大赤斑

大赤斑

大赤斑（Great Red Spot）は、太陽系最大の惑星である木星に存在する、巨大な高気圧性の渦です。その特徴的な赤い色と圧倒的な大きさから、古くから天体観測の対象となってきました。

概要

大赤斑は、地球から望遠鏡で観測することが可能です。初めて観測されたのは1665年で、イタリアの天文学者ジョヴァンニ・カッシーニによって記録されました。ただし、これに先立つ1664年には、イギリスのロバート・フックが木星表面に渦状の模様を確認しており、これが大赤斑の一部あるいは別の渦であった可能性が指摘されています。

木星の赤道から南に約22度ずれた位置にあり、中心部では南極側から見て反時計回りに、およそ6日周期で回転しています。渦の雲頂高度は周囲の雲よりも8キロメートルほど高いと測定されています。また、2017年には、大赤斑が巨大な熱源であることが報告され、そのエネルギー源に関する研究が進められています。

構造

木星の大気には、地球の大循環気流に似た強力な帯状の気流が、狭い間隔でほぼ平行に流れています。これらの帯状気流の間では、非常に速いジェット気流が互い違いの方向に吹いており、木星の高速な自転が生み出す強いコリオリ力の影響を受けています。大赤斑は、このような複雑な帯状気流を跨ぐように存在しており、特に気流の境界付近では、絵具を混ぜたようなマーブリング状の複雑な模様が見られます。

大赤斑の他にも、木星には多数の渦が存在します。これらは主に白や茶色の楕円形として観測され、白い渦は比較的高く冷たい雲で、茶色の渦は標準的な高度の warmer な雲で構成されています。これらの渦の寿命は数時間から数世紀と様々です。

特筆すべき例として、2000年頃には、大赤斑よりも小規模な複数の白い渦が合体し、「オーバルBA」と呼ばれる大きな白い渦が形成されました。このオーバルBAは、2005年末頃から徐々に赤みを帯び始め、大赤斑に似た色調へと変化する様子が観測されました。これは、下層の暖かい大気が上昇して混合された結果だと推測されており、「中赤斑」とも呼ばれたこの渦は、2008年時点では大赤斑のやや南に安定して存在していました。

大赤斑の precise な発生メカニズムや詳細な内部構造については、いまだ多くの点が謎に包まれています。マーブリングのような渦が発達したものなのか、地球の台風に似た構造なのか、あるいは下層に何か根本的な原因があるのかなど、様々な仮説が議論されています。

観測の歴史

大赤斑は1665年に発見されて以来、断続的に観測されてきました。具体的には、1665年から1713年までと、1831年から現在まで観測記録がありますが、1714年から1830年までの期間は観測されていません。かつては、1665年の観測以来、350年以上継続している同一の渦だと考えられていましたが、近年の研究では、1713年以前に観測されたものと1831年以降に再観測されたものが、サイズや動きから見て別物である可能性が高いと指摘されています。これは、Agustín Sánchez-Lavegaらのグループによる過去の観測記録分析や木星大気のシミュレーションに基づくものです。

大きさの変化と現状

大赤斑は、発見以来長期間安定していると考えられていましたが、20世紀後半から21世紀にかけて、その大きさが顕著に縮小していることが明らかになりました。19世紀後半には長径約4万キロメートルと、地球が3個横に並ぶほどの巨大なサイズでしたが、1979年・1980年のボイジャー探査機による観測では約2万3300キロメートルに、そして2014年にはハッブル宇宙望遠鏡によって約1万6500キロメートルにまで縮小していることが確認されました。さらに、2012年初めには、アマチュア天文家の観測から、縮小ペースが年間約930キロメートルに加速していることが判明しました。この縮小に伴い、渦の形状も長楕円形からより真円に近い形へと変化しています。

縮小の原因の一つとして、小さい渦が大赤斑に巻き込まれる際に、内部構造に変化が生じる可能性がNASAの天文学者によって指摘されています。2015年時点でも縮小は続いており、ペースは落ち着いたものの、依然として縮小傾向にあります。現在のペースが続けば、21世紀の中頃には大赤斑が消滅する可能性も示唆されています。しかし、その動向については引き続き注意深い観測が続けられています。

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