大赤斑

大赤斑は木星の大気圏にある恒常的な高圧領域で、太陽系最大の高気圧性嵐を発生させる。赤橙色を呈しており、その起源はいまだに不明である。木星の赤道から南に22度に位置し、最大時速432キロメートル（268マイル）の風速を生み出す。1831年9月に初めて観測され、それ以降1878年に継続的な観測が開始されるまでの間に60回の観測が記録されている。^{[1] [2]}同様の斑点は1665年から1713年にかけて観測されており、これが同じ嵐であれば少なくとも359年間存在していたことになるが、^[3] 2024年の研究ではそうではないことが示唆されている。^[4]

大赤斑は1665年以前にも存在していた可能性があるが、現在の斑点が初めて観測されたのは1830年で、1879年に顕著に現れて初めてよく研究された可能性がある。17世紀に観測された嵐は、現在存在する嵐とは異なっていた可能性がある。^[5] 1830年以降の現在の研究期間と17世紀の発見との間には長い隔たりがある。元々の斑点が消滅して再形成されたのか、薄れたのか、あるいは単に観測記録が悪かっただけなのかは不明である。^[6]

大赤斑の最初の発見者は、1664年5月に惑星上の斑点について記述したロバート・フックであるとされることが多い。しかし、フックの斑点はまったく別の帯（現在の大赤斑が南赤道帯にあるのとは対照的に北赤道帯）にあっただけでなく、太陽面通過中の衛星（おそらくカリスト）の影にあった可能性もある。^[7]翌年、ジョヴァンニ・カッシーニが「恒久的な斑点」について記述したことの方がはるかに説得力がある。 ^[8]視程の変動により、カッシーニの斑点は1665年から1713年まで観測されたが、48年間の観測ギャップにより、2つの斑点の正体は確定的ではない。古い斑点は観測歴が短く、現在の斑点よりも動きが遅いため、これらが同一であると結論付けるのは難しい。^[9]

ちょっとした謎が、バチカンに展示されているドナート・クレティの1711年のキャンバスに描かれた木星の黒点に関するものである。^{[10] [11]}クレティの絵画は、さまざまな（拡大された）天体がさまざまなイタリアの風景の背景となっている一連のパネルの一部であり、正確さのために天文学者エウスタキオ・マンフレディによって監督されたが、大赤斑が赤く描かれた最初のものとして知られている（ただし、当時の望遠鏡に固有の光学反転により、木星の北半球まで持ち上げられている）。19世紀後半より前に、木星の特徴が赤であると明示的に記述されたことはなかった。^[11]

大赤斑は1831年9月5日から観測され、1879年までに60回以上の観測が記録されました。^[1] 1879年に顕著になって以来、継続的に観測されてきました。

2024年の歴史的観測研究によると、1665年から1713年まで観測された「永久斑点」は、1831年以降に観測された現代の大赤斑と同じではない可能性があることが示唆されている。元の斑点は消え、後に別の斑点が形成されたと示唆されており、それが今日見られる斑点である。^[4]

1979年2月25日^{[12] 、}ボイジャー1号宇宙船は木星から920万km（570万マイル）離れた地点で、大赤斑の詳細な画像を初めて送信しました。直径160km（100マイル）ほどの小さな雲の詳細が観察されました。赤斑の左側（西側）に見える色鮮やかな波状の雲のパターンは、非常に複雑で変化に富んだ波動の領域です。

21世紀には、大赤斑の主直径が縮小していることが観測されている。2004年の初めには、その長さは1世紀前の約半分で、その時には40,000 km (25,000 mi) の大きさで、地球の直径の約3倍であった。現在の縮小率では、2040年までに円形になる。この斑点がどのくらい続くのか、あるいはこの変化が通常の変動の結果なのかは不明である。^[13] 2019年、大赤斑の端が「剥がれ」始め、嵐の破片が砕けて消散した。^[14]この縮小と「剥がれ」により、一部の天文学者は大赤斑が20年以内に消散する可能性があると推測した。^[15]しかし、他の天文学者は、大赤斑の見かけの大きさは雲の覆い具合を反映したものであり、実際の下にある渦の大きさを反映したものではないと信じており、また、剥離現象は他のサイクロンや高気圧との相互作用、より小さなシステムの不完全な吸収によって説明できると考えています。これが事実であれば、大赤斑が消滅する危険はないことを意味します。^[16]

2000年3月に3つの白い楕円が合体して形成された、オーバルBAと呼ばれるより小さな斑点^[17]が赤みがかった色に変わっています。天文学者はこれを小赤斑またはレッドジュニアと名付けました。 2006年6月5日の時点で、大赤斑とオーバルBAは収束に近づいているように見えました。^[18]これらの嵐は約2年ごとに通過しますが、2002年と2004年の通過はあまり重要ではありませんでした。ゴダード宇宙飛行センターのエイミー・サイモン=ミラーは、嵐が最も接​​近するのは2006年7月4日だと予測しました。彼女は、カリフォルニア大学バークレー校のイムケ・デ・ペイターとフィル・マーカス、そしてプロの天文学者のチームと2006年4月からハッブル宇宙望遠鏡を使用して嵐の研究に取り組みました。 2006年7月20日、2つの嵐が収束することなくすれ違う様子がジェミニ天文台で撮影された。^[19] 2008年5月、3つ目の嵐が赤色に変わった。^[20]

2016年に木星の極軌道に入ったジュノー探査機は、2017年7月11日に木星に接近した際に大赤斑上空を飛行し、表面から約8,000km（5,000マイル）上空から嵐の画像をいくつか撮影した。[ 21 ^{] [22]}ジュノーのミッション期間中、探査機は木星の大気、特に大赤斑の組成と進化を研究し続けた。^[21]

大赤斑は、2000年にカッシーニ・ホイヘンス宇宙船によって木星の北極付近で観測された大暗斑と混同してはならない。 ^[23]海王星の大気にも大暗斑と呼ばれる特徴がある。後者の特徴は1989年にボイジャー2号によって撮影されたもので、嵐ではなく大気の穴であった可能性がある。1994年の時点ではもう存在していなかったが、同様の斑点がさらに北に現れていた。

木星の大赤斑は反時計回りに回転しており、周期は約4.5地球日^[24] 、または2008年時点では木星の11日である。2017年4月3日現在、大赤斑の幅は16,350 km（10,160 mi）で、地球の直径の1.3倍である。^[21]この嵐の雲頂は、周囲の雲頂より約8 km（5 mi）上にある。^[25]この嵐が何世紀にもわたって存在し続けているのは、摩擦を生み出す惑星表面（水素のマントルのみ）が存在しないからであり、循環するガスの渦は、角運動量に対抗するものがないため、大気中で非常に長い間存続する。^[26]

赤外線データによると、大赤斑は地球上の他の雲のほとんどよりも低温（したがって高度が高い）であることが長い間示されてきた。^[27]しかし、嵐の上空にある上層大気は、地球の他の部分よりもかなり高温である。この領域の加熱の説明として、下方の嵐の乱気流から発生する音響波が提案されている。 ^[28]音響波は嵐の上空 800 km（500 マイル）の高さまで垂直に伝わり、そこで上層大気で砕け、波のエネルギーを熱に変換する。これにより、上層大気の領域が 1,600 K（1,330 °C、2,420 °F）になり、この高度にある地球の他の部分よりも数百ケルビンも高温になる。^[28]この効果は「海の波が浜辺に打ち寄せる」ようなものだと説明されている。^[29]

大気の特徴を注意深く追跡した結果、大赤斑が反時計回りに循環していることは1966年にまで遡り、その観測結果はボイジャーのフライバイによる最初のタイムラプス動画によって劇的に確認された。^[30]大赤斑の南側は東向きの穏やかなジェット気流、北側は非常に強い西向きのジェット気流に囲まれている。^[31]大赤斑の縁の周りの風速は最大で時速432km（268mph）に達するが、大赤斑内部の流れは停滞しており、流入も流出もほとんどない。^[32]大赤斑の自転周期は時間とともに短くなっているが、これはおそらくその着実な縮小の直接的な結果である。^[33]

大赤斑の緯度は、良好な観測記録がある限り安定しており、通常は約 1 度変動する。しかし、経度は、振幅が約 1 度の 90 日間の経度振動など、常に変動する。^{[34] [35]}木星はすべての緯度で均一に回転するわけではないため、天文学者は経度を定義するために 3 つの異なるシステムを定義してきた。システム II は 10 度以上の緯度に使用され、もともと大赤斑の平均自転周期である 9 時間 55 分 42 秒に基づいていた。^[36]しかし、それにもかかわらず、この斑点は 19 世紀初頭以来、システム II で少なくとも 10 回、木星を「周回」している。その移動速度は長年にわたって劇的に変化しており、南赤道帯の明るさと南熱帯擾乱の有無に関連している。^[37]

木星の大赤斑（GRS）は楕円形の高気圧で、木星の南半球の赤道下22度で発生します。^[39]太陽系最大の高気圧嵐（約16,000 km）ですが、その内部の深さと構造についてはほとんどわかっていません。 ^[40]可視画像と雲の追跡による現場観測により、大赤斑の速度と渦度が判明しました。大赤斑は、半径の70～85%の薄い高気圧リング内に位置し、木星で最も速く西に移動するジェット気流に沿っています。^[41] NASAの2016年のジュノーミッションでは、重力シグネチャと熱赤外線^{[41] [42]}のデータが得られ、大赤斑の構造的ダイナミクスと深さに関する洞察が得られました。^{[40] [41]} 2017年7月、ジュノー宇宙船はGRSの2回目の通過を実施し、 GRSのマイクロ波放射計（MWR）スキャンを収集し、凝縮したH ₂ O層の表面に向かってGRSがどの程度広がっているかを測定した。 ^[40]これらのMWRスキャンは、GRSの垂直深度が雲レベル下約240 kmまで広がっており、大気圧は100 barまで低下すると推定された。^{[40] [41]}収集されたデータを制限する2つの分析方法は、深さ約290 kmであることが判明したマスコンアプローチと、風が約310 kmまで広がっていることを示すスレピアンアプローチであった。 ^[40]これらの方法は、重力シグネチャMWRデータとともに、GRS帯状風が、より低いレベルで風の減衰が始まる前に、生存可能な雲レベルの速度の50%の割合でまだ増加していることを示唆している。^[40]

ガリレオとカッシーニによる大赤斑の熱赤外線撮影と分光法は、大赤斑の内部構造渦内の熱不均一性の証拠を見つけるために、1995年から2008年にかけて実施された。^[41]ボイジャー、ガリレオ、カッシーニのミッションによる以前の熱赤外線温度マップは、大赤斑が、湧昇する温かい環状部の中に冷たい核を持つ高気圧性の渦の構造であることを示唆しており、このデータは大赤斑の温度の勾配を示している。^{[39] [41]}熱赤外線撮影によって、木星の大気温度、エアロゾル粒子の不透明度、アンモニアガスの組成に関する理解が深まった。数十年にわたって、可視雲層の反応、温度勾配、組成マッピングと観測データとの直接的な相関関係が収集された。^{[39] [41]} 2000年12月、ガリレオ衛星が撮影した大赤斑北西の大気乱流域の高解像度画像は、高気圧の最も暖かい領域と大赤斑の東西の領域との間の温度コントラストを示した。^{[41] [43]}

GRS構造の垂直温度は100～600 mbarの範囲に制限されており、GRSコアの垂直温度は圧力約400 mbar ^{[明確化が必要]}、1.0～1.5 Kで、GRSの東西の領域よりもはるかに暖かく、構造端の南北の領域よりも3.0～3.5 K暖かいです。^[41]この構造は、2006年に得られたVISIR（ESO超大型望遠鏡のVLT中赤外線イメージング分光計）画像によって収集されたデータと一致しています。これにより、GRSが80～600 mbarの大気圧範囲内で発生する広範囲の高度に物理的に存在することが明らかになり、熱赤外線マッピングの結果を裏付けています。^{[41] [42] [45]}大赤斑の内部構造のモデルを開発するために、カッシーニ計画の複合赤外線分光計（CIRS）と地上の空間イメージングにより、大赤斑の高気圧循環内のホスフィンおよびアンモニアエアロゾル（PH ₃、NH ₃）とパラヒドロキシ安息香酸の組成がマッピングされました。 ^{[41] [46]} CIRSと地上イメージングから収集された画像は、PH ₃とNH _3のスペクトルによって木星大気の垂直方向の動きをトレースします。^{[39] [41]}

_{PH 3}と NH ₃の最高濃度は、大赤斑周辺回転の北側で見つかった。それらは南向きのジェット運動を決定するのに役立ち、200～500 mbar の圧力でエアロゾル柱の高度が上昇している証拠を示した。^{[41] [47]}しかし、NH _{3 の}組成データは、大赤斑の南側の周辺リングの可視雲層の下でNH ₃が大幅に減少していることを示す。この不透明度の低下は、狭い帯状の大気下降に関係している。 ^[41]中赤外線エアロゾルの不透明度が低いこと、温度勾配、高度差、帯状風の垂直方向の動きが、渦度の発達と持続に関係している。^[41]大赤斑のより強い大気下降と組成の非対称性は、構造が北端から南端にかけてある程度の傾斜を示していることを示唆している。^{[41] [48]}大赤斑の深さと内部構造は数十年にわたって絶えず変化している。^[40]しかし、深さが200～500kmである理由はいまだに不明である。大赤斑の渦を動かす力を供給するジェット気流は、構造基盤よりはるかに下にある。^{[40] [41]}

大赤斑の赤みの原因は不明です。実験室実験で裏付けられた仮説では、太陽の紫外線照射による硫化アンモニウム^[49]と有機化合物アセチレンから生成される化学生成物が原因であるとされています。アセチレンは赤みがかった物質（おそらくはトリンと呼ばれる複雑な有機化合物）を生成します。^[50]これらの化合物の高度が高いことも、赤みの原因となっている可能性があります。^[51]

大赤斑の色調は、レンガ色に近いものから淡いサーモン色、さらには白色まで、非常に多様である。斑点は時折消え、南赤道帯(SEB) に位置する赤斑凹面を通してのみ明らかになる。斑点の視認性は明らかに SEB と連動しており、帯が明るい白色のときは斑点は暗くなり、帯が暗いときは斑点は通常明るくなる。斑点が暗くなったり明るくなったりする期間は不規則な間隔で発生し、1947 年から 1997 年にかけて、斑点が最も暗かったのは 1961 年から 1966 年、1968 年から 1975 年、1989 年から 1990 年、1992 年から 1993 年であった。^[6]

• 地球外渦
• 大暗点
• 大白斑、土星の同様の嵐
• ハイパーケイン
• ワイズプ J190648.47+401106.8

• [多数の著者] (1999)。Beatty, Kelly J.、Peterson, Carolyn Collins、Chaiki, Andrew (編)。The New Solar System (第 4 版)。マサチューセッツ州: Sky Publishing Corporation。ISBN 978-0-933346-86-4。
• ビーブ、レタ (1997)。『巨大惑星 木星』（第 2 版）。ワシントン: スミソニアン ブックス。ISBN 978-1-56098-685-0。
• ホッケー、トーマス（1999年）。『ガリレオの惑星：写真撮影以前の木星の観測』ブリストル、フィラデルフィア：IOP出版。ISBN 978-0-7503-0448-1。
• ピーク、バートランド M. (1981)。『木星：観測者のハンドブック（改訂版）』ロンドン：フェイバー・アンド・フェイバー社。ISBN 978-0-571-18026-4。
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• Smith, BA; et al. (1979). 「ボイジャー1号から見た木星系」. Science . 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode :1979Sci...204..951S. doi :10.1126/science.204.4396.951. PMID  17800430. S2CID  33147728.

ウィキメディア・コモンズには、大赤斑に関連するメディアがあります。

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• フィリップス、トニー (2006 年 6 月 5 日)。「巨大な嵐が収束」。NASA の科学。2007 年 5 月 5 日時点のオリジナルからアーカイブ。2007年6 月 14 日閲覧。
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. (2003). 「木星の白色楕円の形成から合体までのダイナミクス」Icarus . 162 (1): 74–93. Bibcode :2003Icar..162...74Y. doi :10.1016/S0019-1035(02)00060-X.
• Williams, Gareth P. (2005 年 5 月 4 日)。「NOAA Web ページ」。地球物理流体力学研究所。2007 年 7 月 21 日閲覧。
• Seán Doran による Juno の Perijove 7 上空飛行に基づくビデオ (詳細はアルバムを参照)