Determinan la edad y el origen de la Gran Mancha Roja de Júpiter

Investigadores de la Universidad del País Vasco, Universitat Politècnica de Catalunya – BarcelonaTech (UPC) y del Centro Nacional de Supercomputación (CNS-BSC), han publicado los resultados de sus observaciones y modelos numéricos en la revista Geophysical Research Letters de la American Geophysical Union.

Personal investigador de la Universidad del País Vasco, de la Universitat Politècnica de Catalunya – BarcelonaTech (UPC) y del Barcelona Supercomputing Center– Centro Nacional de Supercomputación (CNS-BSC) ha analizado las observaciones históricas desde el siglo XVII y ha desarrollado modelos numéricos para explicar la longevidad y naturaleza de este impresionante fenómeno meteorológico en la atmósfera del planeta gigante gaseoso. Un trabajo que ha sido publicado por la revista Geophysical Research Letters, de la American Geophysical Union.

La Gran Mancha Roja de Júpiter (conocida como GRS por sus siglas en inglés, Great Red Spot), es probablemente la estructura atmosférica más conocida, un icono popular entre los objetos del Sistema Solar. Su gran tamaño (actualmente tiene el diámetro de la Tierra) y el contraste de su color rojizo frente a las nubes pálidas del planeta, hace que sea un objeto fácilmente visible incluso con pequeños telescopios. La Mancha Roja de Júpiter es un enorme remolino anticiclónico por cuya periferia los vientos circulan a 450 km/h. Es el vórtice más grande y longevo de todos los existentes en las atmósferas de los planetas del Sistema Solar, pero su edad es objeto de debate y el mecanismo que dio origen a su formación, permanece oculto.

Las elucubraciones sobre el origen de la GRS se remontan a las primeras observaciones telescópicas del astrónomo Giovanni Domenico Cassini, quien en 1665 descubrió un óvalo oscuro en la misma latitud que la GRS y lo bautizó como “Mancha Permanente” (PS de sus siglas en inglés), ya que fue observada por él y por otros astrónomos hasta 1713. Posteriormente se perdió su rastro durante 118 años y no es hasta 1831 y en años posteriores cuando S. Schwabe observa de nuevo una estructura clara, de forma aproximadamente ovalada y en la misma latitud que la GRS, que puede considerarse como la primera observación de la GRS actual, quizás de una GRS naciente. Desde entonces, la GRS se ha venido observando regularmente con telescopios y por las diferentes misiones espaciales que han visitado el planeta, hasta nuestros días.

En el estudio llevado a cabo los autores han analizado, por una parte, la evolución del tamaño a lo largo del tiempo, su estructura y los movimientos de ambas formaciones meteorológicas, la antigua PS y la GRS; para ello han acudido a fuentes históricas que se remontan a mediados del siglo XVII, poco después de la invención del telescopio. “De las medidas de tamaños y movimientos deducimos que es altamente improbable que la actual GRS fuese la PS observada por G. D. Cassini. Probablemente la PS desapareció en algún momento entre mediados de los siglos XVIII y XIX, en cuyo caso podemos decir que la Mancha Roja tiene al menos, por ahora, una longevidad de más de 190 años” explica Agustín Sánchez Lavega, catedrático de física de la UPV/EHU que ha liderado esta investigación. La Mancha Roja, que en 1879 tenía un tamaño de 39.000 km en su eje más largo ha ido contrayéndose a la vez que se ha redondeado, hasta alcanzar actualmente unos 14.000 km.

Por otra parte, desde la década de los años 70, diferentes misiones espaciales han estudiado de cerca este fenómeno meteorológico. Recientemente, “diferentes instrumentos a bordo de la misión Juno en órbita alrededor de Júpiter han mostrado que la GRS es poco profunda y delgada cuando se compara con su tamaño horizontal, pues verticalmente se extiende unos 500 km”, explica Sánchez Lavega.

Con el fin de averiguar cómo pudo formarse este inmenso torbellino, los equipos de la UPV/EHU y de la UPC han realizado simulaciones numéricas en superordenadores españoles como el MareNostrum IV del BSC, integrado en la Red Española de Supercomputación (RES), mediante dos tipos de modelos complementarios del comportamiento de vórtices delgados en la atmósfera de Júpiter. En el planeta gigante, dominan intensas corrientes de vientos que fluyen a lo largo de los paralelos alternando en su dirección con la latitud. Al norte de la GRS, los vientos soplan hacia el Oeste con velocidades de 180 km/hr mientras que por el sur, lo hacen en sentido contrario, hacia el Este, con velocidades de 150 km/hr. Esto genera una enorme cizalla de norte a sur en la velocidad del viento, que es un ingrediente básico para que crezca el vórtice en su seno.

En la investigación han explorado diferentes mecanismos para explicar la génesis de la GRS, entre ellos la erupción de una gigantesca supertormenta, semejante a las que muy rara vez se observan en el planeta gemelo Saturno, o bien la fusión de múltiples vórtices más pequeños engendrados por la cizalla del viento. Los resultados indican que, si bien en ambos casos se forma un anticiclón, este difiere en su forma y propiedades dinámicas de los de la actual GRS. “Además pensamos que de haberse producido uno de tales inusuales fenómenos, seguramente él o sus consecuencias en la atmósfera, hubieran sido observadas y reportadas por los astrónomos de la época”, señala Sánchez Lavega.

En un tercer grupo de experimentos numéricos, el equipo de investigación ha explorado la generación de la GRS a partir de una conocida inestabilidad en los vientos que, en opinión de los investigadores, es capaz de engendrar una célula alargada que los encierra y atrapa. Dicha célula sería una proto-GRS, una Mancha Roja naciente, cuyo posterior encogimiento daría lugar a la GRS compacta y rápidamente rotante que se observa a finales del siglo XIX. La formación de grandes células alargadas ya se ha observado en la génesis de otros vórtices importantes en Júpiter. “En nuestras simulaciones, gracias al uso de superordenadores, hemos encontrado que las células alargadas son estables cuando rotan por su periferia con la velocidad de los vientos de Júpiter, tal y como se esperaría cuando se forman por dicha inestabilidad” declara Enrique García-Melendo, investigador del Departamento de Física de la UPC. Utilizando dos tipos diferentes de modelos numéricos, uno en la UPV/EHU y el otro en la UPC, los investigadores concluyen que si la velocidad de rotación de la proto-GRS es menor que la de los vientos circundantes, esta se fragmenta, haciendo imposible la formación de un vórtice estable. Y, si es muy alta, sus propiedades difieren de las de la actual GRS.

Las futuras investigaciones estarán encaminadas a intentar reproducir el encogimiento de la GRS en el tiempo para conocer con más detalle los mecanismos físicos que subyacen a su sostenimiento en el tiempo. A la vez que intentarán pronosticar si la GRS se desintegrará y desaparecerá al alcanzar un tamaño límite, como pudo pasarle a la PS de Cassini, o bien si se estabilizará en un tamaño límite en el cual pueda perdurar durante muchos más años.