巴斯克大学(UPV/EHU)、加泰罗尼亚理工大学巴塞罗那理工学院(UPC)和巴塞罗那超级计算中心(CNS-BSC)的研究人员分析了自17世纪以来的历史观测结果，并开发了数值模型来解释木星大红斑的寿命和性质。
他们在《地球物理研究快报》上发表了他们的观测结果和数值模型。
作为太阳系中最受欢迎的天体之一，木星大红斑(GRS)可能是最著名的大气结构。它的尺寸巨大(目前，其直径与地球相当)，与行星苍白云层形成鲜明对比，即使使用小型望远镜也可以轻松看到它。
木星大红斑是一个巨大的反气旋涡旋，其外围风速达450公里/小时。它是太阳系行星大气中最大、寿命最长的涡旋，但其年龄尚有争议，其形成机制仍不清楚。
关于大红斑起源的猜测可以追溯到天文学家乔凡尼·多梅尼科·卡西尼首次通过望远镜观测，他在1665年发现了与大红斑同一纬度的一个暗椭圆形，并将其命名为“永久斑点”(PS)，因为他和其他天文学家一直观察到它直到1713年。
随后118年，天文学家失去了对它的追踪，直到1831年及以后，S.Schwabe才再次观察到一个清晰的结构，其形状大致为椭圆形，与GRS位于同一纬度;这可以被视为对当前GRS的首次观测，或许是对新生的GRS的观测。
从那时起，大红斑一直被望远镜和访问过该行星的各种太空任务定期观测到，直到今天。
在这项研究中，作者首先分析了它的大小、结构以及两个气象形态(前PS和GRS)的运动随时间的变化;为此，他们使用了可追溯到17世纪中叶(即望远镜发明后不久)的历史资料。
“通过测量大小和运动，我们推断，当前的大红斑极不可能是卡西尼号观测到的PS。PS可能在18世纪中叶至19世纪之间的某个时间消失，在这种情况下，我们可以说大红斑的寿命至少超过190年，”UPV/EHU物理学教授、这项研究的负责人AgustínSánchez-Lavega解释道。
1879年，红斑最长轴的长度为39,000公里，目前已缩小至14,000公里左右，同时变得更加圆润。
自20世纪70年代以来，已有多个太空任务对这一气象现象进行了密切研究。
最近，“绕木星运行的朱诺号探测器上的各种仪器显示，大红斑相对于其水平尺寸来说又浅又薄，其垂直长度约为500公里，”桑切斯-拉维加解释道。
为了弄清这个巨大的涡旋是如何形成的，UPV/EHU和UPC团队在西班牙超级计算机上进行了数值模拟，例如BSC的MareNostrumIV(西班牙超级计算网络(RES)的一部分)，使用了两种互补的模型来模拟木星大气中薄涡旋的行为。
这颗巨行星上主要的风向是沿着平行线流动的强烈气流，其方向与纬度交替。
在大红斑风暴的北边，风向为西风，风速为180公里/小时;而在大红斑风暴的南边，风向为东风，风速为150公里/小时。这会产生巨大的南北风速切变，这是使涡旋在大红斑风暴内部形成的基本因素。
在研究中，人们探索了一系列机制来解释大红斑的形成，包括类似于在双行星土星上罕见观测到的巨大超级风暴的爆发，或由风切变产生的多个较小涡旋的合并。
结果表明，虽然两种情况下都会形成反气旋，但其形状和动力学特性与目前的大风子系统不同。
桑切斯-拉维加说：“我们还认为，如果发生了其中一种不寻常的现象，它或它在大气中产生的影响一定被当时的天文学家观察到并报告。”
在第三组数值实验中，研究小组探索了大红斑是如何从已知的风不稳定性中产生的，这种不稳定性被认为能够产生一个细长的细胞，将大红斑包围并困住。这样的细胞就是原大红斑，即新生的红斑，其随后的收缩将形成19世纪末观测到的紧凑且快速旋转的大红斑。在木星上其他主要涡旋的形成过程中，已经观察到了大型细长细胞的形成。
“在我们的模拟中，超级计算机使我们能够发现，当这些细长的细胞以木星风的速度绕着GRS外围旋转时，它们是稳定的，这正是由于这种不稳定性而形成的，这是可以预料的，”UPC物理系研究员EnriqueGarcía-Melendo说。
研究人员使用两种不同类型的数值模型，一种在UPV/EHU，另一种在UPC，得出结论：如果原GRS的旋转速度低于周围风的旋转速度，原GRS就会分裂，从而无法形成稳定的涡旋。而且，如果旋转速度非常高，原GRS的性质与当前GRS的性质不同。
未来的研究将致力于尝试重现GRS随时间的萎缩，以便更详细地找出其随时间可持续性背后的物理机制。
同时，它将试图预测GRS在达到尺寸极限时是否会解体并消失，就像卡西尼号的PS可能发生的那样，或者它是否会稳定在尺寸极限并可能持续很多年。
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