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大紅斑

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朱诺号探测器拍摄到的木星大红斑

大红斑(英語:Great Red Spot,簡稱GRS)是一个位于木星大气层的持续高压区域,其中有太阳系中规模最大的反氣旋風暴。大红斑呈现出橙红色色调,位于木星赤道以南22°,风暴速度高达432 km/h。对大红斑的觀測自1831年開始已經持續了193年[1] [2],但在1665年-1713年間也有觀察紀錄(然而1713-1830年间沒有任何關於大紅斑的紀錄)。這兩段紀錄有可能是相同的風暴,若是相同風暴,则表示它已经持續存在了至少359年。[3]這樣的風暴在類木行星的大氣擾動中並不少見。[來源請求]

观测历史

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早期观测

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意大利画家多纳托·克雷蒂英语Donato Creti于1711年创作的画将木星上的斑点描绘为红色。

大红斑可能在1665年之前就已存在,但直到1830年才首次被发现,并在1879年一次显著活动后才得到深入研究。17世纪观察到的风暴可能与当前的观测存在差异。[4]尽管在17世纪曾观察到类似风暴,但由于首次发现大红斑的时间与17世纪观测的时间相隔一个世纪,目前尚不清楚在这段时间内大红斑是否曾消失并重新形成。[5]

一般认为英国科学家罗伯特·胡克首次观测到大红斑。胡克在1664年5月首次描述了木星上的一个斑点,然而在他的描述中,斑点位于木星赤道的北面,而不是今天所观察到的赤道南部。他观察到的斑点也可能是当时木星的卫星(可能是木卫一)投下的阴影。[6]更有说服力的是意大利天文学家乔瓦尼·卡西尼在次年描述的木星上的“永久斑点”。[7]虽然在1665-1713年间观察到了卡西尼描述的斑点,但自1713年到1830年长达118年的观测空白对于大红斑的一致性提出了质疑。旧斑点的观测持续时间更短,移动速度更慢,因此可能并非同一个大红斑。[8]

在1711年,意大利画家多纳托·克雷蒂英语Donato Creti创作的一幅画中描绘了木星上的斑点,该画作目前收藏在梵蒂冈[9][10]它是一系列描绘不同被放大的星空版画的一部份,是义大利人在各种各样的场合作为背景所绘制,由天文学家尤斯塔乔·曼弗雷迪英语Eustachio Manfredi监督以确保准确性。这是木星斑点首次被描述为红色,在19世纪末以前,还没有明确将大红斑描述为红色的记录。[10]

自1831年9月5日以来,人们持续观察到木星的大红斑。至1879年,相关记录已多达60多次。[11]

托马斯·格温·埃尔格英语Thomas Gwyn Elger于1811年绘制的木星画像,其中展示出了大红斑。

20世纪晚期和21世纪

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旅行者1号飞船于1979年2月25日从9,200,000千米高度飞跃木星,并向地球传回来有史以来第一张木星大红斑的细节照片,其中低至160千米宽度云层细节清晰可见。大红斑的左侧(西侧)存在着色彩丰富、错综复杂的波浪状云层图案,波动多变。

自21世纪以来,大红斑的直径被观测到有所收缩。2004年初,它的直径只有40,000千米,是一个世纪前的一半,大约相当于3倍地球直径。按照现在的缩小速度,到2040年时它将变为正圆形。科学家尚不清楚大红斑是否会持续存在,它的变化是否属于正常波动范围。2019年,大红斑边缘开始“脱落”,部分风暴脱离大红斑并消散。根据上述收缩与“脱落”的现象,部分科学家提出大红斑将在20年内消失。但也有部分科学家认为,观测到的大红斑大小因覆盖其上的云层变化而变化,并非是大红斑的真实大小变化。而这也可以解释大红斑的“脱落”现象,这可能是覆盖大红斑的云层与周围气旋反气旋的交互,包括对周边较小气旋系统的不完全吸收。

2000年,木星中另一个较小的被命名为椭圆形BA的斑点合并了另外三个白色椭圆斑点,并转变为红色。天文学家将这个斑点称为“小红斑”。根据观测数据,大红斑和小红斑将会在2006年6月5日相遇。两个斑点每两年相互靠近,2002年和2004年的靠近并未造成很大影响。戈达德航天中心的行星科学家艾米·西蒙预测,两个红斑将在2006年7月4日从最近的距离穿过。

性質

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大紅斑是逆時針旋轉的,週期大約是6個地球日[12],或14個木星日。東西長24,000–40,000公里,南北寬12,000–14,000公里,大到足以放進2至3個地球。2004年初,大紅斑在經度的方向上只有一個世紀前的一半大小,而之前它的直徑是40,000公里。若以目前的速率繼續縮減,它在2040年將變成圓形。但是由於鄰近噴射氣流的畸變作用,變成圓形不太可能發生[13]。人們不知道大紅斑還會持續存在多久,或者其大小改變是否是正常現象[14]

紅外線的長期資料顯示大紅斑在這顆行星上比其它雲彩更大且更冷(也代表高度較高)[15],大紅斑的頂大約高於周圍雲層8km,而且仔細的追蹤其大氣特徵發現大紅斑是逆時鐘旋轉的,這點可以見於航海家1號飛掠木星時拍攝的第一部微速攝影影片[16]。大紅班被其南方溫和東向噴射氣流(順行)和其北方的一個強烈西向氣流(逆行)限制著[17]。而環繞大紅斑邊緣的風的最大風速大約是120公尺/秒(430公里/小時),其內部的流動似乎是停滯的,只有少許的流入或流出[18]。大紅班也會自轉,其自轉速度一直減慢中,或許是其大小減少所造成的[19]

觀測得知,大紅斑的緯度非常穩定,只在1度的範圍內變動。但它的經度卻是一直變化著[20][21]。因為木星在不同緯度上的轉速是不同的,天文學家為不同的緯度定義了三個系統。系統II用在緯度超過10°之處,是依據大紅斑的平均轉速9小時55分42秒為基準定義的[22][23]。儘管如此,在19世紀初期,大紅斑至少有10次「領先」系統II。它的飄移速率多年來有著顯著的變化,並且曾與明亮的南赤道帶連結在一起,在南熱帶的干擾下出現或消失[24]

大紅斑呈現紅色的原因尚未明瞭,有實驗室的理論假設該紅色是由複雜的有機分子,像是紅磷或其它的硫化物造成的。大紅斑的顏色也會有巨大的變化,從紅磚的紅色到蒼白的鮭魚紅,甚至是白色。大紅班偶爾會「消失」,但都是在陷入南赤道帶時,顯然是因為大紅斑的凹陷造成。紅斑與南赤道帶結合有時明顯可見,當南赤道帶是明亮的白色時,大紅班傾向變為暗色;而南赤道帶是黑色時,大紅班通常是亮的。大紅班的明暗變化並沒有規律周期,例如1997年往前推50年中,1961–66, 1968–75, 1989–90, 1992–93,這些年間大紅斑都是暗的[5]

大紅斑容易和卡西尼-惠更斯號探測器在2000年經過時在木星北極觀察到的大黑斑混淆[25]。此外,海王星也有一個稱為大黑斑的特徵,海王星的大黑斑是航海家2號在1989年發現的黑色橢圓形物,與其說是風暴還比較像是大氣層的一個大氣孔,但在1994年以後就不存在了(雖然在北半球又曾經出現一個相似的斑點[26]

图集

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參見

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資料來源

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  1. ^ Denning, William Frederick. Early history of the great red spot on Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Royal Astronomical Society). June 1899, 59 (10): 574. Bibcode:1899MNRAS..59..574D. doi:10.1093/mnras/59.10.574可免费查阅 (英语). 
  2. ^ * Chang, Kenneth. The Great Red Spot Descends Deep Into Jupiter. The New York Times. 2017-12-13 [2017-12-15]. (原始内容存档于2017-12-15). 
    • Great Red Spot. Encyclopædia Britannica. 
  3. ^ * Staff. Jupiter Data Sheet – SPACE.com. Imaginova. 2007 [2008-06-03]. (原始内容存档于2023-09-24). 
  4. ^ Karl Hille. Jupiter's Great Red Spot: A Swirling Mystery. NASA. 2015-08-04 [2017-11-18]. (原始内容存档于2018-07-08). 
  5. ^ 5.0 5.1 CITEREFBeebe1997 (1997), pp. 38–41.
  6. ^ This Month in Physics History. www.aps.org. [2021-12-29]. (原始内容存档于2024-03-03) (英语). 
  7. ^ Rogers (1995), 6.
  8. ^ Rogers (1995), 188.
  9. ^ Staff. Donato Creti, Astronomical observations. Muha m jaadugar sei Vaticani. Vatican Museums. 2003 [2019-12-16]. (原始内容存档于2024-07-28). 
  10. ^ 10.0 10.1 Hockey (1999), 40-1.
  11. ^ Denning, William Frederick. Early history of the great red spot on Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Royal Astronomical Society). June 1899, 59 (10): 574. Bibcode:1899MNRAS..59..574D. doi:10.1093/mnras/59.10.574可免费查阅 (英语). 
  12. ^ Smith et al. 1979,第954頁
  13. ^ Irwin, 2003, p. 171
  14. ^ Beatty (2002)
  15. ^ Rogers 1995,第191頁
  16. ^ Rogers 1995,第194–196頁
  17. ^ CITEREFBeebe1997 (1997), p. 35.
  18. ^ Rogers 1995,第195頁
  19. ^ Rogers, John. Interim reports on STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB. 英國天文協會. 2006-07-30 [2007-06-15]. (原始内容存档于2012-03-26). 
  20. ^ Reese and Gordon (1966)
  21. ^ Rogers 1995,第192–193頁
  22. ^ Stone, Peter H. On Jupiter's Rate of Rotation (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 1974, 31 (5): 1471–1472 [2007-06-20]. Bibcode:1974JAtS...31.1471S. doi:10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2. 
  23. ^ Rogers 1995,第48, 193頁
  24. ^ Rogers 1995,第193頁
  25. ^ Phillips, Tony. The Great Dark Spot. Science at NASA. 2003-03-12 [2007-06-20]. (原始内容存档于2007-06-15). 
  26. ^ Hammel, H. B.; Lockwood, G. W.; Mills, J. R.; Barnet, C. D. Hubble Space Telescope Imaging of Neptune’s Cloud Structure in 1994. Science (American Association for the Advancement of Science). 1995, 268 (5218): 1740–1742. doi:10.1126/science.268.5218.1740. 

拓展阅读

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