Szerző: Vincze Miklós

Naprendszerünk leghatalmasabb bolygójának szinte minden ábrázolásán, legyen az egy tudományos-fantasztikus könyv címlap-illusztrációja, kozmikus tájkép, esetleg egy filmjelenet háttere, szinte biztosan meglátjuk a Jupiter sávos szerkezetű légkörének alighanem legkarakteresebb elemét, a Nagy Vörös Foltot (Great Red Spot, GRS). Ez a Földünkkel összemérhető kiterjedésű gigantikus anticiklon egy olyan vihar, amely emberemlékezet óta ott tombol a Jupiter déli szélességének 22. foka környékén, s bár alakja folyamatosan változik, semmilyen jel nem mutat arra, hogy ne maradna velünk még további évszázadokig.

A GRS a JUNO űrszonda felvételén (NASA)

A GRS első ábrázolása Giovanni Domenico Cassinihez (1625–1712), a reneszánsz Itália, majd Franciaország egyik legjelentősebb csillagászához fűződik, aki egyebek mellett arról is nevezetes, hogy ő fedezte fel a Szaturnusz gyűrűrendszerének legnagyobb rését, illetve a bolygó négy legnagyobb holdját, így a légkörrel rendelkező Titant is. Nevét aztán mindezek és számos más felfedezése mellett a NASA nagyszerű Cassini-űrszondája is halhatatlanná tette.

Nem csoda tehát, hogy korának vezető bolygómegfigyelőjeként éppen ő lett az, aki már minden kétséget kizáróan észlelte és le is rajzolta a Jupiter vörös foltját is, mégpedig 1665-ben. Megjegyzendő, hogy egyes vélemények szerint az angol Robert Hooke már egy évvel korábban látta az alakzatot, de az ő beszámolója semmiképpen sem tekinthető olyan meggyőzőnek és alaposnak, mint itáliai-francia kortársáé.

Giovanni Cassini megfigyelési rajza a Jupiterről, s rajta a Nagy Vörös Foltról

Szögezzük le gyorsan: nem tudjuk, mióta létezik a GRS. Korábban egészen egyszerűen azért nem láthatta meg senki, mert az észleléséhez szükséges eszközt, a távcsövet még nem találták fel. Statisztikailag tehát eléggé valószínűtlen, hogy a GRS éppen a 17. században jött létre; sokkal inkább elképzelhető, hogy már évszázadokkal korábban is észlelhették volna, ha lett volna mivel. Amit azonban tudunk: Cassini rajza óta három és fél évszázad is eltelt, ám a későbbi Jupiter-ábrázolások — majd a 19. század végétől kezdve egyre gyakrabban készülő fényképek – tanúsága szerint a folt ezalatt még ideiglenesen sem tűnt el. Érdekes azonban, hogy alakja időben különösebb szabályosság nélkül, de nagy mértékben változott, s ez a viselkedés manapság is, a Jupitert közelről vizsgáló űrszondák immár félévszázados története során is kimutatható maradt.

Az alábbi kis tablóm képei, keletkezésük évszámának feltüntetésével mutatják az aktuális „Jupiter-időjárás” négy pillanatfelvételét. Észrevehetjük, hogy a GRS alakja is meglehetősen változékonynak mutatkozik ekkora időléptékben. Amikor Cassini felfedezte a foltot – s egyébként manapság, a 2020-as években is – annak észak-déli és kelet-nyugati kiterjedése közel azonosnak látszott, ám például az 1890-es felvételen zonális hossztengelye láthatóan több, mint kétszer hosszabbnak mutatkozott, mint a meridionális irányú.

Megfigyelési rajz, valamint távcsöves és űrszondás felvételek a GRS különböző állapotairól (Lowell Observatory/NASA)

A szakirodalomban fellelhető hasonló ábrázolások alapján készítettem az alábbi adatsort a képekről kimért hossztengely-arányokról – vagyis annak mértékéről, hogy a GRS kelet-nyugati kiterjedése hányszorosa az észak-délinek – korrigálva az abból eredő torzításra, hogy a foltot a „Jupitergömbön” minden képen más-más szög alatt látjuk.

A GRS kelet-nyugati és észak-déli kiterjedéséből képzett arányszám időbeli változása megfigyelési rajzok és fényképek alapján a felfedezésétől napjainkig
(A Szerző saját ábrája)

Természetesen az adatsor több bizonytalansággal is terhelt. Egyfelől, az egyes csillagászok attitűdje igencsak különbözhetett: bizonyára akadtak közöttük, akik aprólékosan, a részletekre ügyelve rajzolták le mindazt, amit távcsövükben láttak, míg mások fontosabbnak tarthattak akár művészi, esztétikai szempontokat, vagy hogy rajzuk konzisztens legyen a korábbi, általuk ismert ábrázolásokkal. Továbbá a megjelenés, közlés évszáma sem feltétlenül jelenti azt, hogy maga az észlelés valóban akkor történt: a 17.-18. századi adatpontok esetében ez akár több évtizedes különbségeket is eredményezhet, melyek alapos felderítése profi tudománytörténészek feladata lenne (jelen sorok írója bolygólégkörökkel foglalkozó fizikus, nem alkalmas erre). 

Felmerül a kérdés, hogy mi okozhatja az örvény elnyújtottságát, illetve annak időbeli változásait? A Marseille-i IRPHE (Institut de Recherche sur les Phénomènes Hors Equilibre, Nemegyensúlyi Jelenségek Kutatóintézete) kutatója, Patrice Le Gal és kollégái 2012-es laborkísérleteikben megvizsgálták, hogy forgatott tartályban rétegzett – vagyis a magasság szerint csökkenő sűrűségű – folyadékokban és gázokban milyen alakú, úgynevezett „palacsintaörvények” válnak láthatóvá, ha jelzőfestéket fecskendeznek a rendszerbe. Méréseik során felfedeztek néhány általános törvényszerűséget, melyek kapcsolatot teremtenek a bolygólégkörök függőleges sűrűségprofilja, az égitest tengelyforgási ideje és a kialakuló örvények elnyújtottsága között. Ebből tehát arra következtethetünk, hogy a GRS alakjának megfigyelt változásai alighanem a Jupiter-légkör legfölső néhány száz kilométerének függőleges irányú sűrűség-, illetve hőmérsékletváltozásaival kapcsolatosak, azaz a Jupiter „éghajlatváltozásait” jelzik, s ezzel közvetett információt szolgáltatnak a többezer kilométeres vastagságú gázréteg olyan mélyebb tartományainak dinamikájáról, amelyeket közvetlenül nem figyelhetünk meg.  

Foszforeszkáló „palacsintaörvények” a laboratóriumban (Forrás: Aubert et al., J. Fluid Mech., 2012)

A francia kísérlet, s számtalan, a természetben előforduló jelenség is rámutat az örvények egy általános és fontos tulajdonságára: egy adott tartományon belül „csapdázzák” és magukkal viszik a beléjük került anyagot. Ezt láthatjuk a lentebbi képen a port és egyéb tereptárgyakat messzire szállító tornádók (balra) esetében, de az Atlanti-óceán felszínéről készült műholdas hőtérképen (jobbra) is, amelyen több száz kilométeres átmérőjű örvényket is felfedezhetünk, Ezek egyes esetekben akár több éven át(!) megmaradhatnak, s mozgásuk, éppen az általuk szállított víz környezetétől eltérő hőmérséklete és sótartalma miatt jól követhető.  

Anyagtartó jelleg: tornádó (balra) és a Golf-áramlatról leváló óceáni örvények (jobbra)
(Forrás: NOAA/NASA)

Ezt az anyagtartó tulajdonságot szemlélteti az alábbi laboratóriumi videofelvétel is, amelyben egy mágneses keverőfejjel egy főzőpohárban keltett örvény anyagtartó tartományát tettük láthatóvá némi piros ételfesték befecskendezésével az ELTE Fizikai Intézetének Kármán-laboratóriumában. Észlelhetjük, hogy az örvények meglehetősen stabil struktúrák, s csakugyan megőrzik a beléjük kerülő festékanyagot. A GRS esetében éppen ez adja az örvény markáns, a környezetétől elütő színét, mely lehetővé tette, hogy már a 17. században felismerjék.

A máig nyitott fő kérdés abban áll, hogy milyen módon alakult ki egy ennyire stabil anyagtartó örvény a Jupiteren. Ennek egy lehetséges magyarázatának megértéséhez még szót kell ejtenünk a gyorsan forgó rendszerek áramlásainak egy furcsa sajátosságáról. A Jupiter ugyanis rendkívül gyorsan forog tengelye körül (főleg gigantikus méretéhez viszonyítva): egy nap mindössze néhány perc híján 10 óráig tart az óriásbolygón. Ez azt jelenti, hogy a planéta körülfordulásának ideje lényegesen rövidebb, mint az az idő, ameddig a légköri áramlatok megtesznek egy GRS-átmérőnyi távolságot. Az ilyen értelemben gyors forgású rendszerekben az áramlásoknak egy érdekes tulajdonsága jelenik meg: nagyjából kétdimenziós jelleget ölthetnek (ez a Taylor–Proudman-tétel). Más szóval, az áramlás, a „szél” iránya nagy magasságokban, azaz a bolygó felszínétől – ha van olyan egyáltalán – távol nem függ a magasság értékétől.

Ez olyan érdekes következményekre vezet, mint a „fantom-akadályok” megjelenése. Az alábbi űrfelvétel is erre mutat egy példát a Föld légkörében. (Bolygónk szintén „gyorsan forgó” rendszernek tekinthető környezeti áramlástani szempontból.)

A szigetet kikerülő felhőörvények, s a bennük kirajzolódó Kármán-örvénysor (NASA)

Itt azt kell észrevennünk, hogy a felhők által „megfestett” áramlás láthatóan kikerüli a tengeri szigetet, ráadásul a sziget „szélárnyékában” megjelenik az akadályok mögötti áramlásokra jellemző Kármán-örvénysor is. Mindebben az a zavarbaejtő és csodálatos, hogy a felhők kilométerekkel a sziget fölött helyezkednek el, vagyis az ő magasságukban a sziget nem kellene, hogy akadályt jelentsen, nincsen számukra útban, mégis kerülgetik. A jelenség oka pedig éppen az áramlás közel kétdimenziós jellegében keresendő: a forgó Föld áramlásai is hajlamosak az ilyen viselkedésre megfelelő feltételek esetén. 

A Jupiter légkörébe ugyan nagy sűrűsége miatt nem látunk bele, ám Titman és munkatársai a Newcastle-i Egyetemről már a hetvenes években felvetették (Titman et al, Nature, 1975), hogy a GRS éppen egy ilyen „fantom-akadályt” jelezhet. Elképzelhetőnek tartották, hogy egy korábbi kataklizmikus ütközés eredményeként a Jupiter elnyelt például egy holdat, vagy valamilyen más, nagyobb méretű bolygótestet, s ezt a a kívülről láthatatlan, a gázbolygó légkörében ma már több ezer kilométerrel lejjebb fekvő akadályt kerülgetik a sziget fölötti felhőkhöz hasonlóan a GRS körüli áramlások.

A GRS magyarázatának ez az ún. „Taylor-oszlop–elmélete” ma már inkább csak tudománytörténeti érdekességnek tűnik: a bolygó körül keringő JUNO űrszonda pályájának nagypontosságú elemzése nem mutatott ki a folt környékén olyan tömegkoncentrációt, amely egy ilyen markáns belső akadály jelenlétére utalna. A GRS keletkezésének megmagyarázása tehát még mindig nyitott kérdések tekinthető, egy szép és izgalmas feladatnak napjaink kutatói és a következő generáció planetológusai számára.

Északa az Europán (A szerző festménye, 2013)