大白斑

大白斑は、大白楕円（木星の大赤斑に類似して名付けられた）としても知られ、土星で定期的に発生する一連の嵐で、その特徴的な白い外観により、望遠鏡で地球から見ることができるほどの大きさです。斑点の幅は数千キロメートルに及ぶことがあります。

カッシーニ探査機は、 2010年から2011年にかけて発生した嵐を追跡することができた。^[1]北半球静電擾乱とも呼ばれるこの嵐は、電波とプラズマの干渉の増加、または春の大嵐として知られている。^[2]

カッシーニのデータにより、白い雲の中のアセチレンが減少し、ホスフィンが増加し、嵐の中心で異常な温度低下が見られた。^[3]嵐の目に見える部分が収まった後、2012年に、合体した2つのホットスポットから熱とエチレンの「げっぷ」が放出された。 ^{[2] [4]}

この現象は、土星の北半球が太陽に向かって最も傾く28.5年間隔で周期的に発生します。通常、これは太陽の黄経が約90〜180°の期間に発生しますが、2010年のGWSのみが春分直後に先行していました。以下は記録された目撃情報のリストです。6つのイベントが大白斑として認識されています。^[5]

Wikisource にはこの記事に関連する原文があります:

ホールが大白斑を利用して土星の自転を計算したという記述。

赤道（北緯1.8度から北緯9.8度）^[5]

• 1876年 -アサフ・ホールが観測。白い斑点を利用して惑星の自転周期を決定した。
• 1933年 -コメディ俳優でありアマチュア天文学者のウィル・ヘイが観測。最近まで最も有名な観測でした。
• 1990年 – スチュアート・ウィルバーが9月24日から11月まで観測

中緯度

• 1903年 -エドワード・バーナードが北緯36.7度で観測。 ^[5]
• 2010年 - アンソニー・ウェズリーによって初めて観測され、^[6]カッシーニ宇宙探査機によって2010年から2011年にかけて撮影された。^[1]北緯32.4度に位置する。^[5]

ポーラー

• 1960年 - JHボサム（南アフリカ）が観測。北緯52.5度に位置し、六角形に達するまで拡大した。^[5]

中規模の総観規模の嵐は、GWS と関連している場合があります。地上の観測者とハッブル宇宙望遠鏡によって研究された 1994 年の嵐などがその例です。^[7]この嵐は 9.4°N に位置し、おそらく 1990 年の GWS と関連しています。2010 年以前の GWS の嵐は、「嵐の路地」で南半球の中緯度で発生しました (2002～2010 年は 36.2°S、幅 1.5°)。これらの嵐は断続的に発生しました。2004 年初頭、2004 年後半 (ドラゴン ストーム)、2006 年初頭 (エリック ボンドゥとジャン リュック ドーヴェルニュ^[8]によって観測) の最初の 3 回は、数か月続きました。2007 年後半に始まり 2008 年前半まで続いたエピソードは長期のエピソードでした。 2009年の初めから、南半球の「嵐の通り道」では嵐が継続的に発生し、2010年のGWSが北半球で発生するまで続いた。 1981年のボイジャー2号のフライバイの際、同様の「嵐の通り道」が北半球（北緯33.5度から38度）の1903年と2010年のGWSの位置で観測された。^[5]

南半球のGWSは今のところ発見されていない。これは南半球の可視性に関する観測上の偏りによるものかもしれない。近い将来、2025年から2038年の間に土星の南半球が見えるようになり、観測者は南半球のGWSを観測できる可能性がある。そのような南半球のGWSが存在し、ほとんどの北半球のGWSと同様に振る舞う場合、次のGWSは土星の南極が太陽に最も傾く2032年5月12日以降に発生する可能性がある。^[5]

1876年以前に記録がなかったことは謎であり、ある意味では18世紀から19世紀初頭にかけて大赤斑が長い間観測されなかったことに似ている。1876年の大白斑（GWS）は非常に目立ち、60mmほどの口径でも見ることができる。以前の記録が単に悪かっただけなのか、1876年のGWSが望遠鏡時代の本当に最初のものだったのかは不明である。どちらのシナリオもありそうにないと考える人もいる。^{[説明が必要] [9]}

1992 年に、マーク・キッガーは 3 つの重要な GWS パターンを説明しました。

1. GWS は緯度ごとに交互に出現し、1 回目の出現は北温帯 (NTZ) 以上に、次の出現は赤道帯 (EZ) に限定されます。たとえば、1960 年の GWS は高緯度で、1990 年の GWS は赤道付近でした。
2. 高緯度の GWS は、赤道の GWS よりもわずかに短い間隔で発生します (約 27 年対約 30 年)。
3. 高緯度の GWS は、赤道上の GWS に比べて目立たない傾向があります。

これらの明らかな規則性に基づいて、キッガーは1992年に（2010～2011年の嵐を考慮すると間違っていたが）次のGWSは2016年に北温帯で発生し、おそらく1990年のGWSほど壮観ではないだろうと予測した。^[10]

大白斑は、通常、最初は個別の「斑点」として始まりますが、1933 年と 1990 年の GWS がそうであったように、その後急速に経度が拡大します。実際、後者は最終的に地球を囲むほど長くなりました。 ^[11]嵐は通常、複雑な「頭」を形成し、数日かけてサイズが大きくなり、10,000 km を超えるサイズに達します。この頭は、惑星を囲む航跡を作成し、惑星規模の嵐を作り出します。1990 年と 2010 年の GWS は、周囲の雲より 40～50 km 上に上昇し、より反射率が高くなりました。この高い反射率は、嵐の粒子が淡水氷で覆われていることを示唆しています。^[5]

1990年代初頭までにコンピューターモデリングによって、これらの大規模な大気の湧昇は熱不安定性によって引き起こされることが示唆されていたが、^[12] 2015年にカリフォルニア工科大学の2人の惑星科学者がより詳細なメカニズムを提唱した。^[13]その理論は、土星の上層大気が季節的な冷却を受けると、重い水が雨のように降り注ぐことで密度が低くなり、密度の最小値を通過し、次に残った水素とヘリウムが冷え続けることで密度が高くなるというものである。低密度の上層ガスは対流を抑制する傾向があるが、高密度の上層は不安定で、下層に侵入すると雷雨を引き起こす。その理論は、非常に大きな大気が冷えるのに時間がかかるため、嵐が冬至から大幅に遅れるというものである。研究チームは、木星の上層大気の水蒸気が少ないため、同様の嵐が木星では見られないのではないかと提案している。

2010 GWSの嵐の頭部は、おそらく55%のアンモニア、22%の水氷、23%の硫化アンモニウムで構成されていました。水氷は、土星の大気の約200 kmの深さから発生する強力な対流によって運ばれました。^{[14] 2010 GWSでは雷のレベルも増加しました。}土星の静電放電（SED）は1秒あたり10回でしたが、土星の総観規模の嵐では1秒あたり数回のSEDでした。^[5]

冬至の間、土星の環が地球から北半球の視界を遮るため、この季節には土星の過去のデータは入手できない。^[15]しかし、カッシーニ宇宙探査機は2004年の冬至直後に到着して以来、土星全体を観測することができている。^[16]

• 大暗点
• 天王星の暗黒点
• 大赤斑
• ドラゴンストーム
• 地球外サイクロン
• カルマン渦巻街道

• 土星の北半球の静電擾乱に関する記事は、2012年9月10日にWayback MachineのSky and Telescopeにアーカイブされました。
• 1990/1 ハッブル宇宙望遠鏡の画像
• 2006年: パリ近郊のアマチュアが12インチの望遠鏡で観測。
• ボランティアがNASAのドラゴン帰還追跡を支援 2016年3月4日アーカイブ - Wayback Machine
• キッジャー、マーク (1992)。「1990 年の土星の大白斑」。パトリック、ムーア (編)。1993年天文学年鑑。ニューヨーク: WW ノートン & カンパニー。pp. 176–215。ISBN 978-0-393-03454-7。
• モシェ、ダイナ(1996)。「第 9 章: 惑星」。天文学: 自習ガイド(ペーパー) (第 4 版)。ジョン ワイリー & サンズ。p. 245。ISBN 978-0-471-53001-5。

• ESA/ハッブルの大白斑
• クリストファー・ゴーの土星ウェブサイト 土星の北半球の静電擾乱の写真 (2011)