Den store røde flekken

Den store røde flekken er et mursteinsrødt og oransjefarget høytrykksområde, som produserer en antisyklonisk storm i planeten Jupiters atmosfære. Flekken er det mest gjenkjennelige trekket på Jupiter, og er den største stormen i solsystemet. I 2017 var den så stor at 1,3 jordkloder kunne få plass der, og den kan observeres fra jorden med relativt små teleskoper.

Den ble observert i juli 1665 og har således eksistert i minst 357 år. Flekkens opprinnelse er ukjent, og man vet ikke hvordan slike strukturer kan bestå over så lang tid.

Sentrum av stormen ligger ved den 22. breddegraden sør for Jupiters ekvator, og den gir opphav til vindhastigheter på opp til mer enn 400 km/t. Infrarøde observasjoner og rotasjonsretningen tyder på at flekkens skytopper er betydelig høyere og kaldere enn de omgivende regionene.

En har kjent til andre lignende, mindre flekker i flere tiår (se for eksempel artikkelen Oval BA). Det kan ha vært lignende strukturer på Saturn (jamfør den store hvite flekken og Dragon Storm) og Neptun (jamfør Neptuns mørke flekker). 

Flekken antas av mange forskere å være borte om 50–100 år eller mer, ettersom den har begynt å bli mindre. Fra 1930-årene frem til 2015 mistet den 2/3 av størrelsen.

Observasjonshistorie
Den store røde flekken er en vedvarende antisyklonisk storm. Sentrum av stormen befinner seg 22° sør for Jupiters ekvator. Flekken har blitt observert og har eksistert i minimum 357 år.

Den første observasjonen blir tilskrevet  Robert Hooke (1635–1702), som beskrev en flekk på planeten i mai 1664. Det er likevel mulig at Hooke's flekk var i det nordlige ekvatorbelte, mens den store røde flekken er i det sørlige ekvatorbelte. Det er også mulig at flekken som Hooke beskrev i virkeligheten var månen Callisto. Mer overbevisende er Giovanni Cassinis (1625–1712) beskrivelse i det påfølgende år. 

Stormen ble beskrevet som en «permanent flekk» av Cassini etter at han observerte den i juli 1665 sammen med sin instrumentmaker Eustachio Divini (1610–1685). Ifølge en rapport av Giovanni Battista Riccioli (1598–1671) fra 1635, observerte Leander Bandtius en stor flekk som han beskrev som «en oval, som tilsvarte 1/7 av Jupiters diameter på sitt lengste.» Riccioli omtalte Bandtius som abbeden av Dunisburgh og at denne hadde et «ekstraordinært teleskop». Ifølge Riccioli's beskrivelse, «er disse egenskapene sjelden observert, og da bare med et teleskop med eksepsjonell kvalitet og forstørrelse».

Et oljemaleri fra 1711 av rokokkomaleren Donato Creti (1671–1749), er den første avbildning av flekken gjengitt med rød farge. Bildet er utstilt i Vatikanstaten, og er et av en serie bilder av forskjellige himmellegemer som er brukt bakgrunn for ulike italienske scener. Bildene ble kontrollert for sin nøyaktighet av astronomen Eustachio Manfredi (1674–1739). Ingen jovianske fenomener ble offisielt beskrevet som røde før på slutten av 1800-tallet.

Flekken hadde synlige fluktuasjoner fra 1665 til 1713. Den var ute av syne ved flere anledninger mellom 1665 og 1708.

Den store røde flekk ble sett i 1830 og ble utførlig studert etter at den ble spesielt klar og tydelig i 1879. Et gap på omkring 118 år skiller observasjonen i 1830 fra observasjonen i 1713. Vi vet ikke om flekken forsvant, eller om observasjonene bare er dårlig dokumentert. Før 1830 hadde flekken en langsommere bevegelse, og det har derfor vært spekulert i om dette er den samme flekken eller om det var en annen flekk.

Den store røde flekken har blitt observert nesten kontinuerlig siden 5. september 1831. I 1879 hadde mer enn 60 observasjoner blitt nedtegnet. Siden 1879 har flekken blitt observert kontinuerlig. Den ble registrert som svinnende igjen i 1883 og i begynnelsen av det 20. århundre.

Den 25. februar 1979, da romsonden Voyager 1 var 9,2 millioner km fra Jupiter, overførte sonden det første detaljerte bildet av flekken. Skyer og detaljer så små som 160 km var synlige. De fargerike skymønstrene til venstre for flekken er dens «kjølvann», med komplekse og variable skybevegelser. Den hvite ovale stormen rett under den store røde flekken har omtrent samme diameter som jorden. Flekken var stor nok til å romme to eller tre planeter på størrelse med jorden.

Romsonden Juno, som gikk inn i en polarbane omkring Jupiter i 2016, fløy over den store røde flekken under sin nærmeste passering av Jupiter den 11. juli 2017. Den tok flere bilder av flekken i en avstand på omkring 8 000 km over overflaten. Juno har studert sammensetningen og evolusjonen av Jupiters atmosfære, deriblant den store røde flekken.

Flekkens størrelse
I begynnelsen av 2004 hadde flekken omkring halve lengden som den hadde for et århundre siden, da dens lengde var 40 000 km. Med den nåværende reduksjonshastigheten kan flekken bli sirkulær innen 2040. Dog regnes ikke det som sannsynlig på grunn av den forstyrrende effekt fra tilgrensende jetstrømmer. Det er ikke kjent hvor lenge flekken vil vare, eller hvorvidt forandringen er et resultat av normale fluktuasjoner.

Ifølge et studium av forskere ved University of California, Berkeley, mistet flekken 15 % av sin diameter sammen med dens store akse mellom 1996 and 2006. Xylar Asay-Davis, som var med i forskerteamet, bemerket seg at flekken ikke forsvant. Han skrev: «Hastigheten er en mer robust form for måling fordi skyene som er tilknyttet den røde flekken også er sterkt påvirket av flere andre fenomener i den tilgrensende atmosfære.»

På slutten av 1800-tallet var flekken omkring 25 500 km lang. Under forbiflyvningen til romsondene Voyager i 1979, hadde den en lengde på 14 500 km og en bredde på omkring 8 000 km.

Observasjoner i 1995 av teleskopet Hubble viste at den hadde minket i bredde til 13 020 km, og i 2009 var bredden 11 130 km. I 2015 hadde den en lengde på 16 500 km og en bredde på 10 940 km, og minsket i lengde på omkring 930 km hvert år.

Fra 1930-årene frem til 2015 hadde den røde flekken minket til en tredel av størrelsen.

Den 3. april 2017 målte flekken 16 350 km i diameter, og var 1,3 ganger større enn jordens diameter.

I 2019 begynte den store røde flekken å «avskalle» langs kantene, og fragmenter av stormen begynte å bryte av og forsvinne. Krympingen og «avskallingen» fyrte opp under spekulasjonene om at den store røde flekk kunne forsvinne om 20 år.

Andre astronomer tror at flekkens tilsynelatende størrelse reflekterer dens skydekke og ikke størrelsen på den faktiske, underliggende virvelen. De tror at «avskallingen» kan skyldes interaksjoner med andre sykloner eller antisykloner, deriblant ufullstendige absorberinger av mindre systemer; hvis dette er tilfelle, kan det bety at flekken ikke er i ferd med å forsvinne.

Egenskaper

Intern dynamikk

Den store røde flekken roterer mot klokken, i en periode på 4,5 jorddager eller 11 jovianske dager. Dens sirkulasjon mot klokken ble oppdaget i 1966 – observasjoner av romsondene Voyager under sine forbiflyvninger i 1979 bekreftet dette. 

Stormen har eksistert i århundrer fordi Jupiter ikke har noen planetær overflate som gir friksjon (det er bare en mantel av metallisk hydrogen og over dette et heliumfattig lag med molekylært hydrogen); sirkulerende gassvirvler vedvarer i atmosfæren over lang tid fordi det ikke er noe friksjon mot rotasjonsbevegelsene.

Infrarøde måledata har lenge indikert at flekken er kaldere enn de fleste andre skyene på planeten. Skytoppene til flekken (omkring 8 km høyere enn de tilgrensende skyene) er likevel betydelig varmere enn resten av planeten.

Lydbølger, som kolliderer med tyngdebølger, og som deretter stiger opp fra turbulensen av stormen under kan være en forklaring av opphetingen. 

Det er data fra NASA's 3 meter lange infrarøde teleskopfasilitet (IRTF) på Mauna Kea på Big Island på Hawaii, som kan tyde på dette. Forskere ved Boston University foreslo denne forklaringen den 27. juli 2016 i en publikasjon i Nature.

Lydbølgene beveger seg vertikalt oppover 800 km over stormen hvor de bryter inn i den øvre atmosfæren, og effekten i lydbølgene blir der konvertert til varme. Dette skaper en region i den øvre atmosfære med en varme på 1 600 kelvin (1 330 °C)—flere hundre kelvin varmere enn resten av planeten ved disse høyder. Effekten blir beskrevet som «brytingen av [...] bølger mot en strand».

Flekken er romlig begrenset av en moderat østlig rettet prograd jetstrøm sør for flekken og av en svært sterk retrograd vestlig strøm nord for flekken. Vindene rundt kanten av flekken er opp mot mer enn 400 km/t (120 m/s). Strømmene på innsiden er mer stagnerende, med lite innflyt og utflyt. Rotasjonsperioden til flekken har minsket over tid, kanskje som et direkte resultat av dens stadige minskning. I 1979 var den på seks jorddager eller 24 jovianske dager. I 2008 var den redusert til 4.5 jorddager eller 11 jovianske dager.

I 2010 fotograferte astronomer den store røde flekken i det fjerne infrarøde spektrum (fra 8,5 til 24 μm) med en høyere oppløsning enn noensinne. De fant at dens sentrale, rødaktige region er 3–4 kelvin varmere enn omgivelsene. De varme massene befinner seg i den øvre delen av troposfæren og har et trykk på 200–500 mbar. Denne varme og sentrale delen av flekken roterer langsomt mot klokken. Trolig skyldes den langsomme rotasjonen en svak innsynkning i midten av flekken.

Breddegrad

Sentrum av flekken befinner seg 22° sør for Jupiters ekvator i det sørlige tropiske belte (STB).

Breddegraden har vært omtalt som stabil i dokumenterte observasjoner, og varierer typisk med omkring en grad. Flekkens lengdegrad er derimot varierende. Jupiters synlige overflate roterer ikke med samme hastighet i alle breddegrader. Astronomene bruker tre forskjellige systemer for å definere lengdegrad:

 System I gjelder fra breddegradene 10° N til 10° S, og omløpstiden er planetens korteste med 9 t, 50 min og 30,0 s. 
 System II gjelder alle breddegrader nord og sør for disse og har en omløpstid på 9 t, 55 min og 40,6 s.
 System III ble først definert av radioastronomer og tilsvarer rotasjonen til planetens magnetosfære. Dens periode er Jupiters offisielle rotasjon.

System II var opprinnelig basert på gjennomsnittsrotasjonen til den store røde flekk på 9t 55m 42s. På tross av dette har flekkens rotasjon i System II endret seg minst ti ganger siden begynnelsen av det 19. århundre. Avdriftshastigheten har endret seg dramatisk over årene og har blitt knyttet til lysheten i det sørlige tropiske belte (STB), og nærværet eller fraværet av en sørlig tropisk forstyrrelse.

Intern dybde, varmeforskjeller og struktur 

Den store røde flekken er en elliptisk antisyklon. Dens sentrum befinner seg 22 grader under ekvator på Jupiter's sørlige halvkule. Med sin bredde på ~16 000 km, er det den største antisyklon i solsystemet. Dens interne dybde og struktur er lite kjent.

Avbilding med synlig lys og sporing av skyene fra in-situ observasjon har bestemt omløpshastigheten og identifisert flekkens virvel. Virvelen er lokalisert i en tynn antisyklonisk ring 70–85% av radiusen og befinner seg langs Jupiter's raskeste vestvendte jetstrøm. I 2016 innhentet Juno data om tyngdekraften og termiske data gjennom infrarød fotografering. Dette ga innsikt i den strukturelle dynamikken og dybdene til flekken.

I juli 2017 utførte Juno sin andre passering av flekken, og samlet data gjennom sitt magnetometer. Dette skulle bestemme hvor langt flekken strakk seg henimot overflaten til det kondenserte H2O-laget. Målingene antydet at flekkens vertikale dybde er ~240 km under skydekket, med et estimert atmosfæretrykk på 100 bar. To analysemetoder ble brukt for å avgrense de innsamlede data: Analyser av massekonsentrasjonen fant en dybde på ~290 km, og Slepian-metoden viste at stormens vinder strakk seg til ~310 km. Kombinert med kunnskap om Jupiters tyngdekraft, viser dette at flekkens sonale vinder fortsetter å øke med omkring 50 % av omløpshastigheten ned til begynnelsen av det atmosfæriske laget, før vinden avtar ved de laveste nivåer. Den avtagende vindhastigheten og data om gravitasjonen viser at flekkens dybder er mellom 200 og 500 km. 

Flekken har altså sin begynnelse, dypt nede i den konvektive sonen, som befinner seg i området fra 100 til 600 km under skydekket (12-1000 bar). Troposfæren og resten av atmosfæren (noen ganger omtalt som «det meterologiske lag») har nemlig sin nedre grense ved 10 bar trykk, 90 km under den synlige «overflaten» til Jupiter. Hydrogen blir for øvrig en superkritisk væske ved trykk på 12 bar eller høyere.

Infrarød fotografering og spektroskopiske målinger av flekken ble utført av romsondene Galileo og Cassini i årene 1995–2008, for å dokumentere varmeforskjeller innenfor den interne strukturelle virvelen til flekken. Tidligere infrarøde varmekart fra sondene Voyager, Galileo og Cassini viser at flekken er en antisyklon og en virvel med en kald kjerne innenfor en oppvellende varmere annulus (ringformet struktur); dataene viser gradsforskjeller i temperaturen til flekken. Bedre forståelse av Jupiters atmosfæriske temperatur, aerosoler, (finkornede) partikler opasitet og sammensetning av ammoniakkgass ble funnet via infrarøde varmebilder. Slik ble en direkte korrelasjon mellom de synlige skylagenes reaksjoner, termisk gradient, målinger og observasjoner samlet over flere tiår. I desember 2000 viste høyoppløsningsbilder fra Galileo et atmosfærisk, turbulent område nordvest for flekken, og avdekket en varmeforskjell mellom den varmeste regionen i flekken og regioner øst og vest for flekken.

Den vertikale temperaturen i flekken er avgrenset innenfor trykkområdet 100–600 mbar; den vertikale temperaturen til flekkens kjerne er i trykkområdet ~400 mbar. Temperaturen er 1,0–1,5 kelvin varmere enn i regioner øst-vest for kjernen, og 3,0–3,5 kelvin varmere enn regioner nord og sør for kjernen. Dette bekreftes av bilder som VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer) på ESO Very Large Telescop, tok i 2006; bildene viser at flekken var fysisk tilstede i ulike høyder som har et atmosfærisk trykk i området 80–600 mbar, og bekrefter de infrarøde varmebildene. Bilder fra Cassinis infrarøde spektrometer (CIRS), såvel som fra bakkebaserte teleskoper, har gjort det mulig å koble sammen sammensetningen av fosfin, ammoniakkaerosoler (PH3, NH3) og 4-hydroksybenzosyre med den antisykloniske sirkulasjonen til flekken. Bildene fra CIRS og bakkebaserte teleskoper sporer vertikale bevegelser i Jupiters atmosfære til tilstedeværelsen av PH3 og NH3.

De høyeste konsentrasjonene av PH3 og NH3 er funnet nord for flekkens perifere rotasjon. De hjalp til med å bestemme den søradgående jetbevegelsen og viste bevis for en økning i høydeforskjellen i søylen av aerosoler med et atmosfæretrykk i området 200–500 mbar. Det er en større uttynning av NH3 under det synlige skylaget i den sørlige perifere ringen til flekken; uttynningen er relativ til et smalere bånd av atmosfærisk innsynkning. Den lave midterste infrarøde aerosolopasitet, sammen med temperaturgradienter, høydeforskjellene og den vertikale bevegelsen til de sonale vindene, er involvert i virvelens utvikling og bærekraft. Den sterkere atmosfæriske subsidens og sammensetningenes asymmetri viser at flekken fremviser en grad av tilting fra den nordlige til den sørlige randen av flekken. Flekkens dybde og interne struktur har forandret seg konstant over tiår; implikasjonene av at den er 200–500 km dyp er ikke helt forstått, men jetstrømmene som forsyner kraften til flekken er godt under dens basis.

Farge og sammensetning

Det er ikke kjent hva som forårsaker rødfargen til den store røde flekken. Laboratorie-eksperimenter foretatt av Mark Loeffler og Reggie Hudson ved Goddard Institute for Space Studies tyder på at fargen blir forårsaket av komplekse organiske molekyler (ammoniumhydrosulfid og acetylen), rød fosfor, eller en annen svovelkomponent. Fargetonen varierer fra nesten mursteinrød til svakrosa eller endog hvit. Den høyere temperaturen i den rødeste sentrale regionen er beviset på at fargen påvirkes av omkringliggende faktorer.

I november 2014 viste en analyse av data fra Cassini at rødfargen trolig er et produkt av kjemiske stoffer som brytes ned av ultrafiolett stråling fra solen i planetens øvre atmosfære. Den store høyden til forbindelsene bidrar således til fargen. Dette produserer komplekse organiske komponenter kalt tholiner.

Den store røde flekk er tidvis bare synlig gjennom den røde flekkens grop, som er i dens nærmiljø i det sørlige tropiske belte (STB). Flekkens synlighet er tydelig knyttet til dette beltet. Når beltet er lyst og hvitt, er flekken vanligvis mørk, og når beltet er mørkt, er flekken vanligvis lys. Flekkens lyse og mørke perioder inntreffer ved irregulære intervaller. Fra 1947 til 1997 var flekken mørkest i periodene 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 og 1992–1993.

Lignende flekker

Lignende flekker har blitt observert både i og utenfor solsystemet vårt. Den store røde flekken må ikke forveksles med en annen stor mørk flekk, som ble observert nær Jupiters nordpol i år 2000 av Cassini–Huygens.

«Den røde babyflekken» var en annen flekk som kolliderte med den store røde flekken fra 28. juni til 8. juli 2008. Oval BA er enda en flekk som oppstod i mars 2000 etter en sammensmelting av tre mindre hvite stormer som kan spores tilbake til 1939.

Et fenomen i atmosfæren til planeten Saturn kalles «den store hvite flekken». Dette er periodiske stormer som kommer og går, og som første gangen ble observert av Asaph Hall (1829–1907) i 1876.

Et fenomen i atmosfæren til planeten Neptun er «Neptuns mørke flekker». Den første ble fotografert av romsonden Voyager 2 den 25. august 1989, og kan ha vært et atmosfærisk hull snarere enn en storm. Den var forsvunnet i november 1994, men en lignende flekk hadde oppstått lenger nord.

En lignende flekk er observert rundt den brune dvergen WISEP J190648.47+401106.8 i stjernetegnet Lyren omkring 53,3 lysår fra Solen. Denne brune dvergstjernen er av spektralklasse L, og ble oppdaget i 2011 av romteleskopet Wide-field Infrared Survey Explorer. I 2013 ble det observert en storm på stjernen som har størrelse med den store røde flekken, og i 2015 ble observasjonen bekreftet.

Se også
 Hypercane
 Jupiters atmosfære
 Den store hvite flekken
 Dragon Storm
 Neptuns mørke flekker
 WISEP J190648.47+401106.8

Noter

Referanser 

Netthenvisninger

Kilder

Eksterne lenker 
 
  Simuleringer av bevegelsene til Jupiter og andre planeter, Geophysical Fluid Dynamics Laboratory, Gareth P. Williams
 
 
 
 

Jupiters atmosfære
Planetflekker
Artikler i astronomiprosjektet