La Grande Macchia Rossa costituisce un sistema atmosferico persistente ad alta pressione su Giove, che rappresenta la più grande tempesta anticiclonica all'interno del Sistema Solare. La sua caratteristica tonalità rosso-arancio, la cui origine rimane indeterminata, lo rende la caratteristica più identificabile di Giove. Situato a 22 gradi a sud dell'equatore di Giove, questo fenomeno genera velocità del vento che raggiungono i 496 km/h (308 mph). Le prime osservazioni risalgono al settembre 1831, con oltre 60 avvistamenti documentati avvenuti prima del 1878, anno in cui iniziò il monitoraggio continuo. Una caratteristica atmosferica comparabile fu notata tra il 1665 e il 1713; se questa rappresenta la stessa tempesta, la sua longevità durerebbe almeno 361 anni, anche se uno studio del 2024 indica il contrario.
La Grande Macchia Rossa è una regione persistente ad alta pressione nell'atmosfera del pianeta Giove, che produce la più grande tempesta anticiclonica del Sistema Solare. È la caratteristica più riconoscibile di Giove, per il suo colore rosso-arancio la cui origine è ancora sconosciuta. Situato a 22 gradi a sud dell'equatore di Giove, produce velocità del vento fino a 496 km/h (308 mph). Fu osservato per la prima volta nel settembre 1831, con 60 osservazioni registrate tra allora e il 1878, quando iniziarono le osservazioni continue. Un punto simile fu osservato dal 1665 al 1713; se si tratta della stessa tempesta, esiste da almeno 361 anni, ma uno studio del 2024 suggerisce che non è così.
Cronologia delle osservazioni
Rilevazioni iniziali
L'esistenza della Grande Macchia Rossa è potenzialmente antecedente al 1664; tuttavia, la manifestazione contemporanea potrebbe essere stata inizialmente osservata nel 1830 e studiata a fondo solo dopo la sua prominente ricomparsa nel 1879. Il disturbo atmosferico documentato nel XVII secolo potrebbe differire dalla tempesta attualmente presente. Esiste una sostanziale discontinuità temporale tra la sua scoperta nel XVII secolo e il suo studio in corso iniziato dopo il 1830. Il destino preciso della macchia originale, se si è dissipato e successivamente si è riformato, è gradualmente sbiadito o è stato semplicemente trascurato e non documentato dagli osservatori, rimane indeterminato. A Robert Hooke viene spesso attribuita l'ultima osservazione della Grande Macchia Rossa, avendo documentato una caratteristica planetaria nel maggio 1664. Tuttavia, è probabile che il punto osservato da Hooke fosse situato in una fascia atmosferica diversa (la Cintura Equatoriale Nord, in contrasto con l'attuale posizione della Grande Macchia Rossa nella Cintura Equatoriale Sud) e fosse inoltre oscurato dall'ombra di una luna in transito, molto probabilmente Callisto. L'anno successivo Giovanni Cassini documentò "un [punto] permanente che spesso veniva visto ritornare nello stesso luogo con la stessa dimensione e forma", determinandone il periodo di rotazione in 9 h 56 min. Nonostante le variazioni di visibilità, la macchia di Cassini fu monitorata dal 1665 al 1713; tuttavia, una pausa di 48 anni nelle osservazioni rende inconcludente l'identificazione dei due punti. A causa del record di osservazioni più limitato del punto precedente e della velocità di rotazione più lenta rispetto all'elemento contemporaneo, affermare la loro identica natura è difficile.
Un enigma meno noto riguarda un punto gioviano ritratto in un dipinto del 1711 di Donato Creti, attualmente esposto in Vaticano. Parte di una serie di pannelli raffiguranti vari corpi celesti ingranditi come sfondi per paesaggi italiani, meticolosamente supervisionati per la precisione astronomica da Eustachio Manfredi, l'opera d'arte di Creti rappresenta la prima interpretazione artistica conosciuta di una grande macchia rossa su Giove (sebbene raffigurata nell'emisfero settentrionale a causa dell'inversione ottica caratteristica dei telescopi del XVIII secolo). Prima della fine del XIX secolo, nessuna caratteristica atmosferica gioviana era stata esplicitamente documentata in forma scritta come dotata di colorazione rossa.
La Grande Macchia Rossa è stata costantemente osservata dal 5 settembre 1831, accumulando più di 60 avvistamenti registrati entro il 1879, un periodo che segna il suo ampio riconoscimento. Successivamente a questo periodo è stato sottoposto a un monitoraggio ininterrotto.
Un'indagine del 2024 sui dati storici di osservazione propone che la "macchia permanente" documentata tra il 1665 e il 1713 potrebbe non essere identica alla Grande Macchia Rossa contemporanea, osservata dal 1831. Questa ricerca presuppone che la macchia iniziale si sia dissipata e che una distinta formazione successiva costituisca la caratteristica attualmente visibile.
Periodi di osservazione recenti
Il 25 febbraio 1979, la navicella spaziale Voyager 1, posizionata a 9.200.000 km (5.700.000 mi) da Giove, trasmise le prime immagini dettagliate della Grande Macchia Rossa. Erano distinguibili formazioni nuvolose con dimensioni fino a 160 km (100 mi). La vibrante e ondulata configurazione nuvolosa osservata a ovest della Macchia Rossa indica un'area caratterizzata da modelli di onde eccezionalmente intricati e dinamici.
Durante il 21° secolo, il diametro primario della Grande Macchia Rossa è diminuito in modo dimostrabile. Nel 2004, la sua lunghezza era circa la metà della dimensione di un secolo prima, quando misurava 40.000 km (25.000 mi), circa tre volte il diametro della Terra. Se l'attuale tasso di diminuzione dovesse persistere, si prevede che la struttura raggiungerà una morfologia circolare entro il 2040.
La longevità della Grande Macchia Rossa e la natura dei cambiamenti osservati, in particolare se rappresentano fluttuazioni periodiche, rimangono oggetto di indagine scientifica in corso. Nel 2019, le osservazioni hanno rivelato che la macchia mostrava un comportamento di "sfaldamento" lungo la sua periferia, caratterizzato dal distacco di frammenti di tempesta e successiva dissipazione. Questa riduzione osservata delle dimensioni e il fenomeno dello "sfaldamento" hanno spinto alcuni astronomi a ipotizzare che la Grande Macchia Rossa potrebbe dissiparsi entro pochi decenni. Al contrario, altri ricercatori sostengono che le dimensioni percepite della macchia corrispondono alla sua copertura nuvolosa piuttosto che alla dimensione effettiva del vortice sottostante. Suggeriscono inoltre che gli eventi di sfaldamento potrebbero essere attribuiti alle interazioni con altri sistemi ciclonici o anticiclonici, che potenzialmente comportano l'assorbimento incompleto di strutture atmosferiche più piccole, implicando così che la Grande Macchia Rossa potrebbe non essere a rischio di dissipazione.
L'ovale BA, una caratteristica atmosferica più piccola emersa nel marzo 2000 dalla coalescenza di tre distinti ovali bianchi, ha successivamente acquisito una tonalità rossastra. Questo fenomeno è stato colloquialmente chiamato dagli astronomi Piccola Macchia Rossa o Rosso Jr. Entro il 5 giugno 2006, le osservazioni indicarono che la Grande Macchia Rossa e l'Ovale BA sembravano convergere. Queste tempeste in genere subiscono avvicinamenti ravvicinati circa ogni due anni, sebbene gli incontri nel 2002 e nel 2004 non siano stati ritenuti significativi. Amy Simon-Miller, ricercatrice presso il Goddard Space Flight Center, ha previsto che le tempeste avrebbero raggiunto il loro massimo avvicinamento il 4 luglio 2006. Collaborando con Imke de Pater e Phil Marcus dell'UC Berkeley, insieme a un team di astronomi professionisti, ha avviato uno studio di queste tempeste utilizzando il telescopio spaziale Hubble nell'aprile 2006. Il 20 luglio 2006, l'Osservatorio Gemini ha catturato con successo le immagini delle due tempeste. tempeste che si incrociano senza fondersi. Una terza tempesta ha successivamente sviluppato una colorazione rossastra nel maggio 2008.
La navicella spaziale Juno, che ha stabilito un'orbita polare attorno a Giove nel 2016, ha condotto un sorvolo della Grande Macchia Rossa durante il suo avvicinamento ravvicinato al pianeta l'11 luglio 2017, acquisendo più immagini della tempesta da un'altitudine di circa 8.000 km (5.000 miglia) sopra la superficie gioviana. Durante tutta la missione Juno, la navicella spaziale ha continuato a concentrarsi sullo studio della composizione atmosferica e dei processi evolutivi di Giove, con particolare enfasi sulla Grande Macchia Rossa.
È fondamentale distinguere la Grande Macchia Rossa dalla Grande Macchia Scura, una caratteristica atmosferica identificata vicino al polo settentrionale di Giove nel 2000 dalla sonda Cassini–Huygens. Inoltre, un fenomeno atmosferico distinto su Nettuno viene anche chiamato Grande Macchia Oscura. Questa caratteristica nettuniana è stata catturata dalla Voyager 2 nel 1989 e si ipotizza che si tratti di un vuoto atmosferico piuttosto che di una tempesta ciclonica. Successivamente scomparve nel 1994, anche se una caratteristica simile emerse più a nord.
Dinamica meccanica
A partire dal 2008, la Grande Macchia Rossa di Giove mostra una rotazione in senso antiorario con un periodo di circa 4,5 giorni terrestri, equivalenti a 11 giorni gioviani. Con una larghezza misurata di 16.350 km (10.160 mi) il 3 aprile 2017, la Grande Macchia Rossa è circa 1,3 volte il diametro della Terra. Questa tempesta ha subito un periodo centenario di contrazione, facendo sì che le sue dimensioni attuali siano leggermente più piccole di quelle della Terra. Gli strati nuvolosi più alti di questo sistema ciclonico sono situati a circa 8 km (5 miglia) sopra lo strato nuvoloso ambientale. La notevole longevità della tempesta, che abbraccia secoli, è attribuita all'assenza di una superficie planetaria solida (Giove possiede solo un mantello di idrogeno) che altrimenti indurrebbe la dissipazione per attrito. Di conseguenza, i vortici atmosferici circolanti persistono a causa della mancanza di forze opposte al loro momento angolare.
I dati spettroscopici a infrarossi hanno costantemente dimostrato che la Grande Macchia Rossa è caratterizzata da temperature più basse (e di conseguenza, altitudini più elevate) rispetto alla maggior parte delle altre formazioni nuvolose su Giove. Al contrario, la regione atmosferica superiore direttamente sopra la tempesta mostra temperature significativamente elevate rispetto ad altre aree del pianeta. La generazione di onde acustiche originate dalla turbolenza della tempesta sottostante è stata ipotizzata come un meccanismo che spiega l'aumento termico osservato in questa regione. Queste onde acustiche si propagano verticalmente, salendo fino a un'altitudine di 800 km (500 mi) sopra la tempesta, dove si dissipano nell'alta atmosfera, convertendo così l'energia delle onde in energia termica. Questo processo fa sì che una zona atmosferica superiore raggiunga temperature di 1.600 K (1.330 ° C; 2.420 ° F), che è diverse centinaia di Kelvin più calda dell'atmosfera planetaria circostante ad altitudini comparabili. Questo fenomeno è stato analogamente descritto come simile allo "schianto [...] delle onde dell'oceano su una spiaggia".
Un meticoloso monitoraggio delle caratteristiche atmosferiche ha stabilito la circolazione in senso antiorario della Grande Macchia Rossa già nel 1966, una scoperta successivamente confermata dalle iniziali immagini time-lapse ottenute durante i sorvoli del Voyager. La tempesta è spazialmente limitata da una corrente a getto moderata verso est situata a sud e da una corrente a getto significativamente più potente verso ovest a nord. Mentre la velocità del vento alla periferia dello spot può raggiungere circa 432 km/h (268 mph), le correnti interne appaiono in gran parte statiche, mostrando un afflusso o un deflusso minimo. La velocità di rotazione dello spot è progressivamente diminuita nel tempo, fenomeno potenzialmente imputabile alla sua continua riduzione delle dimensioni fisiche.
La posizione latitudinale della Grande Macchia Rossa ha dimostrato una notevole stabilità durante ampi periodi di osservazione, mostrando tipicamente variazioni di circa un grado. Al contrario, la sua longitudine subisce continue fluttuazioni, comprendendo in particolare un'oscillazione longitudinale di 90 giorni con un'ampiezza di circa un grado. Data la rotazione gassosa non uniforme di Giove alle diverse latitudini, gli astronomi hanno stabilito tre sistemi distinti per la definizione longitudinale. Il sistema II viene applicato a latitudini superiori a 10 gradi e inizialmente era basato sul periodo di rotazione medio della Grande Macchia Rossa, in particolare 9 h 55 min 42 s. Tuttavia, la macchia ha completato almeno dieci rotazioni complete rispetto al pianeta all'interno del Sistema II dall'inizio del XIX secolo. Il suo tasso di deriva ha subito cambiamenti storici significativi, correlati alla luminosità della cintura equatoriale meridionale e alla presenza o assenza di un disturbo tropicale meridionale.
Profondità interna e caratteristiche strutturali
La Grande Macchia Rossa (GRS) di Giove si manifesta come un anticiclone ellittico situato nell'emisfero meridionale del pianeta, a circa 22 gradi a sud dell'equatore. Essendo la più grande tempesta anticiclonica del Sistema Solare, che si estende per circa ~16.000 km, la sua profondità interna e la composizione strutturale rimangono in gran parte insolite. Le osservazioni in situ, utilizzando immagini visibili e tecniche di tracciamento delle nuvole, hanno chiarito la velocità e la vorticità del GRS, rivelando la sua posizione all'interno di un sottile anello anticiclonico, che copre il 70-85% del raggio e allineato con la corrente a getto più rapida verso ovest di Giove. Durante la missione Juno della NASA del 2016, i dati raccolti sull'impronta gravitazionale e sull'infrarosso termico hanno fornito informazioni cruciali sulle dinamiche strutturali e sull'estensione verticale del GRS. Nel luglio 2017, la navicella spaziale Juno ha eseguito un successivo sorvolo del GRS, acquisendo scansioni del radiometro a microonde (MWR) per accertare la penetrazione verticale della tempesta verso l'H
§1213§O livello. Queste analisi MWR hanno indicato che la profondità verticale del GRS ha raggiunto circa 240 km sotto il livello delle nuvole, accompagnata da una diminuzione stimata della pressione atmosferica a 100 bar. Per vincolare i dati raccolti sono state impiegate due metodologie analitiche: l'approccio mascon, che ha determinato una profondità di circa ~290 km, e l'approccio Slepian, che ha indicato l'estensione del vento a circa ~310 km. Queste metodologie, combinate con la firma gravitazionale e i dati MWR, implicano che i venti zonali della GRS continuano a intensificarsi, raggiungendo il 50% della velocità del livello visibile delle nuvole, prima dell’inizio del decadimento del vento negli strati atmosferici più profondi. Il tasso osservato di decadimento del vento e i dati sulla gravità suggeriscono collettivamente che la profondità del GRS varia tra 200 e 500 km.
L'imaging termico all'infrarosso e la spettroscopia del GRS sono stati eseguiti dalle missioni Galileo e Cassini tra il 1995 e il 2008, con l'obiettivo di identificare disomogeneità termiche all'interno della struttura del vortice interno del GRS. Precedenti mappe della temperatura a infrarossi termici, derivate dalle missioni Voyager, Galileo e Cassini, indicavano che il GRS costituisce un vortice anticiclonico caratterizzato da un nucleo freddo circondato da un anello più caldo che risale, dimostrando così un distinto gradiente di temperatura all'interno del GRS. L'imaging termico-IR ha migliorato significativamente la comprensione della temperatura atmosferica di Giove, dell'opacità delle particelle di aerosol e della composizione del gas di ammoniaca; decenni di dati osservativi hanno facilitato una correlazione diretta tra le reazioni visibili dello strato nuvoloso, i gradienti termici e la mappatura compositiva. Nel dicembre 2000, immagini ad alta risoluzione spaziale provenienti da Galileo, raffiguranti una regione atmosferica turbolenta a nord-ovest della GRS, hanno rivelato un notevole contrasto termico tra l'area più calda dell'anticiclone e le sue vicinanze orientali e occidentali.
Il profilo di temperatura verticale della struttura della Grande Macchia Rossa (GRS) è limitato tra 100 e 600 mbar. Nello specifico, il nucleo del GRS, a una pressione di circa 400 mbar, mostra una temperatura verticale di 1,0–1,5 K, che è considerevolmente più calda rispetto alle regioni del GRS a est e a ovest. Inoltre, è 3,0–3,5 K più caldo rispetto alle aree a nord e a sud della periferia della struttura. Questa caratteristica strutturale è in linea con i dati dell'imaging VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer on the ESO Very Large Telescope) del 2006, che hanno dimostrato la presenza fisica del GRS attraverso un ampio intervallo di altitudini all'interno dello spettro di pressione atmosferica 80–600 mbar, corroborando così i risultati della mappatura dell'infrarosso termico. Per costruire un modello dell'architettura interna del GRS, sono stati utilizzati il Cassini Composite Infrared Spectrometer (CIRS) e l'imaging spaziale a terra per mappare la distribuzione di fosfina (PH
§1617§), ammoniaca (NH
§2728§) aerosol e acido para-idrossibenzoico all'interno della circolazione anticiclonica del GRS. Le immagini acquisite dal CIRS e le osservazioni da terra hanno facilitato il tracciamento del movimento atmosferico verticale su Giove tramite PH
§3839§ e NH
spettri §4950§.
Concentrazioni di picco di PH
§67§ e NH
§1718§ sono stati osservati a nord della rotazione periferica del GRS. Queste concentrazioni hanno facilitato l'identificazione del movimento del getto verso sud e hanno indicato un aumento dell'altitudine della colonna di aerosol, corrispondente a pressioni comprese tra 200 e 500 mbar. Al contrario, i dati compositivi del NH
§3031§ rivelano un significativo impoverimento di NH
§4142§ sotto lo strato di nuvole visibile sull'anello periferico meridionale del GRS. Questa ridotta opacità è associata ad una fascia localizzata di subsidenza atmosferica. La combinazione dell'opacità degli aerosol nel basso e medio infrarosso, dei gradienti di temperatura, delle variazioni di altitudine e della dinamica verticale dei venti zonali contribuisce alla formazione e alla persistenza della vorticità del GRS. Il pronunciato cedimento atmosferico e le asimmetrie compositive all'interno del GRS implicano che la struttura possiede un'inclinazione distinguibile dal confine settentrionale a quello meridionale. Sebbene la profondità e la struttura interna del GRS abbiano subito continui cambiamenti nel corso di diversi decenni, la ragione precisa della sua profondità di 200–500 km rimane poco chiara, nonostante il fatto che le correnti a getto che alimentano il vortice GRS siano situate notevolmente al di sotto della sua base strutturale.
Colorazione e composizione chimica
L'origine precisa della tonalità rossastra della Grande Macchia Rossa rimane indeterminata. Esperimenti di laboratorio supportano ipotesi che suggeriscono che la colorazione potrebbe derivare da reazioni chimiche indotte dall'irradiazione solare ultravioletta dell'idrosolfuro di ammonio e del composto organico acetilene. Questo processo produce una sostanza rossastra, probabilmente composti organici complessi noti come toline. Anche l'altitudine elevata di questi composti potrebbe contribuire alla colorazione osservata.
La Grande Macchia Rossa mostra una significativa variabilità nella sua colorazione, che va dal rosso mattone intenso al salmone chiaro o addirittura al bianco. Periodicamente, la macchia sembra svanire, diventando distinguibile esclusivamente attraverso la Cavità della Macchia Rossa, che segna la sua posizione all'interno della Cintura Equatoriale Sud (SEB). La sua visibilità sembra essere intrinsecamente legata all'aspetto del SEB: una cintura bianca brillante è correlata a una macchia più scura, mentre una cintura scura corrisponde tipicamente a una macchia più chiara. Queste fluttuazioni tra le fasi di buio e di luce si verificano a intervalli irregolari; ad esempio, tra il 1947 e il 1997, la macchia raggiunse i suoi stati più oscuri nel periodo 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 e 1992-1993.
- Vortice extraterrestre
- Grande Macchia Bianca, una tempesta simile su Saturno
- WISEP J190648.47+401106.8, una nana bruna osservata durante una tempesta simile di grandi dimensioni
Riferimenti
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