木星の大気
大赤斑の緯度は、観測記録が残っている期間を通じて安定しており、約1°しか変化していない。しかし、経度は常に変化している。木星は均一に自転していないため、天文学者は経度を定めるため、3つの異なる系を定義した。系IIは、緯度10°を超える部分で使われ、9h 55m 42sの大赤斑の平均回転速度を元にしたものである。これに関わらず、大赤斑は19世紀初頭から、少なくとも惑星を10周している。この速度は年によって大きく異なり、南赤道ベルトの明るさ及び南熱帯擾乱の有無と関連している。
大赤斑の赤色の起源については、正確に分かっていない。実験室内での実験によって指示される理論によると、この色は複雑な有機分子、赤リン、その他の硫黄化合物によるものであると説明される。大赤斑の色相は、れんが色から淡いサーモン色までかなり変化する。最も赤い中心領域は、周りよりも若干暖かく、これは大赤斑の色が環境因子に影響されることの初めての証拠となった。大赤斑は、可視光領域で見えなくなることもあり、南赤道ベルト(SEB)に空いた隙間、赤斑孔となる。大赤斑の可視性はSEBの色相と関連しているように見え、ベルトが明るい白色の時は大赤斑は暗くなり、ベルトが暗い時は大赤斑は明るくなる傾向がある。大赤斑の明暗が変化する周期は不規則であり、1997年までの50年間で、1961年から1966年、1968年から1975年、1989年から1990年、1992年から1993年の期間に最も暗くなった。
大赤斑と似たものに、2000年にカッシーニによって木星の北極付近に観測された大暗斑がある。また海王星の大気の中にも大暗斑と呼ばれる構造がある。後者は1989年にボイジャー2号によって撮影され、嵐というよりは大気の穴であると考えられている。1994年には存在しなくなったが、似たような小さな穴がより北側に表れた。
オーバルBAは、木星の南半球に現れた大赤斑と同様のより小さな赤い嵐に与えられた公式の名称である。レッドジュニアや中赤斑等とも呼ばれることもある。南温帯ベルトに存在するオーバルBAは、2000年に3つの小さな白い嵐が衝突し、勢力が強まって形成された。
後に融合してオーバルBAとなる3つの白い嵐の形成は、南温帯ゾーンが暗い領域によって3つの長い部分に引き裂かれた1939年まで遡ることができる。木星観測者のElmer J. Reeseは、暗い領域をAB、CD、EFと名付けた。この裂け目は拡張し、STZの残りの部分を収縮させて、白いオーバルFA、BC、DEが形成された。オーバルBCとDEは1998年に融合してオーバルBEとなり、その後、2000年3月にオーバルBEとFAが融合してオーバルBAが形成された。
オーバルBAは、2005年8月頃からゆっくりと赤くなり始めた。2006年2月24日、フィリピンのアマチュア天文学者のChristopher Goが色の変化を発見し、大赤斑と同じくらいになったと記録した。これを受け、NASAの作家Tony Phillipsはこれを「レッドジュニア」と呼ぶことを提案した。
2006年4月、年内にオーバルBAが大赤斑に収斂されると信じる天文学者のチームがハッブル宇宙望遠鏡を用いてこの嵐を観測した。嵐は2年毎にすれ違っていたが、2002年と2004年のすれ違いでは興味深い出来事は起こらなかった。ゴダード宇宙飛行センターのAmy Simon-Millerは、2006年7月4日に2つの嵐が再接近すると予測した。7月20日、2つの嵐がすれ違う様子がジェミニ天文台で撮影されたが、融合は起こらなかった。
オーバルBAの色がなぜ赤色に変わったのかは分かっていない。2008年のバスク大学のSantiago Perez-Hoyosの研究によると、最も確からしい機構は、着色化合物が、オーバルBAの上層で太陽からの高エネルギー光子と相互作用した結果だとされる。風が深層からある種の気体を吹き飛ばすほど強まり、それが日光に晒されると色が変わると考える者もいる。
オーバルBAは、2007年にハッブル宇宙望遠鏡によって行われた観測によると、徐々に強くなっている。風速は大赤斑に匹敵し、その他の嵐よりも遙かに速い618km/hに達した。2008年7月時点で、その大きさは地球程度の直径となり、大赤斑の約半分となった。
オーバルBAと似たものには、大赤斑に破壊された小赤斑がある(NASAはこれに「ベビー・レッド・スポット」という渾名を付けた)。元々はハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された白いスポットだったものが2008年5月に赤くなり、カリフォルニア大学バークレー校のImke de Paterらにより観測が行われた。小赤斑は2008年6月末から7月初めに大赤斑と衝突し、小片になって飲み込まれた。残っていた赤色の残骸も7月中旬には再び大赤斑と衝突して消え、2008年8月までには完全に無くなった。この衝突の間、オーバルBAも近くにあったが、小赤斑の破壊には関わっていないように見えた。
木星の北極には渦が見られる。詳細は解明されていない。
木星上の嵐は、地球の雷雨と似ている。ベルトの低気圧、特に強い西向きのジェットの中に地域に時々現れる大きさ約1,000kmの塊状の雲として見える。渦とは異なって嵐は短命な現象であり、最も強いものは数ヶ月続くが、平均は3日から4日で消滅する。対流圏における水蒸気の対流が主な原因で発生すると考えられている。嵐は実際は縦長の円柱状の対流(プリューム)で、湿った空気を対流圏の深層から上層に運び、凝結して雲を形成させる。典型的な木星の嵐の垂直方向の高さは約100kmであり、気圧5から7バールの高さから、水の雲の層の底である気圧0.2から0.5バールの高さまで広がる。
木星の嵐は、常に雷を伴う。ガリレオとカッシーニによる木星の夜半球の画像は、ベルトや西向きジェットの中で、特に北緯51°、南緯56°、南緯14°の地点で恒常的に雷が発生していることを明らかとした。木星では、雷は地球より平均で何倍か強力である。しかし、頻度は少なく、面積当たりで放出されるエネルギーは地球と同程度である。極地方では雷は少ないが、木星は極での雷が観測された地球以外で最初の惑星となった
。
15年から17年ごとに、木星では特に大規模な嵐が発生する。これは、150m/sにも達する最も強い西向きジェットの吹く北緯23°の地点で発生する。直近でこのような嵐が発生したのは、2007年3月から6月にかけてである。2つの嵐が北半球の55°のベルトの異なった経度の地点に現れた。これらはベルトを多いに乱し、嵐によって巻き上げられた暗い物質が雲と混ざってベルトの色を変えた。嵐はジェットそのものよりも若干速い170m/sもの速度で移動し、大気深層での強い風の存在を示唆した。
バンドやゾーンの通常のパターンは一次的に乱されることがある。顕著な1例は、南熱帯ゾーンの長期間に及ぶ暗化であり、「南熱帯擾乱(STD)」と呼ばれる。記録に残る最も長く続いたSTDは、1901年から1939年まで続いたもので、1901年2月28日にパーシー・モールズワースが初めて観測した。この時には、通常は明るい南熱帯ゾーンの一部が暗くなった。この時以降、南熱帯ゾーンの同様の擾乱が何度か記録されている。
木星の大気の最も謎の多い特徴の1つがホットスポットである。ホットスポットの中では、雲が比較的少なく、熱が吸収を受けずに深層から逃げ出すことができる。約5μmの波長で撮影した赤外線画像では、明るいスポットとして見える。ベルトに多く発生するが、赤道ゾーンの北端には、一列に繋がった顕著なホットスポットがある。ガリレオは、この赤道ゾーンのホットスポットの1つに降下した。各々の赤道ゾーンのホットスポットは、すぐ西側にある明るい雲のプリュームと関係があり、大きさは10,000kmにもなる。ホットスポットは通常丸い形をしているが、渦とは似ていない。
ホットスポットの起源はよく分かっていない。下降する空気が断熱状態で加熱乾燥する下降気流でも、惑星規模の波が表れたものでも、どちらでもあり得る。後者の仮説は、赤道上のスポットの周期的なパターンについて説明できる。
小さな望遠鏡を用いる初期の天文学者は、木星の大気の見かけの変化を記録した。彼らが使った、ベルト、ゾーン、スポット(斑)、プリューム、バージ、フェストーン、嵐等の用語は、現在でも使用されている。渦、垂直運動、雲高等の用語は、20世紀になってから使われ始めた。
地上の望遠鏡よりも高い解像度で初めて木星の大気を観測したのは、パイオニア10号とパイオニア11号であった。木星の大気に関する最初の真に詳細な画像は、ボイジャー計画によってもたらされた。2機の探査機が、様々なスペクトルで5kmの解像度の詳細な写真を撮影し、また動きながらの「接近映像」も作製することができた。ガリレオは、木星の大気をそれほど観測した訳ではないが、より高い解像度で、より幅広いスペクトルでの観測を行うことができた。
今日では、ハッブル宇宙望遠鏡のような望遠鏡のおかげで、天文学者は継続的な木星の大気の記録を手に入れることができる。これらの記録は、木星の大気は時々、大規模な擾乱によって乱されることがあるが、全体としてはかなり安定していることを示した。木星の大気の垂直運動は、地上からの観測による痕跡ガスの同定で、かなり特定された。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で、雲頂の下の化学組成について概観することができた。アンモニア、硫化水素等とともに二原子硫黄や二硫化炭素の存在も記録され、これは木星上からの初めての検出であった。また、二原子硫黄については、天体からの二例目の検出であった。一方、二酸化硫黄等の酸素含有分子は検出されず、天文学者を驚かせた。
木星に突入したガリレオは、気圧22バールの高度までの風、温度、組成、雲、放射レベル等を測定した。
大赤斑を最初に観測したのは、1664年5月にこれを記述したロバート・フックであると言われるが、フックのスポットは別のベルトのスポットであった可能性がある。より確からしいのは、翌年のジョヴァンニ・カッシーニによる「永続的なスポット」との記述である。可視性の変動により、カッシーニのスポットは1665年から1713年まで観測された。
1700年頃、ドナート・クレーティによって描かれ、バチカンに展示された絵画が、木星のスポットに関する小さな謎となっている。これは、様々なイタリアの風景の背景として拡大された天体が描かれた一連の作品の一つで、その全ての作品の監修を天文学者のユースタキオ・マンフレディが務めた。クレーティの絵画は、これまで知られている中で、大赤斑を初めて赤色に描いているが、19世紀末になるまで、木星上の構造が公式に赤色とされたことはなかった。
現在の大赤斑は、1830年以降に初めて観測されたものであり、1879年に顕著になってから詳細に研究されるようになった。17世紀の発見から、1830年までの118年間の長いギャップの間、元々のスポットが消えて新たに形成されたのか、一時的に見えにくくなったのか、観測記録が単に欠けているだけなのかは不明である。より古いスポットは現在のものに比べ、観測の歴史が短く、ゆっくり動いているが、その理由は分かっていない。
1979年2月25日、ボイジャー1号が、木星から920万kmの地点から大赤斑の最初の詳細な画像を地球に伝送した。直径160kmまでの雲の詳細を見ることができた。大赤斑の西(左)に見える色彩豊かで波打った雲のパターンは、スポットの波紋領域で、ここでは非常に複雑な雲の動きが観測される。
後にオーバルBAとなった白いオーバルは1939年に発見された。形成直後に経度のほとんど90°を覆ったが、最初の10年間で急速に収縮し、1965年以降はその長さは10°以下で安定した。STZの一部を組織するようになったが、その後北に動き、南温帯ベルトの隙間を「掘って」、完全に飲み込まれた。実際に、大赤斑と同様に、その流れは南北の境界の2つの逆方向のジェットに囲まれた。
オーバルの経度方向の動きは、軌道上の木星の位置(遠日点で速くなる)及び大赤斑との距離(50°以内だと速くなる)の2つの要因に影響されているように見える。白いオーバルの漂流速度は、全体的な傾向として遅くなっており、1940年から1990年の間に約半分になった。
ボイジャーのフライバイの間に、このオーバルは東から西に約9,000km、北から南に約5,000km広がり、(この時点で、大赤斑の回転周期が6日間だったのに対して)5日間の周期で回転していた。
A スケールハイトshは、次の式で定義される。sh = RT/(Mgj)ここでR = 8.31 J/mol/Kは気体定数、M ? 0.0023 kg/molは木星の大気の平均分子量、Tは温度、gj ? 25 m/s2は木星表面での重力加速度である。温度は、対流圏での110Kから熱圏での1000Kまで変化し、スケールハイトは15から150kmと推定される。
B運用を停止する22バールまで、気圧の低下につれ、水の含量が増加し続けたため、ガリレオで大気深層の酸素の存在量を測定することはできなかった。酸素の存在量の測定値は太陽の値よりも小さいが、観測される大気中の水の深さ方向の急速な増加は、深層での酸素の存在量は、他の元素と同様に太陽の約3倍になるということが強く推測されている。
C炭素、酸素、窒素、その他の元素の過剰な存在について、多数の説明が提案されてきた。最も指示されるものは、木星が降着の後期段階で多数の氷微惑星を捕獲したというものである。希ガスのような揮発元素は、水の氷の中に包接水和物の形で取り込まれたと考えられている。