Der Große Rote Fleck stellt ein anhaltendes atmosphärisches Hochdrucksystem auf Jupiter dar und stellt den größten antizyklonalen Sturm im Sonnensystem dar. Sein charakteristischer rot-orangefarbener Farbton, dessen Herkunft noch ungeklärt ist, macht ihn zum charakteristischsten Merkmal Jupiters. Dieses Phänomen liegt 22 Grad südlich des Jupiteräquators und erzeugt Windgeschwindigkeiten von bis zu 496 km/h (308 mph). Die ersten Beobachtungen gehen auf den September 1831 zurück. Über 60 dokumentierte Sichtungen fanden vor 1878 statt, dem Jahr, in dem die kontinuierliche Überwachung begann. Ein vergleichbares atmosphärisches Merkmal wurde zwischen 1665 und 1713 festgestellt; Wenn es sich um denselben Sturm handelt, würde seine Lebensdauer mindestens 361 Jahre betragen, obwohl eine Studie aus dem Jahr 2024 etwas anderes anzeigt.
Der Große Rote Fleck ist eine anhaltende Hochdruckregion in der Atmosphäre des Planeten Jupiter, die den größten antizyklonalen Sturm im Sonnensystem erzeugt. Aufgrund seiner rot-orangenen Farbe, deren Ursprung noch unbekannt ist, ist es das bekannteste Merkmal auf Jupiter. Er liegt 22 Grad südlich des Jupiteräquators und erzeugt Windgeschwindigkeiten von bis zu 496 km/h (308 mph). Es wurde erstmals im September 1831 beobachtet, wobei zwischen diesem Zeitpunkt und 1878, als kontinuierliche Beobachtungen begannen, 60 Beobachtungen aufgezeichnet wurden. Eine ähnliche Stelle wurde von 1665 bis 1713 beobachtet; Wenn es sich um denselben Sturm handelt, existiert er schon seit mindestens 361 Jahren. Eine Studie aus dem Jahr 2024 legt jedoch nahe, dass dies nicht der Fall ist.
Beobachtungsverlauf
Früherkennungen
Die Existenz des Großen Roten Flecks geht möglicherweise auf das Jahr 1664 zurück; Die zeitgenössische Manifestation wurde jedoch möglicherweise erstmals im Jahr 1830 beobachtet und erst nach ihrem deutlichen Wiederauftreten im Jahr 1879 gründlich untersucht. Die im 17. Jahrhundert dokumentierte atmosphärische Störung könnte sich von dem derzeit herrschenden Sturm unterscheiden. Es besteht eine erhebliche zeitliche Diskontinuität zwischen seiner Entdeckung im 17. Jahrhundert und seiner fortlaufenden Untersuchung, die nach 1830 begonnen wurde. Das genaue Schicksal des ursprünglichen Flecks – ob er sich auflöste und sich anschließend neu formierte, allmählich verblasste oder von Beobachtern einfach übersehen und nicht dokumentiert wurde – bleibt ungeklärt.
Robert Hooke wird häufig die endgültige Beobachtung des Großen Roten Flecks zugeschrieben, nachdem er im Mai 1664 ein planetarisches Merkmal dokumentiert hatte. Dennoch ist es so Es ist wahrscheinlich, dass Hookes beobachteter Punkt in einem anderen atmosphärischen Band lag (dem nördlichen Äquatorialgürtel, im Gegensatz zur aktuellen Position des Großen Roten Flecks im südlichen Äquatorialgürtel) und zusätzlich durch den Schatten eines vorbeiziehenden Mondes, höchstwahrscheinlich Callisto, verdeckt wurde. Im darauffolgenden Jahr dokumentierte Giovanni Cassini „einen dauerhaften [Fleck], der oft mit der gleichen Größe und Form an die gleiche Stelle zurückkehrte“, und bestimmte seine Rotationsperiode auf 9 Stunden 56 Minuten. Trotz unterschiedlicher Sichtverhältnisse wurde Cassinis Ort von 1665 bis 1713 überwacht; Aufgrund einer 48-jährigen Unterbrechung der Beobachtungen ist die Identifizierung der beiden Stellen jedoch nicht eindeutig. Aufgrund der begrenzteren Beobachtungsdaten des früheren Flecks und seiner langsameren Rotationsgeschwindigkeit im Vergleich zum zeitgenössischen Merkmal ist es schwierig, ihre identische Natur zu behaupten.
Ein weniger bekanntes Rätsel betrifft einen Jupiterfleck, der auf einem Gemälde von Donato Creti aus dem Jahr 1711 dargestellt ist und derzeit im Vatikan ausgestellt ist. Als Teil einer Tafelserie mit verschiedenen vergrößerten Himmelskörpern als Hintergrund für italienische Landschaften, die von Eustachio Manfredi sorgfältig auf astronomische Genauigkeit überwacht wurden, stellt Cretis Kunstwerk die früheste bekannte künstlerische Darstellung eines großen roten Flecks auf dem Jupiter dar (obwohl er aufgrund der für Teleskope des 18. Jahrhunderts charakteristischen optischen Umkehrung auf der Nordhalbkugel abgebildet ist). Vor dem späten 19. Jahrhundert wurde kein atmosphärisches Merkmal Jupiters explizit schriftlich dokumentiert, das eine rote Färbung aufwies.
Der Große Rote Fleck wurde seit dem 5. September 1831 regelmäßig beobachtet und bis 1879 wurden mehr als 60 Sichtungen aufgezeichnet, ein Zeitraum, der seine weitverbreitete Anerkennung markierte. Nach diesem Zeitraum wurde es einer ununterbrochenen Überwachung unterzogen.
Eine Untersuchung historischer Beobachtungsdaten aus dem Jahr 2024 legt nahe, dass der „permanente Fleck“, der zwischen 1665 und 1713 dokumentiert wurde, möglicherweise nicht mit dem heutigen Großen Roten Fleck identisch ist, der seit 1831 beobachtet wurde. Diese Forschung geht davon aus, dass sich der ursprüngliche Fleck auflöste und eine deutliche, nachfolgende Formation das derzeit sichtbare Merkmal darstellt.
Neueste Beobachtungszeiträume
Am 25. Februar 1979 übermittelte die Raumsonde Voyager 1, die 9.200.000 km (5.700.000 Meilen) vom Jupiter entfernt war, erstmals detaillierte Bilder des Großen Roten Flecks. Es waren Wolkenformationen mit einer Größe von bis zu 160 km (100 Meilen) erkennbar. Die lebhafte, wellige Wolkenkonfiguration, die westlich des Roten Flecks beobachtet wird, weist auf ein Gebiet hin, das durch außergewöhnlich komplizierte und dynamische Wellenmuster gekennzeichnet ist.
Im Laufe des 21. Jahrhunderts hat der Primärdurchmesser des Großen Roten Flecks nachweislich abgenommen. Im Jahr 2004 war seine Länge etwa halb so groß wie ein Jahrhundert zuvor, als er 40.000 km (25.000 Meilen) maß, etwa das Dreifache des Erddurchmessers. Sollte die aktuelle Schrumpfungsrate anhalten, wird das Merkmal voraussichtlich bis 2040 eine kreisförmige Morphologie erreichen.
Die Langlebigkeit des Großen Roten Flecks und die Art seiner beobachteten Veränderungen, insbesondere ob es sich um periodische Schwankungen handelt, sind weiterhin Gegenstand laufender wissenschaftlicher Untersuchungen. Im Jahr 2019 ergaben Beobachtungen, dass die Stelle entlang ihrer Peripherie ein „Abblätterungsverhalten“ aufwies, das dadurch gekennzeichnet war, dass sich Sturmfragmente ablösten und sich anschließend auflösten. Diese beobachtete Größenverringerung und das „Abplatzungs“-Phänomen veranlassten einige Astronomen zu der Hypothese, dass sich der Große Rote Fleck innerhalb weniger Jahrzehnte auflösen könnte. Umgekehrt behaupten andere Forscher, dass die wahrgenommenen Abmessungen des Flecks eher seiner Wolkenbedeckung als der tatsächlichen Größe des zugrunde liegenden Wirbels entsprechen. Sie schlagen außerdem vor, dass Abplatzungsereignisse auf Wechselwirkungen mit anderen zyklonalen oder antizyklonalen Systemen zurückzuführen sein könnten, was möglicherweise die unvollständige Absorption kleinerer atmosphärischer Strukturen mit sich bringt, was bedeutet, dass der Große Rote Fleck möglicherweise nicht von der Gefahr einer Auflösung bedroht ist.
Oval BA, ein kleineres atmosphärisches Merkmal, das im März 2000 aus der Verschmelzung von drei unterschiedlichen weißen Ovalen entstand, hat anschließend einen rötlichen Farbton angenommen. Dieses Phänomen wurde von Astronomen umgangssprachlich als Kleiner Roter Fleck oder Roter Jr bezeichnet. Bis zum 5. Juni 2006 deuteten Beobachtungen darauf hin, dass der Große Rote Fleck und das Oval BA scheinbar konvergierten. Diese Stürme nähern sich typischerweise etwa alle zwei Jahre sehr stark an, obwohl die Begegnungen in den Jahren 2002 und 2004 als nicht bedeutsam angesehen wurden. Amy Simon-Miller, eine Forscherin am Goddard Space Flight Center, prognostizierte, dass die Stürme am 4. Juli 2006 ihre größte Annäherung erfahren würden. In Zusammenarbeit mit Imke de Pater und Phil Marcus von der UC Berkeley und einem Team professioneller Astronomen initiierte sie im April 2006 eine Studie dieser Stürme mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Am 20. Juli 2006 nahm das Gemini-Observatorium erfolgreich Bilder von beiden auf Stürme ziehen aneinander vorbei, ohne sich zu verschmelzen. Ein dritter Sturm entwickelte daraufhin im Mai 2008 eine rötliche Färbung.
Die Raumsonde Juno, die 2016 eine polare Umlaufbahn um Jupiter etablierte, überflog den Großen Roten Fleck während ihrer Annäherung an den Planeten am 11. Juli 2017 und machte dabei mehrere Bilder des Sturms aus einer Höhe von etwa 8.000 km (5.000 Meilen) über der Jupiteroberfläche. Während der gesamten Juno-Mission konzentrierte sich die Raumsonde weiterhin auf die Untersuchung der atmosphärischen Zusammensetzung und der Evolutionsprozesse des Jupiter, mit besonderem Schwerpunkt auf dem Großen Roten Fleck.
Es ist von entscheidender Bedeutung, den Großen Roten Fleck vom Großen Dunklen Fleck zu unterscheiden, einem atmosphärischen Merkmal, das im Jahr 2000 von der Raumsonde Cassini-Huygens in der Nähe von Jupiters Nordpol identifiziert wurde. Darüber hinaus wird ein besonderes atmosphärisches Phänomen auf Neptun auch als Großer Dunkler Fleck bezeichnet. Dieses neptunische Merkmal wurde 1989 von Voyager 2 erfasst und es wird vermutet, dass es sich eher um eine atmosphärische Leere als um einen Zyklonsturm handelte. Anschließend verschwand es 1994, obwohl weiter nördlich ein vergleichbares Merkmal auftauchte.
Mechanische Dynamik
Seit 2008 weist Jupiters Großer Roter Fleck eine Rotation gegen den Uhrzeigersinn mit einer Periode von etwa 4,5 Erdentagen auf, was 11 Jupitertagen entspricht. Mit einer am 3. April 2017 gemessenen Breite von 16.350 km (10.160 Meilen) hat der Große Rote Fleck etwa das 1,3-fache des Erddurchmessers. Dieser Sturm hat eine hundertjährige Kontraktionsperiode durchgemacht, was dazu geführt hat, dass seine derzeitigen Ausmaße geringfügig kleiner als die Erde sind. Die obersten Wolkenschichten dieses Zyklonsystems liegen etwa 8 km (5 Meilen) über der umgebenden Wolkendecke. Die bemerkenswerte Langlebigkeit des Sturms, die sich über Jahrhunderte erstreckt, wird auf das Fehlen einer festen Planetenoberfläche (Jupiter besitzt nur einen Wasserstoffmantel) zurückgeführt, die sonst zu Reibungsverlusten führen würde. Folglich bleiben zirkulierende atmosphärische Wirbel bestehen, da es an Gegenkräften zu ihrem Drehimpuls mangelt.
Infrarotspektroskopische Daten haben durchweg gezeigt, dass der Große Rote Fleck im Vergleich zu den meisten anderen Wolkenformationen auf Jupiter durch niedrigere Temperaturen (und folglich höhere Höhen) gekennzeichnet ist. Umgekehrt weist die obere Atmosphärenregion direkt über dem Sturm im Vergleich zu anderen Gebieten des Planeten deutlich erhöhte Temperaturen auf. Die Erzeugung akustischer Wellen, die von den Turbulenzen des zugrunde liegenden Sturms herrühren, wurde als Mechanismus zur Erklärung der in dieser Region beobachteten thermischen Verstärkung postuliert. Diese Schallwellen breiten sich vertikal aus und steigen bis zu einer Höhe von 800 km (500 Meilen) über dem Sturm auf, wo sie sich in der oberen Atmosphäre auflösen und dabei ihre Wellenenergie in Wärmeenergie umwandeln. Dieser Prozess führt dazu, dass eine obere Atmosphärenzone Temperaturen von 1.600 K (1.330 °C; 2.420 °F) erreicht, was mehrere hundert Kelvin wärmer ist als die umgebende Planetenatmosphäre in vergleichbaren Höhen. Dieses Phänomen wurde analog als „krachende [...] Meereswellen an einem Strand“ beschrieben.
Eine sorgfältige Überwachung der atmosphärischen Merkmale ergab bereits 1966, dass der Große Rote Fleck gegen den Uhrzeigersinn zirkuliert, ein Befund, der später durch die ersten Zeitrafferbilder bestätigt wurde, die während der Vorbeiflüge der Voyager aufgenommen wurden. Der Sturm wird räumlich durch einen gemäßigten Jetstream nach Osten im Süden und einen deutlich stärkeren Jetstream nach Westen im Norden begrenzt. Während die Windgeschwindigkeiten an der Peripherie des Ortes etwa 432 km/h (268 mph) erreichen können, erscheinen die internen Strömungen weitgehend statisch und weisen nur minimale Zu- oder Abflüsse auf. Die Rotationsgeschwindigkeit des Flecks hat im Laufe der Zeit zunehmend abgenommen, ein Phänomen, das möglicherweise auf die kontinuierliche Verringerung seiner physikalischen Abmessungen zurückzuführen ist.
Die Breitenposition des Großen Roten Flecks hat über ausgedehnte Beobachtungszeiträume hinweg eine bemerkenswerte Stabilität gezeigt und weist typischerweise Schwankungen von etwa einem Grad auf. Umgekehrt unterliegt sein Längengrad einer kontinuierlichen Schwankung, insbesondere einer 90-tägigen Längsschwingung mit einer Amplitude von etwa einem Grad. Angesichts der ungleichmäßigen Gasrotation Jupiters über verschiedene Breitengrade hinweg haben Astronomen drei unterschiedliche Systeme zur Längsdefinition etabliert. System II wird auf Breitengrade über 10 Grad angewendet und basierte ursprünglich auf der durchschnittlichen Rotationsperiode des Großen Roten Flecks, insbesondere 9 Stunden 55 Minuten 42 Sekunden. Dennoch hat der Fleck seit dem frühen 19. Jahrhundert mindestens zehn vollständige Rotationen relativ zum Planeten im System II durchgeführt. Seine Driftrate hat in der Vergangenheit erhebliche Veränderungen erfahren, die mit der Leuchtkraft des südlichen Äquatorialgürtels und dem Vorhandensein oder Nichtvorhandensein einer südtropischen Störung korrelieren.
Interne Tiefe und strukturelle Merkmale
Der Große Rote Fleck (GRS) des Jupiter manifestiert sich als elliptisches Hochdruckgebiet auf der Südhalbkugel des Planeten, etwa 22 Grad südlich des Äquators. Da es sich um den größten antizyklonalen Sturm im Sonnensystem handelt, der sich über etwa ~16.000 km erstreckt, sind seine innere Tiefe und seine strukturelle Zusammensetzung noch weitgehend unbekannt. In-situ-Beobachtungen unter Verwendung sichtbarer Bildgebungs- und Wolkenverfolgungstechniken haben die Geschwindigkeit und Wirbelstärke des GRS aufgeklärt und seine Position innerhalb eines schlanken antizyklonalen Rings enthüllt, der sich über 70–85 % des Radius erstreckt und auf Jupiters schnellsten westwärts gerichteten Jetstream ausgerichtet ist. Während der NASA-Mission Juno im Jahr 2016 lieferten die gesammelten Schwerkraftsignaturen und thermischen Infrarotdaten entscheidende Einblicke in die Strukturdynamik und die vertikale Ausdehnung des GRS. Im Juli 2017 führte die Raumsonde Juno einen weiteren Vorbeiflug am GRS durch und erfasste MWR-Scans (Mikrowellenradiometer), um die vertikale Durchdringung des Sturms in Richtung des kondensierten H
§1213§O Ebene. Diese MWR-Analysen zeigten, dass die vertikale Tiefe des GRS etwa 240 km unter dem Wolkenniveau lag, begleitet von einem geschätzten Rückgang des Atmosphärendrucks auf 100 bar. Zur Eingrenzung der gesammelten Daten wurden zwei Analysemethoden eingesetzt: der Mascon-Ansatz, der eine Tiefe von etwa ~290 km bestimmte, und der Slepian-Ansatz, der eine Windausdehnung auf etwa ~310 km anzeigte. Diese Methoden, kombiniert mit Schwerkraftsignatur- und MWR-Daten, deuten darauf hin, dass sich die Zonenwinde des GRS weiter verstärken und 50 % der sichtbaren Wolkengeschwindigkeit erreichen, bevor der Windabfall in tieferen Atmosphärenschichten einsetzt. Die beobachtete Geschwindigkeit des Windabfalls und die Schwerkraftdaten deuten zusammengenommen darauf hin, dass die Tiefe des GRS zwischen 200 und 500 km liegt.
Thermische Infrarotbildgebung und Spektroskopie des GRS wurden zwischen 1995 und 2008 von den Galileo- und Cassini-Missionen durchgeführt, mit dem Ziel, thermische Inhomogenitäten innerhalb der internen Wirbelstruktur des GRS zu identifizieren. Frühere thermische Infrarot-Temperaturkarten, die von Voyager-, Galileo- und Cassini-Missionen abgeleitet wurden, zeigten, dass das GRS einen antizyklonalen Wirbel darstellt, der durch einen kalten Kern gekennzeichnet ist, der von einem aufsteigenden wärmeren Ring umgeben ist, wodurch ein deutlicher Temperaturgradient innerhalb des GRS nachgewiesen wird. Die thermische IR-Bildgebung verbesserte das Verständnis der atmosphärischen Temperatur, der Trübung der Aerosolpartikel und der Ammoniakgaszusammensetzung des Jupiter erheblich. Jahrzehntelange Beobachtungsdaten ermöglichten eine direkte Korrelation zwischen sichtbaren Wolkenschichtreaktionen, thermischen Gradienten und der Kartierung der Zusammensetzung. Im Dezember 2000 zeigten hochaufgelöste Bilder von Galileo, die eine atmosphärisch turbulente Region nordwestlich des GRS zeigten, einen bemerkenswerten thermischen Kontrast zwischen dem wärmsten Gebiet des Hochdruckgebiets und seiner östlichen und westlichen Umgebung.
Das vertikale Temperaturprofil der Struktur des Großen Roten Flecks (GRS) liegt zwischen 100 und 600 mbar. Insbesondere weist der GRS-Kern bei einem Druck von etwa 400 mbar eine vertikale Temperatur von 1,0–1,5 K auf, was erheblich wärmer ist als die GRS-Regionen im Osten und Westen. Darüber hinaus ist es 3,0–3,5 K wärmer als die Gebiete nördlich und südlich der Peripherie der Struktur. Dieses Strukturmerkmal stimmt mit Daten aus der VISIR-Aufnahme (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer on the ESO Very Large Telescope) aus dem Jahr 2006 überein, die die physische Präsenz des GRS über einen weiten Höhenbereich innerhalb des atmosphärischen Druckspektrums 80–600 mbar zeigte und damit die Ergebnisse der thermischen Infrarotkartierung bestätigte. Um ein Modell der internen Architektur des GRS zu erstellen, wurden das Cassini Composite Infrarot-Spektrometer (CIRS) und bodengestützte räumliche Bildgebung eingesetzt, um die Verteilung von Phosphin (PH
§1617§) und Ammoniak abzubilden (NH
§2728§) Aerosole und para-Hydroxybenzoesäure im antizyklonalen Kreislauf des GRS. Die von CIRS und bodengestützten Beobachtungen erfassten Bilder erleichterten die Verfolgung der vertikalen atmosphärischen Bewegung in Jupiter über PH
§3839§ und NH
§4950§ Spektren.
Spitzenkonzentrationen von PH
§67§ und NH
§1718§ wurden nördlich der peripheren Rotation des GRS beobachtet. Diese Konzentrationen erleichterten die Identifizierung einer Strahlbewegung nach Süden und deuteten auf eine Zunahme der Höhe der Aerosolsäule hin, was Drücken zwischen 200 und 500 mbar entspricht. Umgekehrt zeigen NH
§3031§ Kompositionsdaten eine erhebliche Erschöpfung von NH
§4142§ unter der sichtbaren Wolkenschicht am südlichen Peripheriering des GRS. Diese verringerte Opazität ist mit einem lokalisierten Band atmosphärischer Absenkung verbunden. Die Kombination aus geringer Trübung von Aerosolen im mittleren Infrarotbereich, Temperaturgradienten, Höhenschwankungen und der vertikalen Dynamik zonaler Winde trägt zur Bildung und zum Fortbestehen der Wirbelkraft des GRS bei. Das ausgeprägte Absinken der Atmosphäre und die Asymmetrien der Zusammensetzung innerhalb des GRS deuten darauf hin, dass die Struktur eine erkennbare Neigung von ihrer nördlichen zur südlichen Grenze aufweist. Während sich die Tiefe und die innere Struktur des GRS über mehrere Jahrzehnte kontinuierlich verändert haben, bleibt der genaue Grund für seine 200–500 km Tiefe unklar, obwohl die Jetstreams, die den GRS-Wirbel antreiben, deutlich unterhalb seiner strukturellen Basis liegen.
Färbung und chemische Zusammensetzung
Der genaue Ursprung des rötlichen Farbtons des Großen Roten Flecks bleibt ungeklärt. Laborexperimente stützen Hypothesen, die darauf hindeuten, dass die Färbung auf chemische Reaktionen zurückzuführen sein könnte, die durch ultraviolette Sonneneinstrahlung von Ammoniumhydrosulfid und der organischen Verbindung Acetylen hervorgerufen werden. Bei diesem Prozess entsteht eine rötliche Substanz, wahrscheinlich komplexe organische Verbindungen, die als Tholine bekannt sind. Auch die erhöhte Höhe dieser Verbindungen könnte zur beobachteten Färbung beitragen.
Der Große Rote Fleck weist erhebliche Farbvariationen auf, die von tiefem Ziegelrot bis hin zu hellem Lachs oder sogar Weiß reichen. Von Zeit zu Zeit scheint der Fleck zu verschwinden und wird nur noch durch die Red Spot Hollow erkennbar, die seine Position innerhalb des South Equatorial Belt (SEB) markiert. Seine Sichtbarkeit scheint untrennbar mit dem Erscheinungsbild des SEB verbunden zu sein: Ein heller weißer Gürtel korreliert mit einem dunkleren Fleck, während ein dunkler Gürtel typischerweise einem helleren Fleck entspricht. Diese Schwankungen zwischen Dunkel- und Hellphasen treten in unregelmäßigen Abständen auf; Beispielsweise erreichte der Fleck zwischen 1947 und 1997 seine dunkelsten Zustände in den Jahren 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 und 1992–1993.
- Außerirdischer Wirbel
- Great White Spot, ein ähnlicher Sturm auf dem Saturn
- WISEP J190648.47+401106.8, ein Brauner Zwerg, bei dem ein ähnlich großer Sturm beobachtet wurde
Referenzen
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