Atmosfera lui Jupiter

Jupiter
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Această casetă: v. D. · M.

Atmosfera lui Jupiter este cea mai mare atmosferă planetară din sistemul solar . Este compus în principal din hidrogen molecular și heliu - cu proporții similare abundenței lor la Soare - cu urme de metan , amoniac , hidrogen sulfurat și apă ; acesta din urmă nu a fost detectat până acum, dar se crede că este prezent în profunzime. Abundențele de oxigen , azot , sulf și gaze nobile sunt un factor cu trei mai mari decât valorile măsurate la Soare. ^[1]

Un detaliu al atmosferei joviene preluat de telescopul spațial Hubble care arată câteva furtuni: Marea Pată Roșie , Oval BA (stânga jos) și un alt punct roșcat recent format; notează, sub ele, doi ovali albicioși .

Atmosfera lui Jupiter nu are o limită inferioară clară, dar trece treptat în straturile interioare ale planetei . ^[2] Atmosfera poate fi împărțită în mai multe straturi, fiecare caracterizat printr-un gradient specific de temperatură; ^{[3] de} la cel mai mic la cel mai mare, acestea sunt: troposfera , stratosfera , termosfera și exosfera . Troposfera este stratul inferior și prezintă un sistem complicat de nori și ceați, straturi de amoniac, hidrosulfură de amoniu și apă; ^[4] cei mai înalți nori de amoniac determină aspectul planetei și sunt elementul principal vizibil din exterior. Ținute împreună de un jet puternic (jet stream), acestea sunt organizate într-o duzină de benzi paralele la „ ecuator ; benzi întunecate alternează cu benzi mai ușoare, că primele benzi, a doua zone.

Acestea se disting mai ales prin mișcări și temperaturi: în benzi temperaturile sunt mai ridicate și gazele au o mișcare descendentă către straturile inferioare ale atmosferei, în timp ce zonele au temperaturi mai scăzute cu o mișcare ascendentă a fluidelor. ^[5] Savanții cred că culoarea mai deschisă a zonelor provine din prezența gheții de amoniac, în timp ce nu este încă clar ce face benzile mai întunecate. ^[5] Deși au fost dezvoltate două modele pentru structura benzilor și a fluxurilor de jet, originea lor nu este încă înțeleasă. Primul model (model superficial , superficial înseamnă superficial ) prezice că benzile și jeturile sunt fenomene de suprafață care acoperă un interior mai stabil. În al doilea model (model profund , profund înseamnă adânc ), acestea sunt manifestări superficiale ale fenomenelor convective de hidrogen molecular, care apar în mantaua lui Jupiter organizate într-o serie de cilindri coaxiali. ^[6]

Atmosfera joviană prezintă un spectru larg de fenomene active: instabilitate a benzii, vârtejuri ( cicloni și anticicloni ), furtuni și fulgere . ^[7] Turburile apar ca pete mari roșii, albe sau maronii (ovale). Cele mai mari sunt Marea Pată Roșie (GRS, din Marea Pată Roșie engleză) ^[8] și Oval BA , denumită în mod informal Mică Pată Roșie; ^[9] ambele, precum și majoritatea petelor mai mari, sunt anticicloni. Anticiclonii mai mici par albi. Se crede că vârtejurile sunt structuri de mică adâncime, ajungând la adâncimi de cel mult câteva sute de kilometri. Situat în emisfera sudică a planetei, Marea Pată Roșie este cel mai mare vârtej cunoscut din sistemul solar. ^[10]

Furtuni puternice apar pe Jupiter, întotdeauna însoțite de fulgere. Furtunile se formează în principal în benzi și sunt rezultatul mișcărilor convective ale aerului umed din atmosferă, care duc la evaporarea și condensarea apei. Sunt locuri de curenți intensivi care duc la formarea norilor strălucitori și densi. Trăsnetele de pe Jupiter sunt în medie mult mai puternice decât cele de pe Pământ, cu toate acestea apar mai rar și, prin urmare, nivelul general al puterii de lumină emise de trăsnetele de pe cele două planete este comparabil. ^[11]

Structura verticală

Structura verticală a atmosferei lui Jupiter. Rețineți căderea presiunii cu altitudinea. Sonda atmosferică purtată de sonda Galileo a atins −132 km înainte de a opri transmiterea. ^[3] Înălțimea zero adoptată este plasată la nivelul la care se atinge presiunea de 1 bar (10³ mbar).

Atmosfera lui Jupiter este împărțită în patru straturi, care în ordinea înălțimii sunt: troposfera , stratosfera , termosfera și exosfera . Spre deosebire de atmosfera Pământului , lui Jupiter îi lipsește o mezosferă . ^[12] Jupiter nu are suprafață solidă și cel mai scăzut strat atmosferic, troposfera, trece treptat în straturile interioare ale planetei. ^[2] Acest lucru se întâmplă deoarece condițiile de temperatură și presiune sunt cu mult peste punctul critic pentru hidrogen și heliu și, prin urmare, nu există o limită clară între faza gazoasă și faza lichidă. ^[2]

Deoarece limita inferioară a atmosferei nu este bine identificabilă, nivelul la care se atinge o presiune de 10 bari , ^[3] cu o temperatură de aproximativ 340 K și la o adâncime de aproximativ 90 km de la zero altimetric, adoptat în mod obișnuit în literatura științifică la nivelul la care se atinge o presiune de 1 bar. ^[2] Cota zero corespunde, de asemenea, cu ceea ce este denumit în mod obișnuit „suprafața” planetei, adică vârful vizibil al norilor. Ca și în cazul Pământului, stratul superior al atmosferei, exosfera, nu are o limită superioară bine definită. ^[13] Densitatea scade treptat până la tranziția cu mediul interplanetar, la aproximativ 5000 km de „suprafață”. ^[14]

Variațiile verticale ale temperaturii în atmosfera joviană prezintă un comportament similar cu cel înregistrat în atmosfera Pământului. Temperatura troposferei scade liniar până la atingerea tropopauzei ^[15] , limita dintre troposferă și stratosferă. Pe Jupiter, tropopauza are loc la aproximativ 50 km deasupra nivelului zero. La nivelul tropopauzei, se înregistrează o temperatură de aproximativ 110 K și o presiune de 0,1 bari. ^{[3] [16]} În stratosferă, temperatura crește și atinge aproximativ 200 K la tranziția cu termosfera, la o altitudine de 320 km și la o presiune de 1 μbar. ^[3] În termosferă, temperatura continuă să crească ajungând la 1000 K la o altitudine de 1000 km, unde este înregistrată o presiune de aproximativ 1 nbar. ^[17]

Troposfera lui Jupiter are o structură de nori complicată. Norii vizibili, care se află între 0,7-1,0 bari de presiune, sunt compuși în principal din gheață amoniacală. ^[18] Se crede că straturile de nor subiacente sunt în schimb compuse din hidrosulfură de amoniu și sulfură de amoniu (între 1,5-3 bar) și apă (3-7 bar). ^{[4] [19]} Cu toate acestea, nu ar trebui să existe nori de metan, deoarece temperaturile sunt prea ridicate pentru ca acesta să se condenseze. ^[4] Norii de apă formează cel mai dens strat de nori și au cea mai puternică influență asupra dinamicii atmosferei. Acest lucru rezultă din abundența și entalpia mai mare de condensare a apei în comparație cu amoniacul și hidrogenul sulfurat (oxigenul este un element chimic mai abundent decât azotul sau sulful). ^[12] Deasupra stratului de nori sunt prezente diverse straturi de ceață, atât în ​​troposferă (la 0,2 bari), cât și în stratosferă (la 10 mbar). ^[20] Acele stratosfere sunt formate din condensarea hidrocarburilor policiclice aromatice, grele sau hidrazine , care sunt generate în stratosfera superioară (1-100 μbar) prin interacțiunea radiației ultraviolete (UV) solare cu metan. ^[21] Abundența de metan în stratosferă față de cea a hidrogenului molecular este de aproximativ ^10-4 , ^{[14] în} timp ce cea a altor hidrocarburi ușoare, cum ar fi etanul și acetilena, din nou relativ la cea a hidrogenului molecular, este de aproximativ 10 ⁻⁶ . ^[14]

Termosfera lui Jupiter se caracterizează printr - o presiune mai mică de 1 pbari și se manifestă fenomene precum airglow , aurorele polare și cu raze X a emisiilor. ^[22] În interiorul său se află acele straturi cu o densitate mai mare de electroni și ioni care alcătuiesc ionosfera planetei. ^[14] Temperaturile ridicate înregistrate în termosferă (800-1000 K) nu au fost încă pe deplin explicate; ^[17] modelele existente prezic temperaturi care nu depășesc 400 K. ^[14] Încălzirea suplimentară ar putea rezulta dintr-o absorbție mai mare a radiației solare foarte energice (raze UV ​​sau X), din precipitarea particulelor încărcate ale magnetosferei Jupiter de pe planetă sau prin disiparea undelor gravitaționale care se propagă din interiorul planetei. ^[23] Termosfera și exosfera joviană prezintă emisii de raze X atât la poli, cât și la latitudini mici, observate pentru prima dată în 1983 de Observatorul Einstein . ^[24] Particulele magnetice din magnetosfera joviană generează aurore luminoase în jurul polilor, dar spre deosebire de analogii Pământului, care apar doar în timpul furtunilor magnetice , aurorele sunt fenomene constante ale atmosferei joviene. ^[24] Termosfera lui Jupiter a fost primul loc în afara Pământului unde a fost descoperit cationul hidrogenoniu (H ₃ ⁺ ). ^[14] Acest ion este responsabil pentru emisii puternice în infraroșu mediu , la lungimi de undă cuprinse între 3 și 5 µm, și este principalul element de răcire al termosferei. ^[22]

Compoziție chimică

Compoziția atmosferei joviene este similară cu cea a întregii planete. ^[1] Atmosfera lui Jupiter este cea care a fost în general înțeleasă cel mai bine în rândul giganților gazoși , deoarece a fost observată direct de sonda atmosferică a misiunii Galileo când a pătruns în atmosfera planetei la 7 decembrie 1995 . ^[25] Alte surse de informații despre compoziția atmosferei au fost Observatorul Spațiului Infrarosu (ISO), ^[26] sondele Galileo și Cassini ^[27] și observațiile de pe Pământ. ^[1]

Cei doi constituenți principali ai atmosferei lui Jupiter sunt hidrogen molecular (H ₂ ) și heliu . ^[1] Abundența heliului este de 0,157 ± 0,0036 în raport cu hidrogenul molecular în funcție de numărul de molecule, iar fracția sa de masă este de 0,234 ± 0,005, puțin mai mică decât valoarea primordială pentru sistemul solar. ^[1] Motivul acestei „lipsuri” nu a fost încă pe deplin înțeles, dar, fiind mai dens decât hidrogenul, partea de heliu lipsă ar putea fi condensată în miezul planetei. ^[18]

În atmosferă există diferiți compuși simpli, cum ar fi apă , metan (CH ₄ ), hidrogen sulfurat (H ₂ S), amoniac (NH ₃ ) și fosfină (PH ₃ ). ^[1] Abundența lor în troposfera profundă (sub 10 bare) implică faptul că atmosfera lui Jupiter este îmbogățită în carbon , azot , sulf și probabil oxigen cu un factor cuprins între 2 și 4 în comparație cu Soarele. ^{[N 1] [1]} Chiar gazele nobile argon , kripton și xenon par a fi superabundante în ceea ce privește compoziția Soarelui (vezi tabelul din lateral), în timp ce neonul este mai puțin abundent. ^[1] Alți compuși chimici precum arsina (AsH ₃ ) și hidrura de germaniu (GeH ₄ ) sunt prezenți în urme. ^[1] Atmosfera superioară conține cantități mici de hidrocarburi simple , cum ar fi etanul , acetilena și diacetilena , care sunt formate din metan sub acțiunea radiației ultraviolete solare și a particulelor încărcate din magnetosfera joviană. ^[1] Se crede că dioxidul de carbon (CO ₂ ), monoxidul de carbon (CO) și apa din atmosfera superioară provin din cometele căzute pe planetă, cum ar fi cometa Shoemaker-Levy 9 . Apa nu poate proveni din troposferă deoarece tropopauza funcționează ca o capcană rece, împiedicând ridicarea apei în stratosferă (vezi secțiunea anterioară). ^[1]

Măsurătorile de pe Pământ și din spațiu au îmbunătățit cunoașterea raporturilor izotopice în atmosfera joviană. În iulie 2003 , valoarea recunoscută pentru abundența deuteriului este de 2,25 ± 0,35 × 10 ⁻⁵ , ^[1] ceea ce corespunde probabil valorii primordiale găsite în nebuloasa solară din care a provenit sistemul solar. ^[26] Raportul izotopilor de azot în atmosfera joviană, de ¹⁵ N la ¹⁴ N , este de 2,3 × 10 ⁻³ , cu o treime mai mic decât cel găsit în atmosfera Pământului (3,5 × 10 ⁻³ ). ^[1] Această ultimă descoperire este deosebit de semnificativă, deoarece teoriile privind originea și evoluția sistemului solar consideră valoarea terestră a raportului izotopilor de azot apropiată de valoarea primordială. ^[26]

Zonele, benzile și fluxurile cu jet

Cea mai detaliată imagine produsă vreodată despre atmosfera lui Jupiter a fost realizată de nava spațială Cassini în 2000 .

Suprafața vizibilă a lui Jupiter este împărțită în numeroase benzi paralele cu ecuatorul. Acestea sunt de două tipuri: zonele , care sunt mai deschise, și benzile , care sunt mai întunecate. ^[5] Zona ecuatorială largă (EZ) se extinde între latitudinile 7 ° S și 7 ° N, aproximativ. Deasupra și dedesubtul său, există banda ecuatorială nordică (NEB) și banda ecuatorială sudică (SEB) care ating 18 ° N și respectiv 18 ° S. Mai departe de ecuator se află benzile tropicale nordice și sudice (NTrZ și respectiv STrZ). ^[5] Alternanța benzilor și a zonelor continuă până la regiunile polare, întrerupând aproximativ la 50 ° latitudine , unde aspectul vizibil pare oarecum modificat. ^[28] Pe de altă parte, structura alternativă de bază se extinde probabil până la poli, ajungând la cel puțin 80 ° nord și sud. ^[5]

Diferența de aspect între zone și benzi este cauzată de opacitatea diferită a norilor care le compun. Concentrația de amoniac este mai mare în zone și acest lucru duce la formarea de nori de gheață de amoniac mai densi la altitudini mari, ceea ce duce la culoarea lor mai deschisă. ^[15] Pe de altă parte, în benzi norii sunt mai subțiri și se găsesc la altitudini mai mici. ^[15] Troposfera superioară este mai rece în zone și mai caldă în benzi. ^[5] Natura exactă a reacțiilor chimice care fac zonele și benzile joviene atât de colorate este încă necunoscută, dar pot participa compuși elaborate de sulf , fosfor și carbon . ^[5]

Viteza vânturilor zonale în atmosfera lui Jupiter.

Benzile joviene sunt limitate de fluxuri atmosferice zonale (vânturi) numite „ jet streams ” (jet streams). Îndepărtându-se de ecuator, jeturile de jet retrograde , direcționate de la est la vest, marchează tranziția între zone și benzi; în timp ce cei prograde, direcționați de la vest la est, marchează tranziția între benzi și zone. ^[5] Această configurație a vânturilor înseamnă că vânturile zonale scad în intensitate în benzi și cresc în zone, de la ecuator la poli. Astfel, forfecarea vântului în benzi este ciclonică și anticiclonică în zone. ^[19] Zona ecuatorială este o excepție de la această regulă, deoarece este traversată de vânturi puternice direcționate de la vest la est (prograd) și are o viteză minimă locală a vântului exact la ecuator. Viteza curenților de jet este foarte mare, depășind 100 m / s, ^[5] și corespunde norilor de amoniac situați la o presiune cuprinsă între 0,7-1 bar. Jeturile progresive sunt în general mai puternice decât jeturile retrograde. ^[5] Întinderea lor verticală nu este încă cunoscută: se descompun în două sau trei ori constanta scării pentru înălțimile ^{[N 2] de} deasupra norilor, în timp ce sub nivelul norilor, viteza vânturilor crește ușor și rămâne atunci constantă până la nivelul la care sunt înregistrați 22 bari de presiune, adâncimea maximă de funcționare atinsă de sonda atmosferică a misiunii Galileo . ^[16]

Originea structurii benzii lui Jupiter nu este complet clară. Cea mai simplă interpretare este că mișcările ascendente apar în zone, în timp ce mișcările descendente apar în centuri. ^[29] Pe măsură ce aerul bogat în amoniac crește în zone, acesta se extinde și se răcește, formând nori înalți și densi. În benzi aerul coboară, încălzindu-se adiabatic , iar norii albi de amoniac se evaporă, dezvăluind norii mai întunecați de dedesubt. Poziția și lățimea benzilor, precum și viteza și poziția jeturilor sunt remarcabil de stabile, cu modificări rare înregistrate între 1980 și 2000 . Un exemplu al acestor modificări este ușoara scădere a vitezei jetului de la vest la est poziționat la granița dintre zona tropicală nordică și centurile temperate nord , la 23 ° N. ^{[6] [29]} Benzile, totuși, variază în culori și intensitate în timp. (uita-te jos)

Trupe principale

Imagine a lui Jupiter realizată de sonda Cassini . Sunt indicate benzile principale, Zona Ecuatorială și Marea Pată Roșie.

Benzile și zonele care împart atmosfera joviană au caracteristici unice. Fiecare dintre ele a primit un nume de identificare. Cele mai mari indistincte zonele gri-albastru de lângă poli, aparent fără caracteristici perceptibile, au fost numit Polar Regiunea Nord (NPR) și Regiunea Sud Polar (SPR). Se extind de la poli la aproximativ 40-48 ° N și S. ^[28]

Regiunea temperată nord-nord prezintă rareori mai multe detalii decât regiunile polare, datorită întunecării la margine , liniei de vedere de pe Pământ (ducând la o reprezentare scurtată a suprafeței) și difuzivității generale a acestor detalii. Acestea fiind spuse, banda nord-nord temperată (North North Temperate Belt, NNTB) este cea mai nordică bandă care poate fi distinsă, deși ocazional „dispare”. Tulburările tind să fie minore și de scurtă durată. Zona Nord-Nord Temperată ( Zona Nord Nord Nord, NNTZ) este poate mai proeminentă, dar și în general liniștită. Ocazional, alte benzi și zone minore au fost observate în regiune. ^[30]

Regiunea temperată nordică se află în latitudini ușor observabile de pe Pământ și, prin urmare, a făcut obiectul unui număr mare de observații. ^[31] Cel mai puternic jet prograd de curent manifest de pe planetă - un curent continuu de la est la vest, care se învecinează cu banda nordică temperată meridional (North Temperate Belt, NTB). ^[31] Banda temperată nordică se estompează aproximativ o dată la zece ani (așa s-a întâmplat în timpul flybys-urilor sondelor Voyager ), lăsând aparent topirea zonei temperate nordice ( zona temperată nordică , NTZ) cu zona tropicală nordică ( zona tropicală nordică , NTrZ). ^[31] Cu alte ocazii, zona temperată nordică este împărțită în două componente printr-o bandă subțire. ^[31]

Regiunea tropicală nordică include zona tropicală nordică menționată anterior și banda ecuatorială nordică (Centura Ecuatorială de Nord, NEB). Zona tropicală nordică este, în general, stabilă în culoarea sa, schimbându-se în umbră numai cuplată cu activitatea curentului de jet sudic al benzii temperate nordice (NTB). Ca zonă temperată nordică, ea este uneori împărțită și printr-o bandă subțire, banda tropicală nordică (North Tropical Band, NTrB). În rare ocazii, componenta sudică a NTrZ a format astfel găzduiește „mici pete roșii”. După cum sugerează și numele, acestea sunt echivalente nordice ale Marii Pete Roșii, dar, spre deosebire de aceasta, apar în perechi și sunt întotdeauna de scurtă durată (în medie, un an). Unul dintre ei a fost prezent în timpul zborului planetei sondei Pioneer 10 . ^[32]

Zonele, benzile și vârtejurile de pe Jupiter. Marea zonă ecuatorială este vizibilă în centru, în mijlocul ecuatorului, înconjurată de cele două benzi ecuatoriale mai întunecate (SEB și NEB). „Punctele fierbinți” mari, neregulate, albastru-cenușiu de la limita superioară a zonei ecuatoriale albe se schimbă în timp, pe măsură ce se îndreaptă spre est. Marea Pată Roșie apare la limita inferioară a SEB (banda ecuatorială sudică). Micile furtuni filamentoase se învârt în jurul ovalelor din emisfera nordică. În regiunile turbulente, structuri mici, foarte luminoase apar rapid și aleatoriu, posibile locuri de furtuni însoțite de fulgere. Cea mai mică structură vizibilă la ecuator este de aproximativ 600 km. Această animație constă din 14 fotografii și acoperă 24 de zile joviene, aproximativ 10 zile de pe Pământ. Rotația este accelerată de aproximativ 600.000 de ori.

Banda Ecuatorială de Nord (NEB) este una dintre cele mai active de pe planetă. Se caracterizează prin ovale anticiclonice albe și prin ovale ciclonice maronii, primele formându-se în general mai la nord decât celelalte; ca și în zona tropicală nordică, majoritatea acestor caracteristici au o durată de viață relativ scurtă. Ca bandă ecuatorială sudică (Centura Ecuatorială de Sud, SEB), NEB a dispărut dramatic și apoi și-a revenit. Scara de timp a acestor modificări este de aproximativ 25 de ani. ^[33]

Regiunea ecuatorială este una dintre cele mai stabile de pe planetă, în amplitudine (măsurată în unghiuri de latitudine ) și în activitate. Regiunea este ocupată în întregime de Zona Ecuatoriala (EZ). Limita nordică a zonei găzduiește panouri spectaculoase care se deplasează spre sud de la NEB, limitate de structuri întunecate, fierbinți (cu infraroșu) cunoscute sub numele de festoni ( puncte fierbinți ) . ^[34] Deși granița sudică a zonei ecuatoriale este de obicei în repaus, înregistrările observațiilor de la sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea raportează că exact invers se întâmpla atunci. Zona ecuatorială variază considerabil în ceea ce privește culoarea, de la nuanțe pastelate la ocru , până la cupru . Ocazional poate apărea împărțit la o bandă ecuatorială (Bandă ecuatorială, EB). ^[35] Structurile din zona ecuatorială se mișcă cu aproximativ 390 km / h față de alte latitudini. ^{[36] [37]}

Regiunea tropicală sudică include banda ecuatorială sudică și zona tropicală sudică ( Zona tropicală sudică , NTrZ). Este de departe cel mai activ de pe planetă, găzduind cele mai puternice fluxuri de jet retrograde. Banda ecuatorială sudică este de obicei cea mai lată și întunecată bandă a lui Jupiter; cu toate acestea, uneori este împărțită în două de o zonă ( Zona Centurii Ecuatoriale de Sud , SEBZ) și se poate estompa în întregime în timpul unui ciclu de recuperare SEB. O altă caracteristică interesantă a benzii ecuatoriale sudice este un tren lung de tulburări ciclonice care urmează Marea Pată Roșie. Similar zonei tropicale nordice, zona tropicală sudică este una dintre cele mai semnificative zone ale lumii: nu numai acasă la Marea Pată Roșie, dar este uneori traversată de o perturbare tropicală sudică (South Tropical Disturbance, Strd), care implică divizarea zonei și care poate dura mult timp. Cel mai faimos a început în 1901 și s-a încheiat în 1939 . ^[38]

Furtunile prezente în regiunea polară sudică au fost reluate în vizibil prin sonda Juno a NASA.

Regiunea de sud temperat este ocupat în principal de Nord Centura de Sud (STB), un alt întuneric și trupa proeminent, mai semnificativ decât banda de nord temperat (TNB). Până în martie 2000, cele mai importante structuri adăpostite în centură au fost ovalele albe BC, DE și FA, care au prezentat o durată lungă înainte de fuzionare în Oval BA ( Oval BA ) sau Mică Pată Roșie . Ovalele erau de fapt structuri născute și care fac parte din Europa, Nord Zona de Sud (STZ), dar au extins în STB, parțial blochează. ^[5] Banda temperată sudică s-a estompat ocazional, aparent din cauza interacțiunilor complexe dintre ovalele albe și Marea Pată Roșie. Aspectul zonei temperate sudice este foarte variabil. ^[39]

Există numeroase alte structuri pe Jupiter care sunt fie temporare, fie dificil de observat de pe Pământ. Regiunea temperată sud-sud (Centura temperată sud-sud, STB) prezintă dificultăți și mai mari ale NNTR: detaliile sale sunt subtile și pot fi studiate numai cu telescoape mari sau sonde spațiale. ^[40] Multe zone și benzi au un caracter tranzitoriu și nu sunt întotdeauna vizibile. Dintre acestea, banda ecuatorială menționată anterior; ^[41] zona centurii ecuatoriale nordice (o zonă albă din banda ecuatorială nordică) (NEBZ) și zona centurii ecuatoriale sudice (SEBZ). ^[42] Benzile sunt, de asemenea, ocazional întrerupte de zgomot brusc. Când o perturbare împarte o bandă sau o zonă în mod normal unitară, cele două componente sunt distincte referindu-se la ele ca fiind componenta nordică (adăugând un N ) și componenta sudică (adăugând un S ), de exemplu, NEB (N) și NEB (S ). ^[43]

Dinamica

Circulația atmosferică pe Jupiter este semnificativ diferită de cea de pe Pământ. Straturile interioare ale lui Jupiter sunt fluide și îi lipsește o suprafață solidă. Prin urmare, mișcările convective pot afecta întreaga anvelopă exterioară a planetei. Începând din 2008 , o teorie capabilă să explice dinamica atmosferei joviene nu a fost încă dezvoltată. O astfel de teorie ar fi rugată să explice în principal următoarele fenomene: existența benzilor subțiri și stabile și a fluxurilor de jet simetrice față de ecuator; fluxul de jet progresează cu o intensitate considerabilă prezentă la ecuator; diferența dintre zone și benzi; originea marilor vârtejuri, precum Marea Petă Roșie. ^[44]

Teoriile existente ale dinamicii atmosferei joviene pot fi împărțite aproximativ în două clase: ^[45]

• primul susține că circulația observabilă din exterior este limitată la un strat subțire exterior al planetei, care depășește straturi interioare mai stabile; în engleză modelele care fac trimitere la această ipoteză sunt denumite modele superficiale , unde shallow înseamnă „superficial” - în italiană nu există un termen corespunzător și am putea numi aceste modele superficiale .
• al doilea postulează că fluxurile atmosferice observabile sunt doar o manifestare superficială a unei circulații adânc înrădăcinate în mantaua exterioară a hidrogenului molecular; în limba engleză modelele care fac trimitere la această ipoteză sunt denumite modele profunde , unde deep înseamnă „deep”.

Poiché entrambe le teorie hanno i loro pregi e difetti, molti studiosi planetari ritengono in realtà che la teoria che alla fine riuscirà a spiegare l'atmosfera gioviana conterrà elementi di entrambi i modelli. ^[46]

Modelli superficiali

Un'immagine negli infrarossi dell'atmosfera gioviana ripresa dal Very Large Telescope dell' ESO .

I primi tentativi di spiegare la dinamica dell'atmosfera gioviana furono condotti negli anni sessanta del Novecento. ^{[45] [47]} Erano basati parzialmente sulla meteorologia terrestre, che allora aveva raggiunto un buono sviluppo. I modelli superficiali assumono che le correnti a getto su Giove siano guidate da fenomeni turbolenti di piccola scala, sostenuti a loro volta dai moti convettivi dell'aria umida nello strato esterno dell'atmosfera (sopra le nuvole di vapore acqueo). ^{[48] [49]} La convezione dell'aria umida è un fenomeno correlato all'evaporazione e condensazione dell'acqua ed è uno dei principali motori dei fenomeni meteorologici terrestri. ^[50] La generazione di correnti a getto in questo modello è correlata ad una proprietà ben nota della turbolenza bidimensionale, la cosiddetta cascata inversa, in cui piccole strutture turbolente (vortici) si fondono per formarne di più grandi. ^[48] Le dimensioni maggiori delle strutture finali sono limitate dalle dimensioni del pianeta e non possono essere superiori ad una dimensione caratteristica, che per Giove è chiamata scala di Rhines . La sua esistenza è connessa con la generazione di onde di Rossby . Quando le strutture turbolente più grandi raggiungono una certa dimensione, ogni altro incremento di energia viene disperso sotto forma di onde di Rossby, la struttura cessa di crescere e la cascata inversa si interrompe. ^[51] Poiché la relazione di dispersione delle onde di Rossby per un pianeta sferico rapidamente rotante è anisotropa , la scala di Rhines nella direzione parallela all'equatore è maggiore che nella direzione perpendicolare ad esso. ^[51] Il risultato finale del processo descritto è la creazione di strutture allungate e di grandi dimensioni, parallele all'equatore. L'estensione meridionale di queste strutture sembra concordare con la larghezza delle correnti a getto. ^[48] Quindi, nei modelli superficiali i vortici alimentano le correnti a getto e dovrebbero scomparire fondendosi con esse.

I modelli superficiali che prevedono un solo strato in cui sono localizzati i fenomeni meteorologici presentano seri problemi, sebbene possano spiegare con successo l'esistenza di una dozzina di strette correnti a getto. ^[48] Un fallimento lampante del modello è la corrente a getto equatoriale prograda (super rotante): con rare eccezioni, i modelli superficiali producono una forte corrente a getto retrograda (sub-rotante), contraria a quanto osservato. In aggiunta, le correnti a getto tendono ad essere instabili e possono scomparire nel tempo. ^[48] I modelli superficiali non possono spiegare perché i flussi atmosferici su Giove violino i criteri di stabilità. ^[52] Versioni più elaborate di modelli che prevedono più strati in cui localizzare i fenomeni meteorologici producono una circolazione più stabile, ma molti problemi persistono. ^[53]

Quando l'esplorazione diretta dell'atmosfera di Giove della sonda Galileo rivelò che i venti si estendono anche al di sotto delle nubi di vapore acqueo, localizzate a 5-7 bar di pressione, e che non mostrano alcuna intenzione di affievolirsi neppure a 22 bar di pressione, apparve evidente che la circolazione nell'atmosfera gioviana potesse in effetti essere profonda. ^[16]

Modelli profondi

La sonda New Horizons ha ripreso, il 24 febbraio 2007, questa serie di immagini a diverse lunghezze d'onda nella banda dell'infrarosso dell'atmosfera gioviana.

Il modello profondo fu proposto per la prima volta da Friedrich H. Busse nel 1976 . ^{[54] [55]} Il suo modello è basato su un importante teorema della Meccanica dei fluidi , il teorema di Taylor-Proudman . Il teorema afferma che in un sistema velocemente rotante, costituito da liquido ideale e barotropico (la cui pressione dipende cioè dalla sola densità), il flusso è organizzato in una serie di cilindri paralleli all'asse di rotazione. Probabilmente i fluidi che costituiscono l'interno di Giove soddisfano le ipotesi del teorema. Il mantello di idrogeno molecolare del pianeta è quindi organizzato in una serie di cilindri, ognuno dei quali caratterizzato da una circolazione indipendente dagli altri. ^[56] Le correnti a getto corrispondono alle latitudine a cui i bordi dei cilindri intersecano la superficie visibile del pianeta; i cilindri stessi sono visibili come zone e bande.

Il modello profondo spiega agevolmente la forte corrente a getto prograda osservata all'equatore del pianeta; le correnti a getto che vengono così generate sono stabili e non devono soddisfare i criteri di stabilità bidimensionale. ^[56] Presenta tuttavia delle difficoltà: il numero delle correnti a getto teorico è inferiore a quello delle correnti effettivamente osservate e simulazioni tridimensionali complete del flusso non sono realizzabili al 2008 - ciò implica che il modello semplificato che viene utilizzato nelle simulazioni potrebbe non essere in grado di cogliere aspetti importanti della fluidodinamica del problema. ^[56] Tuttavia un modello pubblicato nel 2004 è riuscito a riprodurre la struttura delle correnti a getto e delle bande, ^[46] assumendo che il mantello di idrogeno molecolare sia più sottile rispetto a quanto riportato dagli altri modelli presenti in letteratura: il 10% del raggio gioviano , rispetto al 20-30% degli altri modelli. ^[57] Il motore che fornisce l'energia per la circolazione profonda è un altro problema. Infatti, i flussi profondi potrebbero essere causati sia da forze poco profonde (ad esempio la convezione umida) oppure da moti convettivi che interessano tutto il pianeta e che trasportato all'esterno il calore generato all'interno. ^[48] Ancora non è chiaro quale dei due meccanismi sia più importante.

Calore endogeno

Termografia di Giove ottenuta dalla Infrared Telescope Facility della NASA.

È noto dal 1966 ^[58] che Giove irradia una quantità di calore maggiore di quella che riceve dal Sole, con un rapporto tra la potenza emessa dal pianeta e quella assorbita dalla radiazione solare stimato in 1,67 ± 0,09. Il flusso di calore proveniente dall'interno di Giove è 5,44 ± 0,43 W m ⁻² , mentre la potenza complessiva emessa è di 3,35 ± 0,26 × 10 ¹⁷ W; quest'ultimo valore è approssimativamente equivalente ad un miliardesimo dell'energia complessiva irradiata dal Sole in un secondo. Questo calore è principalmente un relitto del calore primordiale residuato dalla formazione del pianeta , anche se alcuni studi sembrano indicare che sia il risultato, almeno in parte, della precipitazione dell'elio verso il nucleo planetario . ^[59]

Il calore interno rivestirebbe un'importanza basilare per le dinamiche dell'atmosfera gioviana. Infatti, nonostante il pianeta possieda un'inclinazione assiale di appena 3°, ed i poli ricevano un' insolazione inferiore rispetto a quella presente all'equatore, le temperature rilevate alla troposfera non sembrano differire sostanzialmente tra la regione polare e quella equatoriale. Una possibile spiegazione è che i moti convettivi presenti all'interno del pianeta, innescati dal calore endogeno, ^[60] agiscano da "termostato", rilasciando una maggiore quantità di calore ai poli che non all'equatore, determinando questa "omogeneità" nella temperatura troposferica. Dunque, mentre nell' atmosfera terrestre il calore viene trasportato tramite la circolazione atmosferica , su Giove lo stesso ruolo viene adempiuto dalla convezione profonda. ^[60]

Strutture estranee all'alternanza delle bande e delle zone

I vortici

Immagine nell'infrarosso dell'atmosfera di Giove ripresa dalla sonda New Horizons .

L'atmosfera di Giove ospita centinaia di vortici – strutture rotanti circolari che, come nell'atmosfera della Terra, possono essere divisi in due classi: cicloni ed anticicloni ; ^[7] i primi ruotano nel verso di rotazione del pianeta ( antiorario nell'emisfero settentrionale ed orario in quello meridionale), mentre i secondi nel verso opposto. Una delle principali differenze dall' atmosfera terrestre è che su Giove gli anticicloni dominano numericamente sui cicloni, dal momento che il 90% dei vortici con un diametro superiore ai 2000 km sono anticicloni. ^[61] La durata dei vortici varia da diversi giorni a centinaia di anni in base alle dimensioni: per esempio, la durata media di anticicloni con diametri compresi tra i 1000 ed i 6000 km è di 1–3 anni. ^[62] Non sono mai stati osservati vortici nella regione equatoriale di Giove (entro i 10° di latitudine), dove sarebbero instabili. ^[10] Come accade su ogni pianeta rapidamente rotante, gli anticicloni su Giove sono centri di alta pressione , mentre i cicloni lo sono di bassa pressione. ^[34]

Gli anticicloni, nell'atmosfera gioviana, sono sempre confinati entro le zone, dove la velocità del vento aumenta nella direzione che va dall'equatore ai poli. ^[62] Sono generalmente luminosi ed appaiono come ovali chiari; ^[7] possono variare di longitudine, ma mantengono approssimativamente la stessa latitudine. ^[10] La velocità del vento alla periferia di un vortice raggiunge circa i 100 m/s. ^[9] Anticicloni differenti ospitati dalla stessa zona tendono a fondersi, quando si avvicinano l'uno l'altro. ^[63] Tuttavia su Giove ci sono due anticicloni che sono in qualche modo differenti da tutti gli altri: la Grande Macchia Rossa ^[8] e l'Ovale BA, ^[9] formatosi, quest'ultimo, nel 2000 . A differenza degli ovali biancastri, queste strutture sono di colore rosso perché portano in superficie del materiale rosso dalle profondità del pianeta. ^[8] Su Giove gli anticicloni si formano dalla fusione di strutture più piccole, comprese le tempeste convettive (vedi più sotto), ^[62] sebbene grandi ovali possono risultare dalle instabilità delle correnti a getto. Quest'ultimo fenomeno è stato osservato negli anni 1938–1940, quando alcuni ovali biancastri derivarono da instabilità della zona temperata meridionale; in seguito questi ovali si sono fusi formando l'Ovale BA. ^{[9] [62]}

A differenza degli anticicloni, i cicloni su Giove tendono ad essere strutture piccole, scure ed irregolari. Alcune delle strutture più scure e regolari sono note come ovali bruni. ^[61] Comunque è stata suggerita l'esistenza di pochi grandi cicloni di lunga durata. In aggiunta ai cicloni compatti, su Giove appaiono diverse grandi pezze filamentose ed irregolari, che ruotano concordemente con i cicloni. ^[7] Una di queste strutture è localizzata ad ovest della Grande Macchia Rossa (nella regione compresa nella sua scia) nella banda equatoriale meridionale. ^[64] Queste pezze sono chiamate regioni cicloniche (CR). I cicloni sono sempre ospitati nelle bande e anch'essi tendono a fondersi quando si incontrano. ^[62]

La struttura in profondità dei vortici non è completamente chiara. Si pensa che siano relativamente sottili, perché ogni spessore superiore ai 500 km porterebbe all'instabilità. È noto che i grandi anticicloni si estendono solo poche decine di chilometri al di sotto dello strato nuvoloso visibile. Al 2008 , la vecchia ipotesi che i vortici siano colonne convettive profonde non è condivisa dalla maggioranza degli scienziati planetari . ^[10]

La Grande Macchia Rossa

Lo stesso argomento in dettaglio: Grande Macchia Rossa .

La Grande Macchia Rossa ( Great Red Spot , GRS) è un vortice anticiclonico persistente sul bordo meridionale della banda equatoriale meridionale. È una caratteristica superficiale notevolmente stabile, e molte fonti concordano nel dire che è stata continuamente osservata per 300 anni. ^[65]

Animazione della Grande Macchia Rossa.

La Grande Macchia Rossa ruota in verso antiorario, con un periodo di sei giorni terrestri, ^[66] corrispondenti a 14 giorni gioviani. Misura 24–40 000 km da ovest ad est e 12–14 000 km da sud a nord. La macchia è sufficientemente grande da contenere due o tre pianeti delle dimensioni della Terra. All'inizio del 2004 , la Grande Macchia Rossa ha approssimativamente la metà dell'estensione longitudinale che aveva un secolo prima, quando misurava 40 000 km in diametro. All'attuale velocità di riduzione, dovrebbe diventare circolare nel 2040 , sebbene ciò sia improbabile a causa degli effetti distorsivi delle correnti a getto vicine ad essa. ^[67] Non è noto quanto possa durare la macchia o se i cambiamenti osservati siano il risultato di fluttuazioni normali. ^[68]

Osservazioni nell' infrarosso hanno indicato che la Grande Macchia Rossa è più fredda (e quindi, raggiunge altitudini maggiori) della maggior parte delle altre nubi sul pianeta; ^[69] lo strato più alto di nubi della Grande Macchia Rossa svetta di circa 8 km dagli strati circostanti. Inoltre, la circolazione antioraria della macchia è attestata dal 1966 grazie ad un attento monitoraggio delle strutture atmosferiche gioviane ed è stata confermata dai primi filmati inviati dalle sonde Voyager . ^[70] La macchia è confinata spazialmente da una corrente a getto di modesta entità e diretta verso est (prograda) sul suo confine meridionale e da una corrente a getto molto potente e diretta verso ovest (retrograda) sul suo confine settentrionale. ^[71] Sebbene i venti intorno ai lati della macchia soffino a circa 120 m/s (430 km/h), le correnti all'interno di essa sembrano stagnanti, con pochi flussi in ingresso o in uscita. ^[72] Il suo periodo di rotazione è diminuito col tempo, forse come conseguenza della costante riduzione nelle dimensioni. ^[73]

L'evoluzione recente della Grande Macchia Rossa ripercorsa attraverso le immagini inviate da diverse sonde della NASA.

La latitudine della Grande Macchia Rossa è rimasta stabile per tutta la durata di tempo per cui sono disponibili osservazioni attendibili, variando tipicamente entro un grado. La sua longitudine , tuttavia, varia costantemente. ^{[74] [75]} Poiché Giove non ruota uniformemente a tutte le latitudini (presenta infatti una rotazione differenziale come anche gli altri giganti gassosi ), gli astronomi hanno definito tre differenti sistemi per definirne la latitudine. Il II sistema era usato per le latitudini superiori ai 10° ed era originariamente basato sulla velocità media di rotazione della Grande Macchia Rossa, pari a 9h 55m 42s. ^{[76] [77]} Nonostante ciò, la macchia ha doppiato il pianeta nel II sistema almeno 10 volte dai primi dell' Ottocento . La sua velocità di deriva è cambiata drammaticamente negli anni ed è stata correlata alla luminosità della banda equatoriale meridionale (SEB) ed alla presenza o assenza di un disturbo tropicale meridionale (STrD). ^[78]

Non è ancora noto cosa determini la colorazione rossa della macchia. Alcune teorie supportate da dati sperimentali suggeriscono che il colore possa essere causato da complesse molecole organiche, fosforo rosso o un composto dello zolfo. La Grande Macchia Rossa varia notevolmente in gradazione, dal rosso mattone al salmone pastello , ed anche al bianco . La macchia scompare occasionalmente, rimanendo evidente soltanto per il buco ( Red Spot Hollow ) che è la sua nicchia nella banda equatoriale meridionale (SEB). La visibilità della Grande Macchia Rossa è apparentemente accoppiata con l'aspetto della banda equatoriale meridionale: quando la banda è di un bianco brillante, la macchia tende ad essere scura; quando la banda è di colore scuro, la macchia è abitualmente luminosa. I periodi in cui la macchia è scura o luminosa si ripetono con intervalli irregolari: ad esempio la macchia era scura nel 1997 , e nei cinquant'anni precedenti, nei periodi compresi tra 1961–66, 1968–75, 1989–90 e 1992–93. ^[65]

La Grande Macchia Rossa non deve essere confusa con la Grande Macchia Scura ( Great Dark Spot ), una struttura osservata nel 2000 in prossimità del polo nord del pianeta dalla sonda Cassini . ^[79] Va notato che anche una struttura atmosferica di Nettuno è chiamata Grande Macchia Scura . Quest'ultima fu osservata dalla sonda Voyager 2 nel 1989 e potrebbe trattarsi di un buco nell'atmosfera del pianeta piuttosto che di una tempesta; inoltre non è stata osservata nel 1994 (sebbene una macchia simile sia apparsa più a nord). ^[80]

L'Ovale BA

Lo stesso argomento in dettaglio: Ovale BA .

L'Ovale BA (a sinistra).

Ovale BA ( Oval BA ) è il nome ufficiale di una tempesta di colore rosso nell'emisfero meridionale di Giove, simile in forma alla Grande Macchia Rossa, sebbene più piccola nelle dimensioni. Conseguentemente è spesso chiamata la Piccola Macchia Rossa . ^[81] La struttura, appartenente alla banda temperata meridionale, è stata osservata per la prima volta nel 2000 quando si è formata dalla collisione di tre piccole tempeste ovali biancastre e da allora è sempre andata intensificandosi. ^[82]

La formazione dei tre ovali biancastri che poi si sono fusi nell'Ovale BA può essere tracciata indietro fino al 1939 , quando la zona temperata meridionale è stata interessata da fenomeni che hanno condotto alla formazione di strutture scure che hanno in effetti separato la zona stessa in tre lunghe sezioni. Elmer J. Reese durante le sue osservazioni di Giove denominò le sezioni scure AB, CD ed EF. Le spaccature si espansero, strozzando i segmenti rimanenti della zona temperata meridionale in tre ovali biancastri, denominati FA, BC e DE. ^[83] Questi ultimi due si sono fusi nel 1998 , formando l'Ovale BE. Successivamente, nel marzo del 2000 , BE ed FA si sono fusi anch'essi, formando l'Ovale BA. ^[82] (vedi ovali biancastri , sotto)

Formazione dell'Ovale BA da tre ovali biancastri precedenti.

L'Ovale BA ha iniziato lentamente a colorarsi di rosso nell'agosto del 2005 . ^[84] Il 24 febbraio 2006 , l'astrofilo filippino Christopher Go ha scoperto che l'ovale aveva cambiato colore, notando che aveva raggiunto la stessa colorazione della Grande Macchia Rossa. ^[84] Conseguentemente, il Dr. Tony Phillips della NASA ha suggerito di chiamarlo "Red Spot Jr." o "Red Jr" ("Macchia Rossa Junior" o "Rossa Junior") ^[85]

Nell'aprile del 2006 un gruppo di astronomi, credendo che ci sarebbe stata una convergenza tra l'Ovale BA e la Grande Macchia Rossa, programmarono delle osservazioni con il Telescopio spaziale Hubble . ^[86] Le tempeste si oltrepassano l'un l'altra ogni due anni; gli incontri del 2002 e del 2004 non avevano comunque prodotto nulla di interessante. La dottoressa Amy Simon-Miller del Goddard Space Flight Center , predisse che le due tempeste avrebbero raggiunto il massimo avvicinamento il 4 luglio 2006 . ^[86] Il 20 luglio, le due tempeste furono fotografate dall' Osservatorio Gemini mentre transitavano l'una accanto all'altra senza convergere. ^[87]

L'Ovale BA (in basso), la Grande Macchia Rossa (in alto) e la "Macchia Rossa Neonata" (nel mezzo) durante un rapido incontro nel giugno del 2008 .

Il perché l'Ovale BA sia diventato rosso non è totalmente chiaro. Secondo uno studio pubblicato dal Dr Santiago Pérez-Hoyos dell'Università dei Paesi Baschi nel 2008 , il meccanismo responsabile più probabile potrebbe essere "una diffusione verso l'alto e verso l'interno o di un composto colorato, oppure di un vapore in grado di fungere da rivestimento e che potrebbe interagire in futuro con i fotoni solari ad alta energia ai livelli superiore dell'Ovale BA". ^[88]

L'Ovale BA sta diventando più forte, secondo le osservazioni eseguite con il Telescopio spaziale Hubble nel 2007 . La velocità del vento ha raggiunto i 618 km/h; quasi la stessa che nella Grande Macchia Rossa e molto più alta di quella che era stata registrata nelle tempeste progenitrici. ^{[81] [89]} Al luglio del 2008 ha raggiunto una lunghezza pari quasi al diametro della Terra, approssimativamente la metà delle dimensioni della Grande Macchia Rossa. ^[88]

L'Ovale BA non dovrebbe essere confuso con un'altra tempesta maggiore di Giove, la Macchia Rossa Neonata ("Baby Red Spot") che è diventata rossa nel maggio del 2008 . ^[90] Quest'ultima si è formata approssimativamente alla stessa latitudine della Grande Macchia Rossa a cui si è avvicinata nel tardo giugno – inizio luglio dello stesso anno, venendo frantumata e poi assorbita dalla più grande compagna. ^[91] Durante questo incontro, l'Ovale BA era nelle vicinanze, ma non sembra che abbia svolto alcun ruolo nella distruzione della Macchia Rossa Neonata. ^[91]

Cicloni circumpolari

Immagine dei cicloni circumpolari meridionali rispresi nell'infrarosso con la fotocamera JIRAM della sonda Juno .

Ai poli del pianeta sono presenti due vortici polari, chiamati rispettivamente ciclone polare settentrionale ( Northern Polar Cyclone , NPC) e ciclone polare meridionale ( Southern Polar Cyclone , SPC). Questi sono a loro volta circondati da due sistemi ciclonici circumpolari ( circumpolar cyclones , CPC), osservati dalla sonda Juno della NASA, in orbita polare attorno al pianeta dall'ottobre del 2016. ^[92] I poli di Giove non sono direttamente osservabili dalla Terra, per ragioni prospettiche. Il periodo di osservazioni di tali strutture, dunque, coincide con la permanenza in orbita della missione Juno stessa. ^[92] Inoltre, fattori di illuminazione rendono più difficoltosa per Juno l'osservazione dei cicloni settentrionali rispetto a quelli meridionali. ^[92]

Dalle osservazioni acquisite tra il 2016 e il 2018 è stato appreso che i cicloni polari settentrionale e meridionale sono circondati, rispettivamente, da otto e da cinque cicloni circumpolari. ^[93] I cicloni circumpolari settentrionali sono più piccoli, con un diametro compreso tra 4 000 e 4 600 km , mentre quelli meridionali hanno un diametro compreso tra 5 600 e 7 000 km . I cicloni circumpolari settentrionali sembrano caratterizzati da una maggiore stabilità nella forma e nella posizione relativa, mentre quelli meridionali, investiti da venti più veloci (con una velocità compresa all'incirca tra 80 e 90 m/s ), sono più mobili, pur mantenendo una configurazione pentagonale rispetto al polo. ^[92] I fenomeni osservati possono essere descritti attraverso la teoria dei vortici congelati, ^[93] in cui elementi con vorticità concentrata (i vortici) dispersi in un mezzo con minore vorticità si organizzano in una configurazione a reticolo , alla quale corrisponde un minimo dell'energia del sistema. ^[94]

Tempeste e fulmini

Lampi sul lato notturno di Giove ripresi dalla sonda Galileo nel 1997. NASA

Le tempeste su Giove sono simili ai temporali sulla Terra. Si presentano come ammassi luminosi di nuvole dalle dimensioni di circa 1000 km, che appaiono di volta in volta nelle regioni cicloniche delle bande, specialmente all'interno delle forti correnti a getto retrograde (dirette verso ovest). ^[11] A differenza dei vortici, le tempeste sono fenomeni di breve durata, la più forte delle quali può durare per diversi mesi, mentre la durata media è di solo 3–4 giorni. ^[11] Si ritiene che siano dovute ai moti convettivi dell'aria umida nella troposfera gioviana. Le tempeste sono in effetti alte colonne convettive che portano aria umida dalle profondità della troposfera ai suoi strati superiori, dove condensa in nuvole. L'estensione tipica di una tempesta gioviana è di circa 100 km, dal momento che si estendono dai circa 5–7 bar di pressione fino a 0,2–0,5 bar. ^[95]

Le tempeste su Giove sono sempre associate a fulmini . Le immagini dell'emisfero notturno del pianeta raccolte dalle sonde Galileo e Cassini mostrano lampi con regolarità, particolarmente alle latitudini 51° N, 56° S e 23° N; i due angoli di latitudine maggiori corrispondono a zone in prossimità delle correnti a getto dirette verso ovest. ^[96] I fulmini su Giove sono in media molto più potenti che quelli sulla Terra, tuttavia avvengono con minore frequenza e quindi complessivamente il livello medio della potenza luminosa emessa dai fulmini sui due pianeti è confrontabile. ^[96] Pochi lampi sono stati rilevati nelle regioni polari; ciò fa di Giove il secondo pianeta, dopo la Terra, su cui sono stati rilevati fulmini polari. ^[97]

Ogni 15–17 anni Giove è scosso da tempeste particolarmente potenti: esse appaiono a 23° N di latitudine, in corrispondenza della più forte corrente a getto diretta verso est. L'ultimo episodio del fenomeno è stato osservato nei mesi compresi tra marzo e giugno del 2007 . ^[95] Due tempeste apparvero nella banda temperata settentrionale a 55° gradi in longitudine l'una dall'altra e la disturbarono significativamente: il materiale scuro che fu versato dalle tempeste si mescolò con le nubi e ne cambiò il colore. Conseguentemente tutta la banda apparve di un altro colore. Le tempeste si muovevano con una velocità di 170 m/s, leggermente più veloci delle correnti a getto stesse, suggerendo l'esistenza di forti venti nelle profondità dell'atmosfera gioviana. ^[95]

I disturbi

La normale alternanza delle bande e delle zone è a volte interrotta per un dato periodo di tempo. Una particolare classe di interruzioni è rappresentata da oscuramenti di lunga durata della zona tropicale meridionale, a cui ci si riferisce abitualmente come ai "disturbi tropicali meridionali" ( South Tropical Disturbances , STrD). Il più lungo di questi disturbi di cui si ha memoria storica è avvenuto tra il 1901 ed il 1939 , osservato per primo da Percy B. Molesworth il 28 febbraio 1901 . Assunse la forma di un oscuramento della zona tropicale meridionale, abitualmente brillante. Da allora sono stati registrati diversi episodi simili della stessa zona. ^[98]

Il disturbo della SEB

2009

2010

Un particolare fenomeno interessa la South Equatorial Belt (SEB, banda equatoriale meridionale) ed è noto come disturbo della SEB . ^[99]

A intervalli irregolari di 3-15 anni la fascia, normalmente ben visibile poco a nord della GRS, assume una colorazione biancastra, rendendosi indistinguibile dalle chiare zone circostanti, per poi tornare otticamente individuabile nel giro di poche settimane o mesi. ^[100]

Immagine in colori reali (sopra) e falsi colori (sotto) di un hot spot equatoriale.

Tale fenomeno si è verificato per l'ultima volta nel 2010 , ma era già stato riscontrato nel 1973 , quando la Pioneer 10 compì un sorvolo ravvicinato del pianeta, e nel 1991 . La causa del fenomeno è attribuita alla momentanea sovrapposizione con la banda di alcuni strati nuvolosi, che normalmente sono assenti da questa regione. ^[101]

Festoni ( hot spots )

Una delle caratteristiche più misteriose dell'atmosfera di Giove è costituita dai "festoni", in inglese hot spots . Si tratta di regioni relativamente prive di nubi dalle quali il calore interno può essere emesso liberamente senza essere assorbito dalla copertura nuvolosa. Devono il loro nome anglofono al fatto che, alle osservazioni nell'infrarosso (λ=5 µm), appaiono come delle macchioline brillanti. ^[34] Si localizzano preferenzialmente nelle bande, anche se è stato osservato un insieme di prominenti formazioni nel bordo settentrionale della Zona Equatoriale. Ad ogni festone è associato un brillante pennacchio nuvoloso, posto in genere nella porzione occidentale della formazione, che raggiunge dimensioni anche di 10 000 km. ^[5] Gli hot spots di norma possiedono un aspetto rotondeggiante, difficili da confondere con i vortici. ^[34]

L'origine di questi festoni non è chiara: potrebbe trattarsi di correnti discendenti, in cui l'aria in discesa viene scaldata adiabaticamente ed asciugata oppure, in alternativa, potrebbero essere una manifestazione di onde a scala planetaria; quest'ultima ipotesi spiega i pattern periodici assunti dai festoni equatoriali. ^{[5] [34]}

Storia osservativa

Lo stesso argomento in dettaglio: Osservazione di Giove ed Esplorazione di Giove .

Sequenza di avvicinamento della Voyager 1 a Giove.

I primi astronomi utilizzarono piccoli telescopi e le loro capacità osservative per registrare i cambiamenti d'aspetto dell'atmosfera gioviana. ^[20] I termini descrittivi che allora introdussero - bande, zone, macchie rosse e brune, ovali, festoni - sono ancora in uso. ^[102] Altri termini - come vorticità, moto verticale e altezza delle nubi - sono entrati in uso successivamente, nel ventesimo secolo. ^[20]

Le prime osservazioni dell'atmosfera gioviana ad una risoluzione maggiore rispetto a quella possibile per osservazioni da terra, furono condotte dalle sonde Pioneer 10 e 11 . Le prime immagini dettagliate dell'atmosfera furono comunque raccolte grazie alle sonde Voyager . ^[20] Le due sonde risolsero dettagli di 5 km di dimensione in varie lunghezze spettrali e permisero di realizzare i primi filmati di avvicinamento al pianeta, in grado di mostrare anche il moto dell'atmosfera. ^[20] La sonda Galileo coprì un'area inferiore dell'atmosfera di Giove, ma ad una risoluzione ancora migliore ed a una ampiezza di banda spettrale maggiore. ^[20]

La sonda Galileo inoltre trasportò sul pianeta una sonda atmosferica che penetrò negli strati superiori raggiungendo una grande profondità, corrispondente a 22 bar di pressione. La sonda misurò la velocità dei venti, la temperatura, la composizione, l'estensione dello strato nuvoloso ed il livello di radiazioni, finché non cessò di trasmettere, schiacciata dalla elevata pressione esterna. I dati allora raccolti hanno contribuito notevolmente ad ampliare la nostra conoscenza dell'atmosfera gioviana, poiché i telescopi e le sonde in orbita intorno al pianeta non sono comunque in grado di rilevare cosa accade al di sotto di 1 bar di pressione. ^[20] Successivamente, sono state condotte osservazioni ad alta risoluzione della sommità delle nubi durante i sorvoli del pianeta da parte delle sonde Cassini e New Horizons , rispettivamente nel 2000 e nel 2007 .

Oggi, gli astronomi hanno accesso ad un continuo monitoraggio dell'attività dell'atmosfera gioviana condotto da telescopi a terra e nello spazio, come il Telescopio spaziale Hubble. È stato così scoperto non solo che l'atmosfera è occasionalmente interessata da grandi disturbi, ma anche che essa è notevolmente stabile. ^[20] Il moto verticale dell'atmosfera gioviana era stato già determinato dall'identificazione di gas traccianti con telescopi da terra. ^[20] Studi spettroscopici condotti dopo la collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 permisero di dare uno sguardo alla composizione del pianeta sotto lo strato nuvoloso. Fu così rivelata per la prima volta la presenza su Giove di zolfo diatomico (S ₂ ) e solfuro di carbonio (CS ₂ ) (è stata solo la seconda volta che si è rilevato lo zolfo diatomico su un oggetto celeste), oltre che la presenza di altre molecole come ammoniaca (NH ₃ ) e acido solfidrico (H ₂ S); mentre non fu rivelata la presenza di composti dell' ossigeno , come l' anidride solforosa (SO ₂ ), generando sorpresa tra gli astronomi. ^[103]

Studi sulla Grande Macchia Rossa

Vista della Grande Macchia Rossa di Giove e dei suoi dintorni ripresa dalla Voyager 1 il 25 febbraio 1979 , quando la sonda si trovava a circa 9 milioni di chilometri di distanza. L'immagine mostra dettagli grandi circa 160 chilometri. La regione colorata e piena di onde a sinistra della Macchia Rossa è sede di moti straordinariamente complessi. L'ovale bianco subito sotto la Macchia Rossa ha le stesse dimensioni della Terra.

Il primo avvistamento della Grande Macchia Rossa è spesso accreditato a Robert Hooke , che descrisse una macchia su Giove nel maggio 1664 ; tuttavia, è probabile che la macchia di Hooke fosse nella banda sbagliata (la banda equatoriale settentrionale, rispetto alla posizione attuale nella banda equatoriale meridionale). Più convincente risulta la descrizione di Giovanni Cassini di una "macchia permanente", fornita l'anno seguente. ^[104] Con fluttuazioni nella visibilità, la macchia di Cassini fu osservata dal 1665 al 1713 . ^[105]

Un mistero minore è relativo ad una macchia gioviana ritratta nel 1711 in un dipinto da Donato Creti , esposta nella Pinacoteca vaticana . ^{[106] [107]} Il dipinto è parte di una serie di pannelli in cui differenti corpi celesti (ingranditi) fanno da sfondo a varie scene italiane; la creazione dei quali è stata supervisionata dall'astronomo Eustachio Manfredi per garantirne l'accuratezza. Il dipinto di Creti è la prima rappresentazione conosciuta a riportare la Grande Macchia Rossa di colore rosso. Nessuna struttura gioviana era stata descritta di quel colore prima del tardo ottocento. ^[107]

La Grande Macchia Rossa attuale fu vista solo dopo il 1830 e ben studiata solo dopo un'apparizione di rilievo del 1879 . Un salto di 118 anni separa le osservazioni del 1830 dalla sua scoperta, nel XVII secolo ; non è noto se la macchia originaria si sia dissolta e poi ricostituita, se sia sbiadita, o anche se i resoconti delle osservazioni furono semplicemente di scarsa qualità. ^[65] Le macchie più vecchie ebbero una storia osservativa più breve ed un moto più lento rispetto alla macchia attuale e ciò rende la loro identificazione incerta. ^[106]

Il 25 febbraio 1979 , quando la Voyager 1 era a 9,2 milioni di km da Giove, trasmise a Terra la prima immagine dettagliata della Grande Macchia Rossa. Erano riconoscibili dettagli nuvolosi delle dimensioni minime di 160 km. Il colorato motivo ondoso delle nuvole ad ovest (sinistra) della Grande Macchia Rossa è la regione di coda della macchia, dove sono osservabili moti nuvolosi estremamente complessi e variabili. ^[108]

Ovali biancastri

Gli ovali biancastri da cui avrebbe avuto poi origine l'Ovale BA, ripresi dalla sonda Galileo nel 1997.

Gli ovali biancastri che in seguito sarebbero diventati l'Ovale BA si sono formati nel 1939 . Al momento della loro formazione coprivano quasi 90° di longitudine, ma si contrassero rapidamente nel decennio seguente, stabilizzandosi ad una lunghezza di 10° o meno dopo il 1965 . ^[109]

Sebbene all'origine fossero frammenti della zona temperata meridionale (STZ), evolsero fino ad essere completamente inclusi nella banda temperata meridionale (STB); ciò suggerisce che si spostarono verso nord, ritagliandosi una nicchia nella banda. ^[110] Infatti, in modo assai simile alla Grande Macchia Rossa, la loro circolazione era confinata da due correnti a getto opposte, diretta verso est sui bordi settentrionali e retrograda verso ovest su quelli meridionali. ^[109]

Lo spostamento longitudinale degli ovali sembrava essere influenzato da due fattori: la posizione del pianeta sulla sua orbita - diventando più veloci in corrispondenza dell' afelio - e la vicinanza alla Grande Macchia Rossa - accelerando quando erano entro 50° dalla Macchia. ^[111] La tendenza generale fu una diminuzione della velocità di deriva degli ovali, con un suo dimezzamento tra gli anni 1940 e 1990 . ^[112]

Durante i sorvoli delle sonde Voyager , gli ovali si estendevano per circa 9000 km da est ad ovest, 5000 km da nord a sud e completavano una rotazione ogni cinque giorni (per confronto, la Grande Macchia Rossa la completava in sei). ^[113]

Note

Note al testo

Fonti

Bibliografia

Titoli generali

• ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
• HL Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
• ( EN ) Stephen Hawking ,A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
• H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli –BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titoli specifici

Sul sistema solare

• M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
• F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.
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Sul pianeta

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• ( EN ) Reta Beebe, Jupiter: The Giant Planet , 2ª ed., Washington, Smithsonian Institute Press, 1996, ISBN 1-56098-685-9 .
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• ( EN ) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter and Saturn , New York, Chelsea House, 2006, ISBN 0-8160-5196-8 .

Pubblicazioni scientifiche (in lingua inglese)

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su atmosfera di Giove

Collegamenti esterni

• ( EN ) Sarah Yang, Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear , UC Berkeley News, 21 aprile 2004. URL consultato il 14 giugno 2007 (archiviato dall' url originale il 21 aprile 2016) .

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