그레이트 레드 스팟

Great Red Spot
Closer view of the Great Red Spot
2018년 4월 주노캠을 통해 주노 우주선이 본 대적점

대적점목성 대기의 지속적인 고기압 지역으로, 태양계에서 가장 큰 고기압 폭풍을 일으킨다.목성의 적도에서 남쪽으로 22도 떨어진 곳에 위치한 이 행성은 최대 432 km/h의 풍속을 발생시킨다.1665년부터 1713년까지 관측된 것은 같은 폭풍으로 추정되며, 이것이 맞다면 적어도 357년 [1]동안 존재한 것이다.그 다음으로는 1831년 9월에 관측되었고,[2][3] 그 때부터 1878년 사이에 60개의 관측 기록이 남았습니다.

관찰 이력

1979년 보이저 1호에서 본 목성과 대적점의 넓은 시야.대적점 바로 아래의 하얀 타원형 폭풍은 대략 지구의 직경을 가지고 있다.
보이저 1호가 목성에 접근한 후 대기권의 움직임과 대적점의 순환을 보여주는 시간 경과 순서입니다.NASA 이미지

대적점은 1665년 이전부터 존재했을 수도 있지만, 현재의 지점이 1830년에 처음 발견되었고 1879년에 눈에 띄는 유령이 나타난 후에야 연구가 잘 된 경우도 있을 수 있다.17세기에 나타난 폭풍은 [4]오늘날 존재하는 폭풍과는 달랐을지도 모른다.긴 공백이 1830년 이후의 현재의 연구 기간과 17세기의 발견을 구분한다.원래 반점이 소멸되고 변형되었는지, 희미해졌는지, 아니면 단순히 관측 기록이 부실했는지는 알려지지 않았다.[5]

예를 들어, 붉은 반점이 처음 목격된 것은 1664년 5월에 행성의 한 지점을 묘사한 로버트 후크(Robert Hooke)의 소행으로 여겨진다.그러나 후크의 지점은 모두 다른 띠에 있었을 뿐만 아니라(현재의 대적점이 남적도 띠에 있는 것과 반대로 북적도 띠), 지나가는 달의 그림자, 칼리스토[6]그림자였을 가능성이 높다.훨씬 더 설득력 있는 것은 이듬해 [7]지오반니 카시니의 "영구적 장소"에 대한 묘사이다.가시성의 변동으로 카시니 반점은 1665년부터 1713년까지 관측되었지만 118년의 관측 공백으로 인해 두 반점의 동일성은 확인되지 않았습니다.오래된 지점은 현재의 지점보다 관측 역사가 짧고 움직임이 느리기 때문에 같은 [8]지점이라고 단정 짓기는 어렵다.

바티칸[clarification needed][9][10]전시된 도나토 크레티의 1711년 캔버스에 그려진 목성의 반점에 관한 작은 미스터리가 있다.다른 (확대된) 천체가 다양한 이탈리아 장면의 배경이 되는 일련의 패널들 중 일부이며, 정확성을 위해 천문학자 Eustachio Manfredi에 의해 감독된 크레티의 그림은 대홍점을 (비록 조비안 북반구에 내재된 광학적인 반전으로 인해) 빨간색으로 묘사하는 최초의 것으로 알려져 있다.그 시대의 망원경).19세기 [10]후반 이전에는 목성의 특징이 빨간색으로 명확하게 묘사되지 않았다.

대적점은 1831년 9월 5일부터 관측되었다.1879년까지 60개 이상의 관찰이 [2]기록되었다.그것은 1879년에 유명해진 후 지속적으로 관찰되고 있다.

21세기에 대적반은 크기가 줄어들고 있는 것으로 보였다.2004년 초, 그것은 한 세기 전에 가졌던 종방향의 대략 절반 정도를 가지고 있었는데, 그 당시 크기는 지구의 지름의 약 3배인 40,000 km(25,000 mi)에 달했다.현재의 감소율로는 2040년에는 원형으로 변할 것이다.이 지점이 얼마나 오래 지속될지, 또는 변화가 정상적인 [11]변동의 결과인지는 알려지지 않았다.2019년, 대적점은 폭풍의 파편들이 떨어져 나가 [12]소멸하면서 가장자리에서 "떨어지기" 시작했다.이러한 축소 및 "낙하"는 일부 천문학자들로 하여금 대적점이 20년 [citation needed]내에 소멸될 수 있다는 우려를 불러일으켰다.하지만, 다른 천문학자들은 대적점의 겉으로 보이는 크기가 실제 기초 소용돌이의 크기가 아니라 구름의 범위를 반영한다고 믿고 있으며, 그들은 또한 박리 사건이 작은 시스템의 불완전한 흡수를 포함한 다른 사이클론이나 고기압과의 상호작용으로 설명될 수 있다고 믿고 있다.이는 대적점이 [13]소멸될 위험이 없다는 것을 의미한다.

2000년 3월에 세 개의 하얀 [14]타원형이 합쳐지면서 형성된 작은 점인 Oval BA는 붉은 색으로 변했습니다.천문학자들은 그것을 리틀 레드 스팟 또는 레드 주니어라고 명명했다.2006년 6월 5일 현재 대홍반과 타원형 BA는 [15]수렴에 가까워지고 있는 것으로 보인다.폭풍은 약 2년에 한 번씩 지나가지만 2002년과 2004년의 통과는 별로 중요하지 않았다.고다드 우주 비행 센터의 에이미 사이먼-밀러는 폭풍이 2006년 7월 4일에 가장 근접하게 지나갈 것이라고 예측했다.그녀는 2006년 4월부터 허블 우주 망원경을 사용하여 폭풍을 연구하기 위해 UC 버클리 대학Imke de Patter, Phil Marcus와 전문 천문학자 팀과 함께 일했습니다; 2006년 7월 20일, 두 폭풍은 제미니 천문대에서 서로 [16]수렴하지 않고 지나가는 사진을 찍었습니다.2008년 5월, 세 번째 폭풍이 [17]붉게 변했다.

대적점은 2000년 목성의 북극 근처에서 카시니호와 함께 관측된 특징인 대흑점과 혼동해서는 안 된다.호이겐스 우주선.[18]또한 해왕성대기에는 대흑점이라고도 불리는 특징이 있다.후자의 특징은 1989년 보이저 2에 의해 촬영되었으며 폭풍보다는 대기 구멍이었을 수 있다.비슷한 점이 더 북쪽에서 나타났지만, 1994년부터는 더 이상 존재하지 않았다.

약 8,000km(5,000mi) 상공에서 촬영한 대적점 클로즈업(2017년 7월 11일)

탐색

1979년 [19]2월 25일, 보이저 1호가 목성에서 9,200,000 km (5,700,000 mi) 떨어져 있을 때, 그것은 대적점의 첫 번째 상세한 이미지를 전송했다.지름이 160km(99mi)에 이르는 작은 구름들이 보였다.붉은 반점의 왼쪽(서쪽)에서 볼 수 있는 화려하고 물결치는 구름 패턴은 매우 복잡하고 다양한 파동 움직임을 보이는 지역입니다.

2016년 목성 주변의 극궤도에 진입한 주노 우주선은 2017년 7월 11일 목성에 근접하면서 대적점 위를 비행했으며, [20][21]지표면에서 약 8,000km(5,000mi) 떨어진 거리에서 폭풍의 여러 이미지를 촬영했다.주노호의 임무 기간 동안, 우주선은 목성의 대기, 특히 [20]대적점의 구성과 진화를 계속 연구했다.

구조.

지구와 대적점의 대략적인 크기 비교입니다.

목성의 대적반은 약 6일[22] 또는 14일의 주기로 시계 반대 방향으로 회전합니다.2017년 4월 3일 현재 너비가 16,350 km (10,160 mi)인 목성의 대적반은 [20]지름의 1.3배이다.이 폭풍의 구름 꼭대기는 주변 구름 [23]꼭대기에서 약 8km(5.0mi) 위에 있다.

적외선 데이터는 오랫동안 대적점이 행성의 [24]다른 대부분의 구름보다 더 춥고, 따라서 고도가 더 높다는 것을 보여 왔다.그러나 폭풍 위의 상층 대기는 행성의 다른 곳보다 상당히 높은 온도를 가지고 있다.아래의 폭풍의 난기류로부터 상승하는 음향파(음파)가 이 [25]지역의 난방에 대한 설명으로 제시되었다.

대기의 특징을 주의 깊게 추적한 결과 대적점의 시계 반대 방향으로의 순환이 1966년까지 밝혀졌으며, 이는 보이저호[26]첫 번째 시간 경과 영화를 통해 극적으로 확인되었습니다.이 지점은 남쪽으로 완만한 동쪽 제트기류,[27] 북쪽으로 매우 강한 서쪽 제트기류에 의해 제한된다.스폿 가장자리 주변의 바람은 약 432km/h(268mph)로 최고조에 달하지만, 스폿 내부의 흐름은 유입 또는 [28]유출이 거의 없이 정체된 것으로 보인다.스팟의 회전 주기는 시간이 지남에 따라 감소했는데,[29] 이는 스팟의 크기가 꾸준히 줄어든 직접적인 결과일 수 있다.

대적점의 위도는 양호한 관측 기록 기간 동안 안정되어 있으며, 일반적으로 약 1도씩 변동합니다.그러나 경도는 진폭이 ~1°[30][31]인 90일간의 세로 진동을 포함하여 지속적으로 변동합니다.목성은 모든 위도에서 균일하게 회전하지 않기 때문에 천문학자들은 경도를 정의하기 위해 세 가지 다른 체계를 정의했다.시스템 II는 위도가 10도 이상인 경우에 사용되며, 원래 그레이트 레드 스팟의 평균 회전 주기인 9h 55m [32]42s에 기초했습니다.하지만 이 지점에도 불구하고, 19세기 초부터 시스템 II의 행성을 적어도 10번 "랩"시켰다.그 드리프트 속도는 수년에 걸쳐 극적으로 변화했고, 남적도의 밝기와 남열대 교란 [33]유무와 관련이 있다.

내부 깊이 및 구조

목성의 대적점(GRS)은 목성의 남반구에 [34]있는 적도 아래 22도에서 발생하는 타원형 고기압이다.우리 태양계에서 가장 큰 고기압 폭풍(약 16,000km)은 내부의 깊이와 [35]구조에 대해 거의 알려져 있지 않다.현장 관측을 통한 가시 영상과 구름 추적은 반지름의 70-85%에 있는 얇은 고기압 고리에 위치하고 목성의 가장 빠른 서쪽으로 이동하는 제트 기류를 따라 위치한 GRS의 속도와 소용돌이를 측정했다.[36] NASA는 2016년 주노 미션, 중력 시그니처 및 열적외선[36][37] 데이터를 입수하여 GRS의 [35][36]구조역학 및 깊이를 파악했습니다.2017년 7월 Juno 우주선은 GRS의 마이크로파 방사선계(MWR) 스캔을 수집하기 위해 GRS의 두 번째 통과를 실시하여 GRS가 응축2 HO [35]층의 표면까지 확장되는 정도를 확인하였다.이러한 MRW 스캔을 통해 GRS 수직 깊이는 구름 높이에서 약 240km까지 확장되었으며, 대기압은 100bar까지 [35][36]떨어질 것으로 추정되었다.수집된 데이터를 제약하는 두 가지 분석 방법은 최대 290km의 깊이를 발견한 마스콘 접근법과 최대 [35]310km까지 확장되는 바람을 보여주는 슬레피아 접근법이다.이러한 방법들은 중력 시그니처 MWR 데이터와 함께 GRS 지역 바람이 여전히 생존 가능한 구름 수준의 50% 속도로 증가한다는 것을 시사한다. 풍붕괴가 낮은 수준에서 시작되기 전에, 이 풍붕괴 속도와 중력 데이터는 GRS의 깊이가 200에서 500km [35]사이임을 시사한다.

위해 열 불균등의 보이저 갈리레오, 카시니 임무에서 원자로 안전 협회.[36]이전의 열 적외선 온도 지도의 내부 구조 소용돌이에서 증거를 찾기 위해 갈릴레오와 카시니의 열 적외선 영상 및 분광 법은 원자로 안전 협회의 1995년-2008년, 원자로 안전 협회는 cold-core 내에 제안해 실행되었다. .고기압 소용돌이의 웰링 온열기 고리 구조, 이 데이터는 GRS의 [34][36]온도 구배를 보여줍니다.목성의 대기 온도, 에어로졸 입자 불투명도 및 열-IR 이미지에서 암모니아 가스 조성을 더 잘 이해하기 위해 수십 [34][36]년에 걸쳐 수집된 관측 데이터에 대한 가시 구름층 반응, 열 구배 및 성분 매핑의 직접적인 상관 관계를 파악합니다.2000년 12월, GRS 북서쪽 대기 난류 영역의 갈릴레오의 높은 공간 분해능 이미지는 고기압의 가장 따뜻한 영역과 GRS의 [36][38]동쪽과 서쪽 영역 사이의 열적 대비를 보여준다.GRS 구조의 수직 온도는 100~600mbar 범위로 제한되며, GRS 코어의 수직 온도는 약 400mbar로 동서쪽 GRS 지역보다 1.0~1.5K, 북쪽-남쪽 가장자리에 [36]있는 지역보다 3.0~3.5K 더 따뜻하다.이 구조는 2006년 ESO 초거대망원경의 VISIR(VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer on the ESO Very Large Telescope) 영상이 수집한 데이터와 일치하며, 이 데이터는 GRS가 대기압 80~600mbar 내에서 발생하는 광범위한 고도에 물리적으로 존재하며 열적외선 마피를 확인한다는 것을 밝혀냈다.ng 결과.[36][37][39]GRS 내부 구조의 모델을 개발하기 위해 카시니 미션 복합 적외선 분광계(CIRS)와 지상 기반 공간 이미징은 GRS의 [36][40]고기압 순환 내에 포스핀암모니아 에어로졸(PH3, NH3파라-H2)의 구성을 매핑했다.수집된 이미징은 CIRS를 형성하고 지면 기반 이미징은 PH와3 [34][36]NH 스펙트럼에 의해3 목성 대기의 수직 운동을 추적한다.PH와 NH의3 최고3 농도는 GRS 주변 회전의 북쪽에서 발견되며, 남쪽 제트 이동을 결정하는 데 도움이 되며, 200–[36][41]500mbar의 범위 압력으로 에어로졸 기둥의 고도 증가 데이터를 보여준다.그러나 NH3 조성 데이터에 따르면 GRS의 남쪽 주변 고리의 가시적 구름층 아래에 NH가3 크게 고갈되어 있으며, 이 낮은 불투명도는 좁은 대기 [36]침하 대역에 비례한다.낮은 IR 중간 에어로졸 불투명도는 와 함께 온도 변화, 고도 차이 및 지역 바람의 수직 이동과 함께 소용돌이 [36]발생 및 지속 가능성과 관련이 있습니다.GRS의 더 강한 대기 침하와 구성 비대칭성은 [36][42]구조물이 북쪽 가장자리에서 남쪽 가장자리로 기울어진 정도를 보인다는 것을 시사한다.GRS 깊이와 내부 구조는 수십 년 동안[35] 변화에 따라 일정했지만, 여전히 깊이가 200 - 500km에 이르는 논리적인 이유는 없지만, GRS 소용돌이에 동력을 공급하는 제트 기류는 구조 [35][36]기반보다 훨씬 낮다.

색상 및 구성

왼쪽 위에서 시계방향: 가시 스펙트럼의 허블 이미지, 제미니 천문대의 적외선, 가시광선을 파란색으로, 열적외선을 빨간색으로 보여주는 허블과 제미니 데이터의 다파장 합성, 허블의 자외선 이미지, 가시광선 상세

대적점의 붉은색을 유발하는 원인은 밝혀지지 않았다.실험실 실험에 의해 뒷받침된 가설은 황화수소 암모늄의 태양 자외선 조사와 유기 화합물 아세틸렌에 의해 생성된 화학 제품에 의해 발생할 수 있다고 가정하고 있습니다.[43] 아세틸렌은 붉은색 물질인 톨린이라고 불리는 복잡한 유기 화합물을 생성합니다.화합물의 높은 고도도 착색에 [44]기여할 수 있습니다.

붉은 반점은 거의 벽돌색에서 연어색 또는 흰색에 이르기까지 색채가 매우 다양합니다.이 점은 때때로 사라지기도 하는데, 남쪽 적도대에 위치한 붉은 반점 공동을 통해서만 드러난다.벨트가 밝은 흰색일 경우 반점은 어두운 경향이 있고 어두운 경우 반점은 밝은 색입니다.1947년부터 1997년까지, 1961~1966년, 1968~1975년, 1989~1990년, 1992~1993년 [5]사이에 가장 어두운 기간이었다.

기계 역학

대적점의 형성이나 색깔에 대한 명확한 이론은 없다.실험실 연구는 태양으로부터의 우주선과 자외선목성 구름의 화학적 조성에 미치는 영향을 조사하고 있다.한 가지 의문점은 태양의 방사선이 행성의 외부 대기에 있는 수소 황화 암모늄과 반응하여 진한 붉은색을 [46]만들 것인가 하는 것이다.연구에 따르면 폭풍의 난기류 때문에 폭풍은 엄청난 중력파와 음파를 발생시킨다고 한다.음파는 폭풍 위 800km(500mi) 높이까지 수직으로 이동하며 상층 대기에서 파도에너지를 열로 변환합니다.이로 인해 1,600K(1,330°C; 2,420°F)의 상층 대기 영역이 생성되며, 이는 이 [25]고도에서 행성의 나머지 부분보다 수백 켈빈 더 따뜻하다.그 효과는 "해변에서 파도를 치는 것"[47]과 같다고 묘사된다.폭풍우가 수 세기 동안 계속 존재해온 이유는 마찰을 일으키는 행성 표면이 없기 때문입니다; 순환하는 가스 에디는 그들의 [48]각운동량에 반대할 것이 없기 때문에 대기 중에 매우 오랫동안 지속됩니다.

갤러리

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레퍼런스

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