La Gran Mancha Roja constituye un sistema atmosférico persistente de alta presión en Júpiter, que representa la tormenta anticiclónica más grande del Sistema Solar. Su distintivo tono rojo anaranjado, cuyo origen permanece indeterminado, lo convierte en la característica más identificable de Júpiter. Situado a 22 grados al sur del ecuador de Júpiter, este fenómeno genera velocidades de viento que alcanzan los 496 km/h (308 mph). Las observaciones iniciales se remontan a septiembre de 1831, con más de 60 avistamientos documentados ocurridos antes de 1878, año en que comenzó el monitoreo continuo. Entre 1665 y 1713 se observó una característica atmosférica comparable; si esto representa la tormenta idéntica, su longevidad abarcaría un mínimo de 361 años, aunque un estudio de 2024 indica lo contrario.
La Gran Mancha Roja es una región persistente de alta presión en la atmósfera del planeta Júpiter, que produce la tormenta anticiclónica más grande del Sistema Solar. Es la característica más reconocible de Júpiter debido a su color rojo anaranjado cuyo origen aún se desconoce. Ubicado a 22 grados al sur del ecuador de Júpiter, produce vientos con velocidades de hasta 496 km/h (308 mph). Se observó por primera vez en septiembre de 1831, con 60 observaciones registradas desde entonces hasta 1878, cuando comenzaron las observaciones continuas. Una mancha similar se observó entre 1665 y 1713; si se trata de la misma tormenta, ha existido durante al menos 361 años, pero un estudio de 2024 sugiere que no es así.
Historial de observación
Detecciones tempranas
La existencia de la Gran Mancha Roja es potencialmente anterior a 1664; sin embargo, es posible que la manifestación contemporánea se haya observado inicialmente en 1830 y se haya investigado a fondo sólo después de su prominente reaparición en 1879. La perturbación atmosférica documentada en el siglo XVII podría diferir de la tormenta actualmente presente. Existe una discontinuidad temporal sustancial entre su descubrimiento en el siglo XVII y su estudio en curso iniciado después de 1830. El destino preciso de la mancha original (si se disipó y posteriormente se reformó, se desvaneció gradualmente o simplemente fue pasado por alto y no documentado por los observadores) permanece indeterminado.
A Robert Hooke se le atribuye con frecuencia la observación final de la Gran Mancha Roja, habiendo documentado una característica planetaria en mayo de 1664. Sin embargo, es Es probable que la mancha observada por Hooke estuviera situada en una banda atmosférica diferente (el cinturón ecuatorial norte, en contraste con la ubicación actual de la Gran Mancha Roja en el cinturón ecuatorial sur) y además estuviera oscurecida por la sombra de una luna en tránsito, muy probablemente Calisto. Al año siguiente, Giovanni Cassini documentó "una [mancha] permanente que a menudo se veía regresar al mismo lugar con el mismo tamaño y forma", determinando su período de rotación en 9 h 56 min. A pesar de las variaciones en la visibilidad, el lugar de Cassini fue monitoreado desde 1665 hasta 1713; sin embargo, una pausa de 48 años en las observaciones hace que la identificación de los dos lugares no sea concluyente. Debido al registro de observación más limitado de la mancha anterior y a su velocidad de rotación más lenta en comparación con la característica contemporánea, afirmar su naturaleza idéntica es un desafío.
Un enigma menos conocido se refiere a una mancha joviana retratada en una pintura de 1711 de Donato Creti, actualmente exhibida en el Vaticano. Como parte de una serie de paneles que presentan varios cuerpos celestes ampliados como fondos para paisajes italianos, meticulosamente supervisados para garantizar su precisión astronómica por Eustachio Manfredi, la obra de arte de Creti representa la interpretación artística más antigua conocida de una gran mancha roja en Júpiter (aunque representada en el hemisferio norte debido a la inversión óptica característica de los telescopios del siglo XVIII). Antes de finales del siglo XIX, no se había documentado explícitamente por escrito ninguna característica atmosférica joviana que poseyera una coloración roja.
La Gran Mancha Roja se ha observado constantemente desde el 5 de septiembre de 1831, acumulando más de 60 avistamientos registrados hasta 1879, un período que marcó su reconocimiento generalizado. Posteriormente a este periodo ha sido sometido a un seguimiento ininterrumpido.
Una investigación de 2024 sobre datos de observación históricos propone que la "mancha permanente" documentada entre 1665 y 1713 podría no ser idéntica a la Gran Mancha Roja contemporánea, que se ha observado desde 1831. Esta investigación postula que la mancha inicial se disipó y una formación posterior distinta constituye la característica actualmente visible.
Períodos de observación recientes
El 25 de febrero de 1979, la nave espacial Voyager 1, situada a 9.200.000 km (5.700.000 millas) de Júpiter, transmitió las primeras imágenes detalladas de la Gran Mancha Roja. Se podían discernir formaciones de nubes con dimensiones tan diminutas como 160 km (100 millas). La configuración de nubes vibrante y ondulante que se observa al oeste de la Mancha Roja indica un área caracterizada por patrones de ondas excepcionalmente intrincados y dinámicos.
Durante el siglo XXI, se ha demostrado que el diámetro primario de la Gran Mancha Roja ha disminuido. En 2004, su longitud era aproximadamente la mitad de su dimensión un siglo antes, cuando medía 40.000 km (25.000 millas), aproximadamente tres veces el diámetro de la Tierra. Si persiste el ritmo actual de disminución, se prevé que la característica alcance una morfología circular para 2040.
La longevidad de la Gran Mancha Roja y la naturaleza de sus cambios observados, específicamente si representan fluctuaciones periódicas, siguen siendo temas de investigación científica en curso. En 2019, las observaciones revelaron que la mancha exhibía un comportamiento de "descamación" a lo largo de su periferia, caracterizado por fragmentos de tormenta que se desprenden y posteriormente se disipan. Esta reducción de tamaño observada y el fenómeno de "descamación" llevaron a algunos astrónomos a plantear la hipótesis de que la Gran Mancha Roja podría disiparse en unas pocas décadas. Por el contrario, otros investigadores sostienen que las dimensiones percibidas de la mancha corresponden a su cobertura de nubes y no al tamaño real del vórtice subyacente. Sugieren además que los eventos de descamación podrían atribuirse a interacciones con otros sistemas ciclónicos o anticiclónicos, que potencialmente implican la absorción incompleta de estructuras atmosféricas más pequeñas, lo que implica que la Gran Mancha Roja puede no estar en riesgo de disiparse.
El óvalo BA, una característica atmosférica más pequeña que surgió en marzo de 2000 a partir de la coalescencia de tres óvalos blancos distintos, ha adquirido posteriormente un tono rojizo. Los astrónomos han denominado coloquialmente a este fenómeno Pequeña Mancha Roja o Red Jr. El 5 de junio de 2006, las observaciones indicaron que la Gran Mancha Roja y el Óvalo BA aparentemente estaban convergiendo. Estas tormentas suelen sufrir aproximaciones cercanas aproximadamente cada dos años, aunque los encuentros de 2002 y 2004 no se consideraron significativos. Amy Simon-Miller, investigadora del Centro de Vuelo Espacial Goddard, proyectó que las tormentas experimentarían su máximo acercamiento el 4 de julio de 2006. En colaboración con Imke de Pater y Phil Marcus de la Universidad de California en Berkeley, junto con un equipo de astrónomos profesionales, inició un estudio de estas tormentas utilizando el Telescopio Espacial Hubble en abril de 2006. El 20 de julio de 2006, el Observatorio Gemini capturó con éxito imágenes de las dos tormentas que pasaban entre sí. otro sin fusionarse. Posteriormente, una tercera tormenta desarrolló una coloración rojiza en mayo de 2008.
La nave espacial Juno, que estableció una órbita polar alrededor de Júpiter en 2016, realizó un sobrevuelo de la Gran Mancha Roja durante su aproximación cercana al planeta el 11 de julio de 2017, adquiriendo múltiples imágenes de la tormenta desde una altitud de aproximadamente 8.000 km (5.000 millas) sobre la superficie joviana. A lo largo de la misión Juno, la nave espacial mantuvo su enfoque en investigar la composición atmosférica y los procesos evolutivos de Júpiter, con especial énfasis en la Gran Mancha Roja.
Es crucial distinguir la Gran Mancha Roja de la Gran Mancha Oscura, una característica atmosférica identificada cerca del polo norte de Júpiter en 2000 por la nave espacial Cassini-Huygens. Además, un fenómeno atmosférico distinto en Neptuno también se conoce como la Gran Mancha Oscura. Esta característica neptuniana fue capturada por la Voyager 2 en 1989 y se supone que fue un vacío atmosférico en lugar de una tormenta ciclónica. Posteriormente desapareció en 1994, aunque surgió una característica comparable más al norte.
Dinámica mecánica
A partir de 2008, la Gran Mancha Roja de Júpiter exhibe una rotación en sentido contrario a las agujas del reloj con un período de aproximadamente 4,5 días terrestres, equivalente a 11 días jovianos. Con un ancho medido de 16.350 km (10.160 millas) el 3 de abril de 2017, la Gran Mancha Roja tiene aproximadamente 1,3 veces el diámetro de la Tierra. Esta tormenta ha atravesado un período centenario de contracción, lo que ha resultado en que sus dimensiones actuales sean marginalmente más pequeñas que las de la Tierra. Las capas de nubes más altas de este sistema ciclónico están situadas aproximadamente a 8 km (5 millas) por encima de la capa de nubes ambiental. La notable longevidad de la tormenta, que abarca siglos, se atribuye a la ausencia de una superficie planetaria sólida (Júpiter posee sólo un manto de hidrógeno) que de otro modo induciría una disipación por fricción. En consecuencia, los remolinos atmosféricos circulantes persisten debido a la falta de fuerzas opuestas a su momento angular.
Los datos espectroscópicos de infrarrojos han demostrado consistentemente que la Gran Mancha Roja se caracteriza por temperaturas más bajas (y en consecuencia, altitudes más altas) en comparación con la mayoría de las otras formaciones de nubes en Júpiter. Por el contrario, la región de la atmósfera superior directamente encima de la tormenta exhibe temperaturas significativamente elevadas en relación con otras áreas del planeta. La generación de ondas acústicas originadas por la turbulencia de la tormenta subyacente se ha postulado como un mecanismo que explica el aumento térmico observado en esta región. Estas ondas acústicas se propagan verticalmente y ascienden a una altitud de 800 km (500 millas) por encima de la tormenta, donde se disipan en la atmósfera superior, convirtiendo así la energía de las olas en energía térmica. Este proceso da como resultado una zona atmosférica superior que alcanza temperaturas de 1.600 K (1.330 °C; 2.420 °F), que es varios cientos de kelvins más cálida que la atmósfera planetaria circundante a altitudes comparables. Este fenómeno se ha descrito de manera análoga como similar a "las olas del océano rompiendo [...] en una playa".
La monitorización meticulosa de las características atmosféricas estableció la circulación en sentido contrario a las agujas del reloj de la Gran Mancha Roja ya en 1966, un hallazgo corroborado posteriormente por las imágenes iniciales en intervalos de tiempo obtenidas durante los sobrevuelos de la Voyager. La tormenta está limitada espacialmente por una corriente en chorro moderada hacia el este ubicada al sur y una corriente en chorro significativamente más poderosa hacia el oeste hacia el norte. Si bien las velocidades del viento en la periferia del lugar pueden alcanzar aproximadamente 432 km/h (268 mph), las corrientes internas parecen en gran medida estáticas, mostrando una entrada o salida mínima. La velocidad de rotación de la mancha ha ido disminuyendo progresivamente con el tiempo, fenómeno potencialmente atribuible a su continua reducción de dimensiones físicas.
La posición latitudinal de la Gran Mancha Roja ha demostrado una estabilidad notable a lo largo de extensos períodos de observación, exhibiendo típicamente variaciones de aproximadamente un grado. Por el contrario, su longitud sufre una fluctuación continua, que incluye en particular una oscilación longitudinal de 90 días con una amplitud de aproximadamente un grado. Dada la rotación gaseosa no uniforme de Júpiter en diferentes latitudes, los astrónomos han establecido tres sistemas distintos para la definición longitudinal. El Sistema II se aplica a latitudes superiores a 10 grados e inicialmente se basó en el período de rotación promedio de la Gran Mancha Roja, específicamente 9 h 55 min 42 s. Sin embargo, la mancha ha completado al menos diez rotaciones completas con respecto al planeta dentro del Sistema II desde principios del siglo XIX. Su tasa de deriva ha sufrido cambios históricos significativos, correlacionándose con la luminosidad del cinturón ecuatorial sur y la presencia o ausencia de una perturbación tropical del sur.
Profundidad interna y características estructurales
La Gran Mancha Roja de Júpiter (GRS) se manifiesta como un anticiclón elíptico situado en el hemisferio sur del planeta, aproximadamente a 22 grados al sur del ecuador. Como la tormenta anticiclónica más grande del Sistema Solar, que abarca aproximadamente ~16.000 km, su profundidad interna y composición estructural siguen sin caracterizarse en gran medida. Las observaciones in situ, utilizando imágenes visibles y técnicas de seguimiento de nubes, han dilucidado la velocidad y la vorticidad del GRS, revelando su posición dentro de un anillo anticiclónico delgado, que abarca entre el 70% y el 85% del radio y está alineado con la corriente en chorro más rápida hacia el oeste de Júpiter. Durante la misión Juno de la NASA en 2016, los datos recopilados de firmas de gravedad y de infrarrojos térmicos proporcionaron información crucial sobre la dinámica estructural y la extensión vertical del GRS. En julio de 2017, la nave espacial Juno ejecutó un sobrevuelo posterior del GRS, adquiriendo escaneos del radiómetro de microondas (MWR) para determinar la penetración vertical de la tormenta hacia el H
§1213§O capa. Estos análisis de MWR indicaron que la profundidad vertical del GRS alcanzó aproximadamente 240 km por debajo del nivel de las nubes, acompañada por una disminución estimada de la presión atmosférica a 100 bar. Se emplearon dos metodologías analíticas para limitar los datos recopilados: el método mascon, que determinó una profundidad de aproximadamente ~290 km, y el método Slepian, que indicó la extensión del viento a aproximadamente ~310 km. Estas metodologías, combinadas con la firma de gravedad y los datos de MWR, implican que los vientos zonales del GRS continúan intensificándose, alcanzando el 50% de la velocidad visible del nivel de las nubes, antes del inicio de la decadencia del viento en estratos atmosféricos más profundos. La tasa observada de decadencia del viento y los datos de gravedad sugieren colectivamente que la profundidad del GRS oscila entre 200 y 500 km.
Las misiones Galileo y Cassini realizaron imágenes infrarrojas térmicas y espectroscopia del GRS entre 1995 y 2008, con el objetivo de identificar faltas de homogeneidad térmica dentro de la estructura del vórtice interno del GRS. Los mapas de temperatura infrarroja térmica anteriores, derivados de las misiones Voyager, Galileo y Cassini, indicaron que el GRS constituye un vórtice anticiclónico caracterizado por un núcleo frío rodeado por un anillo ascendente más cálido, lo que demuestra un gradiente de temperatura distinto dentro del GRS. Las imágenes térmicas por infrarrojos mejoraron significativamente la comprensión de la temperatura atmosférica de Júpiter, la opacidad de las partículas de aerosol y la composición del gas amoníaco; Décadas de datos de observación facilitaron una correlación directa entre las reacciones de las capas de nubes visibles, los gradientes térmicos y el mapeo compositivo. En diciembre de 2000, imágenes de alta resolución espacial tomadas por Galileo, que representaban una región atmosférica turbulenta al noroeste del GRS, revelaron un notable contraste térmico entre la zona más cálida del anticiclón y sus vecindades oriental y occidental.
El perfil de temperatura vertical de la estructura de la Gran Mancha Roja (GRS) está confinado entre 100 y 600 mbar. Específicamente, el núcleo de GRS, a una presión de aproximadamente 400 mbar, exhibe una temperatura vertical de 1,0 a 1,5 K, que es considerablemente más cálida que las regiones de GRS al este y al oeste. Además, hace 3,0–3,5 K más cálido que las áreas al norte y al sur de la periferia de la estructura. Esta característica estructural se alinea con los datos de imágenes del VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer on the ESO Very Large Telescope) de 2006, que demostraron la presencia física del GRS en un amplio rango de altitud dentro del espectro de presión atmosférica 80–600 mbar, corroborando así los hallazgos del mapeo infrarrojo térmico. Para construir un modelo de la arquitectura interna del GRS, se emplearon el espectrómetro infrarrojo compuesto Cassini (CIRS) e imágenes espaciales terrestres para mapear la distribución de fosfina (PH
§1617§), amoníaco. (NH
§2728§) aerosoles y ácido parahidroxibenzoico dentro de la circulación anticiclónica del GRS. Las imágenes adquiridas a partir del CIRS y las observaciones terrestres facilitaron el seguimiento del movimiento atmosférico vertical en Júpiter a través de PH
§3839§ y NH
§4950§ espectros.
Concentraciones máximas de PH
§67§ y NH
§1718§ se observaron al norte de la rotación periférica del GRS. Estas concentraciones facilitaron la identificación del movimiento del chorro hacia el sur e indicaron un aumento en la altitud de la columna de aerosol, correspondiente a presiones entre 200 y 500 mbar. Por el contrario, los datos de composición de NH
§3031§ revelan un agotamiento significativo. de NH
§4142§ debajo de la capa de nubes visible en el periférico sur del GRS anillo. Esta opacidad reducida está asociada con una banda localizada de hundimiento atmosférico. La combinación de baja opacidad de aerosol en el infrarrojo medio, gradientes de temperatura, variaciones de altitud y la dinámica vertical de los vientos zonales contribuye a la formación y persistencia de la vorticidad del GRS. El pronunciado hundimiento atmosférico y las asimetrías compositivas dentro del GRS implican que la estructura posee una inclinación discernible desde su límite norte hasta su límite sur. Si bien la profundidad y la estructura interna del GRS han sufrido cambios continuos durante varias décadas, la razón precisa de su 200-500 km de profundidad sigue sin estar clara, a pesar de que las corrientes en chorro que impulsan el vórtice del GRS están situadas considerablemente por debajo de su base estructural.
Coloración y Composición Química
El origen preciso del tono rojizo de la Gran Mancha Roja sigue siendo indeterminado. Los experimentos de laboratorio respaldan la hipótesis que sugiere que la coloración puede ser el resultado de reacciones químicas inducidas por la irradiación solar ultravioleta del hidrosulfuro de amonio y el compuesto orgánico acetileno. Este proceso produce una sustancia rojiza, probablemente compuestos orgánicos complejos conocidos como tolinas. La elevada altitud de estos compuestos también podría contribuir a la coloración observada.
La Gran Mancha Roja exhibe una variabilidad significativa en su coloración, que va desde un rojo ladrillo intenso hasta un salmón claro o incluso blanco. Periódicamente, la mancha parece desaparecer, volviéndose perceptible únicamente a través del Red Spot Hollow, que marca su posición dentro del Cinturón Ecuatorial Sur (SEB). Su visibilidad parece estar intrínsecamente ligada a la apariencia del SEB: un cinturón blanco brillante se correlaciona con una mancha más oscura, mientras que un cinturón oscuro normalmente corresponde a una mancha más clara. Estas fluctuaciones entre las fases de luz y oscuridad ocurren a intervalos irregulares; por ejemplo, entre 1947 y 1997, la mancha alcanzó sus estados más oscuros durante 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 y 1992–1993.
- Vórtice extraterrestre
- Gran Mancha Blanca, una tormenta similar en Saturno
- WISEP J190648.47+401106.8, se observa que una enana marrón tiene una gran tormenta similar
Referencias
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