواء تبددت ثم تشكلت لاحقًا، أو تلاشت تدريجيًا، أو تم تجاهلها ببساطة ولم يتم توثيقها من قبل المراقبين.
كثيرًا ما يُنسب إلى روبرت هوك الرصد النهائي للبقعة الحمراء الكبرى، بعد أن وثق سمة كوكبية في مايو 1664. ومع ذلك، من المحتمل أن بقعة هوك المرصودة كانت تقع في نطاق جوي مختلف (الحزام الاستوائي الشمالي، على النقيض من موقع البقعة الحمراء الكبرى الحالية في الحزام الاستوائي الجنوبي) وكان محجوبًا أيضًا بظل قمر عابر، على الأرجح كاليستو. في العام التالي، وثق جيوفاني كاسيني "[بقعة] دائمة كان يُنظر إليها في كثير من الأحيان على أنها تعود إلى نفس المكان بنفس الحجم والشكل"، محددًا فترة دورانها بأنها 9 ساعات و56 دقيقة. على الرغم من الاختلافات في الرؤية، تمت مراقبة موقع كاسيني من عام 1665 إلى عام 1713؛ ومع ذلك، فإن التوقف في الملاحظات لمدة 48 عامًا يجعل تحديد البقعتين غير حاسم. نظرًا لسجل المراقبة المحدود للبقعة السابقة وسرعة الدوران الأبطأ مقارنة بالميزة المعاصرة، فإن التأكيد على طبيعتها المتطابقة يمثل تحديًا.
يتعلق لغز أقل شهرة ببقعة المشتري التي تم تصويرها في لوحة رسمها دوناتو كريتي عام 1711، وهي معروضة حاليًا في الفاتيكان. كجزء من سلسلة لوحات تضم العديد من الأجرام السماوية المكبرة كخلفيات للمناظر الطبيعية الإيطالية، والتي أشرف عليها يوستاشيو مانفريدي بدقة للتأكد من دقتها الفلكية، تمثل أعمال كريتي الفنية أقدم عرض فني معروف لبقعة حمراء كبيرة على كوكب المشتري (على الرغم من تصويرها في نصف الكرة الشمالي بسبب خاصية الانعكاس البصري لتلسكوبات القرن الثامن عشر). قبل أواخر القرن التاسع عشر، لم يتم توثيق أي خاصية من سمات الغلاف الجوي لكوكب المشتري صراحةً في شكل كتابي على أنها تمتلك لونًا أحمر.
تمت ملاحظة البقعة الحمراء الكبرى باستمرار منذ 5 سبتمبر 1831، حيث تراكمت أكثر من 60 مشاهدة مسجلة بحلول عام 1879، وهي الفترة التي تميز الاعتراف بها على نطاق واسع. وبعد هذه الفترة، تم إخضاعها للمراقبة المتواصلة.
يقترح تحقيق تم إجراؤه في عام 2024 في بيانات الرصد التاريخية أن "البقعة الدائمة" الموثقة بين عامي 1665 و1713 قد لا تكون مطابقة للبقعة الحمراء الكبرى المعاصرة، والتي تم رصدها منذ عام 1831. ويفترض هذا البحث أن البقعة الأولية تبددت، ويشكل التكوين اللاحق المتميز السمة المرئية حاليًا.
فترات المراقبة الأخيرة
في 25 فبراير 1979، أرسلت المركبة الفضائية فوييجر 1، المتمركزة على بعد 9,200,000 كيلومتر (5,700,000 ميل) من كوكب المشتري، الصور التفصيلية الافتتاحية للبقعة الحمراء العظيمة. كانت التكوينات السحابية ذات الأبعاد الدقيقة التي تصل إلى 160 كيلومترًا (100 ميل) واضحة. يشير التكوين السحابي النابض بالحياة والمتموج الذي تم رصده غرب البقعة الحمراء إلى منطقة تتميز بأنماط موجية معقدة وديناميكية بشكل استثنائي.
خلال القرن الحادي والعشرين، انخفض القطر الأساسي للبقعة الحمراء الكبرى بشكل واضح. بحلول عام 2004، كان طوله حوالي نصف بعده قبل قرن من الزمان، عندما كان يبلغ 40.000 كيلومتر (25.000 ميل)، أي ما يقرب من ثلاثة أضعاف قطر الأرض. وفي حالة استمرار معدل الانخفاض الحالي، فمن المتوقع أن تصل الميزة إلى شكل دائري بحلول عام 2040.
يظل طول عمر البقعة الحمراء الكبرى وطبيعة التغيرات الملحوظة فيها، وتحديدًا ما إذا كانت تمثل تقلبات دورية، موضوعًا للبحث العلمي المستمر. في عام 2019، كشفت الملاحظات عن البقعة التي تظهر سلوكًا "متقشرًا" على طول محيطها، ويتميز بانفصال شظايا العاصفة ثم تبددها لاحقًا. دفع هذا الانخفاض الملحوظ في الحجم وظاهرة "التقشر" بعض علماء الفلك إلى افتراض أن البقعة الحمراء الكبرى قد تتبدد في غضون بضعة عقود. وعلى العكس من ذلك، يؤكد باحثون آخرون أن الأبعاد الملموسة للبقعة تتوافق مع تغطيتها السحابية وليس الحجم الفعلي للدوامة الأساسية. ويشيرون أيضًا إلى أن أحداث التقشر يمكن أن تعزى إلى التفاعلات مع الأنظمة الإعصارية أو المضادة للأعاصير الأخرى، مما قد يتضمن الامتصاص غير الكامل للهياكل الجوية الأصغر حجمًا، مما يعني ضمنيًا أن البقعة الحمراء الكبرى قد لا تكون معرضة لخطر التبدد.
البيضاوية BA، وهي ميزة جوية أصغر ظهرت في مارس 2000 من اندماج ثلاثة أشكال بيضاوية بيضاء متميزة، اكتسبت بعد ذلك لونًا محمرًا. أطلق علماء الفلك على هذه الظاهرة اسم البقعة الحمراء الصغيرة أو Red Jr بالعامية. بحلول 5 يونيو 2006، أشارت الملاحظات إلى أن البقعة الحمراء الكبرى والبيضاوية BA كانتا متقاربتين على ما يبدو. عادة ما تقترب هذه العواصف من بعضها البعض كل عامين تقريبًا، على الرغم من أن المواجهات في عامي 2002 و2004 لم تعتبر ذات أهمية. توقعت إيمي سيمون ميلر، الباحثة في مركز جودارد لرحلات الفضاء، أن العواصف ستشهد أقرب اقتراب لها في 4 يوليو 2006. وبالتعاون مع إيمكي دي باتر وفيل ماركوس من جامعة كاليفورنيا في بيركلي، جنبًا إلى جنب مع فريق من علماء الفلك المحترفين، بدأت دراسة هذه العواصف باستخدام تلسكوب هابل الفضائي في أبريل 2006. وفي 20 يوليو 2006، نجح مرصد جيميني في التقاط صور للمرصدين. العواصف تمر ببعضها البعض دون أن تندمج. تطورت عاصفة ثالثة لاحقًا إلى اللون المحمر في مايو 2008.
أجرت المركبة الفضائية جونو، التي أنشأت مدارًا قطبيًا حول كوكب المشتري في عام 2016، تحليقًا فوق البقعة الحمراء الكبرى أثناء اقترابها الوثيق من الكوكب في 11 يوليو 2017، والتقطت صورًا متعددة للعاصفة من ارتفاع حوالي 8000 كيلومتر (5000 ميل) فوق سطح المشتري. طوال مهمة جونو، حافظت المركبة الفضائية على تركيزها على دراسة تكوين الغلاف الجوي والعمليات التطورية لكوكب المشتري، مع التركيز بشكل خاص على البقعة الحمراء الكبرى.
من المهم التمييز بين البقعة الحمراء الكبرى والبقعة المظلمة الكبرى، وهي سمة جوية تم تحديدها بالقرب من القطب الشمالي لكوكب المشتري في عام 2000 بواسطة المركبة الفضائية كاسيني-هويجنز. علاوة على ذلك، هناك ظاهرة جوية مميزة على نبتون يشار إليها أيضًا باسم البقعة المظلمة العظيمة. تم التقاط هذه الميزة النبتونية بواسطة Voyager 2 في عام 1989 ويُفترض أنها كانت عبارة عن فراغ جوي وليست عاصفة إعصارية. وقد اختفت بعد ذلك بحلول عام 1994، على الرغم من ظهور سمة مماثلة لها في الشمال.
الديناميكيات الميكانيكية
اعتبارًا من عام 2008، تُظهر البقعة الحمراء الكبيرة لكوكب المشتري دورانًا عكس اتجاه عقارب الساعة مع فترة تبلغ حوالي 4.5 يومًا أرضيًا، أي ما يعادل 11 يومًا من أيام المشتري. يبلغ عرض البقعة الحمراء الكبرى 16350 كيلومترًا (10160 ميلًا) في 3 أبريل 2017، ويبلغ قطرها حوالي 1.3 مرة قطر الأرض. وقد مرت هذه العاصفة بفترة انكماش استمرت مائة عام، مما أدى إلى أن أبعادها الحالية أصغر قليلاً من الأرض. تقع الطبقات السحابية العليا لهذا النظام الإعصاري على ارتفاع حوالي 8 كم (5 ميل) فوق سطح السحابة المحيطة. يُعزى طول عمر العاصفة الملحوظ، والذي يمتد لقرون، إلى عدم وجود سطح كوكبي صلب (يمتلك المشتري غطاء هيدروجيني فقط) والذي من شأنه أن يؤدي إلى تبديد الاحتكاك. ونتيجة لذلك، تستمر الدوامات الجوية المنتشرة بسبب عدم وجود قوى معاكسة لزخمها الزاوي.
أثبتت البيانات الطيفية للأشعة تحت الحمراء باستمرار أن البقعة الحمراء الكبرى تتميز بدرجات حرارة منخفضة (وبالتالي ارتفاعات أعلى) مقارنة بمعظم تشكيلات السحب الأخرى على كوكب المشتري. على العكس من ذلك، تظهر منطقة الغلاف الجوي العلوي مباشرة فوق العاصفة درجات حرارة مرتفعة بشكل ملحوظ مقارنة بالمناطق الأخرى من الكوكب. تم افتراض توليد الموجات الصوتية الناشئة عن اضطراب العاصفة الأساسي كآلية تشرح التعزيز الحراري الملحوظ في هذه المنطقة. تنتشر هذه الموجات الصوتية عموديًا، وتصعد إلى ارتفاع 800 كيلومتر (500 ميل) فوق العاصفة، حيث تتبدد في الغلاف الجوي العلوي، وبالتالي تحول طاقتها الموجية إلى طاقة حرارية. تؤدي هذه العملية إلى وصول درجات حرارة منطقة الغلاف الجوي العلوي إلى 1,600 كلفن (1,330 درجة مئوية؛ 2,420 درجة فهرنهايت)، وهو أكثر دفئًا بعدة مئات من درجات الكلفن من الغلاف الجوي الكوكبي المحيط على ارتفاعات مماثلة. وقد تم وصف هذه الظاهرة بشكل مشابه على أنها أقرب إلى "تصادم [...] أمواج المحيط على الشاطئ".
أثبتت المراقبة الدقيقة لخصائص الغلاف الجوي دوران البقعة الحمراء العظيمة عكس اتجاه عقارب الساعة منذ عام 1966، وهو اكتشاف تم تأكيده لاحقًا من خلال الصور الأولية المتتابعة التي تم الحصول عليها أثناء تحليق Voyager بالقرب. العاصفة مقيدة مكانيًا بتيار نفاث معتدل باتجاه الشرق يقع إلى الجنوب وتيار نفاث أقوى بكثير باتجاه الغرب إلى الشمال. في حين أن سرعة الرياح في محيط البقعة يمكن أن تصل إلى حوالي 432 كم/ساعة (268 ميلاً في الساعة)، فإن التيارات الداخلية تبدو ثابتة إلى حد كبير، وتظهر الحد الأدنى من التدفق الداخلي أو الخارجي. لقد انخفضت سرعة دوران البقعة تدريجيًا مع مرور الوقت، وهي ظاهرة يمكن أن تُعزى إلى انخفاض أبعادها الفيزيائية بشكل مستمر.
أظهر الموقع العرضي للبقعة الحمراء العظيمة استقرارًا ملحوظًا طوال فترات المراقبة الممتدة، حيث أظهر عادةً اختلافات تبلغ درجة واحدة تقريبًا. على العكس من ذلك، يخضع خط الطول لتقلبات مستمرة، بما في ذلك بشكل ملحوظ تذبذب طولي لمدة 90 يومًا بسعة تبلغ درجة واحدة تقريبًا. نظرًا للدوران الغازي غير المنتظم لكوكب المشتري عبر خطوط عرض مختلفة، فقد أنشأ علماء الفلك ثلاثة أنظمة متميزة للتعريف الطولي. يتم تطبيق النظام II على خطوط العرض التي تتجاوز 10 درجات وكان يعتمد في البداية على متوسط فترة دوران البقعة الحمراء الكبرى، وتحديدًا 9 ساعات و55 دقيقة و42 ثانية. ومع ذلك، فقد أكملت البقعة ما لا يقل عن عشر دورات كاملة بالنسبة للكوكب داخل النظام الثاني منذ أوائل القرن التاسع عشر. وقد شهد معدل انجرافه تغيرات تاريخية كبيرة، ترتبط مع لمعان الحزام الاستوائي الجنوبي ووجود أو عدم وجود اضطراب استوائي جنوبي.
العمق الداخلي والخصائص الهيكلية
تظهر البقعة الحمراء الكبيرة لكوكب المشتري (GRS) على شكل إعصار إهليلجي مضاد يقع في نصف الكرة الجنوبي للكوكب، على بعد حوالي 22 درجة جنوب خط الاستواء. نظرًا لكونها أكبر عاصفة مضادة للأعاصير في النظام الشمسي، حيث تمتد على ما يقرب من ~16000 كيلومتر، فإن عمقها الداخلي وتكوينها الهيكلي لا يزالان غير محددين إلى حد كبير. أوضحت عمليات الرصد في الموقع، باستخدام تقنيات التصوير المرئي وتتبع السحابة، سرعة ودوامة GRS، وكشفت عن موقعها داخل حلقة رفيعة مضادة للأعاصير، تمتد على 70-85% من نصف القطر، وتتماشى مع أسرع تيار نفاث غربًا لكوكب المشتري. خلال مهمة جونو 2016 التابعة لناسا، قدمت بيانات الجاذبية المجمعة وبيانات الأشعة تحت الحمراء الحرارية رؤى مهمة حول الديناميكيات الهيكلية لـ GRS والمدى الرأسي. في يوليو 2017، نفذت المركبة الفضائية جونو تحليقًا لاحقًا بالقرب من GRS، وحصلت على عمليات مسح مقياس إشعاع الموجات الدقيقة (MWR) للتأكد من اختراق العاصفة عموديًا نحو H
§1213§O الطبقة. أشارت تحليلات MWR هذه إلى أن العمق الرأسي لشبكة GRS وصل إلى حوالي 240 كيلومترًا تحت مستوى السحابة، مصحوبًا بانخفاض يقدر في الضغط الجوي إلى 100 بار. تم استخدام منهجيتين تحليليتين لتقييد البيانات التي تم جمعها: نهج ماسكون، الذي حدد عمقًا يبلغ حوالي ~290 كيلومترًا، ونهج سليبيان، الذي أشار إلى امتداد الرياح إلى حوالي ~310 كيلومتر. تشير هذه المنهجيات، جنبًا إلى جنب مع بيانات الجاذبية وبيانات MWR، إلى أن رياح منطقة GRS تستمر في تكثيفها، حيث تصل إلى 50% من سرعة مستوى السحابة المرئية، قبل بداية اضمحلال الرياح في طبقات الغلاف الجوي الأعمق. تشير بيانات معدل اضمحلال الرياح والجاذبية المرصودة بشكل جماعي إلى أن عمق محطة GRS يتراوح بين 200 و500 كيلومتر.
تم إجراء التصوير الحراري بالأشعة تحت الحمراء والتحليل الطيفي لمحطة GRS بواسطة بعثات غاليليو وكاسيني بين عامي 1995 و2008، بهدف تحديد عدم التجانس الحراري داخل بنية الدوامة الداخلية لمحطة GRS. أشارت خرائط درجة حرارة الأشعة تحت الحمراء الحرارية السابقة، المستمدة من بعثات Voyager وGalileo وCassini، إلى أن GRS تشكل دوامة مضادة للأعاصير تتميز بنواة باردة محاطة بحلقة دافئة متصاعدة، مما يدل على تدرج متميز في درجة الحرارة داخل GRS. عزز التصوير الحراري بالأشعة تحت الحمراء بشكل كبير فهم درجة حرارة الغلاف الجوي لكوكب المشتري، وعتامة جسيمات الهباء الجوي، وتكوين غاز الأمونيا؛ سهّلت عقود من بيانات الرصد وجود علاقة مباشرة بين تفاعلات طبقة السحاب المرئية، والتدرجات الحرارية، ورسم الخرائط التركيبية. في ديسمبر 2000، كشفت صور عالية الدقة المكانية من غاليليو، والتي تصور منطقة جوية مضطربة شمال غرب منطقة GRS، عن تباين حراري ملحوظ بين المنطقة الأكثر دفئًا في الإعصار المضاد وضواحيها الشرقية والغربية.
ينحصر ملف درجة الحرارة العمودي لبنية البقعة الحمراء الكبرى (GRS) بين 100 و600 ملي بار. على وجه التحديد، يُظهر قلب GRS، عند ضغط 400 مللي بار تقريبًا، درجة حرارة رأسية تبلغ 1.0–1.5 كلفن، وهي أكثر دفئًا بكثير من مناطق GRS في الشرق والغرب. علاوة على ذلك، فهي أكثر دفئًا بمقدار 3.0–3.5 كلفن من المناطق الواقعة شمال وجنوب محيط الهيكل. تتوافق هذه الخاصية الهيكلية مع بيانات التصوير VISIR (مقياس طيف التصوير بالأشعة تحت الحمراء المتوسطة VLT الموجود على التلسكوب الكبير جدًا التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي) لعام 2006، والتي أظهرت الوجود المادي لـ GRS عبر نطاق ارتفاع واسع ضمن طيف الضغط الجوي 80–600 مللي بار، مما يدعم نتائج رسم خرائط الأشعة تحت الحمراء الحرارية. لبناء نموذج للبنية الداخلية لـ GRS، تم استخدام مطياف الأشعة تحت الحمراء المركب من كاسيني (CIRS) والتصوير المكاني الأرضي لرسم خريطة توزيع الفوسفين ( PH
§1617§)، والأمونيا (NH
§2728§) الهباء الجوي، وحمض شبه هيدروكسي بنزويك داخل الدورة المضادة للأعاصير في GRS. سهلت الصور التي تم الحصول عليها من CIRS وعمليات الرصد الأرضية تتبع الحركة العمودية للغلاف الجوي في كوكب المشتري عبر PH
§3839§ وNH
§4950§ الأطياف.
تركيزات الذروة PH
§67§ وNH
§1718§ تمت ملاحظتها شمال الدوران المحيطي لـ GRS. وقد سهلت هذه التركيزات تحديد حركة النفاثات باتجاه الجنوب وأشارت إلى زيادة في ارتفاع عمود الهباء الجوي، وهو ما يتوافق مع الضغوط التي تتراوح بين 200 و500 ملي بار. على العكس من ذلك، تكشف البيانات التركيبية NH
§3031§ عن استنزاف كبير لـ NH
§4142§ أسفل طبقة السحابة المرئية عند الحلقة المحيطية الجنوبية لـ GRS. ويرتبط هذا العتامة المنخفضة بنطاق موضعي من الهبوط الجوي. يساهم الجمع بين عتامة الهباء الجوي المنخفضة للأشعة تحت الحمراء المتوسطة، وتدرجات درجة الحرارة، وتغيرات الارتفاع، والديناميكيات الرأسية للرياح المناطقية في تكوين واستمرار دوامة GRS. يشير الانخفاض الواضح في الغلاف الجوي وعدم التماثل التركيبي داخل منطقة GRS إلى أن الهيكل يمتلك ميلًا ملحوظًا من حدوده الشمالية إلى حدوده الجنوبية. في حين أن عمق GRS وبنيتها الداخلية قد خضعا لتغيرات مستمرة على مدى عدة عقود، فإن السبب الدقيق لعمقها 200-500 كيلومتر لا يزال غير واضح، على الرغم من حقيقة أن التيارات النفاثة التي تغذي دوامة GRS تقع بشكل كبير تحت قاعدتها الهيكلية.
التلوين والتركيب الكيميائي
لا يزال الأصل الدقيق للون المحمر للبقعة الحمراء الكبرى غير محدد. تدعم التجارب المعملية الفرضيات التي تشير إلى أن التلوين قد يكون نتيجة تفاعلات كيميائية ناجمة عن تشعيع الشمس فوق البنفسجي لهيدروكبريتيد الأمونيوم والمركب العضوي الأسيتيلين. تنتج هذه العملية مادة حمراء، ومن المحتمل أنها مركبات عضوية معقدة تعرف باسم الثولينات. ويمكن أن يساهم الارتفاع المرتفع لهذه المركبات أيضًا في التلوين الملحوظ.
تُظهر البقعة الحمراء الكبيرة تباينًا كبيرًا في ألوانها، بدءًا من اللون الأحمر القرميدي العميق إلى سمك السلمون الفاتح أو حتى الأبيض. ومن وقت لآخر، تبدو البقعة وكأنها تختفي، ولا يمكن تمييزها إلا من خلال جوف البقعة الحمراء، الذي يحدد موقعها داخل الحزام الاستوائي الجنوبي (SEB). يبدو أن رؤيتها مرتبطة بشكل جوهري بمظهر SEB: يرتبط الحزام الأبيض الناصع بنقطة داكنة، في حين أن الحزام الداكن يتوافق عادةً مع نقطة أفتح. تحدث هذه التقلبات بين مراحل الظلام والضوء على فترات غير منتظمة؛ على سبيل المثال، بين عامي 1947 و1997، وصلت البقعة إلى أحلك حالاتها خلال الأعوام 1961-1966، و1968-1975، و1989-1990، و1992-1993.
- دوامة خارج كوكب الأرض
- البقعة البيضاء العظيمة، وهي عاصفة مماثلة على كوكب زحل
- WISEP J190648.47+401106.8، وهو قزم بني لوحظ أنه يعاني من عاصفة كبيرة مماثلة
المراجع
[العديد من المؤلفين] (1999). بيتي، كيلي ج.؛ بيترسون، كارولين كولينز؛ تشايكي ، أندرو (محرران). النظام الشمسي الجديد (الطبعة الرابعة). ماساتشوستس: شركة سكاي للنشر. ردمك 978-0-933346-86-4.
- [العديد من المؤلفين] (1999). بيتي، كيلي ج.؛ بيترسون، كارولين كولينز؛ تشايكي ، أندرو (محرران). النظام الشمسي الجديد (الطبعة الرابعة). ماساتشوستس: شركة سكاي للنشر. رقم ISBN 978-0-933346-86-4.بيبي، ريتا (1997). كوكب المشتري العملاق (الطبعة الثانية). واشنطن: كتب سميثسونيان. ISBN 978-1-56098-685-0.الهوكي، توماس (1999). كوكب جاليليو: مراقبة كوكب المشتري قبل التصوير. بريستول، فيلادلفيا: نشر IOP. رقم ISBN 978-0-7503-0448-1.Peek, Bertrand M. (1981). كوكب المشتري: دليل المراقب (الطبعة المنقحة). لندن: فابر وفابر المحدودة. ISBN 978-0-571-18026-4.روجرز، جون هـ. (1995). كوكب المشتري العملاق. كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. رقم ISBN 978-0-521-41008-3.Smith, B. A.; et al. (1979). "نظام المشتري من خلال عيون فوييجر 1". العلم. 204 (4396): 951–957, 960–972. بيب كود:1979Sci...204..951S دوى:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. S2CID 33147728. سارة يانغ (21 أبريل 2004). “يتنبأ الباحث بتغير المناخ العالمي على كوكب المشتري مع اختفاء بقع الكوكب العملاق”.أخبار جامعة كاليفورنيا في بيركلي. تم الاسترجاع 14 يونيو، 2007.
- يانغ، سارة (21 أبريل 2004). “يتنبأ الباحث بتغير المناخ العالمي على كوكب المشتري مع اختفاء بقع الكوكب العملاق”. أخبار جامعة كاليفورنيا في بيركلي. تم الاسترجاع 14 يونيو 2007.توني فيليبس (3 مارس 2006). "البقعة الحمراء الجديدة لكوكب المشتري". العلوم في ناسا. أرشفة من النسخة الأصلية في 19 أكتوبر 2008. تم الاسترجاع 14 يونيو 2007.توني فيليبس (5 يونيو 2006). “العواصف الضخمة تتلاقى”. العلوم في ناسا. مؤرشفة من الأصلي في 5 مايو 2007. تم الاسترجاع في 14 يونيو 2007 . title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Huge+Storms+Converge&rft.date=2006-06-05&rft.aulas t=Phillips&rft.aufirst=Tony&rft_id=https%3A%2F%2Fscience.nasa.gov%2Fheadlines%2Fy2006%2F05jun_redperil.htm%3Flist56685&rfr_id=info%3Asid%2Fen.
- إيكاروس. 162 (1): 74–93. بيب كود:2003Icar..162...74Y. دوى:10.1016/S0019-1035(02)00060-X.وليامز ، غاريث ب. (4 مايو 2005). “صفحة ويب NOAA”. مختبر ديناميكيات الموائع الجيوفيزيائية. تم الاسترجاع 21 يوليو 2007.