A Grande Mancha Vermelha constitui um sistema atmosférico persistente e de alta pressão em Júpiter, representando a maior tempestade anticiclônica do Sistema Solar. A sua distinta tonalidade vermelho-laranja, cuja origem permanece indeterminada, torna-o a característica mais identificável de Júpiter. Situado 22 graus ao sul do equador de Júpiter, esse fenômeno gera velocidades de vento que chegam a 496 km/h (308 mph). As observações iniciais datam de setembro de 1831, com mais de 60 avistamentos documentados ocorrendo antes de 1878, ano em que o monitoramento contínuo começou. Uma característica atmosférica comparável foi observada entre 1665 e 1713; se isto representar a tempestade idêntica, a sua longevidade abrangeria um mínimo de 361 anos, embora um estudo de 2024 indique o contrário.
A Grande Mancha Vermelha é uma região persistente e de alta pressão na atmosfera do planeta Júpiter, produzindo a maior tempestade anticiclônica do Sistema Solar. É a característica mais reconhecível de Júpiter, devido à sua cor vermelho-alaranjada, cuja origem ainda é desconhecida. Localizado 22 graus ao sul do equador de Júpiter, produz ventos com velocidades de até 496 km/h (308 mph). Foi observado pela primeira vez em setembro de 1831, com 60 observações registradas entre então e 1878, quando começaram as observações contínuas. Um local semelhante foi observado de 1665 a 1713; se for a mesma tempestade, ela existe há pelo menos 361 anos, mas um estudo de 2024 sugere que não é o caso.
Histórico Observacional
Detecções precoces
A existência da Grande Mancha Vermelha é potencialmente anterior a 1664; no entanto, a manifestação contemporânea pode ter sido inicialmente observada em 1830 e investigada exaustivamente apenas após o seu reaparecimento proeminente em 1879. A perturbação atmosférica documentada no século XVII pode diferir da tempestade actualmente presente. Existe uma descontinuidade temporal substancial entre sua descoberta no século XVII e seu estudo em andamento iniciado após 1830. O destino preciso da mancha original - se ela se dissipou e posteriormente se reformou, desapareceu gradualmente ou foi simplesmente ignorado e não documentado pelos observadores - permanece indeterminado.
Robert Hooke é frequentemente creditado pela observação final da Grande Mancha Vermelha, tendo documentado uma característica planetária em maio de 1664. No entanto, é provável que a mancha observada por Hooke estava situada em uma faixa atmosférica diferente (o Cinturão Equatorial Norte, contrastando com a localização atual da Grande Mancha Vermelha no Cinturão Equatorial Sul) e foi adicionalmente obscurecida pela sombra de uma lua em trânsito, provavelmente Calisto. No ano seguinte, Giovanni Cassini documentou "uma [mancha] permanente que era frequentemente vista retornando ao mesmo lugar com o mesmo tamanho e forma", determinando seu período de rotação em 9h 56 min. Apesar das variações na visibilidade, o local da Cassini foi monitorado de 1665 a 1713; no entanto, um hiato de 48 anos nas observações torna a identificação dos dois pontos inconclusiva. Devido ao registro observacional mais limitado da mancha anterior e à velocidade de rotação mais lenta em comparação com a característica contemporânea, afirmar sua natureza idêntica é um desafio.
Um enigma menos conhecido diz respeito a uma mancha jupiteriana retratada em uma pintura de 1711 de Donato Creti, atualmente exposta no Vaticano. Como parte de uma série de painéis apresentando vários corpos celestes ampliados como pano de fundo para paisagens italianas, meticulosamente supervisionados para precisão astronômica por Eustachio Manfredi, a obra de arte de Creti representa a mais antiga representação artística conhecida de uma grande mancha vermelha em Júpiter (embora retratada no hemisfério norte devido à inversão óptica característica dos telescópios do século XVIII). Antes do final do século XIX, nenhuma característica atmosférica jupiteriana foi explicitamente documentada por escrito como possuindo uma coloração vermelha.
A Grande Mancha Vermelha tem sido observada consistentemente desde 5 de setembro de 1831, acumulando mais de 60 avistamentos registrados até 1879, um período que marca seu amplo reconhecimento. Após esse período, foi submetido a monitoramento ininterrupto.
Uma investigação de 2024 sobre dados observacionais históricos propõe que a "mancha permanente" documentada entre 1665 e 1713 pode não ser idêntica à Grande Mancha Vermelha contemporânea, que tem sido observada desde 1831. Esta pesquisa postula que a mancha inicial se dissipou e uma formação distinta e subsequente constitui a feição atualmente visível.
Períodos de observação recentes
Em 25 de fevereiro de 1979, a espaçonave Voyager 1, posicionada a 9.200.000 km (5.700.000 milhas) de Júpiter, transmitiu as primeiras imagens detalhadas da Grande Mancha Vermelha. Formações de nuvens com dimensões tão minúsculas quanto 160 km (100 mi) eram discerníveis. A configuração vibrante e ondulada das nuvens observada a oeste da Mancha Vermelha significa uma área caracterizada por padrões de ondas excepcionalmente complexos e dinâmicos.
Durante o século XXI, o diâmetro primário da Grande Mancha Vermelha diminuiu comprovadamente. Em 2004, o seu comprimento era aproximadamente metade da sua dimensão do século anterior, quando media 40.000 km (25.000 milhas), cerca de três vezes o diâmetro da Terra. Se a atual taxa de diminuição persistir, prevê-se que a feição atinja uma morfologia circular até 2040.
A longevidade da Grande Mancha Vermelha e a natureza das alterações observadas, especificamente se representam flutuações periódicas, continuam a ser temas de investigação científica contínua. Em 2019, as observações revelaram que a mancha apresentava um comportamento de "descamação" ao longo da sua periferia, caracterizado por fragmentos de tempestade que se desprendem e posteriormente se dissipam. Esta redução observada no tamanho e o fenômeno de "descamação" levaram alguns astrônomos a levantar a hipótese de que a Grande Mancha Vermelha poderia se dissipar dentro de algumas décadas. Por outro lado, outros investigadores afirmam que as dimensões percebidas da mancha correspondem à sua cobertura de nuvens e não ao tamanho real do vórtice subjacente. Eles sugerem ainda que os eventos de descamação podem ser atribuídos a interações com outros sistemas ciclônicos ou anticiclônicos, potencialmente envolvendo a absorção incompleta de estruturas atmosféricas menores, implicando assim que a Grande Mancha Vermelha pode não estar em risco de dissipação. Este fenômeno foi coloquialmente chamado de Pequena Mancha Vermelha ou Red Jr pelos astrônomos. Em 5 de junho de 2006, as observações indicaram que a Grande Mancha Vermelha e a Oval BA estavam aparentemente convergindo. Essas tempestades normalmente passam por aproximações aproximadas a cada dois anos, embora os encontros em 2002 e 2004 não tenham sido considerados significativos. Amy Simon-Miller, pesquisadora do Goddard Space Flight Center, projetou que as tempestades experimentariam sua aproximação mais próxima em 4 de julho de 2006. Colaborando com Imke de Pater e Phil Marcus da UC Berkeley, junto com uma equipe de astrônomos profissionais, ela iniciou um estudo dessas tempestades usando o Telescópio Espacial Hubble em abril de 2006. Em 20 de julho de 2006, o Observatório Gemini capturou com sucesso imagens das duas tempestades passando uma pela outra. sem mesclar. Posteriormente, uma terceira tempestade desenvolveu uma coloração avermelhada em maio de 2008. A espaçonave Juno, que estabeleceu uma órbita polar ao redor de Júpiter em 2016, conduziu um sobrevoo da Grande Mancha Vermelha durante sua aproximação ao planeta em 11 de julho de 2017, adquirindo múltiplas imagens da tempestade a uma altitude de aproximadamente 8.000 km (5.000 milhas) acima da superfície de Júpiter. Ao longo da missão Juno, a sonda manteve o seu foco na investigação da composição atmosférica e dos processos evolutivos de Júpiter, com particular ênfase na Grande Mancha Vermelha.
É crucial distinguir a Grande Mancha Vermelha da Grande Mancha Escura, uma característica atmosférica identificada perto do pólo norte de Júpiter em 2000 pela sonda Cassini–Huygens. Além disso, um fenômeno atmosférico distinto em Netuno também é conhecido como Grande Mancha Escura. Esta feição netuniana foi capturada pela Voyager 2 em 1989 e acredita-se que tenha sido um vazio atmosférico em vez de uma tempestade ciclônica. Posteriormente, desapareceu em 1994, embora uma característica comparável tenha surgido mais ao norte.
Dinâmica mecânica
A partir de 2008, a Grande Mancha Vermelha de Júpiter exibe uma rotação no sentido anti-horário com um período de aproximadamente 4,5 dias terrestres, equivalente a 11 dias jovianos. Com uma largura medida de 16.350 km (10.160 milhas) em 3 de abril de 2017, a Grande Mancha Vermelha tem aproximadamente 1,3 vezes o diâmetro da Terra. Esta tempestade passou por um período centenário de contração, resultando em suas dimensões atuais serem marginalmente menores que as da Terra. As camadas superiores de nuvens deste sistema ciclônico estão situadas aproximadamente 8 km (5 milhas) acima do convés de nuvens ambiente. A notável longevidade da tempestade, abrangendo séculos, é atribuída à ausência de uma superfície planetária sólida (Júpiter possuindo apenas um manto de hidrogénio) que de outra forma induziria a dissipação friccional. Consequentemente, os redemoinhos atmosféricos circulantes persistem devido à falta de forças opostas ao seu momento angular.
Os dados espectroscópicos infravermelhos demonstraram consistentemente que a Grande Mancha Vermelha é caracterizada por temperaturas mais baixas (e, consequentemente, altitudes mais elevadas) em comparação com a maioria das outras formações de nuvens em Júpiter. Por outro lado, a região atmosférica superior diretamente acima da tempestade apresenta temperaturas significativamente elevadas em relação a outras áreas do planeta. A geração de ondas acústicas originadas da turbulência da tempestade subjacente foi postulada como um mecanismo que explica o aumento térmico observado nesta região. Estas ondas acústicas propagam-se verticalmente, ascendendo a uma altitude de 800 km (500 mi) acima da tempestade, onde se dissipam na alta atmosfera, convertendo assim a energia das ondas em energia térmica. Este processo resulta em uma zona atmosférica superior atingindo temperaturas de 1.600 K (1.330 °C; 2.420 °F), que é várias centenas de kelvins mais quente do que a atmosfera planetária circundante em altitudes comparáveis. Este fenômeno foi descrito de forma análoga como semelhante à "quebra [...] das ondas do mar na praia".
O monitoramento meticuloso das características atmosféricas estabeleceu a circulação anti-horária da Grande Mancha Vermelha já em 1966, uma descoberta posteriormente corroborada pelas imagens iniciais de lapso de tempo obtidas durante os sobrevoos da Voyager. A tempestade é espacialmente limitada por uma corrente de jato moderada para leste localizada ao sul e uma corrente de jato significativamente mais poderosa para oeste ao norte. Embora a velocidade do vento na periferia do local possa atingir aproximadamente 432 km/h (268 mph), as correntes internas parecem em grande parte estáticas, exibindo entrada ou saída mínima. A velocidade de rotação da mancha diminuiu progressivamente ao longo do tempo, um fenômeno potencialmente atribuível à sua redução contínua nas dimensões físicas.
A posição latitudinal da Grande Mancha Vermelha demonstrou notável estabilidade ao longo de extensos períodos de observação, normalmente exibindo variações de aproximadamente um grau. Por outro lado, a sua longitude sofre flutuações contínuas, incluindo nomeadamente uma oscilação longitudinal de 90 dias com uma amplitude de aproximadamente um grau. Dada a rotação gasosa não uniforme de Júpiter em latitudes variadas, os astrônomos estabeleceram três sistemas distintos para definição longitudinal. O Sistema II é aplicado a latitudes superiores a 10 graus e foi inicialmente baseado no período de rotação médio da Grande Mancha Vermelha, especificamente 9 h 55 min 42 s. No entanto, a mancha completou pelo menos dez rotações completas em relação ao planeta dentro do Sistema II desde o início do século XIX. Sua taxa de deriva sofreu mudanças históricas significativas, correlacionando-se com a luminosidade do Cinturão Equatorial Sul e a presença ou ausência de uma Perturbação Tropical Sul.
Profundidade interna e características estruturais
A Grande Mancha Vermelha de Júpiter (GRS) manifesta-se como um anticiclone elíptico situado no hemisfério sul do planeta, aproximadamente 22 graus ao sul do equador. Sendo a maior tempestade anticiclónica do Sistema Solar, abrangendo aproximadamente ~16.000 km, a sua profundidade interna e composição estrutural permanecem em grande parte descaracterizadas. Observações in-situ, utilizando imagens visíveis e técnicas de rastreamento de nuvens, elucidaram a velocidade e a vorticidade do GRS, revelando sua posição dentro de um anel anticiclônico delgado, abrangendo 70-85% do raio, e alinhado com a corrente de jato mais rápida de Júpiter para oeste. Durante a missão Juno da NASA em 2016, a assinatura gravitacional e os dados infravermelhos térmicos coletados forneceram informações cruciais sobre a dinâmica estrutural e a extensão vertical do GRS. Em julho de 2017, a espaçonave Juno executou um sobrevôo subsequente do GRS, adquirindo varreduras do Radiômetro de Microondas (MWR) para determinar a penetração vertical da tempestade em direção ao H
§1213§O camada. Estas análises de MWR indicaram que a profundidade vertical do GRS atingiu aproximadamente 240 km abaixo do nível das nuvens, acompanhada por uma diminuição estimada da pressão atmosférica para 100 bar. Duas metodologias analíticas foram empregadas para restringir os dados coletados: a abordagem Mascon, que determinou uma profundidade de aproximadamente ~290 km, e a abordagem Slepian, que indicou a extensão do vento em aproximadamente ~310 km. Estas metodologias, combinadas com assinatura gravitacional e dados MWR, implicam que os ventos zonais do GRS continuam a intensificar-se, atingindo 50% da velocidade do nível de nuvem visível, antes do início da decadência do vento em estratos atmosféricos mais profundos. A taxa observada de decaimento do vento e os dados de gravidade sugerem coletivamente que a profundidade do GRS varia entre 200 e 500 km.
As imagens térmicas infravermelhas e a espectroscopia do GRS foram realizadas pelas missões Galileo e Cassini entre 1995 e 2008, com o objetivo de identificar heterogeneidades térmicas dentro da estrutura interna do vórtice do GRS. Mapas anteriores de temperatura infravermelha térmica, derivados das missões Voyager, Galileo e Cassini, indicaram que o GRS constitui um vórtice anticiclônico caracterizado por um núcleo frio circundado por um anel mais quente em ascensão, demonstrando assim um gradiente de temperatura distinto dentro do GRS. As imagens térmicas infravermelhas melhoraram significativamente a compreensão da temperatura atmosférica de Júpiter, da opacidade das partículas de aerossol e da composição do gás amônia; décadas de dados observacionais facilitaram uma correlação direta entre reações visíveis da camada de nuvens, gradientes térmicos e mapeamento composicional. Em Dezembro de 2000, imagens de alta resolução espacial do Galileo, retratando uma região atmosférica turbulenta a noroeste do GRS, revelaram um notável contraste térmico entre a área mais quente do anticiclone e as suas vizinhanças oriental e ocidental.
O perfil vertical de temperatura da estrutura da Grande Mancha Vermelha (GRS) está confinado entre 100 e 600 mbar. Especificamente, o núcleo GRS, a uma pressão de aproximadamente 400 mbar, exibe uma temperatura vertical de 1,0–1,5 K, que é consideravelmente mais quente do que as regiões GRS a leste e oeste. Além disso, é 3,0–3,5 K mais quente do que as áreas norte e sul da periferia da estrutura. Esta característica estrutural está alinhada com os dados do VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer on the ESO Very Large Telescope) de 2006, que demonstraram a presença física do GRS numa ampla faixa de altitude dentro do espectro de pressão atmosférica 80–600 mbar, corroborando assim os resultados do mapeamento térmico infravermelho. Para construir um modelo da arquitetura interna do GRS, o Espectrômetro Infravermelho Composto Cassini (CIRS) e imagens espaciais terrestres foram empregados para mapear a distribuição de fosfina (PH
§1617§), amônia (NH
§2728§) aerossóis e ácido para-hidroxibenzóico dentro da circulação anticiclônica do GRS. As imagens adquiridas do CIRS e de observações terrestres facilitaram o rastreamento do movimento atmosférico vertical em Júpiter via PH
§3839§ e NH
§4950§ espectros.
Concentrações máximas de PH
§67§ e NH
§1718§ foram observados ao norte da rotação periférica do GRS. Estas concentrações facilitaram a identificação do movimento do jato em direção ao sul e indicaram um aumento na altitude da coluna de aerossol, correspondendo a pressões entre 200 e 500 mbar. Por outro lado, NH
§3031§ dados composicionais revelam uma significativa esgotamento de NH
§4142§ abaixo da camada de nuvem visível no Anel periférico sul do GRS. Esta opacidade reduzida está associada a uma banda localizada de subsidência atmosférica. A combinação de baixa opacidade do aerossol no infravermelho médio, gradientes de temperatura, variações de altitude e a dinâmica vertical dos ventos zonais contribuem para a formação e persistência da vorticidade do GRS. A pronunciada subsidência atmosférica e as assimetrias de composição dentro do GRS implicam que a estrutura possui uma inclinação discernível do seu limite norte para o sul. Embora a profundidade e a estrutura interna do GRS tenham sofrido mudanças contínuas ao longo de várias décadas, a razão precisa para a sua profundidade 200-500 km permanece obscura, apesar do facto de as correntes de jato que alimentam o vórtice GRS estarem situadas consideravelmente abaixo da sua base estrutural.
Coloração e composição química
A origem precisa da tonalidade avermelhada da Grande Mancha Vermelha permanece indeterminada. Experimentos de laboratório apoiam hipóteses que sugerem que a coloração pode resultar de reações químicas induzidas pela irradiação solar ultravioleta do hidrossulfeto de amônio e do composto orgânico acetileno. Este processo produz uma substância avermelhada, provavelmente compostos orgânicos complexos conhecidos como tolinas. A altitude elevada destes compostos também pode contribuir para a coloração observada.
A Grande Mancha Vermelha apresenta uma variabilidade significativa na sua coloração, variando de um vermelho tijolo profundo a um salmão claro ou mesmo branco. Periodicamente, a mancha parece desaparecer, tornando-se discernível apenas através da Red Spot Hollow, que marca a sua posição dentro da Faixa Equatorial Sul (SEB). A sua visibilidade parece estar intrinsecamente ligada à aparência do SEB: uma faixa branca brilhante correlaciona-se com um ponto mais escuro, enquanto uma faixa escura normalmente corresponde a um ponto mais claro. Estas flutuações entre as fases escura e clara ocorrem em intervalos irregulares; por exemplo, entre 1947 e 1997, a mancha atingiu seus estados mais sombrios durante 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 e 1992–1993.
- Vórtice extraterrestre
- Grande Mancha Branca, uma tempestade semelhante em Saturno
- WISEP J190648.47+401106.8, uma anã marrom observada tendo uma grande tempestade semelhante
Referências
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