Wielka Biała Plama, znana również jako Wielki Biały Owal na Saturnie, to potężna burza atmosferyczna — na tyle rozległa, że bywa widoczna przez teleskop z Ziemi. Jej jasny, biały wygląd wynika z rozległych chmur lodowych o dużej wysokości. Nazwa nawiązuje do Wielkiej Czerwonej Plamy Jowisza, choć zjawiska te różnią się budową i czasem trwania. Plamy mogą osiągać szerokość kilku tysięcy kilometrów i — w przypadku najsilniejszych erupcji — potrafią obiegać znaczną część planety.

Czym są i jak powstają?

Wielkie Białe Plamy to gwałtowne, konwekcyjne burze, które powstają, gdy cieplejsze gazy z wnętrza planety wznoszą się ku górze i wypychają na powierzchnię wielkie ilości lodu amoniakalnego oraz innych składników tworzących jasne chmury. Kondensacja i krystalizacja tych związków powoduje powstawanie odblaskowych, białych pasm. Proces napędzany jest uwalnianiem ciepła utajonego przy kondensacji oraz ruchem pionowym w głębszych warstwach atmosfery.

Przyczyny i mechanizmy

  • Konwekcja głębokich warstw: Gwałtowne prądy wstępujące transportują cieplejsze, bogate w lotne związki masy ku górze, gdzie następuje kondensacja amoniaku i tworzenie jasnych chmur.
  • Sezonowość: Historyczne obserwacje sugerują, że ogromne, planetarne burze pojawiają się w przybliżeniu raz na jedno okrążenie Saturna wokół Słońca (ok. 29,5 roku ziemskiego), co łączy je z warunkami sezonowymi w atmosferze.
  • Zmiany składu i chemii: Intensywne mieszanie atmosferyczne może prowadzić do przemian chemicznych — obserwowano m.in. utratę acetylenu oraz lokalny wzrost stężenia związków zawierających fosfor.

Obserwacje sondy Cassini

Orbiter Cassini śledził i badał wielką burzę, która rozpoczęła się w grudniu 2010 roku i rozwinęła się w 2011 roku (tzw. burza 2010–2011). Dzięki zestawowi instrumentów Cassini poznaliśmy wiele szczegółów tych zjawisk:

  • Obrazy wysokiej rozdzielczości (kamera ISS): dokumentowały rozwój białego pasma, jego rozszerzanie się wzdłuż szerokości geograficznych i zmiany morfologii chmur.
  • Spektrometry (VIMS, CIRS): rejestrowały zmiany składu chemicznego i anomalie temperaturowe — zaobserwowano m.in. utratę acetylenu w obrębie chmur oraz nietypowe zmiany temperatury w centrum burzy.
  • RPWS — emisje radiowe: wzrost liczby zakłóceń radiowych (Saturn Electrostatic Discharges, SED) i ogólne powiązanie z zaburzeniami plazmowymi w magnetosferze wskazywały na silną aktywność elektryczną (pioruny) towarzyszącą burzy.

Cechy szczególne i skutki

  • Burze potrafią tworzyć rozległe, często nieregularne owalne struktury i pozostawiać po sobie długotrwałe zmiany w atmosferze (np. wiry czy ciemne pasma w tzw. „opuszce” po burzy).
  • Obserwowano zmiany temperatury: na poziomie wierzchołków chmur mogą występować ochłodzenia, natomiast w wyższych warstwach (stratosferze) pojawiały się lokalne anomalie temperaturowe — tzw. „beacony” — wynikające z pionowego transportu ciepła i fal atmosferycznych.
  • Chemia: zwiększone mieszanie pionowe powoduje, że do wyższych warstw trafiają związki z głębszych rejonów atmosfery (np. związki fosforu), a jednocześnie niektóre hydrokarbony, jak acetylenu, mogą ulegać lokalnemu spadkowi koncentracji.

Okresowość i historia obserwacji

Wielkie Białe Plamy były obserwowane od XIX wieku i występują nieregularnie, lecz związane z sezonowymi zmianami na Saturnie. Do znanych epizodów należą wydarzenia z lat 1876, 1903, 1933, 1960, 1990 oraz 2010–2011. W przeciwieństwie do stabilnej Wielkiej Czerwonej Plamy Jowisza, plamy na Saturnie są zjawiskami episodicznymi — mogą powstać gwałtownie, rozprzestrzenić się na dużą skalę, a następnie stopniowo wygasać.

Dlaczego to ważne?

Badanie Wielkich Białych Plam pozwala lepiej zrozumieć dynamikę atmosfery olbrzymich planet, mechanizmy konwekcji głębokiej, reakcje chemiczne w warstwach atmosferycznych oraz interakcje między pogodą a magnetosferą (emisje radiowe i zjawiska plazmowe). Dane z Cassiniego dostarczyły bezprecedensowego wglądu w te procesy, co pomaga także w interpretowaniu obserwacji z Ziemi i porównywaniu atmosfer Jowisza i Saturna.