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木星の大気は太陽系最大の惑星大気である。その大半は分子状水素とヘリウムで構成されており、その量は太陽とほぼ同じである。その他の化合物はメタン、アンモニア、硫化水素、水など微量しか存在しない。水は大気圏深部に存在すると考えられているが、直接測定された濃度は非常に低い。木星の大気中の窒素、硫黄、希ガスの量は太陽の約3倍である。[1]
木星の大気は明確な下限を持たず、徐々に惑星の内部の液体へと移行している。[2]大気層は、低いものから高いものの順に、対流圏、成層圏、熱圏、外気圏となっている。各層には特徴的な温度勾配がある。[3]最下層の対流圏には、アンモニア、硫化アンモニウム、水の層で構成された複雑な雲と霞のシステムがある。 [4]木星の表面に見える上層のアンモニア雲は、赤道に平行な12の帯状の帯状に組織化されており、ジェットと呼ばれる強力な帯状の大気の流れ（風）に囲まれており、大気の超回転と呼ばれる現象を示している。帯の色は交互になっており、暗い帯はベルト、明るい帯はゾーンと呼ばれている。ベルトよりも温度が低いゾーンは湧昇に対応し、ベルトは下降するガスを示している。[5] 帯の明るい色はアンモニア氷によるものと考えられているが、帯の暗い色の原因は不明である。[5] 縞状構造とジェットの起源はよくわかっていないが、「浅いモデル」と「深いモデル」が存在する。[6]
木星の大気は、バンド不安定性、渦（サイクロンおよび高サイクロン）、嵐、雷など、さまざまな活発な現象を示しています。[7]渦は、大きな赤、白、または茶色の斑点（楕円）として現れます。最大の2つの斑点は、大赤斑（GRS）[8]と楕円BA [9]で、これも赤いです。これら2つと他の大きな斑点のほとんどは高気圧性です。小さな高気圧は白色になる傾向があります。渦は、深さが数百キロメートルを超えない比較的浅い構造であると考えられています。南半球に位置する大赤斑は、太陽系で最大の渦として知られています。地球を2つまたは3つ飲み込む可能性があり、少なくとも300年間存在しています。大赤斑の南にある楕円BAは、大赤斑の3分の1の大きさの赤い斑点で、2000年に3つの白い楕円が合体して形成されました。[10]
木星には強力な嵐があり、しばしば落雷を伴う。嵐は、水の蒸発と凝縮に関連する大気中の湿潤対流の結果である。嵐は空気の強い上昇運動の場所であり、明るく濃い雲の形成につながる。嵐は主にベルト地域で発生する。木星の落雷は地球で見られるものより数百倍強力であり、水雲に関連していると考えられている。[11]最近のジュノーの観測では、木星の落雷は水雲の高度（3〜7バール）以上で発生することが示唆されている。[12]落下する液体アンモニア水滴と水氷粒子の間の電荷分離により、より高高度の落雷が発生する可能性がある。[12] 上層大気の落雷は、1バールの水準より260 km上空でも観測されている。[13]
垂直構造
木星の大気は高度の順に、対流圏、成層圏、熱圏、外気圏の4層に分類されます。地球の大気とは異なり、木星の大気には中間圏がありません。[14]木星には固体表面がなく、最下層の大気層である対流圏は、惑星の流体内部にスムーズに移行します。[2]これは、温度と圧力が水素とヘリウムの臨界点よりもはるかに高いため、気相と液相の間に明確な境界がないことを意味します。水素は、温度が33 Kを超え、圧力が13 barを超えると超臨界流体と見なされます。 [2]
大気圏の下限は明確に定義されていないため、 高度約 90 km で 1 bar より低い 10 barの圧力レベル、温度約 340 Kが対流圏の底部として一般的に扱われています。[3]科学文献では、1 bar の圧力レベルが高度のゼロ点、つまり木星の「表面」として選ばれることがよくあります。[2]一般的にそうであるように、大気の最上部の層である外気圏には特定の上限はありません。[15]密度は徐々に減少し、「表面」から約 5,000 km 上空で惑星間物質にスムーズに移行します。 [16]
木星の大気の垂直温度勾配は、地球の大気のものと似ています。対流圏の温度は高度とともに低下し、対流圏と成層圏の境界である対流圏界面[17]で最低値に達します。木星では、対流圏界面は目に見える雲の上約50km（または1バールレベル）にあります。対流圏界面の圧力と温度は、それぞれ約 0.1 bar、110 K です。[3] [18]（90+50=140 km で 340−110=230 °C の温度低下となります。地球上の断熱減率は、1 km あたり約 9.8 °C です。断熱減率は、平均分子量と重力に比例します。重力は地球よりも約 2.5 倍強力ですが、平均分子量は約 15 倍小さくなっています。）成層圏では、高度 320 km、圧力 1 μbar 付近で熱圏への移行時に温度が約 200 K まで上昇します。[3]熱圏では、温度は上昇し続け、最終的に高度 1000 km 付近で圧力が約 1 nbar の 1000 K に達します。[19]
木星の対流圏には複雑な雲構造がある。[20] 0.6～0.9 barの圧力範囲にある上層の雲はアンモニア氷でできている。[21]これらのアンモニア氷雲の下には、硫化アンモニウム（(NH 4 )SH）または硫化アンモニウム（(NH 4 ) 2 S、1～2 bar）と水（3～7 bar）でできたより密度の高い雲が存在すると考えられている。[22] [23]メタン雲は温度が高すぎて凝結しないため存在しない。[20]水雲は最も密度の高い雲層を形成し、大気のダイナミクスに最も強い影響を与えている。これは、水の凝結熱が高く、アンモニアや硫化水素と比較して水の存在量が多いためである（酸素は窒素や硫黄よりも豊富な化学元素である）。 [14]主な雲層の上には、様々な対流圏（200〜500 mbar）と成層圏（10〜100 mbar）のヘイズ層があります。[22] [24]成層圏のヘイズ層は、太陽の紫外線（UV）の影響を受けて上部成層圏（1〜100 μbar）でメタンから生成された、凝縮した重い多環芳香族炭化水素またはヒドラジンでできています。 [20]成層圏内のメタンの相対的な分子状水素の存在比は約10 −4ですが、[16]エタンやアセチレンなどの他の軽質炭化水素の分子状水素に対する存在比は約10 −6です。[16]
木星の熱圏は1μbar未満の圧力にあり、大気光、極オーロラ、X線放射などの現象が見られます。[25]その中には、電子とイオンの密度が増加した層があり、これが電離層を形成しています。[16]熱圏で見られる高温（800～1000K）はまだ説明されていません。[19]既存のモデルでは、温度は約400Kを超えないと予測されています。 [16]これらは、高エネルギー太陽放射（紫外線またはX線）の吸収、木星磁気圏から降下する荷電粒子による加熱、または上向きに伝播する重力波の消散によって引き起こされる可能性があります。[26]極地および低緯度の熱圏と外気圏はX線を放射しており、これは1983年にアインシュタイン天文台によって初めて観測された。 [27]木星の磁気圏から来る高エネルギー粒子は、極地を取り囲む明るいオーロラの楕円形を作り出す。磁気嵐のときにのみ現れる地球上の類似物とは異なり、オーロラは木星の大気の恒久的な特徴である。[27]熱圏は、地球外で三水素陽イオン（H+
3）が発見されました。[16]このイオンは、3〜5μmの波長でスペクトルの中赤外線領域で強く放射します。これが熱圏の主な冷却メカニズムです。[25]
化学組成
木星の大気の組成は、惑星全体のものと似ています。[1]木星の大気は、1995年12月7日に木星の大気圏に突入したガリレオ大気探査機によって直接観測されたため、すべての巨大惑星の中で最も包括的に理解されています。 [28]木星の大気組成に関するその他の情報源には、赤外線宇宙観測衛星(ISO)、[29]ガリレオとカッシーニの探査機、[30]および地球からの観測があります。[1]
木星の大気の2つの主な成分は分子状水素（H
2）とヘリウムです。[1]ヘリウムの存在量は分子数で水素分子に対して0.157 ± 0.004で、その質量分率は0.234 ± 0.005で、太陽系の原始的な値よりわずかに低いです。[1]この低い存在量の理由は完全には解明されていませんが、ヘリウムの一部は木星の核に凝縮している可能性があります。[21]この凝縮はヘリウムの雨の形をしている可能性があります。10,000 km 以上の深さで水素が金属状態に変わると、ヘリウムはそこから分離して液滴を形成し、金属水素よりも密度が高いため、核に向かって降下します。これは、ヘリウム液滴に簡単に溶解し、同様に核に向かって輸送される元素であるネオンの深刻な枯渇（表を参照）も説明できます。[31]
大気には、水、メタン（CH 4）、硫化水素（H 2 S）、アンモニア（NH 3）、ホスフィン（PH 3）などのさまざまな単純な化合物が含まれています。[1]深部（10 bar以下）の対流圏でのこれらの豊富さは、木星の大気が炭素、窒素、硫黄、そしておそらく酸素[b]の元素で太陽の2～4倍に濃縮されていることを示しています。 [c] [1]希ガスのアルゴン、クリプトン、キセノンも太陽レベルに比べて豊富に存在しますが（表を参照）、ネオンはより不足しています。[1]アルシン（AsH 3）やゲルマン（GeH 4 ）などの他の化合物は、微量しか存在しません。[1]木星の上層大気には、太陽の紫外線と木星の磁気圏から来る荷電粒子の影響を受けてメタンから形成される、エタン、アセチレン、ジアセチレンなどの単純な炭化水素が少量含まれています。[1]上層大気に存在する二酸化炭素、一酸化炭素、水は、シューメーカー・レヴィ第9彗星などの衝突した彗星に由来すると考えられています。冷たい対流圏界面がコールドトラップのように機能し、水が成層圏に上昇するのを効果的に防ぐため、水は対流圏から来ることはできません（上記の垂直構造を参照）。[1]
地球と宇宙船による測定により、木星の大気中の同位体比に関する知識が向上しました。2003年7月現在、重水素存在比の受け入れられた値は（2.25 ± 0.35）× 10 −5であり、[1]これはおそらく、太陽系を生み出した原始太陽系星雲の原始的な値を表していると考えられます。 [29]木星大気中の窒素同位体比（15 Nと14 N）は2.3 × 10 −3で、地球の大気（3.5 × 10 −3 ）の3分の1です。[1]後者の発見は、以前の太陽系形成理論では地球の窒素同位体比の値が原始的であると考えられていたため、特に重要です。[29]
ゾーン、ベルト、ジェット
木星の目に見える表面は、赤道に平行ないくつかの帯に分かれています。帯には、淡い色のゾーンと比較的暗いベルトの 2 種類があります。[5]より広い赤道ゾーン(EZ) は、およそ南緯 7 度から北緯 7 度の間に広がっています。EZの上下には、北赤道帯 (NEB) と南赤道帯 (SEB) がそれぞれ北緯 18 度と南緯 18 度まで広がっています。赤道からさらに離れたところには、北熱帯ゾーン (NtrZ) と南熱帯ゾーン (STrZ) があります。[5]帯とゾーンの交互パターンは、緯度約 50 度の極地まで続き、そこでは可視的な外観がやや鈍くなります。[32]
ゾーンとベルトの見た目の違いは、雲の不透明度の違いによって生じます。ゾーンではアンモニア濃度が高く、高高度ではアンモニア氷の雲がより濃く見え、その結果、雲の色が薄くなります。[17]一方、ベルトでは雲は薄く、低高度にあります。[17]上部対流圏はゾーンでは寒く、ベルトでは暖かいです。[5]木星のゾーンとバンドをこれほどカラフルにしている化学物質の正確な性質はわかっていませんが、硫黄、リン、炭素の複雑な化合物が含まれている可能性があります。[5]
木星の帯状領域は、ジェットと呼ばれる帯状の大気の流れ（風）によって区切られている。東向き（順行）のジェットは帯からベルト（赤道から離れる方向）への移行部に見られ、西向き（逆行）のジェットはベルトから帯への移行部に見られる。[5]このような流速パターンは、ジェットの東向きの運動量がベルトでは減少し、赤道から極にかけて帯では増加することを意味する。したがって、ベルト内の風のシアはサイクロン性であり、帯では高サイクロン性である。[23] EZはこの規則の例外であり、強い東向き（順行）のジェットを示し、赤道でちょうど風速が極小値となる。木星ではジェット速度が高く、100 m/sを超える。[5]これらの速度は、0.7～1 barの圧力範囲にあるアンモニア雲に対応する。順行ジェットは一般に逆行ジェットよりも強力である。[5]ジュノー宇宙船に搭載された重力計器によって測定されたところ、ジェットは木星内部に数千キロメートルも伸びている。[33]ジェットが木星に伸びる方向は、テイラー・プラウドマン定理と一致して、放射状方向（惑星の中心に向かう方向）ではなく、木星の自転軸と平行である。 [ 34 ]ガリレオ探査機は、木星の大気圏への降下軌道に沿ってジェットの垂直プロファイルを測定し、雲より上では風が2～3スケールの高さで弱まるのに対し、雲のレベルより下では風がわずかに増加し、その後、探査機が到達した最大運用深度である少なくとも22バールまで一定のままであることを発見した。[18 ]
木星の色の帯状構造の起源は完全には明らかではないが、地球のハドレー循環の雲構造に似ているかもしれない。最も単純な解釈は、帯状構造は湧昇の場所であり、帯状構造は沈降の現れであるというものである。[36]アンモニアを多く含んだ空気が帯状構造で上昇すると、膨張して冷却され、高くて濃い白い雲を形成する。しかし、帯状構造では、空気は下降し、地球の収束帯のように断熱的に暖まり、白いアンモニア雲が蒸発して、より低くて暗い雲が現れる。木星の帯状構造の位置と幅、ジェットの速度と位置は非常に安定しており、1980年から2000年の間でわずかにしか変わっていない。変化の一例は、北緯23度にある北熱帯帯と北温帯帯の境界に位置する最も強い東向きジェットの速度の低下である。[6] [36]しかし、バンドの色や強度は時間の経過とともに変化します（「特定のバンド」を参照）。これらの変化は17世紀初頭に初めて観察されました。[37]
子午線循環細胞
子午線循環セルは、大規模な大気運動であり、ガスが特定の緯度で上昇し、南北（子午線）方向に移動し、下降し、閉じたセル循環で起点に戻ります。[38]地球では、子午線循環は各半球で3つのセルで構成されています：ハドレーセル、フェレルセル、極セル。木星では、目に見える雲の帯は、ゾーンでの上向きの動きとベルトでの下向きの動きを示しており、上部の数バーのみを示しています。[39]しかし、ベルトでの雷の閃光の頻度が高いことは、大気の上向きの動きを示しており、深部大気で逆の動きを示しています。[40] [41]ジュノーのマイクロ波測定は、約240バールの大気を探査します。[42]これらの測定により、これらの動きが中緯度の大循環セルの一部として存在することが確認され、ベルトでは上向きの動き、ゾーンでは下向きの動きが約 1 bar から少なくとも約 240 bar に及んでいる。[43]これまでに、木星の各半球で緯度 20°-60°N\S に沿って 8 つのセルが確認されている。[43]中緯度のセルは、地球のフェレルセルと同様に、大気波の破壊によって駆動される。 [43]地球上では、セルの下部ブランチの戻り流はエクマン層の摩擦によってバランスが取れているが、木星でのバランスはまだ不明であるが、摩擦が磁気抵抗によって維持されている可能性が 1 つある。[44]
特定のバンド
木星の大気を分割する帯やゾーンにはそれぞれ独自の名前と特徴があります。それらは北極と南極の下から始まり、北緯40～48度まで広がります。これらの青みがかった灰色の領域は通常、特徴がありません。[32]
北北温帯地域は、周辺が暗くなる、遠近感が短くなる、地形が全体的に拡散するなどの理由で、極地よりも詳細に見えることはめったにありません。しかし、北北温帯（NNTB）は最北端の明確な帯ですが、時折消えてしまいます。擾乱は軽微で短命になる傾向があります。北北温帯（NNTZ）はおそらくより顕著ですが、一般的には静かです。この地域の他の小さな帯やゾーンは時折観察されます。[45]
北温帯地域は地球から容易に観測できる緯度地域の一部であるため、観測記録が非常に良好である。[46]また、北温帯地域には地球上で最も強い順行 ジェット気流があり、偏西風が北温帯（NTB）の南の境界を形成している。[46] NTBはおよそ10年に1度弱まり（ボイジャーの遭遇時がそうであった）、北温帯（NTZ）が北熱帯（NTropZ）に融合するように見える。[46]また、NTZは狭い帯によって北部と南部に分割されることもある。[46]
北熱帯地域は、NTropZ と北赤道帯 (NEB) から構成されています。NTropZ は一般に色が安定しており、NTB の南方ジェット気流の活動と連動してのみ色合いが変化します。NTZ と同様に、NTropB という狭い帯によって分割されることもあります。まれに、南の NTropZ に「小赤斑」が発生することがあります。名前が示すように、これらは大赤斑の北方版です。GRS とは異なり、小赤斑はペアで発生する傾向があり、常に短命で、平均して 1 年続きます。パイオニア 10 号の遭遇時に 1 つ存在していました。[47]
NEB は地球上で最も活発なベルトの 1 つです。高気圧性の白い楕円と低気圧性の「バージ」(「茶色の楕円」とも呼ばれる) が特徴で、前者は通常後者よりも北に形成されます。NTropZ の場合と同様に、これらの特徴のほとんどは比較的短命です。南赤道ベルト (SEB) と同様に、NEB は時々劇的に弱まり、「復活」します。これらの変化のタイムスケールは約 25 年です。[48]
赤道域（EZ）は、緯度と活動の点で地球上で最も安定した地域の一つである。EZの北端には、NEBから南西にたなびく壮大な煙があり、その周囲には暗く暖かい（赤外線では）フェストゥーン（ホットスポット）と呼ばれる特徴がある。[49] EZの南の境界は通常は静穏だが、19世紀後半から20世紀初頭にかけての観測では、このパターンは現在とは逆転していたことがわかった。EZの色は、淡い色から黄土色、さらには銅色までかなり変化し、赤道帯（EB）によって分割されることもある。[50] EZの特徴は、他の緯度に比べて時速約390 kmで移動する。[51] [52]
南熱帯地域には、南赤道ベルト（SEB）と南熱帯地域が含まれます。ここは、地球上で最も強い逆行ジェット気流の発生源であるため、群を抜いて最も活発な地域です。SEBは通常、木星上で最も幅広く、最も暗いベルトです。SEBはゾーン（SEBZ）によって分割されることもあり、3年から15年ごとに完全に消えてから、SEB復活サイクルと呼ばれる周期で再び現れます。ベルトが消えてから数週間から数ヶ月後に、白い斑点が形成され、暗褐色の物質が噴出します。これは木星の風によって新しいベルトに引き伸ばされます。ベルトは最近では2010年5月に消えました。 [53] SEBのもう1つの特徴は、大赤斑に続く長い一連のサイクロン性擾乱です。NTropZと同様に、STropZは地球上で最も顕著なゾーンの1つです。大赤斑が存在するだけでなく、時折、南熱帯擾乱（STropD）によって引き裂かれることもあります。この擾乱は長期間にわたって継続する可能性があり、最も有名なものは1901年から1939年まで続きました。[54]
南温帯地域、または南温帯ベルト (STB) は、NTB よりもさらに暗く目立つベルトです。2000 年 3 月まで、その最も有名な特徴は、長寿命の白い楕円 BC、DE、および FA でしたが、その後、これらは統合されて楕円 BA (「レッド ジュニア」) を形成しました。楕円は南温帯の一部でしたが、STB にまで広がり、部分的にブロックしました。[5] STB は、白い楕円と GRS の複雑な相互作用により、時折薄れてきました。白い楕円が発生した南温帯 (STZ) の外観は非常に多様です。[56]
木星には、地球から観測するのが一時的または難しい特徴が他にもある。南南温帯地域はNNTRよりも判別が難しく、細部が微妙で、大型望遠鏡や宇宙船でしかよく研究できない。[57]多くのゾーンやベルトは、より一時的な性質を持ち、常に見えるわけではない。これには、赤道帯（EB）、[58] 北赤道ベルト帯（NEBZ、ベルト内の白い帯）、南赤道ベルト帯（SEBZ）が含まれる。[59]ベルトは、突然の擾乱によって分割されることもある。擾乱によって通常は単一のベルトまたはゾーンが分割された場合、そのコンポーネントが北側か南側かを示すためにNまたはSが追加される。たとえば、NEB(N)とNEB(S)である。[60]
ダイナミクス
木星の大気の循環は、地球の大気の循環とは著しく異なる。木星の内部は流体であり、固体表面はない。そのため、対流は木星の外側の分子エンベロープ全体で発生する可能性がある。2008年現在、木星の大気のダイナミクスに関する包括的な理論は開発されていない。そのような理論は、木星の赤道に対して対称的な狭い安定帯とジェットの存在、赤道で観測される強い順行ジェット、ゾーンとベルトの違い、大赤斑などの大きな渦の起源と持続性など、以下の事実を説明する必要がある。[6]
木星の大気のダイナミクスに関する理論は、浅層と深層の2つに大別できる。前者は、観測された循環は主に木星の安定した内部を覆う薄い外層（気象層）に限定されているとしている。後者の仮説は、観測された大気の流れは木星の外側の分子エンベロープに深く根付いた循環の表面的な現れにすぎないと仮定している。[61]どちらの理論にも成功と失敗があるため、多くの惑星科学者は真の理論には両方のモデルの要素が含まれると考えている。[62]
浅いモデル
木星の大気の力学を説明する最初の試みは、1960年代にさかのぼる。[61] [63]それらは、その時点で十分に発達していた地球の気象学に部分的に基づいていた。それらの浅いモデルは、木星のジェットが小規模の乱流によって駆動され、それが今度は大気の外層（水雲の上）の湿潤対流によって維持されると仮定した。[64] [65]湿潤対流は、水の凝縮と蒸発に関連する現象であり、地球の天候の主な要因の1つである。[66]このモデルにおけるジェットの生成は、2次元乱流のよく知られた特性、いわゆる逆カスケードに関連しており、小さな乱流構造（渦）が融合してより大きな乱流構造を形成する。[64]惑星の大きさが有限であることは、カスケードはある特徴的なスケールよりも大きな構造を生成できないことを意味しており、木星ではラインスケールと呼ばれている。その存在はロスビー波の生成に関連している。このプロセスは次のように機能する。最大の乱流構造が一定のサイズに達すると、エネルギーはより大きな構造ではなくロスビー波に流れ込み始め、逆カスケードは停止する。[67]球形で急速に自転する惑星ではロスビー波の分散関係は異方性であるため、赤道に平行な方向のラインスケールは、赤道に直交する方向よりも大きくなる。[67]上記のプロセスの最終的な結果は、赤道に平行な大規模な細長い構造の生成である。それらの子午線方向の範囲は、ジェットの実際の幅と一致するように見える。[64]したがって、浅いモデルでは、渦は実際にジェットに供給され、ジェットに合流することで消滅するはずである。
これらの気象層モデルは、12 個の狭いジェットの存在をうまく説明できるが、深刻な問題がある。[64]このモデルの明らかな欠陥は、順行（超回転）赤道ジェットである。いくつかのまれな例外を除いて、浅いモデルは、観測に反して強い逆行（亜回転）ジェットを生成する。さらに、ジェットは不安定になる傾向があり、時間の経過とともに消える可能性がある。[64]浅いモデルでは、木星で観測された大気の流れが安定性の基準に違反していることを説明できない。[68]気象層モデルのより精巧な多層バージョンは、より安定した循環を生み出すが、多くの問題が残っている。[69]一方、ガリレオ探査機は、木星の風が 5～7 バールの水雲よりかなり下まで広がり、22 バールの圧力レベルまで減衰する証拠が見られないことを発見した。これは、木星の大気の循環が実際には深い可能性があることを示唆している。[18]
ディープモデル
深層モデルは1976年にブッセによって初めて提案された。[70] [71]彼のモデルは、流体力学のもう一つのよく知られた特徴であるテイラー・プラウドマン定理に基づいていた。これは、高速で回転する理想的な順圧液体では、流れが回転軸に平行な一連の円筒状に組織化されるというものである。この定理の条件は、流体である木星内部でおそらく満たされている。したがって、惑星の分子状水素マントルは円筒に分割でき、各円筒は他の円筒とは独立した循環を持つ。[72]円筒の外側と内側の境界が惑星の目に見える表面と交差する緯度はジェットに対応し、円筒自体はゾーンやベルトとして観測される。
深層モデルは、木星の赤道で観測される強い順行ジェットを容易に説明する。このモデルが生成するジェットは安定しており、2D の安定性基準には従わない。[72]しかし、このモデルには大きな難点がある。生成される幅の広いジェットの数は極めて少なく、2008 年時点では 3D フローの現実的なシミュレーションは不可能である。つまり、深層循環を正当化するために使用される単純化されたモデルは、木星内の流体力学の重要な側面を捉えられない可能性がある。 [72] 2004年に発表された 1 つのモデルは、木星のバンドジェット構造をうまく再現した。 [62]このモデルでは、分子状水素マントルは他のすべてのモデルよりも薄く、木星の半径の外側 10% のみを占めると仮定した。木星内部の標準モデルでは、マントルは外側 20～30% を占める。[73]深層循環の駆動は別の問題である。深層流は浅い力（例えば湿潤対流）によっても、木星内部から熱を運び出す惑星全体の深層対流によっても引き起こされる可能性がある。[64]これらのメカニズムのどちらがより重要であるかはまだ明らかではない。
内部熱
1966年以来知られているように、[74]木星は太陽から受け取る熱よりもはるかに多くの熱を放射しています。惑星が放出する熱エネルギーと太陽から吸収する熱エネルギーの比率は1.67 ± 0.09と推定されています。木星からの内部熱流束は5.44 ± 0.43 W/m 2ですが、放出される総エネルギーは335 ± 26ペタワットです。後者の値は太陽から放射される総エネルギーの約10億分の1に相当します。この過剰熱は主に木星形成の初期段階からの原始的熱ですが、一部はヘリウムが核に沈殿したことによるものかもしれません。[75]
木星の大気のダイナミクスには内部熱が重要なのかもしれない。木星の傾斜角は 3° と小さく、極は赤道よりも太陽放射がはるかに少ないが、対流圏の温度は赤道から極まであまり変化しない。1 つの説明として、木星の内部対流がサーモスタットのように機能し、極の近くでは赤道地域よりも多くの熱を放出するということが考えられる。これにより、対流圏の温度は均一になる。地球では熱は主に大気を介して赤道から極に輸送されるが、木星では深層対流によって熱が均衡する。木星内部の対流は主に内部熱によって駆動されると考えられている。[76]
個別の機能
渦
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木星の大気には何百もの渦（円形の回転構造）があり、地球の大気と同様に、サイクロン（低気圧）と高気圧（高気圧）の2つのクラスに分けられます。[7]サイクロンは惑星の自転と同じ方向（北半球では反時計回り、南半球では時計回り）に回転し、高気圧は逆方向に回転します。しかし、地球の大気とは異なり、木星では高気圧がサイクロンよりも優勢で、直径2000 kmを超える渦の90%以上は高気圧です。[77]木星の渦の寿命は、その大きさによって数日から数百年まで異なります。たとえば、直径1000～6000 kmの高気圧の平均寿命は1～3年です。[78]渦は木星の赤道領域（緯度10°以内）では観測されたことがなく、そこでは不安定です。[10]他の高速回転惑星と同様に、木星の高気圧は高気圧の中心であり、低気圧は低気圧の中心である。[49]
（ジュノー；2017年10月）
木星の大気中の高気圧は常に、赤道から極に向かうにつれて風速が増加する領域内に閉じ込められている。 [78]これらは通常明るく、白い楕円として見える。[7]これらは経度方向には移動できるが、閉じ込められた領域から逃れることができないため、ほぼ同じ緯度にとどまる。[10]周囲の風速は約100 m/sである。[9] 1つの領域にある異なる高気圧は、互いに近づくと融合する傾向がある。[80]しかし、木星には他のすべての高気圧とは多少異なる2つの高気圧がある。それは大赤斑（GRS）[8]とオーバルBAである。[9]後者は2000年に形成されたばかりである。白い楕円とは対照的に、これらの構造は赤く、惑星の深部から赤い物質が浚渫されたためであると考えられる。[8]木星では、高気圧は通常、対流性嵐（下記参照）を含むより小さな構造の合体によって形成されるが、[78]大きな楕円はジェットの不安定性によって生じることもある。後者は1938年から1940年に観測され、南温帯の不安定性の結果としていくつかの白い楕円が現れ、後にそれらは合体してオーバルBAを形成した。[9] [78]
高気圧とは対照的に、木星の低気圧は小さく、暗く、不規則な構造になる傾向がある。より暗く、より規則的な特徴のいくつかは、茶色の楕円形（またはバッジ）として知られている。[77]しかし、いくつかの長寿命の大きな低気圧の存在が示唆されている。コンパクトな低気圧に加えて、木星にはいくつかの大きな不規則な糸状のパッチがあり、低気圧の回転を示しています。[7]そのうちの1つは、南赤道ベルトのGRSの西側（その航跡領域）にあります。 [81]これらのパッチは低気圧領域（CR）と呼ばれます。低気圧は常にベルト内に位置し、高気圧と同様に、互いに遭遇すると合体する傾向があります。[78]
渦の深層構造は完全には解明されていない。厚さが約500kmを超えると不安定になるため、比較的薄いと考えられている。大きな高気圧は目に見える雲の上数十kmにしか広がっていないことが知られている。2008年現在、渦は深層対流プルーム（または対流柱）であるという初期の仮説は、惑星科学者の大多数に共有されていない。[10]
大赤斑
大赤斑は、木星の赤道から南に22度の位置にある、持続的な高気圧性の嵐である。地球からの観測では、嵐の寿命は最短で350年とされている。 [83] [84 ]ジャン・ドメニコ・カッシーニは、1665年7月に機器製作者のエウスタキオ・ディヴィーニとともにこの特徴を観察した後、嵐を「永久斑点」と表現した。[85]ジョヴァンニ・バッティスタ・リッチョーリ の1635年の報告によると、リッチョーリが「並外れた望遠鏡」を所有していたダニスバラの修道院長と特定したレアンダー・バンティウスは、大きな斑点を観測し、「楕円形で、最も長いところで木星の直径の7分の1に等しい」と表現した。リッチョーリによると、「これらの特徴はめったに見られず、たとえ見えたとしても、並外れた品質と倍率の望遠鏡でのみ見られる」という。[86] しかし、大斑点は1870年代から継続的に観測されてきました。
大赤斑は反時計回りに回転しており、周期は約6地球日[87]または 木星日の14日である。その大きさは東西に24,000～40,000 km、南北に12,000～14,000 kmである。この斑点は地球サイズの惑星を2～3個収容できるほどの大きさである。2004年の初め、大赤斑の経度範囲は1世紀前の直径40,000 kmの約半分であった。現在の縮小率では、2040年までに円形になる可能性がありますが、近隣のジェット気流の歪み効果のため、これはありそうにありません。[88]この斑点がどのくらい続くか、または変化が通常の変動の結果であるかどうかは不明です。[89]
カリフォルニア大学バークレー校の科学者による研究によると、1996年から2006年の間に、赤斑は主軸に沿って直径の15パーセントを失った。研究を行ったチームの一員であったザイラー・アセイ＝デイビスは、赤斑が消えていないのは「赤斑に関連する雲は周囲の大気中の他の多くの現象にも強く影響されるため、速度のほうがより確実な測定方法である」と指摘した。[90]
赤外線データから、大赤斑は地球上の他のほとんどの雲よりも温度が低い（したがって高度が高い）ことがずっと以前からわかっていた。 [91]大赤斑の雲頂は周囲の雲より約 8 km 高い。さらに、大気の特徴を注意深く追跡したところ、1966 年にはすでにこの斑点が反時計回りに循環していることが明らかになった。この観測結果は、ボイジャーの接近通過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。[92]この斑点は、南側の穏やかな東向きのジェット気流（順行）と北側の非常に強い西向きのジェット気流（逆行）によって空間的に制限されている。[93]この斑点の縁の周りの風は最大で約 120 m/s（432 km/h）であるが、斑点内部の流れは停滞しているようで、流入も流出もほとんどない。[94]この斑点の自転周期は時間とともに短くなっており、これはおそらく斑点の大きさが着実に縮小していることの直接的な結果である。[95] 2010年に天文学者は、これまでよりも高い空間解像度で遠赤外線（8.5～24μm）で大赤斑を撮影し、その中心の最も赤い領域が周囲よりも3～ 4K暖かいことを発見した。暖かい空気塊は、200～500ミリバールの圧力範囲の上部対流圏に位置している。この暖かい中心点はゆっくりと逆回転しており、大赤斑の中心にある空気の弱い沈下によって引き起こされている可能性がある。[96]
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度変動している。しかし、経度は常に変動している。[97] [98]木星の目に見える特徴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°以上の緯度に使用され、もともと大赤斑の平均自転速度9時間55分42秒に基づいていた。[99] [100]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回惑星を「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、南赤道帯の明るさや南熱帯擾乱の有無に関連している。[101]
大赤斑の赤みがかった色の原因は正確にはわかっていない。実験室での実験で裏付けられた理論では、複雑な有機分子、赤リン、あるいは別の硫黄化合物がこの色の原因ではないかとされている。大赤斑の色相は、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、大きく変化する。最も赤い中心部の温度が高いことが、大赤斑の色が環境要因に影響されていることを示す最初の証拠である。[96]大赤斑は時折可視スペクトルから消え、南赤道ベルト（SEB）内のそのニッチである赤斑凹所を通してのみ明らかになる。大赤斑の視認性は明らかにSEBの出現と連動しており、ベルトが明るい白色のときは大赤斑は暗くなりがちで、ベルトが暗いときは大赤斑は通常明るめである。大赤斑が暗い期間や明るい期間は不規則な間隔で発生する。 1947年から1997年の50年間で、黒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年の期間でした。[102] 2014年11月、NASAのカッシーニミッションのデータの分析により、赤い色は惑星の上層大気中の太陽の紫外線照射によって分解された単純な化学物質の産物である可能性が高いことが明らかになりました。[103] [104] [105]
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（下）付近で観測された大暗斑と混同してはならない。 [106]海王星の大気圏の特徴も大暗斑と呼ばれていた。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だった可能性がある。1994年に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。[107]
オーバル BA
オーバルBAは木星の南半球にある赤い嵐で、形は大赤斑に似ているが、大赤斑よりも小さい（愛情を込めて「レッドスポットジュニア」、「レッドジュニア」、または「小赤斑」と呼ばれることが多い）。南温帯帯の特徴であるオーバルBAは、2000年に3つの小さな白い嵐が衝突した後に初めて見られ、それ以来激化している。[108]
後にオーバル BA に統合された 3 つの白い楕円形の嵐の形成は、1939 年に南温帯が暗い地形によって引き裂かれ、実質的に 3 つの長いセクションに分割されたときに遡ることができます。木星の観測者エルマー J. リースは、暗いセクションを AB、CD、EF と名付けました。裂け目は拡大し、南温帯の残りの部分は白い楕円形の FA、BC、DE に縮小しました。[109]オーバル BC と DE は 1998 年に統合され、オーバル BE を形成しました。その後、2000 年 3 月に BE と FA が統合され、オーバル BA が形成されました。[108] (下の白い楕円を参照)
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オーバルBAは2005年8月からゆっくりと赤くなり始めました。[110] 2006年2月24日、フィリピンのアマチュア天文家クリストファー・ゴーが色の変化を発見し、大赤斑と同じ色合いに達したことに気づきました。[110]その結果、NASAのライターであるトニー・フィリップス博士は、これを「レッドスポットジュニア」または「レッドジュニア」と呼ぶことを提案しました。[111]
2006年4月、オーバルBAがその年に大赤斑と収束する可能性があると考えた天文学者のチームが、ハッブル宇宙望遠鏡で嵐を観測した。[112]嵐は約2年ごとに通過するが、2002年と2004年の通過では特に目立った現象は見られなかった。ゴダード宇宙飛行センターのエイミー・サイモン・ミラー博士は、嵐が最も接近するのは2006年7月4日だと予測した。 [112] 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。[113]
オーバル BA がなぜ赤くなったのかはよくわかっていません。バスク大学のサンティアゴ・ペレス・オヨス博士による 2008 年の研究によると、最も可能性の高いメカニズムは「着色化合物またはコーティング蒸気が上方および内方に拡散し、後にオーバル BA の上層で高エネルギーの太陽光子と相互作用する可能性がある」ということです。[114]木星の小さな嵐 (およびそれに伴う白い斑点) が赤くなるのは、風が十分に強くなり、大気の深部から特定のガスを引き寄せ、そのガスが太陽光にさらされると色が変わるためだと考える人もいます。[115]
2007年にハッブル宇宙望遠鏡で行われた観測によると、楕円BAは強くなりつつある。風速は時速618キロメートルに達し、大赤斑とほぼ同じで、どの前駆嵐よりもはるかに強い。[116] [117] 2008年7月現在、その大きさは地球の直径とほぼ同じで、大赤斑の約半分の大きさである。[114]
楕円形のBAは、木星のもう一つの大きな嵐である南熱帯小赤斑（LRS）（NASAは「ベビー・レッド・スポット」と呼んでいる[118]）と混同してはならない。LRSは大赤斑によって破壊された。[115]この新しい嵐は、ハッブル宇宙望遠鏡の画像では以前は白い点だったが、2008年5月に赤くなった。観測は、米国カリフォルニア大学バークレー校のイムケ・デ・ペイターが主導した。[119]ベビー・レッド・スポットは2008年6月下旬から7月上旬にかけて大赤斑に遭遇し、衝突の過程で、小さい方の赤い点は粉々に砕け散った。ベビー・レッド・スポットの残骸は最初は大赤斑の周りを周回し、その後大赤斑に飲み込まれた。天文学者によって特定された赤みがかった色の最後の残骸は7月中旬までに消え、残った破片は再び大赤斑に衝突し、最終的に大きな嵐と合体した。ベビーレッドスポットの残りの破片は2008年8月までに完全に消滅した。[ 118]この遭遇の間、オーバルBAは近くに存在していたが、ベビーレッドスポットの破壊には明らかな役割を果たしていなかった。[118]
嵐と雷
木星の嵐は地球の雷雨に似ている。それらは、約1000 kmの大きさの明るい塊状の雲として現れ、特に強い西向き（逆行）ジェット気流内のベルトの低気圧領域に時々現れる。[121]渦とは対照的に、嵐は短命な現象である。最も強いものは数か月続くことがあるが、平均的な寿命はわずか3〜4日である。[121]それらは主に木星の対流圏内の湿潤対流によるものだと考えられている。嵐は実際には背の高い対流柱（プルーム）であり、湿った空気を深部から対流圏の上部に運び、そこで雲に凝結する。木星の嵐の典型的な垂直方向の広がりは約100 kmである。仮想的な水雲層の底部に位置する約5～7バールの圧力レベルから、0.2～0.5バールの高さまで広がるためである。[122]
木星の嵐には必ず雷が伴う。ガリレオとカッシーニの探査機による木星の夜側半球の撮影では、木星ベルトと西向きのジェット気流の位置付近、特に北緯51度、南緯56度、南緯14度の付近で定期的な閃光が観測された。[123]木星の雷撃は平均して地球よりも数倍強力である。しかし、頻度は低く、特定の領域から放出される光の強さは地球と同程度である。[123]極地でも数回の閃光が検出されており、木星は地球に次いで極雷が発生する2番目の惑星として知られている。[124]マイクロ波放射計（ジュノー）は2018年にさらに多くの雷を検出した。
木星では15～17年に一度、特に強力な嵐が発生する。北緯23度で発生し、東向きの最も強いジェット気流は150m/sに達する。このような現象が最後に観測されたのは2007年3～6月だった。[122]北温帯では経度55度離れた場所に2つの嵐が発生した。この嵐は帯を著しく乱した。嵐によって放出された暗い物質は雲と混ざり、帯の色を変えた。嵐はジェット気流よりもわずかに速い170m/sという最高速度で移動し、大気深部に強風が存在することを示唆している。[122] [d]
周極低気圧
木星の他の注目すべき特徴は、惑星の北極と南極近くにあるサイクロンです。これらは周極サイクロン（CPC）と呼ばれ、ジュノー宇宙船によってJunoCamとJIRAMを使用して観測されました。ジュノーが木星の周りを39周したため、サイクロンは今から約5年間観測されています。[125]北極には中心サイクロン（NPC）の周りを回る8つのサイクロンがありますが、南極には中心サイクロン（SPC）の周りを回るサイクロンが5つしかなく、最初のサイクロンと2番目のサイクロンの間には隙間があります。[126]サイクロンは地球のハリケーンのように後続の渦巻き腕とより密度の高い中心を特徴としていますが、個々のサイクロンによって中心に違いがあります。北部の CPC は、南部の CPC に比べて形状と位置が概ね維持されていますが、これは南部で最大風速が 80 m/s から 90 m/s と速いためと考えられます。[127]南部の CPC は動きが大きいものの、極に対して五角形の構造を維持する傾向があります。また、中心に近づくにつれて角風速が増加し、半径が小さくなることが観測されていますが、北部の 1 つのサイクロンだけは反対方向に回転している可能性があります。北部と南部のサイクロンの数の違いは、サイクロンの大きさによるものと考えられます。[128]南部の CPC は半径が 5,600 km から 7,000 km と大きくなる傾向があり、北部の CPC は 4,000 km から 4,600 km です。[129]
サイクロンのこれら2つの対称構造の安定性のメカニズムはベータドリフトの結果であり、これはコリオリパラメータの変化下で、渦内の流線に沿った運動量保存により、サイクロンが極方向に移動し、高サイクロンが赤道方向に移動することを引き起こす既知の効果です。 [ 130]したがって、極地域で形成されるサイクロンは極に集まり、土星の極で観測されるような極サイクロンを形成する可能性があります。[131] [132]極サイクロン（多角形の中心のサイクロン）も、ベータ効果と同様に、他のサイクロンをはじくことができる渦度場を放出します（藤原効果を参照）。周極低気圧が位置する緯度（約84°）は、計算上、極方向のベータドリフト力が極低気圧の赤道方向への反発力を周極低気圧にバランスさせるという仮説に適合しており、[133]周極低気圧の周りに高気圧リングがあると仮定すると、モデルシミュレーション[134]や観測結果と一致している。[133]
北半球のサイクロンは、北極点を中心とする八角形の構造を維持する傾向があります。北半球のサイクロンは、北極の冬季は光量が限られるため、南半球のサイクロンに比べてデータが少なく、JunoCam が各近木点 (53 日間) で北半球の CPC の位置を正確に測定することが困難ですが、JIRAM は北半球の CPC を理解するのに十分なデータを収集できます。光量が限られているため、北半球中央のサイクロンを見ることは困難ですが、4 周回することで、北半球を部分的に見ることができ、サイクロンの八角形構造を識別できます。光量が限られているため、サイクロンの動きを見ることも困難ですが、初期の観測では、北半球は極から約 0.5˚ オフセットされており、CPC は一般に中心付近の位置を維持していることが示されています。データの取得は困難ですが、北半球の CPC は、近木点ごとに西に約 1˚ ～ 2.5˚ のドリフト率を示すことが観測されています。北の 7 番目のサイクロン (n7) は他のサイクロンよりも少し大きく漂いますが、これは高気圧性の白色楕円 (AWO) によって北極圏からさらに引き離され、八角形がわずかに歪むためです。
南極のサイクロンの瞬間的な位置は、JIRAM機器とJunoCamによって5年間追跡されています。[135] [136]時間の経過に伴う位置は、6つのサイクロンそれぞれが約1（地球）年の周期で半径約400 kmの振動運動を形成することが明らかになりました。[137] CPCの平均位置の周りのこれらの振動は、CPCを極に向かって引っ張るベータドリフトと、6体バネシステムと同様にサイクロン間の相互作用により発生する反発力との間の不均衡の結果であると説明されました。[138]この周期的な動きに加えて、南極のサイクロンは年間7.5±0.7˚西にドリフトすることが観測されています。[139]このドリフトの理由はまだ不明です。
周極サイクロンは、特に北部では「充満」または「混沌」構造を持つさまざまな形態をしています。「混沌」サイクロンの内側には、小規模な雲の筋や斑点があります。「充満」サイクロンは、縁がはっきりした葉状の領域で、端近くは明るい白色で、内側は暗い色をしています。北部には「充満」サイクロンが 4 つと「混沌」サイクロンが 4 つあります。南部のサイクロンは、すべて外側に広範囲にわたる微細な螺旋構造を持っていますが、サイズと形状はすべて異なります。太陽の角度が低く、大気上にはもやがかかっているため、サイクロンの観測はほとんどありませんが、観測されたわずかなものから、サイクロンが赤みがかった色であることが分かります。
妨害
帯状および帯状の通常のパターンは、一定期間にわたって乱れることがある。乱れの 1 つの種類は、南熱帯地域の長期にわたる暗化であり、通常「南熱帯擾乱」(STD) と呼ばれる。記録史上最も長く続いた STD は、1901 年から 1939 年まで続き、 1901 年 2 月 28 日にパーシー B. モールズワースによって初めて観測された。この STD は、通常明るい南熱帯地域の一部が暗くなるという形をとった。それ以来、南熱帯地域で同様の擾乱がいくつか記録されている。[140]
ホットスポット
木星の大気圏で最も謎めいた特徴の 1 つにホット スポットがあります。ホット スポットでは、空気に雲が比較的少なく、熱が吸収されることなく深部から逃げることができます。ホット スポットは、約 5 μm の波長で撮影された赤外線画像では明るい点のように見えます。[49]ホット スポットは主にベルト状に配置されていますが、赤道帯の北端には目立つホット スポットが並んでいます。ガリレオ探査機は、これらの赤道スポットの 1 つに降下しました。各赤道スポットは、その西側に明るい雲状の煙を伴い、その大きさは最大 10,000 km に達します。[5]ホット スポットは一般に丸い形をしていますが、渦のような形ではありません。[49]
ホットスポットの起源は明らかではない。下降気流（下降する空気が断熱加熱され乾燥する）か、惑星規模の波の現れである可能性がある。後者の仮説は赤道黒点の周期的なパターンを説明する。[5] [49]
生命の可能性
1953年、ミラー・ユーリー実験により、原始地球の大気中に存在する化合物と雷の組み合わせにより、生命の基礎となる有機物（アミノ酸を含む）を形成できることが証明された。模擬大気は水、メタン、アンモニア、水素分子で構成されており、これらすべての物質は現在の木星の大気中に見られる。木星の大気には強い垂直気流があり、これらの化合物を下層に運ぶ。しかし、木星内部は高温であるため、これらの化学物質が分解され、地球のような生命の形成が妨げられる。[141]これはカール・セーガンとエドウィン・E・サルペターによって推測された。
観察履歴
近代初期の天文学者は、小型望遠鏡を使用して、木星の大気の変化を記録しました。[24]彼らが使用した説明用語（ベルトとゾーン、茶色の斑点と赤い斑点、プルーム、バージ、花飾り、ストリーマー）は現在でも使用されています。[142]渦度、垂直運動、雲の高さなどの他の用語は、20世紀になってから使用されるようになりました。[24]
地球上の望遠鏡で可能な解像度よりも高い解像度で木星の大気を初めて観測したのは、パイオニア 10号と11号の宇宙船だった。木星の大気の真に詳細な最初の画像は、ボイジャーによって提供された。[24] 2機の宇宙船は、さまざまなスペクトルで5kmという解像度で詳細を画像化し、大気の動きの「接近動画」を作成することができた。[24]アンテナの問題に見舞われたガリレオ探査機は、木星の大気をより少なく観測したが、平均解像度はより高く、スペクトル帯域幅はより広かった。[24]
今日、天文学者はハッブル宇宙望遠鏡などの望遠鏡のおかげで、木星の大気活動の継続的な記録を見ることができる。これらの記録は、大気が時折大規模な擾乱に見舞われるものの、全体としては驚くほど安定していることを示している。[24]木星の大気の垂直方向の動きは、主に地上の望遠鏡による微量ガスの特定によって決定された。[24] シューメーカー・レヴィ第9彗星の衝突後の分光学的研究は、雲頂の下の木星の組成を垣間見る機会を与えた。二原子硫黄（S 2）と二硫化炭素（CS 2）の存在が記録された。これは木星でどちらも初めて検出されたものであり、天体でS 2が検出されたのは2回目である。また、アンモニア（NH 3）や硫化水素（H 2 S）などの他の分子も検出されたが、二酸化硫黄などの酸素を含む分子は検出されず、天文学者を驚かせた。[143]
ガリレオ大気探査機は木星に突入した際に、22気圧までの風、気温、組成、雲、放射線レベルを測定した。しかし、木星の他の場所では1気圧以下では数値に不確実性がある。[24]
大赤斑の研究
大赤斑の最初の発見は、1664年5月に惑星上の斑点を記述したロバート・フックによるものとされることが多いが、フックの斑点は完全に間違った帯（北赤道帯、現在の南赤道帯の位置）にあった可能性が高い。それよりずっと説得力があるのは、翌年にジョヴァンニ・カッシーニが「恒久的な斑点」について記述したことだ。 [144]視程の変動はあったものの、カッシーニの斑点は1665年から1713年まで観測された。[145]
ちょっとした謎は、ドナート・クレティが1700年頃にカンバスに描いた木星の黒点に関するもので、バチカンに展示されている。[146] [147]これは、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、その作成はすべて、正確さを保つ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。クレティの絵画は、大赤斑を赤く描いた最初の絵画として知られている。19世紀後半以前には、木星の特徴が公式に赤であると説明されたことはなかった。[147]
現在の大赤斑は1830年以降に初めて観測され、1879年に顕著な出現が見られてから初めてよく研究されました。1830年以降の観測と17世紀の発見の間には118年のギャップがあり、元の黒点が消滅して再形成されたのか、薄れたのか、あるいは観測記録が単に貧弱だったのかさえ不明です。[102]古い黒点は観測の歴史が短く、現在の黒点よりも動きが遅いため、正体である可能性は低いです。[146]
1979年2月25日、ボイジャー1号宇宙船は木星から920万キロ離れたところで、大赤斑の詳細な画像を初めて地球に送信しました。直径160キロほどの小さな雲の詳細が観察されました。大赤斑の西側（左）に見える色鮮やかな波状の雲のパターンは、大赤斑の航跡領域で、非常に複雑で変化に富んだ雲の動きが観測されています。[148]
白い楕円
オーバルBAとなる白い楕円は1939年に形成された。形成直後は経度90度近くまで広がったが、最初の10年間で急速に縮小し、1965年以降は長さが10度以下に安定した。[ 149 ]もともとはSTZの一部であったが、進化して南温帯に完全に埋め込まれた。これは、北に移動してSTBに「穴を掘った」ことを示唆している。[150]実際、大赤斑と同様に、その循環は北と南の境界にある2つの反対方向のジェット気流によって制限されており、北には東向きのジェット気流、南には西向きの逆行ジェット気流があった。[149]
楕円の縦方向の動きには、木星の軌道上の位置（遠日点で速度が速くなる）と大赤斑への近さ（赤斑から50度以内では速度が速くなる）という2つの要因が影響しているようだ。[151]白い楕円の移動速度の全体的な傾向は減速で、1940年から1990年の間に半減した。[152]
ボイジャーのフライバイ中、楕円は東から西に約9000km、南北に約5000km広がり、5日ごとに回転しました（当時の大赤斑では6日でした）。[153]
参照
- シューメーカー・レヴィ第9彗星
- 太陽系外惑星（多くは木星より大きい）
- ガリレオ宇宙船（軌道探査機と大気圏突入探査機の両方を含むミッション）
- ジュノー探査機
- 2009年木星衝突
- 2010年木星衝突
- ユリシーズ（宇宙船）
- ボイジャー1号、ボイジャー2号
注記
- ^ スケールハイトshはsh = RT /( Mg j )と定義され、ここでR = 8.31 J/mol/Kは気体定数、M ≈ 0.0023 kg/molは木星大気の平均モル質量、[3] Tは温度、g j ≈ 25 m/s 2は木星表面の重力加速度です。温度は対流圏界面の110 Kから熱圏の1000 Kまで変化するため、[3]スケールハイトは15～150 kmの値をとることができます。
- ^ ガリレオ大気探査機は深層酸素の量を測定できなかった。水濃度が22気圧まで上昇し続け、探査機が停止したためである。実際に測定された酸素量は太陽の値よりはるかに低いが、深度とともに大気中の水分量が急速に増加していることから、深層酸素の量は他の元素と同様に太陽の値を約3倍上回っている可能性が高い。[ 1]
- ^ 炭素、酸素、窒素、その他の元素が過剰に存在する理由については、さまざまな説明が提案されている。有力な説は、木星が集積の最終段階で大量の氷の微惑星を捕獲したというものである。希ガスなどの揮発性物質は、水氷の中にクラスレート水和物として閉じ込められたと考えられている。[1]
- ^ NASAのハッブル宇宙望遠鏡は2020年8月25日、時速350マイル（時速560キロメートル）で木星の周りを移動する嵐を記録した。[154]さらに、カリフォルニア工科大学の研究者は、木星の嵐は地球の嵐と似ており、赤道近くで発生し、その後極に向かって移動すると報告した。しかし、木星の嵐は陸地や海洋との摩擦を受けないため、極に到達するまで漂い、いわゆるポリゴン嵐が発生する。[155]
参考文献
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、木星の大気に関連するメディアがあります。
- 惑星協会のブログ記事（2017-05-09）では、アマチュア天文家による画像から2014年12月19日から2015年3月31日までの木星の大気活動のビデオをまとめたピーター・ローゼン氏の記事について説明しています。
- 雰囲気
