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Saturn’s North Pole Hexagonal Cloud Pattern

Saturn’s North Pole Hexagonal Cloud Pattern. Raúl Cacho Martínez Dpto. Astrofísica UCM 13 de Enero de 2011. Primera observación. D.A . Godfrey en 1988 con datos de las sondas Voyager 1 (Noviembre 1980) y Voyager 2 (Agosto 1981). Confirmado por la sonda Cassini-Huygens (2006).

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Saturn’s North Pole Hexagonal Cloud Pattern

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Presentation Transcript

  1. Saturn’s North PoleHexagonal CloudPattern Raúl Cacho Martínez Dpto. Astrofísica UCM 13 de Enero de 2011

  2. Primera observación D.A. Godfrey en 1988 con datos de las sondas Voyager 1 (Noviembre 1980) y Voyager 2 (Agosto 1981). Confirmado por la sonda Cassini-Huygens (2006) Cassini (2006) Voyager I (1980)

  3. Características físicas Tormenta ciclónica a latitud 76º, con mucha subestructura Periodo de rotación: 10h 39m 24s (igual al de emisión radio) Tamaño del lado: 13800 km (8% más que el diámetro terrestre)

  4. Composición química Sin diferencias sensibles con respecto a la del resto del planeta (H, He, NH3, CH4, H2O, …) No hay variaciones sensibles en PH3 (trazador troposférico) The meridional distribution of PH3, a tracer for tropospheric motion, is shown within 20° of each pole. L N Fletcher et al. Science 2008;319:79-81

  5. Temperatura Zonal mean temperatures in the stratosphere (A and B) and troposphere (C and D) for the northern [(A) and (C)] and southern [(B) and (D)] hemispheres. L N Fletcher et al. Science 2008;319:79-81

  6. Profundidad A partir de imágenes térmicas se ha determinado su profundidad: 100 km Orthographic projection of Saturn's polar temperatures in the troposphere at 100 mbar (A and B) and the stratosphere at 1 mbar (C and D). L N Fletcher et al. Science 2008;319:79-81

  7. Velocidad Baines et al. 2009, PlanetaryandSpaceScience, 57, 1671–1681

  8. Vorticidad Baines et al. 2009, PlanetaryandSpaceScience, 57, 1671–1681

  9. ¿Por qué un hexágono? • No se tiene muy claro el origen del patrón hexagonal • Ondas de Rossby estacionarias (movimientos del “aire” de los polos hacia el ecuador debido a diferencia de temperaturas)

  10. Simulaciones de laboratorio • Simulación en el laboratorio con una mezcla de agua y glicerol, variando factores topográficos (β), velocidad de rotación (número de Rossby, Ro) y viscosidad (número de Ekman, E) Barbosaet al. 2010 Icarus, Volume 206, 2, 755-763

  11. ¿Por qué no en el polo sur? Las velocidades son parecidas Baines et al. 2009, PlanetaryandSpaceScience, 57, 1671–1681

  12. ¿Por qué no en el polo sur? La composición química es diferente, hay más PH3 en el polo Sur Baines et al. 2009, PlanetaryandSpaceScience, 57, 1671–1681

  13. ¿Por qué no en el polo sur? La clave está en la temperatura L N Fletcher et al. Science 2008;319:79-81

  14. ¿Por qué no en el polo sur? En el polo sur hay un punto caliente que genera convección. La convección destruye los patrones que puedan formarse. Cassini, JPL/NASA

  15. Patrones hexagonales El hexágono es una de las geometrías más estables de la naturaleza

  16. Referencias • Allison et al. 1990, A wavedynamicalinterpretationofSaturn's polar hexagon. Science, Vol. 247, p1061-1063 • Baines et al. 2009, Saturn's north polar cyclone and hexagon at depth revealed by Cassini/VIMS. PlanetaryandSpaceScience, Vol. 57, Issue14-15, p 1671-1681 • Barbosa Aguiar et al. 2010, A laboratorymodelofSaturn’s North Polar hexagon. Icarus, Vol. 206, Issue 2, p 755-763 • Efremov 2003, Ontheoriginof Circular and hexagonal formations in galaxies. AstronomicalandAstrophysicaltransactions, Vol. 22, Issue 3, p 245-262 • Fletcher et al. 2007, Saturn's Polar Dynamicsfrom Cassini/CIRS. Bulletinofthe American AstronomicalSociety, Vol 39, p 488 • Fletcher et al. 2008, TemperatureandCompositionofSaturn’s Polar Hot Spots andHexagon. Science, Vol. 319, Issue 5859, p 79 • Godfrey 1988, TherotationrateofSaturn’s polar hexagon. Bulletinofthe American AstronomicalSociety, Vol 20, p 880

  17. Referencias • Godfrey 1988, A hexagonal featurearoundSaturn's North Pole. Icarus, Vol. 76, p 355-356 • Kochemasov 2010, Saturniannorth polar region: a triangleinsidethehexagon? EGU General Assembly, held 2-7 • Momary et al. 2008, Saturn's Dynamic Atmosphere at Depth: Physical Characteristics and Zonal Winds Derived from Clouds Near the 2-bar Level and Their Dynamical Implications from Cassini-Huygens/VIMS. Bulletinofthe American AstronomicalSociety, Vol 40, p 472 • Orton et al. 2009, SaturnAtmosphericScience in theNextDecade. American AstronomicalSociety, DPS meeting #41, #16.03 • Sánchez-Lavega et al. 1993, Temporal behaviourandcloudmorphologiesandmotions in Saturn’satmosphere. Journal ofGeophysicalresearch, Vol. 98, Issue E10, p 18857-18872 • Vasavada et al. 2006, Cassini imagingofSaturn: Southernhemispherewindsandvortices. Journal ofGeophysicalresearch, Vol. 111, Issue E5, CiteID E05400

  18. ¡Gracias!

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