Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Атмосфера Юпітера



План:


Введення

Схематичне відображення хмар Юпітера, 2000 рік

Атмосфера Юпітера - найбільша планетна атмосфера в Сонячній системі. Переважно складається з молекул водню і гелію в пропорціях, близьких до тих, що мають місце на Сонце, інші елементи присутні в невеликих кількостях, в їх числі є такі хімічні сполуки: метан, аміак, сірководень і вода. Вода, як вважається, знаходиться в нижніх шарах атмосфери, її безпосередньо виміряна концентрація дуже мала. Поширеність вуглецю, азоту, сірки і інертних газів перевищують показники Сонця приблизно в три рази. [1]

Атмосфера Юпітера настільки непрозора, що її нижні шари не видно. Чіткої нижньої межі у атмосфери немає, вона плавно переходить в океан з рідкого водню. [2] Розрізняють такі шари атмосфери (знизу вгору): тропосфера, стратосфера, термосфера і екзосфера. Кожен шар має свій характерний температурний градієнт. [3] Самий нижній шар, тропосфера, містить складну систему з хмар і туманів, включаючи шари аміаку, гідросульфіду амонію і води. [4] Верхні аміачні хмари, які спостерігаються на "поверхні" Юпітера, організовані в численні смуги, паралельні екватору, і обмежені сильними зональними атмосферними потоками (вітрами), відомими як "джети" або "струменя". Смуги мають різне забарвлення: більш темні смуги прийнято називати "поясами", а світлі - "зонами". Зони, області атмосферного аппвелінга (висхідні атмосферні потоки) більш холодні, ніж пояса (області низхідних атмосферних потоків). [5] Припускають, що своєю більш світлим забарвленням зони зобов'язані аміачним льоду, але не можна з упевненістю судити про те, що надає поясам темніший відтінок. [5] Походження структури з смуг і джетів також достовірно невідомо, запропоновано дві моделі цієї структури. В поверхневої моделі передбачається, що це - поверхневі явища над стабільними внутрішніми областями. У глибинній моделі передбачається, що смуги і джети - поверхневі прояви глибинної циркуляції, що протікає в юпітеріанской мантії, яка складається з молекулярного водню і організована у вигляді системи циліндрів. [6]

В атмосфері Юпітера відбуваються різноманітні активні явища, такі як нестабільність смуг, вихори ( циклони і антициклони), бурі й блискавки. [7] Вихри виглядають як великі червоні, білі та коричневі плями (овали). Два найбільших плями - Велика червона пляма (БКП) [8], і овал BA [9] - мають червонуватий відтінок. Ці два і більшість інших великих плям є антициклонами. Маленькі антициклони зазвичай бувають білими. Передбачається, що вихори є відносно неглибокими структурами, глибини яких не перевищують декількох сотень кілометрів. Розташоване в південній півкулі БКП - найбільший з відомих у Сонячній системі вихорів. В межах цього вихору могло б розміститися кілька планет розміром з Землю, і він існує вже принаймні 300 років. Овал BA, який знаходиться на південь від БКП і в три рази менше останнього, являє собою червона пляма, що сформувалося в 2000 при злитті трьох білих овалів. [6]

На Юпітері постійно вирують сильні бурі, завжди супроводжуються грозами. Буря - результат вологою конвекції в атмосфері, пов'язаної з випаровуванням і конденсацією води. Це ділянки сильного висхідного руху повітря, яке призводить до формування яскравих [ прояснити ] і щільних хмар. Бурі формуються головним чином в областях поясів .. Розряди блискавок на Юпітері набагато сильніше, ніж на Землі, проте їх менше, тому середній рівень грозової активності близький до земного. [10]


1. Вертикальна структура

Вертикальна структура атмосфери Юпітера. Зазначимо, що тиск знижується з висотою. Рівень в -132 км. Це максимальна глибина, якої досяг спусковий апарат з " Галілео ". [3]

Атмосфера Юпітера ділиться на 4 рівні (наведені в порядку збільшення висоти): тропосфера, стратосфера, термосфера і екзосфера. На відміну від атмосфери Землі, атмосфера Юпітера не має мезосфери. [11] На Юпітері немає твердої поверхні, і самий нижній рівень атмосфери, тропосфера, плавно переходить в аміачний океан мантії. [2] Це результат того, що температура і тиск на цьому рівні багато вище критичних точок для водню і гелію, тому там не спостерігається гострих кордонів між рідиною і газом. Водень - стає надкрітіческой рідиною приблизно при тиску в 12 бар [2]

Так як нижня межа атмосфери не відома точно, рівень тиску в 10 бар, на 90 км нижче тиску в 1 бар, з температурою близько 340 К, вважається підставою тропосфери. [3] У науковій літературі рівень тиску в 1 бар зазвичай вибирається як нульова точка для висот "поверхні" Юпітера. [2] Як і на Землі, у верхнього рівня атмосфери, екзосфери, немає чітко визначеної межі. [12] Щільність її поступово зменшується, і екзосфера плавно переходить в міжпланетний простір приблизно в 5000 км від "поверхні". [13]

Вертикальні варіації температур в юпітеріанской атмосфері схожі з земними. Температура тропосфери зменшується з висотою, поки не досягає мінімуму, званого тропопаузою [14], яка являє собою кордон між тропосферою і стратосферою. На Юпітері тропопауза приблизно на 50 км вище видимих ​​хмар (або рівня в 1 бар), де тиск і температура близькі до 0,1 бар і 110 К. [3] [15] У стратосфері температура підвищується до приблизно 200 К при переході в термосферу і при висоті і тиску в близько 320 км і 1 мікробар. [3] В термосфере температура продовжує підвищуватися, в кінцевому рахунку досягаючи 1000 К приблизно на висоті в 1000 км і при тиску в 1 нанобар. [16]

Складна структура хмар характерна для тропосфери Юпітера [4]. Верхні хмари, розташовані на рівні тиску 0,6-0,9 бар, складаються з аміачного льоду. [17] Нижче хмар з аміачного льоду, як вважається, знаходяться хмари, що складаються з гідросульфіду амонію або сульфіду амонію (між 1-2 бар) і води (3-7 бар), яка, як вважається, є там в наявності. [18] [19] Це точно не хмари з метану, оскільки температура там занадто висока для його конденсації. [4] Водяні хмари формують самий щільний шар хмар і роблять сильний вплив на динаміку атмосфери. Це результат високої конденсаційної теплоти води і її більш високого вмісту в атмосфері в порівнянні з аміаком і сірководнем (кисень більш часто зустрічається хімічний елемент, ніж азот або сірка). [11] Різні тропосферні (200-500 мілібар) і стратосферні (10-100 мілібар) шари туману розташовані вище основного шару хмар. [18] [20] Останні складаються з конденсованих важких поліциклічних ароматичних вуглеводнів або гідразину, який утворюється в стратосфері (1-100 мікробар) під впливом сонячного ультрафіолетового випромінювання на метан. [4] Велика кількість метану щодо молекулярного водню в стратосфері 10 -4, [13] тоді як ставлення інших вуглеводнів, наприклад, етану та ацетилену, до молекулярному водню - близько 10 -6. [13]

Термосфера Юпітера розташована на рівні тиску нижче 1 мікробар і їй властиві такі явища, як світіння атмосфери, полярне сяйво і рентгенівське випромінювання [21]. В межах цього рівня атмосфери збільшення щільності електронів та іонів формують іоносферу [13]. Причини переважання в атмосфері високих температур (800-1000 К) повністю не пояснені [16]; поточні моделі не передбачають температуру вище 400 K. [13] Це може бути наслідком адсорбції високо-енергетичної сонячної радіації (ультрафіолетової чи рентгенівської), нагріванням заряджених частинок від прискорення в магнітосфері Юпітера, або спрямованим вгору розсіюванням хвиль гравітації [22]. У низьких широтах і полюсах термосфера і екзосфера є джерелами рентгенівського випромінювання, що вперше спостерігалося ще Обсерваторією Ейнштейна в 1983 р. [23] Енергетичні частки з магнітосфери Юпітера є причиною яскравих авроральних овалів, які оточують полюса. На відміну від земних аналогів, які з'являються лише під час магнітних штормів, полярні сяйва в атмосфері Юпітера спостерігаються постійно. [23] Термосфера Юпітера - єдине місце за межами Землі, де виявлено трьохатомний іон (H 3 +). [13] Цей іон викликає сильну емісію в середній інфрачервоній частині спектра на довжинах хвиль між 3 і 5 мікрометрами і виступає в ролі головного охолоджувача термосфери [21].


2. Хімічний склад

Достаток елементів в співвідношенні з воднем
на Юпітері і Сонце [1]
Елемент Сонце Юпітер / Сонце
He / H 0.0975 0.807 0.02
Ne / H 1.23 10 -4 0.10 0.01
Ar / H 3.62 10 -6 2.5 0.5
Kr / H 1.61 10 -9 2.7 0.5
Xe / H 1.68 10 -10 2.6 0.5
C / H 3.62 10 -4 2.9 0.5
N / H 1.12 10 -4 3.6 0.5 (8 бар)

3.2 1.4 (9-12 бар)

O / H 8.51 10 -4 0.033 0.015 (12 бар)

0.19-0.58 (19 бар)

P / H 3.73 10 -7 0.82
S / H 1.62 10 -5 2.5 0.15
Ізотопне відношення в Юпітері і Сонце [1]
ставлення Сонце Юпітер
13 C / 12 C 0.011 0.0108 0.0005
15 N / 14 N <2.8 10 -3 2.3 0.3 10 -3

(0.08-2.8 бар)

36 Ar / 38 Ar 5.77 0.08 5.6 0.25
20 Ne / 22 Ne 13.81 0.08 13 2
3 He / 4 He 1.5 0.3 10 -4 1.66 0.05 10 -4
D / H 3.0 0.17 10 -5 2.25 0.35 10 -5

Склад атмосфери Юпітера подібний до складу всієї планети в цілому. [1] Атмосфера Юпітера вивчена найбільш всебічно щодо інших атмосфер газових гігантів, так як безпосередньо була зондувала спусковий апарат КА Галілео, який був запущений в атмосферу Юпітера 7 грудня 1995. [24] Іншими джерелами інформації про склад юпітеріанской атмосфери служать спостереження Інфрачервоної космічної обсерваторії (ISO), [25] міжпланетних зондів Галілео і Кассіні, [26] а також дані наземних спостережень. [1]

Два основних компоненти атмосфери Юпітера - молекулярний водень і гелій [1]. Відносна кількість гелію 0.157 0.0036 по відношенню до молекулярного водню по числу молекул і його масова частка, 0.234 0.005 , Не набагато нижче прімордіального значення по Сонячній системі. [1] Причина цього не до кінця ясна, але, будучи щільніше водню, чимало гелію може конденсуватися всередину ядра Юпітера. [17] Атмосфера містить також чимало простих сполук, наприклад воду, метан (CH 4), сірководень (H 2 S), аміак (NH 3) і фосфін (PH 3). [1] Їх відносна кількість в глибокій (нижче 10 бар) тропосфері увазі, що атмосфера Юпітера в 3-4 рази багатше вуглецем, азотом, сірої і, можливо, киснем [B] ніж Сонце [C] [1]. Кількість благородних газів, таких як аргон, криптон і ксенон, перевершує кількість таких на Сонце (див. таблицю), тоді як неону явно менше. [1] Інші хімічні сполуки, арсин (AsH 3) і герман (GeH 4), присутні тільки в слідових кількостях. [1] Верхня атмосфера Юпітера містить малі відносні кількості простих вуглеводнів : етану, ацетилену, і діацетілена, які формуються під впливом сонячної ультрафіолетової радіації і заряджених частинок, що прибувають з магнітосфери Юпітера. [1] Діоксид вуглецю, моноксид вуглецю і вода у верхній частині атмосфери, як вважають, зобов'язані своєю присутністю зіткнень з атмосферою Юпітера комет, таких, як комета Шумейкеров-Леві 9. Вода не може прибувати з тропосфери, тому що тропопауза, що діє як холодна пастка, ефективно перешкоджає підняттю води до рівня стратосфери (див. розділ "Вертикальна структура" вище). [1]

Наземні спостереження, а також спостереження з бортів космічних апаратів привели до поліпшення знань про ізотопному співвідношенні в атмосфері Юпітера. За даними на липень 2003, прийняте значення для відносної кількості дейтерію - (2.25 0.35) 10 -5 , [1] що ймовірно є прімордіальние значення для Протосонячній туманності, з якої і сформувалася Сонячна система. [25] Співвідношення ізотопів азоту 15 N і 14 N в атмосфері Юпітера складає 2.3 10 -3, що на третину нижче, ніж в земній атмосфері (3.5 10 -3). [1] Останнє відкриття особливо істотно, тому що попередні теорії формування Сонячної системи вважали, що земні значення для ізотопів азоту були прімордіальний. [25]


3. Зони, пояси і вихори

Детальна карта Юпітера, створена завдяки фотографіям " Кассіні ".

Видима поверхню Юпітера ділиться на безліч смуг, паралельних екватору. Є два типи смуг: відносно світлі зони і затемнені пояса [5]. Широка екваторіальна зона (EZ) тягнеться приблизно між широтами 7 S і 7 N. Вище і нижче EZ - Північні і Південні екваторіальні пояса (NEB і SEB), що тягнуться до 18 N та 18 S відповідно. Далі від екватора лежать Північні і Південні тропічні зони (NtrZ і STrZ). [5] Таке низьке чергування поясів і зон триває до 50 S і N, де їх видимі прояви стають трохи менш помітними. [27] Пояси ймовірно тривають приблизно до 80 на північ або південь у напрямку до полюсів [5]

Різниця в забарвленні між зонами і поясами полягає у відмінностях між непрозорістю хмар. Концентрація аміаку вище в зонах, що призводить до появи більш щільних хмар з аміачного льоду на більш високих висотах, а це, в свою чергу, робить зони світліше [14]. З іншого боку, хмари поясів є більш тонкими і розташовані на менших висотах [14]. Верхня тропосфера холодніша в зонах і більш тепла в поясах [5]. Точна природа речовин, які роблять зони і пояси Юпітера такими "барвистими", не відома, але вони можуть включати складні сполуки сірки, фосфору та вуглецю. [5]

Юпітеріанських пояса межують з зональними атмосферними потоками (вітрами), які називають "джетами" або "струменями". Рухомі в західному напрямку (ретроградний рух) "джети" зазвичай спостерігаються при переході із зон в пояса (далі від екватора), тоді як рухаються в східному напрямку (проградное рух) джети зазвичай спостерігають при переході з поясів в зони [5]. Моделі атмосфери Юпітера припускають, що зональні вітру зменшують свою швидкість в поясах і збільшують в зонах від екватора до полюсів. Тому градієнт вітру в поясах циклонний, а в зонах антіціклоніческій [19]. Екваторіальна зона - виняток з правила, в ній спостерігається сильний рух джетів на схід, а локальний мінімум швидкості вітру знаходиться точно на екваторі. Швидкість джетів на Юпітері дуже висока, місцями вона досягає 100 м / с [5]. Така швидкість відповідає хмарам з аміаку, розташованим в діапазоні тиску 0,7-1 бар. "Джети", які звертаються в тому ж напрямку, в якому обертається Юпітер (проградние), більш сильні, ніж ті, які звертаються проти (ретроградні) [5]. Вертикальні розміри "джетів" невідомі. Зональні вітри затухають на висоті рівній 2-3 шкалами висот [A] над хмарами. У той же час швидкість вітру нижче рівня облікової зростає лише трохи і залишається постійною аж до рівня тиску в 22 бару - максимальної досягнутої спусковий апарат "Галілео" глибини [15].

Зональна швидкість вітрів в атмосфері Юпітера

Походження "стрічкової структури" хмар Юпітера не до кінця ясно, проте механізми їй керуючі нагадують Земну клітинку Хадлі. Найпростіша інтерпретація - зони - це місця атмосферного апвелінгу, а пояса прояв - даунвеллінга [28]. У зонах молекули повітря, піднімаючись і збагачуючись аміаком, розширюються і охолоджуються, формуючи високі і щільні хмари. У поясах ж повітря "опускається" і нагрівається адіабатичними процесами, і білі аміачні хмари випаровуються, відкриваючи перебувають під ними більш темні хмари. Розташування і ширина смуг на Юпітері стійкі і за період з 1980 по 2000-і рідко змінювалися. Один з прикладів зміни: невелике зменшення швидкості потужного східно-спрямованого джета між північними тропічними зонами і північними помірними поясами на 23 N [6] [28]. Однак смуги змінюються за забарвленням та інтенсивності кольорів протягом довго часу (див. нижче).


3.1. Особливі смуги

Схематичне представлення розташування хмарних смуг Юпітера, вони позначені своїми офіційними абревіатурами. Велика червона пляма і овал BA видно в південних тропічних зонах і південних помірних поясах відповідно.

Юпітеріанской атмосфера ділиться на зони і пояси, і кожен з них має свою назву і володіє особливими відмінними характеристиками. Вони починаються від південних і північних полярних областей, які простягаються від полюсів приблизно на 40-48 N / S. Ці синювато-сірі області звичайно невиразні [27]. |

Північно-Північний помірний регіон рідко демонструє більше примітних деталей, ніж полярні області через затемненості, бачення в перспективі і взагалі загальної розкиданості примітних областей. При цьому Північно-північний помірний пояс (NNTB) є самим північним чітко помітним поясом, хоча іноді й "зникає". Пертурбації мають тенденцію бути незначними і недовгими. Північно-північна помірна зона є більш помітною, але в цілому така ж спокійна. Іноді в області спостерігаються інші незначні пояса і зони [29].

Північний помірний регіон знаходиться в широтах легко доступних для спостережень із Землі, і таким чином має чудову запис спостережень. [30] Він також примітний найсильнішим проградним "джетом" на планеті, який формує південний кордон північного помірного поясу (NTB). [30] NTB зникає приблизно раз на десятиріччя (це як раз відбувалося при прольоті обох Вояджеров), таким чином він на час з'єднує Північну помірну зону (NTZ) і Північну Тропічну зону (NTropZ). [30] Решту часу, NTZ являє собою відносно вузьку смужку, в якої можна виділити північний і південний компоненти. [30]

Північний тропічний регіон складається з NTropZ І Північного екваторіального поясу (NEB). NTropZ зазвичай дуже стійка в забарвленні, майже будь-які зміни в ній викликані активністю південного джета в NTB. Як і NTZ, вона іноді ділиться на вузьку смужку, NTropB. У рідкісних випадках, у південній частині NTropZ виникають "Маленькі червоні плями". Як і випливає з назви, вони є північними еквівалентами Великої червоної плями. На відміну від GRS, вони мають тенденцію виникати парами й існують недовго, приблизно рік в середньому, кілька з них як раз існувало на момент прольоту Піонера 10. [31]

NEB один з найбільш активних поясів планети. Він характеризується наявністю антициклонів ("білі овали") і циклонів ("коричневі овали"), причому антициклони зазвичай утворюються на північ; як і в NTropZ, більшість з цих примітних утворень існують недовго. Як і південний екваторіальний пояс (SEB), NEB іноді "пропадає" і "відроджується". Це відбувається приблизно раз у 25 років. [32]

Зони, пояси та вихори на Юпітері. Широка екваторіальна зона видима в центрі оточена двома темними екваторіальними поясами (SEB і NEB). Великі сірувато-сині, неправильної форми "гарячі плями" на північних околицях білої екваторіальної зони змінюються з часом, оскільки рухаються в східному напрямку через планетарну атмосферу. Велика червона пляма на південній околиці SEB. Цілий ряд штормів обертається навколо овалів в північній півкулі. Маленькі, дуже яскраві області атмосфери, можливо грози, які швидко і в довільному порядку з'являються в бурхливих областях. Мінімальний розмір примітних деталей, помітних на екваторі - приблизно 600 кілометрів у поперечнику. Ця 14-кадрова анімація показує приблизно 24 юпітеріанських дня, або близько 10 земних. Для зручності сприйняття протягом часу в анімації прискорено в 600 000 разів. Для перегляду натисніть на зображення.

Екваторіальна зона (EZ) - одна з найбільш стійких областей планетарної атмосфери. За північним краях EZ рухаються на південний захід з NEB свого роду "пір'я", вони обмежуються темними, теплими (в інфрачервоному спектрі) областями, відомими як "фестони" (гарячі плями). [33] Хоча південна межа EZ зазвичай статична, спостереження з пізнього XIX століття по початок XX показують, що її "малюнок" з тих пір значно змінився. EZ значно змінюється за забарвленням, від білястого до охряного, або навіть мідно-червоного, іноді всередині неї виділяють екваторіальну смугу (EB). [34] Атмосферні освіти і хмарність в EZ переміщуються на швидкості в приблизно 390 км / год щодо інших широт. [ 35] [36]

Південний тропічний регіон включає в себе південний екваторіальний пояс (SEB) і південну тропічну зону. Це безумовно найактивніший регіон планети, в ньому ж знаходиться найпотужніший ретроградний джет на планеті. SEB зазвичай самий широкий і самий темний пояс на Юпітері, а проте, він іноді ділиться навпіл зоною (SEBZ), і має властивість зникати кожні 3-15 років, перш ніж знову з'явиться, що називається "цикл відродження SEB". Через кілька тижнів або місяців після зникнення пояса на його місці формується біла пляма, вивергають матеріал темно-коричневого кольору, який юпітеріанскім вітрами розтягується в новий пояс. В останній раз пояс пропадав у травні 2010 року. [37] Крім іншого впізнаваною деталлю SEB є довгий ланцюжок з циклонів створюваних Великим червоною плямою. Як і NTropZ, STropZ - одна з найпомітніших зон на планеті; в ній не тільки розташовується GRS, але іноді в ній можна побачити і Південну тропічну пертурбацій (STropD), область всередині зони, яка відрізняється відносною стійкістю і довговічністю; найдовший період її існування - з 1901 по 1939 роки. [38]

Південний помірний регіон, або Південний помірний пояс (STB), це інший, темний, добре-помітний пояс, більше ніж NTB; до березня 2000 року, його найбільш помітними деталями були довгоживучі "овали" BC, DE, і FA, які тепер об'єдналися в Овал BA ("Червоне молодше"). Овали фактично були частиною Південної помірної зони, але вони ширилися аж до STB, частково його обмежуючи. [5] STB іноді зникав, очевидно через складні взаємодій між білими овалами і GRS. (STZ) Південна помірна зона - зона, в якій і зароджуються білі овали, - дуже мінлива. [39]

На Юпітері чимало примітних областей атмосфери, важкодоступних для наземних спостережень. Південний помірний регіон навіть важче розрізнити, ніж NNTR; його деталі також важко розрізняються без застосування великих наземних телескопів та космічних апаратів. [40] Безліч зон і поясів носять тимчасовий характер, і не завжди помітні. Наприклад, Екваторіальна смуга (EB), [41] Північна екваторіальна поясна зона (NEBZ, біла зона з поясом) і Південна екваторіальна поясна зона (SEBZ). [42] Смуги іноді діляться різними атмосферними збуреннями. Коли зона або пояс діляться на частини будь-якої пертурбацией, N або S додаються для того, щоб виділити південний або північний компонент зони або пояса; тобто, NEB (N) і NEB (S) наприклад. [43]


4. Динаміка

2009
2009
2010
2010

Циркуляція в атмосфері Юпітера помітно відрізняється від земної. Поверхня Юпітера рідка, тверда поверхня відсутня. Тому, конвекція може відбуватися в будь-якій області зовнішньої газової оболонки. На 2011 рік немає всебічної теорії динаміки атмосфери Юпітера. Така теорія повинна пояснювати такі факти: існування вузьких стійких смуг і потоків, симетричних відносно екватора, потужний екваторіальний потік із заходу на схід (у напрямку обертання планети), різницю між зонами і поясами, а також походження і стійкість великих вихорів, наприклад Великої червоної плями. [6]

Існуючі теорії можна розділити на 2 класи: приповерхневі і глибинні. У перших передбачається, що спостережувана циркуляція в значній мірі обумовлена ​​тонким зовнішнім (погодних) рівнем атмосфери, а внутрішня частина стабільна. Другі постулюють, що спостережувані потоки є проявом процесів, що відбуваються в глибоких шарах атмосфери Юпітера. [44] Кожна з теорій має і сильні і слабкі сторони, тому багато планетологи вважають, що справжня теорія буде включати в себе елементи обох моделі. [45]


4.1. Приповерхневі моделі

Перші спроби пояснити динаміку атмосфери Юпітера відносяться до 1960-их рр.. [44] [46] Частково вони грунтувалися на земній метеорології, добре розробленої на той час. Передбачалося, що атмосферні потоки на Юпітері виникають через турбулентність, яку в свою чергу підтримує волога конвекція в зовнішньому шарі атмосфери (вище хмар). [47] [48] Волога конвекція - явище, пов'язане з конденсацією і випаровуванням води, це одне з основних явищ, що впливають на формування земної погоди. [49] Поява потоків в цій моделі пов'язано з широко відомим властивістю двовимірної турбулентності - так званим зворотним каскадом, при якому малі турбулентні структури (вихори) зливаються і утворюють більші вихори. [47] З- за кінцевого розміру планети такі структури не можуть вирости більше деякого характерного масштабу, для Юпітера він називається масштабом Райнса (Rhines scale). Це пов'язано з впливом хвиль Россби ( англ. Rossby waves ). Механізм такий: коли найбільша турбулентна структура досягає певного розміру, енергія починає перетікати в хвилі Россбах, а не в структуру більшого розміру, зворотний каскад зупиняється. [50] На сферичної швидко обертається планеті дисперсійне співвідношення для хвиль Россби анізотропно, тому масштаб Райнса в напрямку параллелелей більше, ніж у напрямку меридіан. [50] В результаті утворюються великомасштабні структури, розтягнуті паралельно екватору. Їх меридіональна протяжність здається такою ж, як і фактична ширина потоків. [47] Таким чином, в приповерхневих моделях вихори передають енергію потокам і тому повинні зникати.

Хоча ці моделі успішно пояснюють існування десятків вузьких потоків, в них є і серйозні недоліки. [47] Найбільш помітний з них: за рідкісним винятком повинен з'являтися сильний екваторіальний потік в напрямку проти обертання планети, а спостерігається потік по обертанню. Крім того, потоки мають схильність бути нестабільними і можуть час від часу пропадати. [47] Приповерхневі моделі не пояснюють як спостережувані течії в атмосфері Юпітера порушують критерій стійкості. [51] Більш опрацьовані багатошарові варіанти таких моделей дають більш стабільну картину циркуляції, але багато проблем залишаються. [52]

Між тим, зонд Галілео виявив, що вітри на Юпітері простягаються значно нижче рівня облікової (5-7 бар) і немає ознак їх зникнення аж до рівня 22 бар, а значить циркуляція атмосфери Юпітера може насправді бути глибокою. [15]


4.2. Глибинні моделі

Перша глибинна модель була запропонована Бузі (Busse) в 1976 році. [53] [54] Вона заснована на відомій в гідродинаміці теоремі Тейлора-Прудмана ( англ. Taylor-Proudman theorem ), Яка полягає в наступному: у будь бистровращающейся баротропной ідеальної рідини потоки організовуються в ряд циліндрів, паралельних осі обертання. Умови теореми, ймовірно, дотримуються в умовах надр Юпітера. Тому воднева мантія Юпітера цілком може бути розділена на безліч циліндрів, в кожному з яких циркуляція незалежна. [55] На тих широтах, де зовнішні і внутрішні кордони циліндрів перетинаються з видимою поверхнею планети, утворюються потоки, а самі циліндри видно як зони і пояси.

Термальне зображення Юпітера, отримане IRTF

Глибинна модель легко пояснює спрямований по обертанню планети джет на екваторі Юпітера. Джети стійкі і не підкоряються двовимірному критерієм стійкості. [55] Однак у моделі є складнощі: вона пророкує дуже невелика кількість широких джетів. Реалістичне тривимірне моделювання поки неможливо, а спрощені моделі, які використовуються для того, щоб підтвердити глибинну циркуляцію, можуть випускати важливі аспекти гідродинаміки Юпітера. [55] Одна з моделей, опублікованих в 2004 році, досить правдоподібно відтворила струменево-смугову структуру атмосфери Юпітера. [45 ] Відповідно до цієї моделі, зовнішня воднева мантія є більш тонкою, ніж в інших моделях, і мала товщину всього в 10% від радіуса планети, тоді як в стандартних моделях Юпітера вона займає 20-30%. [56] Інша проблема - процеси, які можуть управляти глибинної циркуляцією. Можливо, глибинні потоки можуть бути викликані приповерхневими силами (наприклад, вологого конвекцією) або глибинної конвекцією всієї планети, яка виносить тепло з надр Юпітера. [47] Який з цих механізмів важливіше - до цих пір неясно.


4.3. Внутрішнє тепло

З 1966 р. відомо про те, що Юпітер випромінює набагато більше тепла, ніж отримує від Сонця [57]. Передбачається, що відношення між потужністю випромінювання планети і тієї, що виходить від Сонця, приблизно дорівнює 1,67 0,09. Внутрішній тепловий потік від Юпітера становить 5,44 0,43 В / м 2, тоді як загальна випроменена потужність дорівнює 335 26 ПВт. Остання величина дорівнює приблизно однієї мільярдної частки загальної потужності, що випромінюється Сонцем. Цей надлишок тепла є в основному початковим нагріванням на ранніх стадіях формування Юпітера, проте частково може бути осадом гелію в ядрі планети [58].

Внутрішнє нагрівання може бути важливим фактором динаміки атмосфери Юпітера. У той час як Юпітер має невеликий нахил в 3 і його полюси отримують значно менше радіації, ніж екватор, температура тропосфери помітно не змінюється від екватора до полюсів. Одне з пояснень цьому говорить, що акти внутрішньої конвекції подібні термостату, випускаючи поблизу полюсів більше тепла, ніж на екваторі. Це призводить до рівномірного розподілу температури в тропосфері. У той час як на Землі тепло переноситься від екватора до полюсів в основному завдяки атмосфері, юпітеріанской глибинна конвекція врівноважує його. Конвекція всередині Юпітера в основному відбувається завдяки внутрішньому теплу [59].


5. Окремі атмосферні елементи

5.1. Вихри

Атмосфера Юпітера - "рідний дім" для сотень вихорів : круглих обертових структур, які, як і в земній атмосфері, можна розділити на 2 класи: циклони і антициклони. [7] Перші обертаються в напрямку обертання планети ( проти годинникової стрілки в північній і за годинниковою в південній півкулі), другі - в зворотному напрямку. Однак, на відміну від земної атмосфери, в атмосфері Юпітера антициклони переважають над циклонами, і більш ніж 90%, діаметр яких перевищує 2000 км, - антициклони. [60] "Термін життя" вихорів варіюється від декількох днів до сторіч в залежності від їх розмірів. Наприклад, середній час життя антициклонів з діаметрами від 1000 до 6000 км - 1-3 року. [61] Вихри ніколи не спостерігалися на екваторі Юпітера (в межах 10 широти), де вони нестабільні. [62] Як і на будь-який швидко обертається планеті, антициклони Юпітера - центри високого тиску, тоді як циклони - центри низького тиску. [33]

Інфрачервоний знімок атмосфери Юпітера, зроблений зондом New Horizons

Антициклони на Юпітері завжди обмежені в зонах, де швидкість вітру збільшується в напрямку від екватора до полюсів. [61] Зазвичай вони яскраві і проявляються як білі овали. [7] Вони можуть рухатися по довготі, але залишаються на тій же широті, будучи нездатними покинути породила їх зону. [62] Швидкість вітру на їх периферії може досягати 100 м / с. [9] різні антициклони, розташовані в одній зоні, мають тенденцію об'єднуватися при зближенні один з одним. [63] Однак в атмосфері Юпітера спостерігалося і спостерігається два антициклону, не схожі на інші. Це Велика червона пляма (GRS) [8] і овал BA; [9], що сформувався в 2000 році. На відміну від білих овалів, в їх структурі переважає червоний окрас - ймовірно, завдяки піднімається з глибин планети речовині червонуватого кольору. [8] На Юпітері антициклони зазвичай формуються шляхом злиття менших структур, включаючи конвективні шторми (див.нижче), [61] хоча великі овали можуть з'являтися і з нестабільних джетів. В останній раз таке спостерігалося в 1938-1940 рр.., Коли кілька білих овалів були породжені нестабільністю в південній помірній зоні; пізніше вони об'єдналися і сформували Овал BA. [9] [61]

На противагу антициклону, юпітеріанських циклони - компактні темні структури з неправильною формою. Найбільш темні і володіють найбільш правильними обрисами циклони називають коричневими овалами. [60] Проте існування декількох великих довгоживучих циклонів не виключено. На додаток до компактних циклонів, на Юпітері можна спостерігати кілька волокнистих "обривків" неправильної форми, в яких спостерігається циклонічні обертання. [7] Один з них розташовується західніше GRS в південному екваторіальному поясі. [64] Ці "обривки" називають циклонічних регіонами (CR ). Циклони завжди утворюються тільки в поясах, і, подібно антициклону, при зближенні вони зливаються. [61]

Глибинна структура вихорів до кінця не ясна. Вважається, що вони відносно тонкі, так як будь-яка товщина понад приблизно 500 км привела б до нестабільності. Великі антициклони не піднімаються вище декількох десятків кілометрів щодо спостерігається хмарності. Одна з гіпотез припускає, що вихори - це глибинні конвекційні "пір'я" (або "конвекційні колони"); на даний момент вона не здобула популярності у планетологів. [62]


5.2. Велика червона пляма

Велика червона пляма (GRS) - це стійкий антіціклоніческій шторм, розташований на 22 південніше юпітеріанського екватора, що існує вже принаймні 181 рік, а можливо і довше ніж 346 років. [65] [66] Цей шторм був досить великим, щоб його можна було спостерігати в наземні телескопи.

Інфрачервоне зображення плями (вище), що показує його теплий центр, отримане наземним VLT. Зображення, отримане космічним телескопом Хаббла (нижче) для порівняння.

Велика червона пляма обертається проти годинникової стрілки з періодом в приблизно 6 земних днів [67] або 14 юпітеріанських днів. Його приблизні розміри варіюються в діапазоні 24000-40000 км із заходу на схід і 12000-14000 км з півдня на північ. Пляма досить велике, щоб у ньому помістилося 3 планети розміром із Землю.

До початку 2004 року Велика червона пляма стало в два рази менше, ніж століття тому, коли воно було 40,000 км в діаметрі. При існуючому темпі скорочення пляма може стати круглим приблизно до 2040 року, що, втім, видається досить сумнівним через спотворень, що вносяться сусідніми джетами. [68] Скільки ще проіснує БКП і чи відбулися з ним зміни результатом нормальних для нього коливань, невідомо . [69]

Згідно зі спостереженнями вчених з Каліфорнійського університету в Берклі, між 1996 і 2006 рр.. пляма втратило 15% свого діаметра по поздовжній осі. Ксілар Есей-Девіс, що складався в команді, яка проводила вивчення, зазначав, що пляма не зникає, грунтуючись на вимірах швидкості, тому що "швидкість - це більш відповідний критерій для спостереження, оскільки на хмари, що беруть участь в утворенні Червоного плями, також значно впливають деякі інші явища навколишньої атмосфери ". [70]

Інфрачервоні спостереження і дані зібрані в ході них, вже давно вказують на те, що БКП холодніше (а виходить, вище) безлічі інших хмар в атмосфері; [71] Рівень облікової БКП приблизно на 8 км вище хмар оточуючих. Крім того, ретельні спостереження за деталями юпітеріанской атмосфери дозволили встановити, що пляма звертається проти годинникової стрілки, ще в 1966 році. Це було підтверджено першими покадрової зйомки, зробленими з борту Вояджеров при прольоті біля Юпітера. [72] Пляма обмежено помірним східно-спрямованим джетом з півдня і дуже потужним західно-спрямованим джетом з півночі. [73] Хоча вітри у околиць плями дмуть зі швидкістю 120 м / с (432 км / ч), потоки в цьому районі здаються застійними, з невеликим припливом або відтоком. [74] Період обертання плями зменшився з часом, можливо, це якось пов'язане з його стійким скороченням в розмірах. [75] У 2010 р. астрономи провели спостереження БКП в дальньому інфрачервоному спектрі (від 8,5 до 24 μm) з недосяжним раніше рівнем роздільної здатності, і виявили, що його центральна, сама червона частина є більш теплою, ніж решта середу його оточує, на величину 3-4 градуси. Такі відносно теплі повітряні маси розташовуються на рівні тиску в приблизно 200-500 мілібар, у верхній тропосфері. Це тепле центральне пляма повільно протівовращается, і, швидше за все, є наслідком зниження повітряних мас БКП ближче до центру. [76]

Порівняння розмірів БКП і Землі

Широта Великої червоної плями відносно стійка протягом тривалого терміну спостережень, варіюючись в межах градуси. Однак його довгота постійно змінюється. [77] [78] Оскільки Юпітер обертається неоднорідне в різних широтах, астрономи створили три різні системи для визначення довготи. Система II використовувалася для широт вище 10 і спочатку була заснована на періоді обертання Великої червоної плями: 9ч 55м 42с. [79] [80] Незважаючи на це, з початку XIX ст. пляма "обернулося" навколо планети в системі координат II принаймні 10 разів. Рівень дрейфу плями різко змінився за останні роки, що, як вважають, пов'язане зі змінами в яскравості південного екваторіального поясу і присутністю чи відсутністю південної тропічної пертурбації. [81]

Що саме додає червонуватий відтінок БКП, точно невідомо. Теорії, підтверджені лабораторними дослідами, припускають, що цей колір може бути викликаний складними органічними молекулами, червоним фосфором або, можливо, якимось з'єднанням сірки. Відтінок БКП змінюється у великому діапазоні - від червонувато-коричневого до жовтувато-червоного і навіть білого. Сама червона центральна частина тепліша, ніж навколишнє середу; це з достатньою часткою впевненості дозволяє стверджувати, що на колір плями в значній мірі впливають фактори навколишнього середовища. [76] Пляма іноді пропадає з видимого спектру, стаючи помітним лише в т. н. "Порожнини червоної плями", яка представляє собою його "нішу" в південному екваторіальному поясі. Видимість БКП, очевидно, якось пов'язана із змінами в південному екваторіальному поясі: коли пояс яскраво-білий, пляма темніє, а коли пояс темніє, воно зазвичай стає світліше. Періоди потемніння і посветления плями носять нерегулярний характер: наприклад, пляма було темним в 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 і 1992-1993 рр.. [82]

Велика Червона Пляма не слід плутати з Великим темною плямою - атмосферним вихором, що спостерігався в 2000 р. КА Кассіні-Гюйгенс поблизу північного полюса Юпітера. [83] Схожу деталь атмосфери на Нептуні також назвали Великим темною плямою. Останнє було зафіксовано Вояджером-2 в 1989 р. і, можливо, було свого роду "отвором" в атмосфері, яке зникло приблизно до 1994 р. (однак схоже освіту до сих пір спостерігається в північних широтах Нептуна). [84]


5.3. Овал BA

Овал BA (ліворуч)

Овал BA офіційна назва для червонуватого вихору в південній півкулі Юпітера нагадує формою, але менше розмірами ніж Велика Червона Птяно (часто згадується ще як "Червона пляма молодше" або "Мале червона пляма"). Вихор розташований в Південному помірному поясі, овал BA був помічений в 2000 році після злиття трьох невеликих білих вихорів, і з тих пір посилився. [85]

Процес формування трьох білих овальних штормів пізніше злилися в Овал BA можна відстежити до 1939 року, коли в Південній помірній зоні було три темних атмосферних структури які фактично поділили зону на 3 довгих секції. Спостерігав Юпітер Елмер Дж. Різ позначив ці три темні секції як AB, CD, і EF. Секції ширилися, скорочуючи між собою відстань всередині STZ і сформувалися в білі овали FA, BC, і DE. [86] Овали BC і DE злилися в 1998, сформувавши Овал BE. Пізніше, в березні 2000, BE і FA з'єдналися, і сформували Овал BA. [85] (дивіться секцію: Білі Овали, нижче)

Формування Овалу BA з трьох білих овалів
Овал BA (внизу), Велика Червона Пляма (угорі) і "Крихітка - червона пляма" (посередині) в період короткочасного зіткнення в червні 2008

Овал BA почав поступово червоніти в 2005 році. [87] Вже 24 лютого 2006 року, філіппінський астроном любитель Крістофер Го помітив що пляма придбало майже такий же відтінок як і БКП. [87] в результаті, доктор Тоні Філіпс запропонував називати його "Малим червоним плямою "або" Червоним малим ". [88]

У квітні 2006, команда астрономів вважала що Овал BA міг би досить близько пройти від БКП в тому році, спостерігала обидва вихору за допомогою телескопа Хаббла. [89] Шторми проходять поблизу від один одного приблизно кожні 2 роки, але проходження 2002 і 2004 року не приваблювало до себе такої уваги. Доктор Емі Саймон-Міллер, з Центру космічних польотів імені Годдарда передбачив що вихори пройдуть найбільш близько один від інші 4 липня 2006 року. [89] 20 липня обидва вихору були зняті проходять повз одне одного обсерваторією Джеміні. [90]

Причини почервоніння Овалу BA не відомі. Згідно з дослідженням 2008 року за авторством Доктора Сантьяго Переза-Хойос з "Університету країни Басків", найбільш імовірний механізм: "висхідна і внутрішня дифузія якоїсь кольоровий матерії або пари, туману, газу які пізніше взаємодіють з високоенергетичними Сонячними фотонами у верхніх шарах Овалу BA." [91] Деякі вважають що невеликі вихори (а відповідно і "білі плями") червоніють, коли вітри набирають достатні сили щоб ​​піднімати розташовані нижче гази які потрапивши на Сонячне світло міняють колір. [92]

Овал BA стає все більш і більш сильним згідно спостереженнями проводилися за допомогою телескопа Хаббла в 2007 році. Швидкості вітрів на момент наблюденіяуже становили 618 км / год; а це зіставно з швидкостями вітрів в Велика Червона Пляма і ці вітру куди більш сильні ніж в одному з вихорів прабатьків. [93] [94] На липень 2008 його розміри наближалися до діаметра Землі - і приблизно половині від розміру БКП. [91]

Овал BA не слід плутати з іншим великим вихором поглинутим БКП в 2008 році, Південним тропічним малим червоною плямою (LRS) яке назвали "Крихітка - Червона Пляма" в НАСА [92] [95]. Новий вихор, а до того біла пляма з зображень телекоспа Хаббл, почервоніло в травні 2008 року. Спостереження за ним вів Каліфорнійський університет в Берклі. [96] "Крихітка - Червона пляма" зіткнувся з БКП в кінці червня - початку липня 2008 року і в ході зіткнення менше червоно пляма була порвано на клаптики. Залишки вихору все ще продовжували кружляти поблизу від БКП поки не були ним поглинені. Приблизно до середини липня останні червонуваті останки вихору були поглинені більш великим БКП. Останні не червоні залишки "Крихітки-червоної плями" були остаточно поглинуті приблизно в серпні 2008 року. [95] На момент зіткнення Овал BA був відносно недалеко, але очевидною ролі в поглинанні "Крихітки-червоної плями" не грав. [95]


5.4. Грози

Блискавки на нічній стороні Юпітера, зображення отримано КА Галілео в 1997 році

Грози на Юпітері нагадують Земні. Вони проявляють себе як яскраві і масивні хмари розмірами приблизно 1000 км, які час від часу з'являються в циклонічних районах поясів, особливо в межах сильних західно спрямованих джетів. [10] На відміну від вихорів, грози - короткоживучі явище, найпотужніший з них може проіснувати кілька місяців, тоді як середня тривалість існування - 3-4 дня. [10] Вважається, що вони - наслідок вологою конвекції в шарах юпітеріанской тропосфери. Фактично грози являють собою "конвекційні колони" (пір'я), які піднімають вологі повітряні маси з глибин все вище і вище, поки вони не ущільнився в хмари. Типова висота юпітеріанських грозових хмар 100 км; тобто вони тягнуться до рівня тиску в приблизно 5-7 бар, тоді як гіпотетичні водяні хмари починаються на рівні тиску в 0.2-0.5 бар. [97]

Грози на Юпітері, звичайно, не обходяться без блискавок. Зображення нічного боку Юпітера отримані КА Галілео і Кассіні дозволяють розрізнити регулярні спалахи світла в юпітеріанських поясах та поблизу від западнонаправленних джетів, в основному на широтах 51 С, 56 Ю і 14 Ю. [98] Удари блискавки на Юпітері в цілому більш потужні , ніж на Землі. Однак вони відбуваються значно рідше, і світла вони створюють своїми спалахами приблизно стільки ж, скільки і Земні. [98] Кілька спалахів блискавки було зафіксовано в полярних регіонах Юпітера, що робить Юпітер другий після Землі планетою на якій можна побачити полярні блискавки. [99]

Кожні 15-17 років на Юпітері починається особливо потужний період грозової активності. Вона, в основному, проявляється на широті 23 С, де розташований найсильніший восточнонаправленний джет. В останній раз таке спостерігалося в-червні 2007 року. [97] Цікаво, що дві грози відокремлено розташовувалися на довготі 55 в Північному помірному поясі надали на пояс значний вплив. Матерія темного кольору, загублена грозами, змішалася з хмарністю пояса і змінила його окрас. Грози рухалися на швидкості в приблизно 170 м / с, навіть трохи швидше самого джета, що побічно свідчить про існування ще більш сильних вітрів в глибинних шарах атмосфери. [97]

Ложноцветное зображення екваторіальних гарячих плям

5.5. Атмосферні обурення

Типова для поясів і зон текстура хмарності часом порушується атмосферними збуреннями (пертурбаціями). Одне з таких особливо стійких і довго-живучих збурень в Південній тропічній зоні, отримало назву "Південної тропічної пертурбації" (STD). Історія спостережень відзначає один з найбільш тривалих періодів існування STD, одного разу його можна було чітко розрізняти з 1901 по 1939 роки. Вперше пертурбація була помічена Персі Б.Молесуортом 28 лютого 1901. Пертурбація висловилася в частковому затемненні зазвичай яскравою STZ. З тих пір кілька схожих пертурбацій спостерігалося в Південній Тропічної Зоні. [100]


5.6. Гарячі плями

Одна з найбільш загадкових особливостей юпітеріанской атмосфери - гарячі плями. Це області де повітряні маси відносно вільні від хмарності, що дозволяє теплу підніматися із глибин не сильно розсіюючись в хмарності. Гарячі плями видно як білі крапки в інфрачервоному спектрі на довжині хвилі в 5 μm. [33] переважно вони розташовані в поясах, проте ланцюжок з таких плям можна спостерігати на північній околиці екваторіальної зони. Спусковий апарат з Галілео пройшов якраз через одне з цих екваторіальних плям. Кожне екваторіальне пляма пов'язано з яскравим "пером" хмар розташованим західніше них, і досягає розмірів до 10,000 км. [5] Незважаючи на округлу форму гарячі плями - вихорами не є. [33]

Походження гарячих плям неясне. Вони можуть бути спадними потоками повітряних мас, де повітря адіабатичними процесами нагрівається і висушується, а можливо це зовнішні прояви так званих "планетарних висотних хвиль" - тобто вони викликані глибинними процесами що відбуваються під атмосферою. Останнє пояснення підходить більше, бо пояснює причини періодичності гарячих екваторіальних плям. [5] [33]


6. Історія спостережень

послідовність зі знімків зроблених Вояджер-1 на підльоті до Юпітера

Ранні астрономи, використовуючи невеликі телескопи і сообственно очі, вели записи змін до юпітеріанской атмосфері. [20] Їх опісательньная термінологія - пояси і зони, коричневі плями і червоні плями, пір'я, баржі, фестони, і північні сяйва - використовується до цих пір. [ 20] Терміни ж начебто віхренія, вертикального руху, хмарної висотності увійшли у вжиток пізніше, в 20 столітті. [20]

Перші спостереження за атмосферою в недосяжне перш дозволі були проведені КА Піонер 10 і 11. Перші дійсно докладні зображення були отримані КА Вояджер. [20] Два КА дозволили розгледіти атмосферу в дозволі аж до деталей 5 км розмірами в різних частинах спектра, і навіть дозволили створити свого роду "підлітний відео" (приклад якого ви можете бачити правіше) атмосфери в її динаміці і русі. [20 ] Спусковий апарат з Галілео дозволив побачити незрівнянно меншу частину юпітеріанской атмосфери але в куди кращому дозволі і значно більш широкої частини спектра. [20]

Сьогодні астрономи отримують відомості про атмосферні зміни на Юпітері в основному завдяки телескопу Хаббла. Судячи зі спостережень звичний порядок юпітеріанской атмосфери іноді порушується масовими пертурбаціями, але в основному вона напрочуд стабільна. [20] Вертикальне рух атмосфери Юпітера було значною мірою досліджено завдяки слідові газам поміченим наземними телескопами. [20] Спектроскопічні дослідження слідів зіткнення залишків комети Шумейкер- Леві 9 і юпітеріанской атмосфери дозволили отримати дані про будову атмосфери Юпітера нижче хмарного шару. Присутність в атмосфері двоатомної сірки (S 2) і дисульфіду вуглецю (CS 2) вперше було зареєстровано на Юпітері, і це перший випадок виявлення S 2 на якому або астрономічному об'єкті взагалі. Разом з тим було зафіксовано присутність аміаку (NH 3) і сірководню (H 2 S), тоді як кисневмісні молекули начебто двоокису сірки виявлені не були, що було для астрономів сюрпризом. [101]

Спусковий апарат з Галілео, пройшовши аж до рівня тиску в 22 бару передав дані про температуру, вітрах, склад, хмарах і радіації. Проте вже нижче 1 бару в результатах є невпевненість. [20]


6.1. Велика Червона Пляма

Фото Юпітера і Великої Червоної Плями зроблене бортовою апаратурою Вояджера-1 при прольоті в 1979 році

Перше спостереження БКП нерідко приписують Роберту Гуку, який описував пляма помічене їм на Юпітері в 1664 році; проте ймовірно що пляма Гука було в іншому поясі (Північний екваторіальний пояс проти поточного місця розташування в Південному екваторіальному). Більш переконливе опис давав Джованні Кассіні який згадував у наступному році помічене ним "стійке пляма" на Юпітері. [102] Незважаючи на коливання в видимості - БКП було видно з 1665 по 1713 роки. [95]

Цікаво що юпітеріанской пляма було зображено на полотні італійського художника Донато Крецу в 1700 році, який демонструється в Ватикані. [103] [104] Це частина з серії картин на яких на тлі збільшених зображень небесних тіл розвиваються сценки з італійської життя, за створенням картин з метою уточнення спостерігав астроном Еустакьо Манфреді. Крецу перший хто зобразив БКП червоним, до нього ніхто не зобразив якусь деталь атмосфери Юпітера червоною аж до пізнього 19 століття. [104]

Знову записи про БКП зустрічаються лише з 1830, а по справжньому добре воно було вивчено лише в 1879 коли стало особливо добре помітно. Тривалий 118 річний проміжок між першими спостереженнями і 1830 роком не дають чіткого уявлення про те що сталося: розсіялася чи первісне пляму і сформувалося знову? Пропало з видимості? Або можливо спостережні записи велися невірно? Уже важко судити. [82] У старіших плям зазначених у спостереженнях була коротка наглядова історія і куди більш повільний рух ніж у сучасного - що робить ідентифікацію скрутною. [103]

25 лютого 1979, коли КА Вояджер-1 пролітав в 9,2 мільйонах кілометрів від Юпітера він передав на Землю перший докладний зображення Великої червоної плями. Вдалося розрізнити деталі розмірами від 160 кілометрів. Барвиста, хвиляста хмарність видима захід на фото - свого роду кільватер плями ним же продукується, де спостерігаються надзвичайно складні і мінливі переміщення хмарності. [105]


6.2. Білі Овали

білі овали - пізніше злилися в Овал BA, знімок зроблений КА Галілео в 1997 році

Білі овали які мали сформуватися в Овал BA вперше були помічені у 1939 році. Вони покривали майже 90 градусів на власній довготі після їх формування, проте дуже швидко - протягом десятиліття почали скорочуватися, їх розміри стабілізувалися в межах 10 градусів довготи після 1965 року. [106] Хоча спочатку і будучи частиною STZ, вони поступово перемістилися в південний помірний пояс, імовірно створивши свого роду ніші в STZ. [107] Як і БКП овали були обмежені в пересуванні двома ворогуючими джетами з півночі і півдня, восточнонаправленним джетом з півночі і западнонаправленним зі сходу. [106]

Переміщення овалів по довготі судячи з усього перебувало під впливом двох факторів: позиція Юпітера на орбіті (вони рухалися швидше в афелії), а також близькість до БКП (вони прискорювалися в межах 50 градусів від БКП). [108] Однак з 1940 по 1990 рік була помітна тенденція до уповільнення обігу овалів, їх первісна швидкість зменшилася приблизно на 50%. [109]

На момент прольоту "Вояджер", овали були розмірами приблизно 9000 км зі сходу на захід, 5000 км з півночі на південь, і зверталися з періодом в 5 діб (БКП з періодом в 6 на той момент). [110]


7. Нотатки

  1. ^ Шкала висот - sh, в даному трактуванні визначається як sh = RT / (Mg j) , Де R = 8.31 Дж / ​​мовляв / K Універсальна газова стала, M ≈ 0.0023 кг / мовляв середня молярна маса в юпітеріанской атмосфері, [3] T - температура, і g j ≈ 25 м / с 2 - прискорення вільного падіння на поверхні Юпітера. Так як температура змінюється від 110 K в тропопаузе до 1000 K в термосфере, [3] шкала висот може приймати значення від 15 до 150 км.
  2. ^ Атмосферне зонд спущений Галілео не був у змозі виміряти відносна кількість кисню на глибині, тому що концентрація води наростала аж до рівня тиску в 22 бар, коли він припинив роботу. Хоча фактично виміряна поширеність кисню набагато нижче Сонячних значень, що спостерігається збільшення концентрації води з глибиною робить цілком ймовірним те - що глибинна распространненость кисню в атмосфері Юпітера дійсно перевищує Сонячні значення приблизно в 3 рази, як і інші елементи. [1]
  3. ^ Були запропоновані різні пояснення для такої великої кількості вуглецю, кисню, азоту та інших елементів. Провідне: Юпітер на стадії пізнього приросту отримував велику кількість крижаних планетезималей. Вважається, що летючі речовини (в планетології: речовини з низькою точкою кипіння які зазвичай входять до планетарну кору та / або атмосферу. Приклад: Азот, вода, вуглекислий газ, аміак, водень, метан ... і.т.д.) як і інертні гази були отримані у вигляді газових гідратів в водяному льоді. [1]

Примітки

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Atreya et al. (2003)
  2. 1 2 3 4 Guillot (1999)
  3. 1 2 3 4 5 6 7 Sieff et al. (1998)
  4. 1 2 3 4 Atreya et al. (2005)
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Ingersoll (2004), pp. 2-5
  6. 1 2 3 4 Vasavada (2005), p. 1942
  7. 1 2 3 4 Vasavada (2005), p. 1974
  8. 1 2 3 Vasavada (2005), pp. 1978-1980
  9. 1 2 3 4 Vasavada (2005), pp. 1980-1982
  10. 1 2 3 Vasavada (2005), pp. 1982, 1985-1987
  11. 1 2 Ingersoll (2004), pp. 13-14
  12. Yelle (2004), p. 1
  13. 1 2 3 4 5 6 Miller et al. (2005)
  14. 1 2 3 Ingersoll (2004), pp. 5-7
  15. 1 2 3 Ingersoll (2004), p. 12
  16. 1 2 Yelle (2004), pp. 15-16
  17. 1 2 Atreya et al. (1999)
  18. 1 2 West et al. (2004), pp. 9-10, 20-23
  19. 1 2 Vasavada (2005), p. 1937
  20. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Ingersoll (2004), p. 8
  21. 1 2 Yelle (2004), pp. 1-12
  22. Yelle (2004), pp. 22-27
  23. 1 2 Bhardwaj and Gladstone (2000), pp. 299-302
  24. McDowell, Jonathan Jonathan 's Space Report, No. 267 - www.planet4589.org/space/jsr/back/news.267. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (8 грудня 1995).
  25. 1 2 3 Encrenaz (2003)
  26. Kunde et al. (2004)
  27. 1 2 Rogers (1995), p. 81.
  28. 1 2 Ingersoll (2004), p. 5
  29. Rogers (1995), pp. 85, 91-4.
  30. 1 2 3 4 Rogers (1995), pp. 101-105.
  31. Rogers (1995), pp.113-117.
  32. Rogers (1995), pp. 125-130.
  33. 1 2 3 4 5 Vasavada (2005), pp. 1987-1989
  34. Rogers (1995), pp. 133, 145-147.
  35. Rogers (1995), p. 133.
  36. Beebe (1997), p. 24.
  37. Nancy Atkinson Jupiter, It Is A-Changing - www.universetoday.com/2010/05/13/jupiter-it-is-a-changing/. Universe Today (2010).
  38. Rogers (1995), pp. 159-160
  39. Rogers (1995), pp. 219-221, 223, 228-229.
  40. Rogers (1995), p. 235.
  41. Rogers et al. (2003)
  42. Rogers and Metig (2001)
  43. Ridpath (1998)
  44. 1 2 Vasavada (2005), pp. 1943-1945
  45. 1 2 Hiempel et al. (2005)
  46. See, eg, Ingersoll et al. (1969)
  47. 1 2 3 4 5 6 Vasavada (2005), pp. 1947-1958
  48. Ingersoll (2004), pp. 16-17
  49. Ingersoll (2004), pp. 14-15
  50. 1 2 Vasavada (2005), p. 1949
  51. Vasavada (2005), pp. 1945-1947
  52. Vasavada (2005), pp. 1962-1966
  53. Vasavada (2005), p. 1966
  54. Busse (1976)
  55. 1 2 3 Vasavada (2005), pp. 1966-1972
  56. Vasavada (2005), p. 1970
  57. Low, 1966
  58. Pearl, 1990, pp. 12, 26
  59. Ingersoll, 2004, pp. 11, 17-18
  60. 1 2 Vasavada (2005), p. 1978
  61. 1 2 3 4 5 Vasavada (2005), p. 1977
  62. 1 2 3 Vasavada (2005), p. 1976
  63. Vasavada (2005), p. 1975
  64. Vasavada (2005), p. 1979
  65. Staff Jupiter Data Sheet - SPACE.com - www.space.com / scienceastronomy / solarsystem / jupiter-ez.html. Imaginova (2007).
  66. Anonymous The Solar System - The Planet Jupiter - The Great Red Spot - csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/jupiter/redspot.html. Dept. Physics & Astronomy - University of Tennessee (August 10, 2000).
  67. Smith et al. (1979), p. 954.
  68. Irwin, 2003, p. 171
  69. Beatty (2002)
  70. Britt, Robert Roy Jupiter 's Great Red Spot Is Shrinking - www.space.com/scienceastronomy/090309-mm-jupiter-great-red-spot.html. Space.com (9 березня 2009).
  71. Rogers (1995), p. 191.
  72. Rogers (1995), pp. 194-196.
  73. Beebe (1997), p. 35.
  74. Rogers (1995), p. 195.
  75. Rogers, John Interim Reports On STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ (S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB - www.britastro.org/jupiter/2006report09 . htm. British Astronomical Association (July 30, 2006).
  76. 1 2 Fletcher (2010), p.306
  77. Reese and Gordon (1966)
  78. Rogers (1995), 192-193.
  79. Stone (1974)
  80. Rogers (1995), pp. 48, 193.
  81. Rogers (1995), p. 193.
  82. 1 2 Beebe (1997), pp. 38-41.
  83. Phillips, Tony. The Great Dark Spot - science.nasa.link539, Science at NASA (March 12, 2003).
  84. Hammel et al. (1995), p. 1740
  85. 1 2 Sanchez-Lavega et al. (2001)
  86. Rogers (1995), p. 223.
  87. 1 2 Go et al. (2006)
  88. Phillips, Tony Jupiter 's New Red Spot - science.nasa.link539. NASA (March 3, 2006).
  89. 1 2 Phillips, Tony Huge Storms Converge - science.nasa.link539. Science @ NASA (June 5, 2006).
  90. Michaud, Peter. Gemini Captures Close Encounter of Jupiter's Red Spots - www.gemini.edu/index.php?option=content&task=view&id=196, Gemini Observatory (July 20, 2006).
  91. 1 2 Diffusion Caused Jupiter's Red Spot Junior To Color Up - www.sciencedaily.com/releases/2008/09/080922100452.htm. ScienceDaily (September 26, 2008).
  92. 1 2 Fountain, Henry On Jupiter, a Battle of the Red Spots, With the Baby Losing - www.nytimes.com/2008/07/22/science/space/22obspot.html. The New York Times (July 22, 2008).
  93. Buckley, M. Storm Winds Blow In Jupiter 's Little Red Spot - www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2008/080520.asp. Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (May 20, 2008).
  94. Steigerwald, Bill Jupiter 's Little Red Spot Growing Stronger - www.nasa.link539. NASA Goddard Space Center (October 10, 2006).
  95. 1 2 3 4 Rogers, John H. The Collision Of The Little Red Spot AND Great Red Spot: Part 2 - www.britastro.org/jupiter/2008report05.htm. British Astronomical Association (August 8, 2008).
  96. Shiga, David Third Red Spot erupts On Jupiter - space.newscientist.com/article/dn13963-third-red-spot-erupts-on-jupiter.html. New Scientist (May 22, 2008).
  97. 1 2 3 Sanchez-Lavega et al. (2008), pp. 437-438
  98. 1 2 Vasavada (2005), pp. 1983-1985
  99. Baines et al. (2007), p. 226
  100. McKim (1997)
  101. Noll (1995), p. 1307
  102. Rogers (1995), p. 6.
  103. 1 2 Rogers (1995), p. 188
  104. 1 2 Hockey, 1999, pp. 40-41.
  105. Smith et al. (1979), pp. 951-972.
  106. 1 2 Rogers (1995), pp. 224-5.
  107. Rogers (1995), p. 226-227.
  108. Rogers (1995), p. 226.
  109. Rogers (1995), p. 225.
  110. Beebe (1997), p. 43.

9. Цитовані джерела


10. До прочитання по тематиці

✯ Юпітер
Характеристики Атмосфера ( Велика червона пляма Білі овали Овал НД) Магнітосфера Кільця Jupiter.jpg
Супутники
Внутрішні супутники Метіда Адрастея Амальтея Фіва
Галілеєві супутники Іо Европа Ганімед Каллісто
Нерегулярні супутники Група Гімалія Група Карме Група Ананке Група Пасіфе Група Карпо
Дослідження Проект "Піонер" ( Піонер-10 Піонер-11) Проект "Вояджер" ( Вояджер-1 Вояджер-2) Улісс Галілео Кассіні New Horizons Юнона Europa Jupiter System Mission
Інше Комета Шумейкер - Леві 9 Падіння на Юпітер небесного тіла (2009) Список астероїдів, які перетинають орбіту Юпітера Юпітер (міфологія) Троянські астероїди Юпітера Велике рентгенівське пляма
Див також: Категорія: Юпітер Сонячна система


Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Атмосфера
Супутники Юпітера
Втеча з Юпітера
Атмосфера Землі
Атмосфера (значення)
Зоряна атмосфера
Стандартна атмосфера
Атмосфера Титана
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru