作为太阳系中最受欢迎的物体，木星大红斑 (GRS) 可能是最著名的大气结构。它的尺寸很大(目前其直径与地球相当)，其红色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，风速以 450 公里/小时的速度围绕其外围。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 GRS 起源的推测可以追溯到天文学家乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼的第一次望远镜观测，他在 1665 年发现了与 GRS 相同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 年来，它的踪迹一直消失，直到 1831 年及以后，S. Schwabe 才再次观察到一个清晰的结构，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，也许是对新生 GRS 的首次观测。从那时起，人们一直通过望远镜和访问过该星球的各种太空任务定期观测 GRS，直到今天。
在研究中，作者首先分析了大红斑的大小、结构以及两个气象形态(即前 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。“通过对大小和运动的测量，我们推断出当前的 GRS 极不可能是 GD 卡西尼号观测到的 PS。PS 可能在 18 世纪中叶到 19 世纪之间的某个时候消失，在这种情况下，我们可以说大红斑的寿命至少超过了 190 年，”领导这项研究的 UPV/EHU 物理学教授 Agustín Sánchez-Lavega 解释说。1879 年，大红斑最长轴的大小为 39,000 公里，现已缩小到目前的 14,000 公里左右，同时变得更加圆润。
此外，自 20 世纪 70 年代以来，多个太空任务已经密切研究了这一气象现象。最近，“绕木星运行的朱诺号任务上的各种仪器显示，大红斑与水平尺寸相比较浅较薄，垂直长度约为 500 公里”，Sánchez-Lavega 解释道。
为了查明这个巨大涡旋是如何形成的，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 MareNostrum IV(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。这颗巨大的星球上以强烈的气流为主，它们沿着平行线流动，方向与纬度交替。在 GRS 的北部，风以 180 公里/小时的速度向西吹，而在南部，风则以 150 公里/小时的速度向东相反的方向吹。这会产生巨大的南北风速切变，这是涡旋在里面形成的基本因素。
这项研究探索了一系列机制来解释大红斑的形成，包括爆发一场巨大的超级风暴，类似于在孪生行星土星上很少观察到的超级风暴，或由风切变产生的多个较小涡旋的合并。结果表明，虽然在两种情况下都形成了反气旋，但它的形状和动态特性与目前的大红斑不同。“我们还认为，如果发生了其中一种不寻常的现象，它或其在大气中造成的后果一定被当时的天文学家观察到并报告，”桑切斯-拉维加说。
在第三组数值实验中，研究小组探索了 GRS 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来包围和捕获它们。这样的细胞就是原 GRS，一个新生的红斑，它随后的收缩将形成 19 世纪末观测到的紧凑且快速旋转的 GRS。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，当细长的细胞以木星风的速度围绕 GRS 外围旋转时，它们是稳定的，正如预期的那样，它们是由于这种不稳定性而形成的，”UPC 物理系研究员 Enrique García-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：如果原大红斑的旋转速度低于周围风的旋转速度，原大红斑就会分裂，从而无法形成稳定的涡旋。而且，如果旋转速度非常高，原大红斑的性质与当前大红斑的性质不同。
未来的研究将试图重现 GRS 随时间推移的收缩过程，以便更详细地找出其随时间推移持续存在的物理机制。同时，研究还将试图预测 GRS 是否会在达到尺寸极限时解体并消失，就像卡西尼号的 PS 可能发生的情况一样，或者它是否会稳定在尺寸极限上，并可能持续很多年。