Bugün öğrendim ki: Gökbilimcilerin 1665 ile 1713 yılları arasında Jüpiter'de bir leke gözlemledikleri, ancak 1831 yılına kadar bir lekeden bahsedilmediği belirtiliyor. Bilim insanları, iki lekenin muhtemelen farklı olgular olduğuna inanıyorlar; bu durumda, şu anki Büyük Kırmızı Leke yalnızca yaklaşık 200 yaşında olurdu.
Jüpiter atmosferinde kalıcı fırtına
Büyük Kırmızı Leke, Jüpiter atmosferinde kalıcı yüksek basınçlı bir bölgedir ve Güneş Sistemi'ndeki en büyük antisiklonik fırtınayı üretir. Kırmızı-turuncu rengi ile Jüpiter'deki en tanınabilir özelliktir, kökeni hala bilinmemektedir. Jüpiter ekvatorunun 22 derece güneyinde bulunan leke, saatte 432 km'ye (268 mil) kadar rüzgar hızları üretir. İlk olarak Eylül 1831'de gözlemlendi ve o tarihten 1878'e kadar 60 gözlem kaydedildi. Ardından sürekli gözlemler başladı. [1][2][3] Benzer bir leke 1665 ile 1713 yılları arasında gözlemlenmişti; eğer bu aynı fırtına ise, en az 360 yıldır var, [4][5] ancak 2024 tarihli bir çalışma bu durumun doğru olmadığını öne sürüyor. [6]
Gözlem geçmişi
[düzenle]
İlk gözlemler
[düzenle]
Büyük Kırmızı Leke, 1665'ten önce de var olabilirdi, ancak mevcut lekenin ilk kez 1830'da görüldüğü ve 1879'daki belirgin görünüşünden sonra iyi bir şekilde incelendiği de söylenebilir. 17. yüzyılda görülen fırtına, günümüzdeki fırtınadan farklı olabilir. [7] Günümüzdeki inceleme dönemiyle 17. yüzyıl keşfi arasında uzun bir boşluk var. Orijinal leke dağıldı mı ve tekrar oluştu mu, yok oldu mu yoksa gözlemciler basitçe onu incelemeyi ve kaydetmeyi ihmal ettiler mi, bilinmiyor.
Büyük Kırmızı Leke'nin ilk gözlemi genellikle Robert Hooke'a atfedilir; o, Mayıs 1664'te gezegen üzerinde bir leke tanımlamıştı. [9] Ancak, Hooke'un lekesinin sadece tamamen farklı bir kuşakta (günümüz Büyük Kırmızı Lekesinin bulunduğu Güney Ekvator Kuşağından farklı olarak Kuzey Ekvator Kuşağı) ve muhtemelen geçiş yapan bir aydan, büyük olasılıkla Callisto'nun gölgesinde olduğu muhtemeldir. [9] Ertesi yıl Giovanni Cassini, aynı yerde aynı büyüklük ve şekliyle sık sık tekrar görülen "kalıcı [leke]" hakkında bilgi vermiş ve dönüş periyodunu 9 saat 56 dakika olarak hesaplamıştır. [9] Görünürlükteki dalgalanmalar nedeniyle Cassini'nin lekesi 1665 ile 1713 arasında gözlemlendi, ancak 48 yıllık gözlem boşluğu, iki lekenin aynı olup olmadığı konusunda kesin bir sonuca varmayı imkansız hale getiriyor. Daha eski lekenin daha kısa bir gözlem geçmişi ve modern lekeye göre daha yavaş hareket etmesi nedeniyle, aynı olup olmadıkları konusunda bir sonuç çıkarmak zorlaşıyor.
Vatican'da sergilenen 1711 tarihli Donato Creti'nin yaptığı Jüpiter lekesi resmi küçük bir gizemi oluşturuyor. [12] Farklı (büyütülmüş) gök cisimlerinin çeşitli İtalyan sahnelerinin arka planları olarak hizmet ettiği paneller dizisinin bir parçası olan ve doğruluğu için astronom Eustachio Manfredi tarafından denetlenen Creti'nin tablosu, Büyük Kırmızı Leke'nin kırmızı olarak tasvir edildiği ilk bilinen taslaktır (yine de dönemin teleskoplarına özgü optik bir tersyüzlenme nedeniyle Jüpiter'in kuzey yarımküresine yükseltilmiştir). Geç 19. yüzyıla kadar hiçbir Jüpiter özelliği yazıyla açıkça kırmızı olarak tanımlanmamıştı.
Büyük Kırmızı Leke, 5 Eylül 1831'den bu yana sık sık gözlemlendi; 1879'da popülerliğe kavuşuncaya kadar 60'tan fazla gözlem kaydedildi. [1] O zamandan beri sürekli olarak gözlemleniyor.
2024 tarihli tarihsel gözlemler çalışması, 1665 ile 1713 arasında gözlemlenen "kalıcı lekenin", 1831'den beri gözlemlenen modern Büyük Kırmızı Leke ile aynı olmayabileceğini öne sürüyor. Orijinal lekenin kaybolduğu ve daha sonra günümüzde görüleni oluşturduğu düşünülüyor. [6]
Geç 20. ve 21. yüzyıllar
[düzenle]
25 Şubat 1979'da Voyager 1 uzay aracı Jüpiter'e 9.200.000 km (5.700.000 mil) uzaklıkta iken, Büyük Kırmızı Leke'nin ilk detaylı görüntüsünü gönderdi. 160 km (100 mil) çapındaki bulut ayrıntıları görülebiliyordu. Kırmızı Leke'nin solunda (batısında) görülen renkli, dalgalı bulut deseni, son derece karmaşık ve değişken dalga hareketlerinin bir bölgesidir.
21. yüzyılda Büyük Kırmızı Leke'nin büyük çapının küçüldüğü gözlemlendi. 2004'te uzunluğu, bir yüzyıl önceki büyüklüğünün yaklaşık yarısıydı, 40.000 km (25.000 mil) boyutuna ulaşmıştı, bu da Dünya'nın çapının yaklaşık üç katıydı. Küçülme oranı bu hızla devam ederse, 2040 yılına kadar dairesel hale gelecektir. Leke'nin ne kadar süreceği veya değişikliğin periyodik dalgalanmaların bir sonucu olup olmadığı bilinmiyor. [15] 2019'da lekenin kenarında "flaking" (pul pul dökülme) başladı ve fırtınanın parçaları ayrılıp dağılmaya başladı. [16] Küçülme ve "flaking" bazı gökbilimciler tarafından lekenin birkaç on yıl içinde dağılabileceği yönünde spekülasyonlara yol açtı. [17] Ancak diğer gökbilimciler, lekenin görünen boyutunun alttaki girdabın boyutunu değil, bulut örtüsünü yansıttığını ve ayrıca flaking olaylarının, küçük sistemlerin eksik absorpsiyonları da dahil olmak üzere diğer siklonlar veya antisiklonlar ile olan etkileşimlerle açıklanabileceğini düşünüyor; bu, Büyük Kırmızı Leke'nin dağılma tehlikesi altında olmadığı anlamına gelebilir. [18]
Mart 2000'de üç beyaz ovalin birleşmesinden oluşan daha küçük bir leke, Oval BA olarak adlandırıldı, rengi kızarmışa dönmüştür. Gökbilimciler buna Küçük Kırmızı Leke veya Kırmızı Jr. adını verdiler. 5 Haziran 2006 itibariyle Büyük Kırmızı Leke ve Oval BA birleşmeye doğru yaklaştılar. [20] Fırtınalar yaklaşık her iki yılda bir birbirlerini geçer, ancak 2002 ve 2004 geçişleri fazla önem taşımamaktadır. [kaynak gerekli] Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Amy Simon-Miller, fırtınaların 4 Temmuz 2006'da en yakın geçişini yapacaklarını tahmin etmişti. [kaynak gerekli] 2006 Nisan'ından itibaren UC Berkeley'den Imke de Pater ve Phil Marcus ile birlikte profesyonel astronomlardan oluşan bir ekip ile Hubble Uzay Teleskobu'nu kullanarak fırtınaları inceledi; 20 Temmuz 2006'da Gemini Gözlemevi, iki fırtınanın birleşmeden birbirini geçerken fotoğraflarını çekti. [21] Mayıs 2008'de üçüncü bir fırtına kızardı. [22]
2016'da Jüpiter'in etrafında kutup yörüngesine giren Juno uzay aracı, 11 Temmuz 2017'de Jüpiter'e yakın yaklaşımı sırasında Büyük Kırmızı Leke'nin üzerinde uçtu ve fırtınanın yüzeyin yaklaşık 8.000 km (5.000 mil) üzerindeki görüntülerini çekti. [23][24] Juno görevinin süresince, uzay aracı özellikle Büyük Kırmızı Leke olmak üzere Jüpiter atmosferinin bileşimini ve evrimini incelemeye devam etti. [23]
Büyük Kırmızı Leke, 2000 yılında Cassini-Huygens uzay aracı ile Jüpiter'in kuzey kutbuna yakın gözlemlenen Büyük Karanlık Leke ile karıştırılmamalıdır. Ayrıca Neptün atmosferinde Büyük Karanlık Leke adı verilen bir özellik de vardır. İkincisi, 1989'da Voyager 2 tarafından görüntülendi ve bir fırtınadan ziyade atmosferik bir delik olabilirdi. [kaynak gerekli] 1994'e kadar kayboldu, ancak benzer bir leke daha kuzeyde ortaya çıkmıştı. [kaynak gerekli]
Mekaniğe dayalı dinamikler
[düzenle]
Jüpiter'in Büyük Kırmızı Leke'si, yaklaşık 4,5 Dünya günü veya 2008 itibariyle 11 Jüpiter günü periyoduyla saat yönünün tersine döner. 3 Nisan 2017 itibariyle 16.350 km (10.160 mil) genişliğinde olan Büyük Kırmızı Leke, Dünya'nın çapının 1,3 katıdır. [23] Bu fırtınanın bulut tepeleri çevredeki bulut tepelerinin yaklaşık 8 km (5 mil) üstündedir. Fırtına, sürtünmeye neden olacak hiçbir gezegen yüzeyi (sadece hidrojen mantosu) olmadığı için yüzyıllardır devam ediyor; dolaşan atmosferik girdaplar, açısal momentumlarına karşı çıkacak hiçbir şey olmadığı için kalıcıdır. [28]
Uzun süredir kızılötesi veriler, Büyük Kırmızı Leke'nin gezegendeki diğer bulutların çoğundan daha soğuk (ve dolayısıyla daha yüksek irtifada) olduğunu gösteriyordu. Bununla birlikte, fırtına üstündeki üst atmosfer, gezegenin geri kalanından önemli ölçüde daha sıcak sıcaklıklara sahiptir. [kaynak gerekli] Fırtına altındaki türbülanslardan yükselen akustik dalgalar, bu bölgenin ısınmasının bir açıklaması olarak önerildi. [30] Akustik dalgalar, fırtınanın 800 km (500 mil) üstüne dikey olarak hareket eder ve üst atmosferde kırılır, dalga enerjisini ısıya dönüştürür. Bu, gezegenin geri kalanından birkaç yüz Kelvin daha sıcak olan, 1.600 K (1.330 °C; 2.420 °F) sıcaklığında bir üst atmosfer bölgesi oluşturur. [30] Etki, "sahile [...] çarpan okyanus dalgaları"na benzetilir. [31]
Atmosfer özelliklerinin dikkatli bir şekilde izlenmesi, 1966 yılından beri Büyük Kırmızı Leke'nin saat yönünün tersine dolaşımını ortaya koymuştur; bu gözlemler, Voyager uçuşlarından alınan ilk zaman çizelgesi filmleriyle çarpıcı bir şekilde doğrulanmıştır. Leke, güneyinde orta derecede doğuya doğru bir jet akıntısı ve kuzeyinde çok güçlü bir batıya doğru jet akıntısı tarafından sınırlandırılır. Leke kenarındaki rüzgarlar yaklaşık 432 km/sa (268 mph) ile zirveye ulaşıyor olsa da, içerideki akıntılar durgun gibi görünür, neredeyse hiç girdi veya çıktı olmaz. Lekenin dönüşü zamanla yavaşlamış olabilir, belki de boyutundaki istikrarlı küçülmenin doğrudan bir sonucu olarak. [35]
İyi gözlem kayıtları süresince Büyük Kırmızı Leke'nin enlemi istikrarlı kalmıştır, genellikle bir derece civarında değişmektedir. Bununla birlikte, boylamı sürekli bir değişikliğe maruzdur, bunlar arasında ~1° genlikli 90 günlük boylam salınımı da bulunur. Jüpiter'in gazlı gövdesi tüm enlemlerde tekdüze bir şekilde dönmediği için, gökbilimciler boylamı tanımlamak için üç farklı sistem tanımlamıştır. Sistem II, 10 dereceden fazla enlemler için kullanılır ve başlangıçta Büyük Kırmızı Leke'nin ortalama dönüş periyoduna (9 saat 55 dakika 42 saniye) dayanıyordu. [39] Bununla birlikte, leke 19. yüzyılın başlarından beri en az 10 kez Sistem II'de gezegeni "geçmiştir". Kayma hızı yıllar içinde çarpıcı bir şekilde değişti ve Güney Ekvator Kuşağı'nın parlaklığına ve Güney Tropikal Bozukluğun varlığına veya yokluğuna bağlandı.
İç derinlik ve yapı
[düzenle]
Jüpiter'in Büyük Kırmızı Leke (GRS) 22 derece ekvatorun altında, Jüpiter'in güney yarımküresinde bulunan eliptik şekilli bir antisiklondur. Güneş Sistemimizdeki en büyük antisiklonik fırtına (~16.000 km) olan GRS'nin iç derinliği ve yapısı hakkında çok az şey bilinmektedir. Yerinde gözlemden elde edilen görünür görüntüleme ve bulut izleme, GRS'nin hızını ve girdaplığını belirlemiştir; GRS, 70-85% yarıçapında ince bir antisiklonik halka içinde bulunmakta ve Jüpiter'in en hızlı batıya doğru hareket eden jet akıntısının üzerinde bulunmaktadır. NASA'nın 2016 Juno görevinde, GRS'nin yapısal dinamikleri ve derinliği hakkında bilgi sağlayan yerçekimi imzası ve kızılötesi ısı verileri elde edildi. [46][44][45] Temmuz 2017'de Juno uzay aracı, yoğunlaşmış H2O tabakası yüzeyine doğru GRS'nin ne kadar uzandığını belirlemek için GRS'nin Mikrodalga Radyometresi (MWR) taramalarını gerçekleştirdi. [44] Bu MWR tarama sonuçları, GRS'nin dikey derinliğinin bulut seviyesinin yaklaşık 240 km altına uzandığını ve atmosfer basıncında yaklaşık 100 bar'lık bir düşüş olduğunu göstermiştir. [44][45] Toplanan verileri sınırlayan iki analiz yöntemi mascon yaklaşımıydı, bu da ~290 km'lik bir derinlik buldu ve Slepian yaklaşımı ise rüzgarın ~310 km'ye kadar uzandığını gösterdi. [44] Bu yöntemler ve yerçekimi imzası MWR verileri, GRS'nin zonal rüzgarlarının, rüzgarın daha düşük seviyelerde azalmaya başlamadan önce, mevcut bulut seviyesinin hızının %50'lik bir oranda hala arttığını önermektedir. Rüzgarın azalması hızı ve yerçekimi verileri, GRS'nin derinliğinin 200 ila 500 km arasında olduğunu gösteriyor. [44]
Galileo ve Cassini'nin 1995-2008 yılları arasında GRS'nin iç yapı girdabı içinde termal düzensizlikler arayan kızılötesi ısı görüntüleme ve spektroskopisi yapılmıştır. [45] Voyager, Galileo ve Cassini görevlerinden alınan önceki kızılötesi ısı haritaları, GRS'nin ılık bir halkaya sahip soğuk bir çekirdeği olan antisiklonik bir girdap yapısı olduğunu göstermiştir; bu veriler GRS'nin sıcaklığı konusunda bir gradyan göstermektedir. [43][45] Jüpiter'in atmosfer sıcaklığı, aerosollerin parçacık opaklığı ve amonyak gaz bileşiminin daha iyi anlaşılması, termal-kızılötesi görüntüleme ile sağlandı: görünür bulut katmanlarının tepkileri, termal gradyan ve bileşim haritalaması ile gözlem verileri arasındaki doğrudan ilişki on yıllar boyunca toplandı. [43][45] Aralık 2000'de Galileo'dan alınan yüksek uzaysal çözünürlüklü görüntüler, GRS'nin kuzey-batısındaki atmosferik bir türbülans alanında, antisiklonun en sıcak bölgesi ile GRS'nin doğu ve batı bölgeleri arasında bir ısı farkı gösterdi. [45][47]
GRS yapısının dikey sıcaklığı 100 ile 600 mbar arasında sınırlıdır, GRS çekirdeğinin dikey sıcaklığı yaklaşık 400 mbar basınçta 1,0 ila 1,5 K'dir; bu, GRS'nin doğu-batı bölgelerinden çok daha sıcak ve yapı kenarının kuzey-güney bölgelerinden 3,0 ila 3,5 K daha sıcaktır. [Bu, ikincisinin mutlak sıfırın altında olduğu anlamına gelebilir!][45] Bu yapı, 2006 yılında ESO Çok Büyük Teleskobu'ndaki VISIR (Çok Büyük Teleskop Orta Kızılötesi Görüntüleyici Spektrometresi) görüntülemesi ile toplanan verilerle uyumludur; bu, GRS'nin 80-600 mbar atmosfer basınç aralığında bulunan geniş bir yükseklik aralığında fiziksel olarak mevcut olduğunu ortaya koymuş ve termal kızılötesi haritalama sonucunu doğrulamıştır. [45][46][49] GRS'nin iç yapısının bir modelini geliştirmek için Cassini cihazı Bileşik Kızılötesi Spektrometresi (CIRS) ve yer tabanlı uzaysal görüntüleme, GRS'nin antisiklonik dolaşımındaki fosfor ve amonyak aerosollerinin (PH3, NH3) ve para-hidroksibenzoik asidin bileşimini haritalandırmıştır. [45][50] CIRS ve yer tabanlı görüntülemelerden alınan görüntüler, PH3 ve NH3 spektrumları aracılığıyla Jüpiter atmosferindeki dikey hareketi izler. [43][45]
PH3 ve NH3'ün en yüksek konsantrasyonları GRS çevresinin kuzeyinde bulundu. Bunlar, güneye doğru jet hareketinin belirlenmesine yardımcı oldu ve 200-500 mbar basınç aralığında aerosoller sütun yüksekliğinde artış gösterdiğine dair kanıtlar sundu. [45][51] Bununla birlikte, NH3 bileşimi verileri, GRS'nin güney çevresindeki görünür bulut katmanının altında NH3'ün önemli bir tükenmesi olduğunu göstermektedir; bu düşük opaklık, dar bir atmosferal çökeltme şeridi ile karşılaştırıldığında daha düşük bir opaklıktır. [45] Düşük orta kızılötesi aerosol opaklığı, sıcaklık gradyanları, yükseklik farkı ve zonal rüzgarların dikey hareketi, girdaplığın oluşum ve devamlılığıyla bağlantılıdır. [45] GRS'nin daha güçlü atmosferik çökeltmeleri ve bileşimsel asimetrileri, yapının kuzey kenarından güney kenarına doğru bir eğim sergilediğini gösteriyor. [45][52] GRS derinliği ve iç yapısı on yıllar boyunca sürekli değişmektedir; [44] ancak 200-500 km derinliğinde olması için mantıklı bir neden hala yok, ancak GRS girdabını güçlendiren jet akıntılarının yapı tabanının çok daha altında olduğu görülüyor. [44][45]
Renk ve bileşim
[düzenle]
Büyük Kırmızı Leke'nin kırmızı renginin nedeninin ne olduğu bilinmemektedir. Laboratuvar deneyleri ile desteklenen hipotezler, güneş ultraviyole ışınımının amonyum sülfit [53] ve asetilen organik bileşiği ile etkileşimi sonucu oluşan kimyasal ürünlerden kaynaklanabileceğini öne sürmektedir; bu, kırmızı bir madde oluşturur, muhtemelen tholin adı verilen karmaşık organik bileşiklerdir. [54] Bileşiklerin yüksek irtifası ayrıca renklenmeye katkıda bulunabilir. [55]
Büyük Kırmızı Leke'nin rengi büyük ölçüde değişir, neredeyse tuğla kırmızısından soluk somon veya hatta beyaza kadar. Leke bazen kaybolur, sadece Güney Ekvator Kuşağı'ndaki (SEB) konumu olan Kırmızı Leke Çukuru yoluyla görülebilir hale gelir. Görünürlüğü açıkça SEB ile bağlantılıdır: kuşak parlak beyaz olduğunda leke koyu olma eğilimindedir ve koyu olduğunda leke genellikle açıktır. Leke koyu veya açık olan bu dönemler düzensiz aralıklarla gerçekleşir: 1947 ile 1997 arasında leke 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 ve 1992-1993 yıllarında en karanlık durumdaydı.
Ayrıca bakınız
[düzenle]
Güneş Sistemi portalı
Dış mekan girdapları
Büyük Karanlık Leke
Satürn'deki benzer bir fırtına olan Büyük Beyaz Leke
Hızlı Kasırga
WISEP J190648.47+401106.8
Referanslar
[düzenle]
Daha fazla okuma
[düzenle]
[Birçok yazar] (1999). Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaiki, Andrew (der.) Yeni Güneş Sistemi (4. baskı). Massachusetts: Sky Publishing Corporation. ISBN 978-0-933346-86-4.
Beebe, Reta (1997). Jüpiter Dev Gezegen (2. baskı). Washington: Smithsonian Books. ISBN 978-1-56098-685-0.
Hockey, Thomas (1999). Galileo'nun Gezegeni: Fotoğraf Öncesi Jüpiter Gözlemi. Bristol, Philadelphia: IOP Publishing. ISBN 978-0-7503-0448-1.
Peek, Bertrand M. (1981). Gezegen Jüpiter: Gözlemci El Kitabı (Yeniden gözden geçirilmiş baskı). Londra: Faber ve Faber Limited. ISBN 978-0-571-18026-4.
Rogers, John H. (1995). Dev Gezegen Jüpiter. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-41008-3.
Smith, B. A.; vd. (1979). "Voyager 1'in Gözünden Jüpiter Sistemi". Bilim. 204 (4396): 951-957, 960-972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. S2CID 33147728.