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Formazione di una nuova grande macchia scura su Nettuno nel 2018

Nel 2018, una nuova Grande Macchia Scura fu scoperta su Nettuno, quasi identica per dimensioni e forma a quella osservata da Voyager 2 nel 1989. Lo spot si trova nell’emisfero settentrionale e si sta spostando verso ovest più lentamente dei venti circostanti. Le macchie scure possono essere identificate solo nella luce visibile, a causa del loro forte assorbimento a lunghezze d’onda blu, e solo il telescopio spaziale Hubble ha una risoluzione spaziale sufficiente per rilevarle. Una ricerca di immagini globali di Hubble dal 2015 al 2017 rivela nubi più piccole presenti in località coerenti con questa tempesta, il che significa che potrebbero volerci molti anni per formarsi. In tal caso, potrebbe provenire da un’atmosfera molto più profonda di quanto si pensasse in precedenza. Future simulazioni al computer di Nettuno ‘

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Una delle prime immagini di Nettuno nella quale è evidente la Great Dark Spot. Crediti: Nasa

Per la prima volta, le immagini dell’Hubble Space Telescope a lunghezza d’onda visibile mostra la storia della formazione di un vortice scuro su Nettuno. Un nuovo Northern Great Dark Spot (NDS-2018) è stato scoperto nelle immagini di settembre e novembre 2018, che si estendevano per circa 12 ° di latitudine e 27 ° di longitudine (11.000 × 5.000 km) a 23 ° N di latitudine planetaria. NDS-2018 è simile per dimensioni, forma e velocità di deriva longitudinale al Voyager 2 Great Dark Spot vicino a 22 ° S. NDS-2018 era prominente nelle immagini di lunghezza d’onda del blu novembre 2018 e andava alla deriva a 2.46 ° / ora verso ovest. Le mappe annuali annuali dimostrano attività delle nubi probabilmente correlate negli anni precedenti. Il tasso di deriva e la storia di formazione del vortice scuro indicano un’origine profonda. Stimiamo che il gradiente nord-sud nella velocità del vento zonale è quasi 4 volte più grande alla profondità del vortice scuro, rispetto ai venti zonali tracciati dalla nuvola.

1. Introduzione

Come parte del programma HALAS Planet Earth Atmosphere Legacy (OPAL), Neptune è stato osservato vicino all’opposizione della Terra su cadenza annuale dal 2015 (Simon et al., 2015). Le più recenti osservazioni OPAL Neptune del 2018 rivelano una nuova, distinta macchia scura con luminose nuvole compagne, centrate su una latitudine planetaria di 23 ° N. Usiamo il nome NDS-2018, per “macchia scura settentrionale scoperta nel 2018”, seguendo la convenzione di denominazione di Hammel et al. ( 1995 ) e Wong et al. ( 2018 ). NDS-2018 è il sesto di una serie di vortici oscuri scoperti dalla Voyager e dallo Hubble Space Telescope (HST). Queste caratteristiche sono piccole con un contrasto relativamente basso e sono visibili solo a lunghezze d’onda blu / verdi (ad esempio, Hammel et al., 1995 , Wong et al.,2018 ). Le osservazioni delle proprietà e l’evoluzione delle precedenti macchie scure hanno portato a nuove intuizioni sulla dinamica e la struttura dell’atmosfera di Nettuno (ad esempio, Lebeau & Dowling, 1998 , Sromovsky et al., 2001 ) e hanno consentito il confronto quantitativo tra i grandi vortici visti negliambientidi tutti i pianeti giganti.

Ma molto rimane misterioso su queste funzionalità. Nessun campo di velocità interno è stato misurato per nessuna delle macchie scure di Nettuno. Il processo di origine non è mai stato documentato prima di questo lavoro. La scomparsa di un vortice oscuro è stata documentata solo per SDS-2015 in dati OPAL dell’HST (Wong et al., 2018 ) e probabilmente NDS-1994 durante un periodo di intense osservazioni di Nettuno di HST dopo l’incontro con la Voyager (Sromovsky et al., 2001 ). Le vite dei vortici scuri hanno generalmente una probabilità di 2-3 anni come vincolate dai dati HST (Hsu et al., 2019 ) e OPAL può documentare l’intera vita di NDS-2018 se l’HST osserva fino al 2021.

2. osservazioni

Le immagini OPAL sono ottenute a lunghezze d’onda visibili al vicino infrarosso con Wide Field Camera 3 (WFC3 / UVIS; Dressel, 2019 ), con l’elenco completo dei filtri Neptune fornito in Wong et al. ( 2018 ). Le osservazioni sono distanziate per fornire due mappe consecutive con copertura globale della longitudine quando ruota Neptune (16.11 ore), consentendo la misurazione dei moti della nuvola. Le immagini sono mappate su longitudine e latitudine usando tecniche di coregistrazione dell’arto ellissoide e di coregistrazione dell’immagine sintetica e corrette per l’oscuramento degli arti a lunghezze d’onda inferiori a 800 nm utilizzando la funzione Minnaert (Simon et al., 2015 ; Wong et al., 2018 ).

Nel 2018, le osservazioni furono ottenute per la prima volta il 10 settembre, ma a causa dei problemi del giroscopio di Hubble, molte orbite furono troncate e si perse una copertura significativa nel filtro F467M. Nelle immagini che sono state acquisite con successo, vi è qualche indicazione di una caratteristica scura vicino alle latitudini meridionali (la sub-Terra di Nettuno e il punto subsolare sono entrambi attualmente vicini alla latitudine di 24 ° S, limitando la vista dell’emisfero settentrionale) ma solo in una vista obliqua (Hsu et al., 2019 ). Dopo il recupero delle operazioni del giroscopio dell’HST, il 5 e 6 novembre è stata acquisita una sequenza completa di immagini che coprono due rotazioni complete di Nettuno.

Il punto più scuro all’interno della macchia scura cade a 23 ° N. Tuttavia, il punto scuro risiede sul bordo di una banda zonale scura (Figura  1 ). Il massimo contrasto del punto scuro rispetto all’ambiente circostante alla stessa latitudine è del 10% a 20,8 ° N. Senza una comprensione completa della natura della struttura aerosol all’interno della macchia scura e della banda zonale scura, prendiamo 23 ° N come centro dinamico della caratteristica.

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Figura 1
Mappe cilindriche globali a falsi colori da Hubble, che misurano 180 ° di latitudine e 360 ​​° di longitudine, da immagini a 845 (rosso), 547 (verde) e 467 nm (blu), e utilizzano tutte lo stesso ridimensionamento del contrasto con una luce maschera di contrasto applicata. Le mappe sono centrate su 180 ° longitudine ovest, ad eccezione del 2015, che era centrato su 0 ° di longitudine. Le linee tratteggiate sono mostrate a ~ 10 ° e 35 ° N per indicare la regione attiva prima della scoperta di NDS-2018.

Le mappe globali pluriennali di OPAL offrono funzionalità di monitoraggio che diventano più forti con ogni anno di nuovi dati (Figura  1 ), consentendoci di monitorare l’evoluzione a lungo termine dei sistemi cloud. NDS-2018 appare a 48 ° W il 5 novembre (in basso a destra). Nel composito in falsi colori (467, 547 e 845 nm in B, G e R, rispettivamente), le nuvole associate di NDS-2018 e SDS-2015 appaiono più rosse rispetto ad altre caratteristiche del cloud discreto, a indicare le differenze tra l’aerosol verticale distribuzioni di cloud companion dark spot rispetto ad altre funzionalità cloud discrete. Tuttavia, si ritiene che entrambe le nuvole associate e altre caratteristiche di nubi discrete viste a lunghezze d’onda visibili siano costituite da particelle di ghiaccio di metano (Smith et al., 1989 ; Sromovsky et al., 2001 ).

La variazione su scala temporale nel posizionamento e nella luminosità della nuvola complementare è evidente nelle mappe dei singoli fotogrammi dai dati del novembre 2018, separati da circa 19 ore (Figura  2 , riga inferiore). La luminosità e la copertura delle nuove nubi erano maggiori a settembre 2018 e i dati del 2017 non mostravano alcuna traccia di una macchia scura, anche se le caratteristiche delle nuvole luminose erano presenti alla stessa latitudine.

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figura 2
Mappe individuali dalle immagini di Hubble nel 2017 fino al 2018, negli stessi filtri ed elaborazione della Figura 1 . Queste mappe si estendono su ± 90 ° di latitudine e longitudine e le tacche indicano 30 ° di latitudine e longitudine.

3. Drift Rate e Formazione

Tra il 5 e il 6 novembre, NDS-2018 si è mosso di circa 47 ° in 19.07 ore o 2,46 ° / ora (270 m / s). Il tasso di deriva si estrapola in una posizione di 308 ° O il 10 settembre, mentre la funzione di oscurità si osserva a 339 ° W in quella data. La discrepanza sulla longitudine potrebbe essere il risultato di un errore di appena lo 0,8% nella velocità di deriva misurata dai dati del 5 e 6 novembre o di una piccola variazione della velocità di deriva nell’intervallo di ~ 56 giorni tra le osservazioni, che è comune tra i giganti vortici (Smith et al., 1989 ; Wong et al., 2018 ). È difficile stimare la posizione della caratteristica sotto un’assunzione costante della velocità di deriva negli anni precedenti, poiché errori molto piccoli nella velocità di deriva possono sostanzialmente modificare la longitudine estrapolata della caratteristica per lunghi periodi di tempo.

In ogni anno di dati OPAL, le caratteristiche del cloud luminoso sono visualizzate nella regione attiva a 10-35 ° N. Le osservazioni nel vicino infrarosso basate sul suolo nel periodo di tempo 2017 hanno anche mostrato la presenza di attività nuvolosa che coprono la regione di 25-50 ° N (Molter et al., 2019 ). Contrassegniamo le funzioni luminose come frecce bianche nella Figura  1 ed elenciamo le longitudinalità delle feature nella Tabella  1 . Se supponiamo che queste nuvole luminose segnino la stessa caratteristica di anno in anno, calcoliamo i tassi di deriva molto vicini al tasso di deriva di 2,46 ° / ora misurato per la macchia scura stessa nel novembre 2018. Notare che la velocità del vento zonale a 23 ° N è 311 m / s, o 2,81 ° / h verso ovest (Sromovsky et al., 1993), quindi il punto oscuro (e potenzialmente le caratteristiche della nuvola luminosa nel 2015-2017) si sta spostando verso est rispetto ai venti. In confronto, il Voyager 2 Great Dark Spot si trovava a 20 ° S, alla deriva a 2,73 ° / h (Hammel et al., 1995 ; Smith et al., 1989 ).

Tabella 1. Misurazioni di caratteristiche del candidato
DataUTCW. Longitudine (deg)Drift rate (deg / h) a
2015/09/1817,805112.45
2016/10/040,558872.46
2017/10/077,2782532.45
2018/09/102.1603392.44
2018/11/0513,54848
2018/11/068,622952.46

una velocità di deriva presuppone che la funzione elencata sia la stessa caratteristica delle osservazioni 2018-11-05

Si ipotizza che le mappe 2016-2017 mostrino attività cloud associate alla formazione di NDS-2018 prima che fosse visibile la macchia scura stessa. Sebbene i dati campionati a cadenza annuale non siano sufficienti per testare questa ipotesi, è comunque chiaro che nel corso di questi anni, Nettuno ha avuto regioni discrete di attività cloud alla stessa latitudine di NDS-2018, mentre tutte le altre longitudini all’interno di questa banda di l’attività mancava di funzionalità cloud brillanti. Le osservazioni OPAL sono in grado di rivelare per la prima volta che l’intensa attività del cloud ha presagito l’aspetto di una macchia scura di circa 2 anni. Il vortice oscuro SDS-2015 potrebbe aver condiviso un processo di formazione simile, sebbene sia probabile che l’esordio delle osservazioni di Neptune del programma OPAL nel 2015 sia stato troppo tardi per limitare i tempi della sua origine entro 1 anno.2018 ). Se il contrasto del 10% di NDS-2018 è rappresentativo del contrasto di una macchia scura appena formata, allora la SDS-2015 avrebbe potuto avere circa 2 anni quando fu scoperta per la prima volta da OPAL.

SDS-2015 è stato scoperto a 46 ° S nel 2015, alla deriva a 49 ° S nel 2017, con le nuvole compagne spostate a nord di 1-4 ° (Wong et al., 2018 ). Prima della sua scoperta, le osservazioni a terra hanno mostrato caratteristiche luminose nel 2014-2015 a latitudini di 35-45 ° S, mentre le caratteristiche del 2013 si sono diffuse su un intervallo più ampio di 35-52 ° S (Hueso et al., 2017 ) . Qualitativamente, le osservazioni suggeriscono un processo di formazione simile per NDS-2018 e SDS-2015. Tutti i punti oscuri precedentemente osservati sono stati visti completamente formati, senza registrazione della loro formazione. La SDS-2015 è stata osservata durante la sua scomparsa, tuttavia, mostrando una lenta deriva polare e una diminuzione delle dimensioni per diversi anni (Figura  1 : Wong et al., 2018 ).

4. Morfologia e taglio del vento

Per meglio vincolare la morfologia della feature a novembre 2018, abbiamo combinato quattro frame per filtro, misurando due rotazioni di Neptune (Figura  3 ). Abbiamo utilizzato i punti fotometrici di metà potenza nel profilo di riflettività est-ovest e il profilo di contrasto nord-sud, per misurare una dimensione di 26,8 ° × 11,8 ° (11.000 × 5000 km), con un rapporto di 2,2. L’intera larghezza è simile a quella del Voyager 2 1989 Great Dark Spot (GDS) e dello spot Hubble del 1995 (Hammel et al., 1995 ; Smith et al., 1989 ).

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Figura 3
La morfologia di NDS-2018 è mostrata nelle mappe combinate, allineata alla posizione alle 13:33 UT del 5 novembre. Quattro fotogrammi della mappa (corretti per l’oscuramento degli arti) sono stati mediati in ciascun filtro, dopo aver spostato ogni fotogramma della mappa verso est in base alla percentuale di deriva del punto oscuro. Le macchie scure relative alle nuvole compagne sono mostrate nella mappa dei falsi colori (a), mentre la morfologia della macchia scura è meglio rivelata nel filtro F467M (b). Lo spot è di dimensioni simili al Voyager 2 Great Dark Spot (c), filtro blu. Il profilo di luminosità di (b) è mostrato in (d). HST = Hubble Space Telescope.

 

Sotto una serie di ipotesi ragionevoli, la morfologia di NDS-2018 suggerisce la presenza di un significativo taglio del vento verticale su Nettuno. La prima ipotesi riguarda la vorticità intrinseca ζ 0 del vortice, che non può essere misurata direttamente. In effetti, le sequenze di imaging Voyager e HST non sono mai state in grado di misurare le velocità all’interno dei vortici oscuri. Ma studi di diversi vortici su Giove e Saturno (García-Melendo et al., 2007 ; Legarreta e Sánchez-Lavega, 2005 ; Sromovsky et al., 1993 ) mostrano che la maggior parte ha vorticità intrinseche ζ 0  = (ζ +  f ) / 2 , dove per NDS-2018 a 20,6 ° N, f  = 7,64 × 10 -5 / s è il parametro di Coriolis e ζ = du / d y è la relativa vorticità dovuta al campo di vento zonale. La seconda ipotesi, che segue l’analisi delle proprietà del GDS di Nettuno e della Grande Macchia Rossa di Giove (Polvani et al., 1990 ), è che l’NDS-2018 obbedisce alle equazioni di Kida per un vortice stazionario, correlando le proporzioni osservate e la vorticità di il punto scuro al gradiente nord-sud dei venti zonali, d u / d y (Kida, 1981 ):

urn: x-Wiley: 00948276: i media: grl58660: grl58660-math-0001  (1)

dove λ è il rapporto di aspetto reciproco del vortice b / a . Possiamo quindi determinare a vorticità relativa nell’ambiente del vortice come una funzione di proporzioni vortex:

urn: x-Wiley: 00948276: i media: grl58660: grl58660-math-0002  (2)

La figura  4 traccia l’equazione  2 come una linea nera e il rapporto di aspetto misurato dalle immagini HST viene visualizzato come una barra blu centrata su a / b  = 2.2. L’intersezione di questi suggerisce che ζ = d u / d y è 5,5 × 10 -5 / s nell’ambiente del vortice, circa un fattore 4 maggiore del gradiente misurato nei venti tracciati dalla nube dai dati della Voyager (Sromovsky et al., 1993 ), mostrato come una linea rosa. Poiché vortici scuri si pensa siano fenomeni profonda (rispetto alle nuvole metano ghiaccio osservati), la differenza tra il vortice derivato d u / d ye i venti tracciati dalla nuvola richiedono un gradiente verticale se tutte le nostre ipotesi sono vere (de Pater et al., 2014 ).

 

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Figura 4

Il rapporto tra le proporzioni del vortice potrebbe rivelare un taglio del vento verticale al di sotto delle nuvole visibili. Una proporzione di 2,2 (figura  3 ) corrisponde ad un gradiente vento zonale d u / d y  = 5.4 × 10 -5 / s (intersezione della barra blu e curva nera; vedi testo per ipotesi sottostanti). Questo è quasi 4 volte più grande del gradiente di 1,5 × 10 -5 / s (linea rosa) dai venti tracciati dalla nube della Voyager (Sromovsky et al., 1993 ). I diversi valori di d u/ d y potrebbero essere consistenti se vi è una forza del vento verticale, e il centro di massa del vortice giace più profondo rispetto ai venti tracciati dalla nuvola.

Testare queste ipotesi è tuttavia difficile. L’indicazione più forte che le equazioni di Kida governano la dinamica dei vortici scuri è dalle sequenze temporali Voyager che mostrano l’oscillazione nella forma del GDS, ma l’acquisizione di serie temporali simili per nuovi vortici oscuri potrebbe non essere possibile fino alla prossima missione spaziale su Nettuno. Le velocità interne attualmente non possono essere misurate all’interno di vortici oscuri, ma tali misure sono necessarie per verificare la nostra ipotesi originale che ζ 0  = (ζ +  f ) / 2 per NDS-2018 e altri vortici oscuri. Fino a quando le capacità di misurazione aumenteranno in una data futura, i nostri risultati sono indicativi di wind shear verticale ma non definitivi.

5. Discussione

Le osservazioni OPAL mostrano che l’aspetto di NDS-2018 (come SDS-2015) è stato preceduto da un aumento dell’attività cloud in tutta la regione, con 2-3 anni di attività prima della visibilità della macchia scura. Sebbene i modelli numerici non siano mai stati creati per simulare l’origine degli anticicloni di Nettuno, i modelli hanno dimostrato una correlazione positiva tra la profondità del vortice e la luminosità della nuvola compagna (Stratman et al., 2001 ). Le nubi luminose nel 2016-2017, seguite da nubi a bassa opacità una volta che il punto oscuro era direttamente visibile, sono coerenti con una formazione che comporta un graduale aumento di altezza del vortice. Ma questo scenario è difficile da riconciliare con il suggerimento di un tasso di deriva quasi costante (Tabella  1)), perché il taglio del vento verticale dovrebbe influenzare la velocità di deriva del vortice (Legarreta e Sánchez-Lavega, 2005 ), poiché i cambiamenti di altezza alterano l’influenza dei venti circostanti sul vortice. D’altra parte, l’instabilità del taglio può formare vortici giganti e dovrebbe anche essere ulteriormente studiata.

I venti su Nettuno sono stati misurati rintracciando nubi di ghiaccio di metano in immagini Voyager (Hammel et al., 1995 ; Limaye & Sromovsky, 1991 ; Smith et al., 1989 ), in immagini HST (Hammel & Lockwood, 1997 ; Karkoschka, 2011 ) e in immagini a infrarossi a terra con ottica adattiva (Fitzpatrick et al., 2014 ; Martin et al., 2012 ). È stata osservata una significativa dispersione nel profilo del vento zonale. Una dipendenza della lunghezza d’onda nei dati a infrarossi suggerisce che parte della dispersione è dovuta al taglio del vento verticale (Tollefson et al., 2018). Le percentuali di deriva dei punti scuri e le proporzioni forniscono la prova chiave che il gradiente verticale si estende a livelli più profondi, dove i venti non possono essere misurati direttamente dal telerilevamento. I nostri risultati suggeriscono che d u / d y al piano mediano del vortice è superiore al livello di cloud ghiaccio di metano, ma senza conoscere l’estensione verticale del vortice, non possiamo quantitativamente misurare il wind shear verticale. Gli studi futuri sulla resistenza al vento verticale saranno preziosi per la progettazione futura della sonda di ingresso atmosferico, influenzando i tassi di discesa e le latitudini di ingresso.

Nettuno può essere unico tra i pianeti giganti, in quanto i precursori del vortice ancora formante sono visibili e non sono bloccati da nubi dense (Giove) o noccioli (Saturno e Urano), dando un’indicazione molto migliore di un lungo processo di formazione. Questo combinato, con le misure di deriva e di allungamento, fornisce vincoli critici alla modellazione generale della circolazione. Sebbene le strutture a terra possano mappare le caratteristiche del cloud, Hubble è l’unica struttura attualmente funzionante con la capacità dimostrata di rilevare questi piccoli punti scuri a basso contrasto a lunghezze d’onda blu. Il programma OPAL ha consentito di porre nuovi e innovativi vincoli sull’evoluzione di queste caratteristiche, inclusa la prima documentazione dell’origine di un vortice scuro su Nettuno.

Di Amy A. Simon, Michael H. Wong, Andrew I. Hsu  25 marzo 2019

Referenze

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