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Saturn’s North Pole Hexagonal Cloud Pattern

Raúl Cacho MartínezDpto. Astrofísica UCM13 de Enero de 2011

Primera observaciónD.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)

Voyager I (1980)

Cassini (2006)

Características físicas

Tormenta ciclónica a latitud 76º, con mucha subestructuraPeriodo de rotación: 10h 39m 24s (igual al de emisión radio)

Tamaño del lado: 13800 km (8% más que el diámetro terrestre)

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

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

Profundidad

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

A partir de imágenes térmicas se ha determinado su profundidad:

100 km

Velocidad

Baines et al. 2009, Planetary and Space Science, 57, 1671–1681

Vorticidad

Baines et al. 2009, Planetary and Space Science, 57, 1671–1681

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

Simulaciones de laboratorioSimulación 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)

Barbosa et al. 2010 Icarus, Volume 206, 2, 755-763

¿Por qué no en el polo sur?

Baines et al. 2009, Planetary and Space Science, 57, 1671–1681

Las velocidades son parecidas

¿Por qué no en el polo sur?

Baines et al. 2009, Planetary and Space Science, 57, 1671–1681

La composición química es diferente, hay más PH3 en el polo Sur

¿Por qué no en el polo sur?La clave está en la temperatura

L N Fletcher et al. Science 2008;319:79-81

¿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

Patrones hexagonalesEl hexágono es una de las geometrías más estables de la naturaleza

Referencias• Allison et al. 1990, A wave dynamical interpretation of Saturn'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.Planetary and Space Science, Vol. 57, Issue14-15, p 1671-1681

• Barbosa Aguiar et al. 2010, A laboratory model of Saturn’s North Polar hexagon.Icarus, Vol. 206, Issue 2, p 755-763

• Efremov 2003, On the origin of Circular and hexagonal formations in galaxies.Astronomical and Astrophysical transactions, Vol. 22, Issue 3, p 245-262

• Fletcher et al. 2007, Saturn's Polar Dynamics from Cassini/CIRS.Bulletin of the American Astronomical Society, Vol 39, p 488

• Fletcher et al. 2008, Temperature and Composition of Saturn’s Polar Hot Spots and Hexagon. Science, Vol. 319, Issue 5859, p 79

• Godfrey 1988, The rotation rate of Saturn’s polar hexagon.Bulletin of the American Astronomical Society, Vol 20, p 880

Referencias• Godfrey 1988, A hexagonal feature around Saturn's North Pole.

Icarus, Vol. 76, p 355-356• Kochemasov 2010, Saturnian north polar region: a triangle inside the hexagon?

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.Bulletin of the American Astronomical Society, Vol 40, p 472

• Orton et al. 2009, Saturn Atmospheric Science in the Next Decade.American Astronomical Society, DPS meeting #41, #16.03

• Sánchez-Lavega et al. 1993, Temporal behaviour and cloud morphologies and motions in Saturn’s atmosphere.Journal of Geophysical research, Vol. 98, Issue E10, p 18857-18872

• Vasavada et al. 2006, Cassini imaging of Saturn: Southern hemisphere winds and vortices.Journal of Geophysical research, Vol. 111, Issue E5, CiteID E05400

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