La Grande Tache Rouge constitue un système atmosphérique persistant à haute pression sur Jupiter, représentant la plus grande tempête anticyclonique du système solaire. Sa teinte rouge-orange distinctive, dont l'origine reste indéterminée, en fait la caractéristique la plus identifiable de Jupiter. Situé à 22 degrés au sud de l'équateur de Jupiter, ce phénomène génère des vitesses de vent atteignant 496 km/h (308 mph). Les premières observations remontent à septembre 1831, avec plus de 60 observations documentées ayant eu lieu avant 1878, année du début de la surveillance continue. Une caractéristique atmosphérique comparable a été notée entre 1665 et 1713 ; si cela représente la même tempête, sa longévité s'étendrait sur un minimum de 361 ans, bien qu'une étude de 2024 indique le contraire.
La Grande Tache Rouge est une région de haute pression persistante dans l'atmosphère de la planète Jupiter, produisant la plus grande tempête anticyclonique du système solaire. C'est l'élément le plus reconnaissable de Jupiter, en raison de sa couleur rouge-orange dont l'origine est encore inconnue. Situé à 22 degrés au sud de l'équateur de Jupiter, il produit des vitesses de vent allant jusqu'à 496 km/h (308 mph). Il a été observé pour la première fois en septembre 1831, avec 60 observations enregistrées entre cette date et 1878, date à laquelle les observations continues ont commencé. Une tache similaire a été observée de 1665 à 1713 ; s'il s'agit de la même tempête, elle existe depuis au moins 361 ans, mais une étude de 2024 suggère que ce n'est pas le cas.
Historique d'observation
Détections précoces
L'existence de la Grande Tache Rouge est potentiellement antérieure à 1664 ; cependant, la manifestation contemporaine peut avoir été initialement observée en 1830 et étudiée de manière approfondie seulement après sa réapparition importante en 1879. La perturbation atmosphérique documentée au XVIIe siècle pourrait différer de la tempête actuellement présente. Une discontinuité temporelle importante existe entre sa découverte au XVIIe siècle et son étude en cours initiée après 1830. Le sort précis de la tache d'origine - si elle s'est dissipée puis reformée, s'est progressivement estompée ou a été simplement négligée et non documentée par les observateurs - reste indéterminée. Le point observé par Hooke était situé dans une bande atmosphérique différente (la ceinture équatoriale nord, contrastant avec l'emplacement actuel de la Grande Tache rouge dans la ceinture équatoriale sud) et était en outre obscurci par l'ombre d'une lune en transit, probablement Callisto. L'année suivante, Giovanni Cassini a documenté "un [tache] permanent qui revenait souvent au même endroit avec la même taille et la même forme", déterminant sa période de rotation à 9 h 56 min. Malgré les variations de visibilité, la tache de Cassini fut surveillée de 1665 à 1713 ; cependant, une interruption de 48 ans dans les observations rend l'identification des deux sites peu concluante. En raison de l'enregistrement d'observations plus limité de l'endroit antérieur et de sa vitesse de rotation plus lente par rapport à l'élément contemporain, il est difficile d'affirmer leur nature identique.
Une énigme moins connue concerne un endroit jovien représenté dans un tableau de 1711 de Donato Creti, actuellement exposé au Vatican. Dans le cadre d'une série de panneaux présentant divers corps célestes agrandis comme arrière-plans de paysages italiens, méticuleusement supervisés pour leur précision astronomique par Eustachio Manfredi, l'œuvre de Creti représente la première interprétation artistique connue d'une grande tache rouge sur Jupiter (bien que représentée dans l'hémisphère nord en raison de l'inversion optique caractéristique des télescopes du XVIIIe siècle). Avant la fin du 19e siècle, aucune caractéristique atmosphérique jovienne n'était explicitement documentée sous forme écrite comme possédant une coloration rouge.
La Grande Tache rouge a été observée de manière constante depuis le 5 septembre 1831, accumulant plus de 60 observations enregistrées en 1879, période marquant sa large reconnaissance. Postérieurement à cette période, il a fait l'objet d'une surveillance ininterrompue.
Une enquête de 2024 sur les données d'observation historiques propose que la « tache permanente » documentée entre 1665 et 1713 pourrait ne pas être identique à la Grande Tache rouge contemporaine, observée depuis 1831. Cette recherche postule que la tache initiale s'est dissipée et qu'une formation distincte et ultérieure constitue la caractéristique actuellement visible.
Périodes d'observation récentes
Le 25 février 1979, le vaisseau spatial Voyager 1, positionné à 9 200 000 km (5 700 000 mi) de Jupiter, a transmis les premières images détaillées de la Grande Tache rouge. Des formations nuageuses mesurant jusqu'à 160 km (100 mi) étaient perceptibles. La configuration nuageuse vibrante et ondulée observée à l'ouest de la Grande Tache Rouge représente une zone caractérisée par des modèles de vagues exceptionnellement complexes et dynamiques.
Au cours du 21e siècle, le diamètre primaire de la Grande Tache Rouge a manifestement diminué. En 2004, sa longueur représentait environ la moitié de sa dimension d'un siècle auparavant, lorsqu'elle mesurait 40 000 km (25 000 mi), soit environ trois fois le diamètre de la Terre. Si le taux de diminution actuel persiste, l'entité devrait atteindre une morphologie circulaire d'ici 2040.
La longévité de la Grande Tache Rouge et la nature de ses changements observés, en particulier s'ils représentent des fluctuations périodiques, restent des sujets de recherche scientifique en cours. En 2019, des observations ont révélé que la tache présentait un comportement « d'écaillage » le long de sa périphérie, caractérisé par des fragments de tempête se détachant puis se dissipant. Cette réduction de taille observée et le phénomène « d'écaillage » ont incité certains astronomes à émettre l'hypothèse que la Grande Tache Rouge pourrait se dissiper d'ici quelques décennies. À l’inverse, d’autres chercheurs affirment que les dimensions perçues de la tache correspondent à sa couverture nuageuse plutôt qu’à la taille réelle du vortex sous-jacent. Ils suggèrent en outre que les événements d'écaillage pourraient être attribués à des interactions avec d'autres systèmes cycloniques ou anticycloniques, impliquant potentiellement l'absorption incomplète de structures atmosphériques plus petites, ce qui implique que la Grande Tache rouge ne risque pas de se dissiper.
L'ovale BA, une caractéristique atmosphérique plus petite qui a émergé en mars 2000 de la fusion de trois ovales blancs distincts, a par la suite acquis une teinte rougeâtre. Ce phénomène a été familièrement appelé la Petite Tache Rouge ou Red Jr par les astronomes. Le 5 juin 2006, les observations indiquaient que la Grande Tache Rouge et l'Ovale BA semblaient converger. Ces tempêtes subissent généralement des approches rapprochées environ tous les deux ans, bien que les rencontres de 2002 et 2004 n'aient pas été jugées significatives. Amy Simon-Miller, chercheuse au Goddard Space Flight Center, a prévu que les tempêtes connaîtraient leur approche la plus proche le 4 juillet 2006. En collaboration avec Imke de Pater et Phil Marcus de l'Université de Berkeley, ainsi qu'une équipe d'astronomes professionnels, elle a lancé une étude de ces tempêtes à l'aide du télescope spatial Hubble en avril 2006. Le 20 juillet 2006, l'observatoire Gemini a réussi à capturer des images des deux tempêtes. les tempêtes se croisent sans se confondre. Une troisième tempête a ensuite développé une coloration rougeâtre en mai 2008.
Le vaisseau spatial Juno, qui a établi une orbite polaire autour de Jupiter en 2016, a effectué un survol de la Grande Tache rouge lors de son approche rapprochée de la planète le 11 juillet 2017, acquérant plusieurs images de la tempête à une altitude d'environ 8 000 km (5 000 mi) au-dessus de la surface jovienne. Tout au long de la mission Juno, la sonde spatiale a continué à se concentrer sur l'étude de la composition atmosphérique et des processus évolutifs de Jupiter, avec un accent particulier sur la Grande Tache rouge.
Il est crucial de distinguer la Grande Tache rouge de la Grande Tache sombre, une caractéristique atmosphérique identifiée près du pôle nord de Jupiter en 2000 par la sonde spatiale Cassini-Huygens. De plus, un phénomène atmosphérique distinct sur Neptune est également appelé la Grande Tache Noire. Cette caractéristique neptunienne a été capturée par Voyager 2 en 1989 et on suppose qu'elle était un vide atmosphérique plutôt qu'une tempête cyclonique. Il a ensuite disparu en 1994, bien qu'un élément comparable soit apparu plus au nord.
Dynamique mécanique
Depuis 2008, la grande tache rouge de Jupiter présente une rotation dans le sens inverse des aiguilles d'une montre avec une période d'environ 4,5 jours terrestres, ce qui équivaut à 11 jours joviens. Avec une largeur mesurée de 16 350 km (10 160 mi) le 3 avril 2017, la Grande Tache rouge mesure environ 1,3 fois le diamètre de la Terre. Cette tempête a subi une période de contraction centenaire, ce qui fait que ses dimensions actuelles sont légèrement plus petites que celles de la Terre. Les couches nuageuses les plus élevées de ce système cyclonique sont situées à environ 8 km (5 mi) au-dessus du pont nuageux ambiant. La longévité remarquable de la tempête, qui s'étend sur plusieurs siècles, est attribuée à l'absence d'une surface planétaire solide (Jupiter possédant seulement un manteau d'hydrogène) qui autrement induirait une dissipation par friction. Par conséquent, les tourbillons atmosphériques en circulation persistent en raison de l'absence de forces opposées à leur moment cinétique.
Les données spectroscopiques infrarouges ont constamment démontré que la Grande Tache rouge est caractérisée par des températures plus basses (et par conséquent, des altitudes plus élevées) par rapport à la majorité des autres formations nuageuses de Jupiter. À l’inverse, la région de la haute atmosphère située directement au-dessus de la tempête présente des températures considérablement élevées par rapport aux autres régions de la planète. La génération d'ondes acoustiques provenant des turbulences sous-jacentes de la tempête a été avancée comme un mécanisme expliquant l'amélioration thermique observée dans cette région. Ces ondes acoustiques se propagent verticalement, montant jusqu'à une altitude de 800 km (500 mi) au-dessus de la tempête, où elles se dissipent dans la haute atmosphère, convertissant ainsi leur énergie des vagues en énergie thermique. Ce processus aboutit à une zone atmosphérique supérieure atteignant des températures de 1 600 K (1 330 °C ; 2 420 °F), soit plusieurs centaines de kelvins plus chaudes que l'atmosphère planétaire environnante à des altitudes comparables. Ce phénomène a été décrit de manière analogue comme « l'écrasement des vagues de l'océan sur une plage ».
Une surveillance méticuleuse des caractéristiques atmosphériques a établi la circulation antihoraire de la Grande Tache rouge dès 1966, une découverte corroborée par la suite par les premières images accélérées obtenues lors des survols du Voyager. La tempête est limitée spatialement par un courant-jet modéré vers l'est situé au sud et par un courant-jet nettement plus puissant vers l'ouest au nord. Alors que la vitesse du vent à la périphérie du spot peut atteindre environ 432 km/h (268 mph), les courants internes semblent largement statiques, présentant un flux entrant ou sortant minimal. La vitesse de rotation du spot a progressivement diminué au fil du temps, un phénomène potentiellement attribuable à sa réduction continue de ses dimensions physiques.
La position latitudinale de la Grande Tache rouge a démontré une stabilité remarquable tout au long de longues périodes d'observation, présentant généralement des variations d'environ un degré. A l’inverse, sa longitude subit une fluctuation continue, incluant notamment une oscillation longitudinale de 90 jours d’amplitude d’environ un degré. Compte tenu de la rotation gazeuse non uniforme de Jupiter à différentes latitudes, les astronomes ont établi trois systèmes distincts pour la définition longitudinale. Le système II est appliqué à des latitudes supérieures à 10 degrés et était initialement basé sur la période de rotation moyenne de la Grande Tache rouge, en particulier 9 h 55 min 42 s. Néanmoins, le spot a effectué au moins dix rotations complètes par rapport à la planète au sein du Système II depuis le début du 19e siècle. Son taux de dérive a subi des changements historiques importants, en corrélation avec la luminosité de la ceinture équatoriale sud et la présence ou l'absence d'une perturbation tropicale sud.
Profondeur interne et caractéristiques structurelles
La Grande Tache Rouge (GRS) de Jupiter se manifeste sous la forme d'un anticyclone elliptique situé dans l'hémisphère sud de la planète, à environ 22 degrés au sud de l'équateur. En tant que plus grande tempête anticyclonique du système solaire, s'étendant sur environ ~16 000 km, sa profondeur interne et sa composition structurelle restent largement inconnues. Des observations in situ, utilisant des techniques d'imagerie visible et de suivi des nuages, ont élucidé la vitesse et le tourbillon du GRS, révélant sa position dans un mince anneau anticyclonique, s'étendant sur 70 à 85 % du rayon et aligné avec le courant-jet le plus rapide de Jupiter vers l'ouest. Au cours de la mission Juno de la NASA en 2016, la signature gravitationnelle et les données infrarouges thermiques collectées ont fourni des informations cruciales sur la dynamique structurelle et l'étendue verticale du GRS. En juillet 2017, le vaisseau spatial Juno a effectué un survol ultérieur du GRS, acquérant des scans du radiomètre à micro-ondes (MWR) pour vérifier la pénétration verticale de la tempête vers le H
§1213§O couche. Ces analyses MWR ont indiqué que la profondeur verticale du GRS atteignait environ 240 km sous le niveau des nuages, accompagnée d'une diminution estimée de la pression atmosphérique à 100 bar. Deux méthodologies analytiques ont été utilisées pour limiter les données collectées : l'approche mascon, qui a déterminé une profondeur d'environ ~290 km, et l'approche Slepian, qui a indiqué une extension du vent jusqu'à environ ~310 km. Ces méthodologies, combinées à la signature gravitationnelle et aux données MWR, impliquent que les vents zonaux du GRS continuent de s'intensifier, atteignant 50 % de la vitesse du niveau des nuages visibles, avant le début de la décroissance du vent dans les strates atmosphériques plus profondes. Le taux de décroissance du vent observé et les données gravimétriques suggèrent collectivement que la profondeur du GRS se situe entre 200 et 500 km.
L'imagerie infrarouge thermique et la spectroscopie du GRS ont été réalisées par les missions Galileo et Cassini entre 1995 et 2008, dans le but d'identifier les inhomogénéités thermiques au sein de la structure vortex interne du GRS. Des cartes de température infrarouge thermique antérieures, dérivées des missions Voyager, Galileo et Cassini, indiquaient que le GRS constitue un vortex anticyclonique caractérisé par un noyau froid entouré d'un anneau ascendant plus chaud, démontrant ainsi un gradient de température distinct au sein du GRS. L'imagerie thermique infrarouge a considérablement amélioré la compréhension de la température atmosphérique de Jupiter, de l'opacité des particules d'aérosol et de la composition du gaz ammoniac ; des décennies de données d'observation ont facilité une corrélation directe entre les réactions des couches nuageuses visibles, les gradients thermiques et la cartographie de la composition. En décembre 2000, des images à haute résolution spatiale de Galileo, représentant une région atmosphérique turbulente au nord-ouest du GRS, ont révélé un contraste thermique notable entre la zone la plus chaude de l'anticyclone et ses environs est et ouest.
Le profil vertical de température de la structure de la Grande Tache Rouge (GRS) est confiné entre 100 et 600 mbar. Plus précisément, le noyau du GRS, à une pression d'environ 400 mbar, présente une température verticale de 1,0 à 1,5 K, ce qui est considérablement plus chaud que les régions du GRS à l'est et à l'ouest. De plus, il fait 3,0 à 3,5 K plus chaud que les zones au nord et au sud de la périphérie de la structure. Cette caractéristique structurelle concorde avec les données d'imagerie VISIR (spectromètre imageur VLT Mid-Infrared du VLT sur le très grand télescope de l'ESO) de 2006, qui ont démontré la présence physique du GRS sur une large plage d'altitude dans le spectre de pression atmosphérique 80-600 mbar, corroborant ainsi les résultats de la cartographie infrarouge thermique. Pour construire un modèle de l'architecture interne du GRS, le spectromètre infrarouge composite Cassini (CIRS) et l'imagerie spatiale au sol ont été utilisés pour cartographier la distribution de la phosphine (PH
§1617§), de l'ammoniac. (NH
§2728§) et de l'acide para-hydroxybenzoïque dans la circulation anticyclonique du GRS. Les images acquises à partir du CIRS et des observations au sol ont facilité le traçage du mouvement atmosphérique vertical de Jupiter via PH
§3839§ et NH
§4950§ spectres.
Concentrations maximales de PH
§67§ et NH
§1718§ ont été observés au nord de la rotation périphérique du GRS. Ces concentrations ont facilité l'identification du mouvement du jet vers le sud et ont indiqué une augmentation de l'altitude de la colonne d'aérosol, correspondant à des pressions comprises entre 200 et 500 mbar. À l’inverse, les données de composition NH
§3031§ révèlent un épuisement significatif de NH
§4142§ sous la couche nuageuse visible au niveau de l'anneau périphérique sud du GRS. Cette opacité réduite est associée à une bande localisée de subsidence atmosphérique. La combinaison de la faible opacité des aérosols dans l'infrarouge moyen, des gradients de température, des variations d'altitude et de la dynamique verticale des vents zonaux contribue à la formation et à la persistance du tourbillon du GRS. La subsidence atmosphérique prononcée et les asymétries de composition au sein du GRS impliquent que la structure possède une inclinaison perceptible de sa limite nord à sa limite sud. Bien que la profondeur et la structure interne du GRS aient subi des changements continus au cours de plusieurs décennies, la raison précise de sa profondeur 200 à 500 km reste floue, malgré le fait que les courants-jets alimentant le vortex du GRS sont situés considérablement en dessous de sa base structurelle.
Coloration et composition chimique
L'origine précise de la teinte rougeâtre de la Grande Tache Rouge reste indéterminée. Des expériences en laboratoire soutiennent les hypothèses suggérant que la coloration pourrait résulter de réactions chimiques induites par l'irradiation solaire ultraviolette de l'hydrosulfure d'ammonium et du composé organique acétylène. Ce processus produit une substance rougeâtre, probablement des composés organiques complexes appelés tholins. L'altitude élevée de ces composés pourrait également contribuer à la coloration observée.
La Grande Tache Rouge présente une variabilité importante dans sa coloration, allant d'un rouge brique profond à un saumon clair ou même au blanc. Périodiquement, la tache semble disparaître, devenant visible uniquement à travers le Red Spot Hollow, qui marque sa position dans la ceinture équatoriale sud (SEB). Sa visibilité semble intrinsèquement liée à l'apparence du SEB : une ceinture blanche brillante est en corrélation avec une tache plus sombre, alors qu'une ceinture sombre correspond généralement à une tache plus claire. Ces fluctuations entre les phases sombres et claires se produisent à intervalles irréguliers ; par exemple, entre 1947 et 1997, la tache a atteint ses états les plus sombres en 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 et 1992-1993.
- Vortex extraterrestre
- Grande Tache Blanche, une tempête similaire sur Saturne
- WISEP J190648.47+401106.8, une naine brune observée comme ayant une grande tempête similaire
Références
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