Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Закрученные облака Юпитера на полноцветном изображении, сделанном космическим телескопом Хаббл в апреле 2017 года [1]

Атмосфера Юпитера является крупнейшей планетарной атмосферой в Солнечной системе . Он в основном состоит из молекулярного водорода и гелия примерно в солнечных пропорциях ; другие химические соединения присутствуют только в небольших количествах и включают метан , аммиак , сероводород и воду . Хотя считается, что вода находится глубоко в атмосфере, ее концентрация, измеренная напрямую, очень мала. Содержание азота , серы и благородных газов в атмосфере Юпитера превышает солнечные значения примерно в три раза.[2]

Атмосфера Юпитера не имеет четкой нижней границы и постепенно переходит в жидкие недра планеты. [3] От самого низкого до самого высокого слоя атмосферы являются тропосфера , стратосфера , термосфера и экзосфера . Каждый слой имеет характерные градиенты температуры . [4] Самый нижний слой, тропосфера, имеет сложную систему облаков и туманов, состоящую из слоев аммиака, гидросульфида аммония и воды. [5] Верхние облака аммиака, видимые на поверхности Юпитера, организованы в дюжину зональных полос, параллельныхэкватора и ограничены мощными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как джеты . Полосы чередуются по цвету: темные полосы называют поясами , а светлые - зонами . Зоны более холодные, чем пояса, соответствуют апвеллингу, а пояса - нисходящему газу. [6] Считается, что более светлый цвет зон вызван аммиачным льдом; неизвестно, что придает ремням более темный цвет. [6] Происхождение полосатой структуры и струй до конца не изучено, хотя существуют «мелкая модель» и «глубокая модель». [7]

Атмосфера Юпитера демонстрирует широкий спектр активных явлений, включая нестабильность полос, вихри ( циклоны и антициклоны ), штормы и молнии. [8] Вихри проявляются в виде больших красных, белых или коричневых пятен (овалов). Два самых больших пятна - это Большое красное пятно (GRS) [9] и Oval BA , [10], которое также красного цвета. Эти два и большинство других крупных пятен являются антициклоническими. Меньшие антициклоныимеют тенденцию быть белыми. Считается, что вихри представляют собой относительно неглубокие структуры с глубиной, не превышающей нескольких сотен километров. GRS, расположенный в южном полушарии, является крупнейшим известным вихрем в Солнечной системе. Он может охватить две или три Земли и существует не менее трехсот лет. Овал BA, к югу от GRS, представляет собой красное пятно размером в треть размера GRS, которое образовалось в 2000 году в результате слияния трех белых овалов. [11]

На Юпитере бывают мощные бури, часто сопровождающиеся ударами молний. Штормы являются результатом влажной конвекции в атмосфере, связанной с испарением и конденсацией воды. Это места сильного восходящего движения воздуха, которое приводит к образованию ярких и плотных облаков. Штормы образуются в основном в поясах. Удары молнии на Юпитере в сотни раз мощнее, чем на Земле, и предполагается, что они связаны с водяными облаками. [12] Недавние наблюдения Juno предполагают, что удары молнии Юпитера происходят над высотой водяных облаков (3-7 бар). [13] Разделение заряда между падающими каплями жидкого аммиака и водой и частицами водяного льда может вызвать высотную молнию. [13] Молния в верхних слоях атмосферы также наблюдалась на 260 км выше уровня 1 бар. [14]

Вертикальная структура [ править ]

Вертикальная структура атмосферы Юпитера. Обратите внимание, что температура падает вместе с высотой над тропопаузой. Галилео атмосферный зонд прекратил передачу на глубине 132 км ниже 1 бар «поверхность» Юпитер. [4]

Атмосфера Юпитера делится на четыре слоя в зависимости от увеличения высоты: тропосфера , стратосфера , термосфера и экзосфера . В отличие от атмосферы Земли , у Юпитера нет мезосферы . [15] Юпитер не имеет твердой поверхности, а самый нижний слой атмосферы, тропосфера, плавно переходит в жидкие недра планеты. [3] Это результат того, что температура и давление значительно превышают критические точки для водорода и гелия, что означает отсутствие резкой границы между газовой и жидкой фазами. Водород становится сверхкритической жидкостьюпри давлении около 12 бар. [3]

Поскольку нижняя граница атмосферы плохо определена, уровень давления 10  бар на высоте около 90 км ниже 1 бара с температурой около 340  К обычно рассматривается как основание тропосферы. [4] В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается в качестве нулевой точки для высот - «поверхности» Юпитера. [3] Как и в случае с Землей, верхний слой атмосферы, экзосфера, не имеет четко определенной верхней границы. [16] Плотность постепенно уменьшается, пока она плавно не переходит в межпланетную среду примерно на 5000 км над «поверхностью». [17]

Вертикальные градиенты температуры в атмосфере Юпитера аналогичны градиентам температуры в атмосфере Земли . Температура тропосферы уменьшается с высотой , пока она не достигнет минимума в тропопаузе , [18] , которая является границей между тропосферы и стратосферы. На Юпитере тропопауза находится примерно на 50 км выше видимых облаков (или на уровне 1 бар), где давление и температура составляют около 0,1 бар и 110 К. [4] [19] В стратосфере температура повышается примерно до 200 К. при переходе в термосферу, на высоте и давлении около 320 км и 1 мкбар. [4]В термосфере температура продолжает расти, достигая в конечном итоге 1000 К на расстоянии около 1000 км, где давление составляет около 1 нбар. [20]

Тропосфера Юпитера содержит сложную облачную структуру. [21] Верхние облака, расположенные в диапазоне давлений 0,6–0,9 бар, состоят из аммиачного льда. [22] Под этими облаками из аммиачного льда более плотные облака, состоящие из гидросульфида аммония ((NH 4 ) SH) или сульфида аммония ((NH 4 ) 2 S, от 1 до 2 бар) и воды (3–7 бар), как полагают существовать. [23] [24] Нет метановых облаков, так как температура слишком высока для его конденсации. [21] Водные облака образуют самый плотный слой облаков и оказывают самое сильное влияние на динамику атмосферы. Это результат более высокоготеплота конденсации воды и более высокое содержание воды по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород является более распространенным химическим элементом, чем азот или сера). [15] Над основными слоями облаков расположены различные тропосферные (при 200–500 мбар) и стратосферные (при 10–100 мбар) слои дымки. [23] [25] Последние сделаны из конденсированных тяжелых полициклических ароматических углеводородов или гидразина , которые образуются в верхних слоях стратосферы (1–100 мкбар) из метана под воздействием солнечного ультрафиолетового излучения (УФ). [21] Содержание метана по отношению к молекулярному водороду в стратосфере составляет около 10 -4 ,[17], в то время как отношение содержания других легких углеводородов, таких как этан и ацетилен, к молекулярному водороду составляет около 10 -6 . [17]

Термосфера Юпитера находится при давлениях ниже 1 мкбар и демонстрирует такие явления, как свечение воздуха , полярные сияния и рентгеновское излучение. [26] Внутри него лежат слои повышенной электронной и ионной плотности, которые образуют ионосферу . [17] Высокие температуры, преобладающие в термосфере (800–1000 K), еще полностью не объяснены; [20] существующие модели предсказывают температуру не выше примерно 400 К. [17] Они могут быть вызваны поглощением высокоэнергетического солнечного излучения (УФ или рентгеновского излучения), нагревом от заряженных частиц, высыпающихся из юпитерианской магнитосферы, или рассеянием распространяющихся вверх гравитационных волн. [27] Термосфера и экзосфера на полюсах и на низких широтах излучают рентгеновские лучи, которые были впервые обнаружены Обсерваторией Эйнштейна в 1983 году. [28] Энергичные частицы, исходящие из магнитосферы Юпитера, создают яркие авроральные овалы, которые окружают полюса. В отличие от своих земных аналогов, которые появляются только во время магнитных бурь , полярные сияния являются постоянным элементом атмосферы Юпитера. [28] Термосфера была первым местом за пределами Земли, где трехводородный катион ( H+
3) был открыт. [17] Этот ион сильно излучает в средней инфракрасной части спектра на длинах волн от 3 до 5 мкм; это основной механизм охлаждения термосферы. [26]

Химический состав [ править ]

Содержание элементов относительно водорода
в Юпитере и Солнце [2]
ЭлементсолнцеЮпитер / Солнце
He / H0,09750,807 ± 0,02
Ne / H1,23 × 10 −40,10 ± 0,01
Ar / H3,62 × 10 −62,5 ± 0,5
Kr / H1,61 × 10 −92,7 ± 0,5
Xe / H1,68 × 10 −102,6 ± 0,5
C / H3,62 × 10 −42,9 ± 0,5
N / H1,12 × 10 −43,6 ± 0,5 (8 бар)

3,2 ± 1,4 (9–12 бар)

O / H8,51 × 10 −40,033 ± 0,015 (12 бар)

0,19–0,58 (19 бар)

P / H3,73 × 10 −70,82
S / H1,62 × 10 −52,5 ± 0,15
Изотопные отношения Юпитера и Солнца [2]
СоотношениесолнцеЮпитер
13 C / 12 C0,0110,0108 ± 0,0005
15 N / 14 N<2,8 × 10 −32,3 ± 0,3 × 10 −3

(0,08–2,8 бар)

36 Ar / 38 Ar5,77 ± 0,085,6 ± 0,25
20 Ne / 22 Ne13,81 ± 0,0813 ± 2
3 He / 4 He1,5 ± 0,3 × 10 −41,66 ± 0,05 × 10 −4
Д / Ч3,0 ± 0,17 × 10 −52,25 ± 0,35 × 10 −5

Состав атмосферы Юпитера подобен составу атмосферы всей планеты. [2] Атмосфера Юпитера является наиболее изученной из всех газовых гигантов, потому что она наблюдалась непосредственно атмосферным зондом Галилео, когда он вошел в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года. [29] Другие источники информации о составе атмосферы Юпитера. включают в себя ИК - космическую обсерваторию (ISO), [30] с Galileo и Кассиня орбитальные аппараты, [31] и наземные наблюдения. [2]

Двумя основными составляющими атмосферы Юпитера являются молекулярный водород ( H
2) и гелий . [2] Содержание гелия составляет 0,157 ± 0,004 относительно молекулярного водорода по количеству молекул, а его массовая доля составляет 0,234 ± 0,005 , что немного ниже изначального значения Солнечной системы . [2] Причина этого низкого содержания не совсем понятна, но часть гелия могла конденсироваться в ядре Юпитера. [22] Эта конденсация, вероятно, будет в форме гелиевого дождя: когда водород переходит в металлическое состояниена глубинах более 10 000 км гелий отделяется от него, образуя капли, которые, будучи более плотными, чем металлический водород, спускаются к ядру. Это также может объяснить сильное истощение неона (см. Таблицу), элемента, который легко растворяется в каплях гелия и также переносится в них к ядру. [32]

Атмосфера содержит различные простые соединения, такие как вода , метан (CH 4 ), сероводород (H 2 S), аммиак (NH 3 ) и фосфин (PH 3 ). [2] Их распространенность в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере означает, что атмосфера Юпитера обогащена углеродом , азотом , серой и, возможно, кислородом [b] в 2–4 раза по сравнению с Солнцем. [c] [2] Благородные газы аргон , криптони ксенон также присутствует в изобилии относительно солнечного уровня (см. таблицу), в то время как неон встречается реже. [2] Другие химические соединения , такие как арсина (AsH 3 ) и германа (Geh 4 ) присутствуют лишь в следовых количествах. [2] Верхняя атмосфера Юпитера содержит небольшое количество простых углеводородов, таких как этан , ацетилен и диацетилен , которые образуются из метана под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения и заряженных частиц, исходящих из магнитосферы Юпитера . [2]Двуокись углерода , окись углерода и вода присутствует в верхних слоях атмосферы , как полагают, происходят из повлиявших комет , таких как Шумейкера-Леви 9 . Вода не может поступать из тропосферы, потому что холодная тропопауза действует как холодная ловушка, эффективно предотвращая подъем воды в стратосферу (см. Вертикальную структуру выше). [2]

Измерения с Земли и с космических кораблей позволили улучшить знания об изотопных отношениях в атмосфере Юпитера. По состоянию на июль 2003 года принятое значение содержания дейтерия составляет (2,25 ± 0,35) × 10 −5 , [2], что, вероятно, представляет собой изначальное значение в протосолнечной туманности, которая дала начало Солнечной системе. [30] Отношение изотопов азота в атмосфере Юпитера, 15 N к 14 N , составляет 2,3 × 10 −3 , что на треть ниже, чем в атмосфере Земли (3,5 × 10 −3 ). [2]Последнее открытие особенно важно, поскольку предыдущие теории образования Солнечной системы считали земную ценность отношения изотопов азота изначальной. [30]

Зоны, пояса и форсунки [ править ]

Азимутальная проекция атмосферы Юпитера центрированной вокруг южного полюса Юпитера

Видимая поверхность Юпитера разделена на несколько полос, параллельных экватору. Есть два типа полос: светлоокрашенные зоны и относительно темные пояса. [6] Более широкая Экваториальная зона (EZ) простирается между широтами примерно от 7 ° южной широты до 7 ° северной широты. Выше и ниже EZ Северный и Южный экваториальные пояса (NEB и SEB) простираются до 18 ° N и 18 ° S соответственно. Дальше от экватора лежат северная и южная тропические зоны (NtrZ и STrZ). [6] Чередование поясов и зон продолжается до полярных регионов примерно на 50 градусах широты, где их видимый вид становится несколько приглушенным. [33]Основная поясно-поясная структура, вероятно, хорошо простирается к полюсам, достигая по крайней мере 80 ° северной или южной широты. [6]

Разница во внешнем виде между зонами и поясами вызвана различиями в непрозрачности облаков. Концентрация аммиака выше в зонах, что приводит к появлению более плотных облаков из аммиачного льда на больших высотах, что, в свою очередь, приводит к их более светлому цвету. [18] С другой стороны, в поясах облака более тонкие и расположены на меньших высотах. [18] Верхняя тропосфера холоднее в зонах и теплее в поясах. [6] Точная природа химических веществ, которые делают зоны и полосы Юпитера такими яркими, неизвестна, но они могут включать сложные соединения серы , фосфора и углерода . [6]

Полосы Юпитера ограничены зональными атмосферными потоками (ветрами), называемыми джетами . Направляющие на восток ( прямолинейные ) струи обнаруживаются при переходе от зон к поясам (отходящие от экватора), тогда как западные ( ретроградные ) струи отмечают переход от поясов к зонам. [6] Такая картина скорости потока означает, что зональные ветры уменьшаются в поясах и увеличиваются в зонах от экватора до полюса. Следовательно, сдвиг ветра в поясах циклонический , а в зонах - антициклонический . [24]EZ является исключением из этого правила, показывая сильную направленную на восток (прямую) струю и имеет локальный минимум скорости ветра точно на экваторе. Скорость струй на Юпитере высока, достигая более 100 м / с. [6] Эти скорости соответствуют облакам аммиака, находящимся в диапазоне давлений 0,7–1 бар. Прямые струи обычно более мощные, чем ретроградные. [6] Вертикальная протяженность струй неизвестна. Они затухают на высоте от двух до трех шкал [a] над облаками, а ниже уровня облаков ветер немного усиливается и затем остается постоянным, по крайней мере, до 22 бар - максимальной рабочей глубины, достигаемой зондом Galileo . [19]

Зональные скорости ветра в атмосфере Юпитера

Происхождение полосатой структуры Юпитера не совсем ясно, хотя она может быть похожа на структуру, управляющую ячейками Хэдли Земли . Самая простая интерпретация состоит в том, что зоны - это места атмосферного апвеллинга , а пояса - проявления даунвеллинга . [34] Когда воздух, обогащенный аммиаком, поднимается по зонам, он расширяется и охлаждается, образуя высокие и плотные облака. В поясах же воздух опускается, адиабатически нагреваясь, как в зоне конвергенции.на Земле белые облака аммиака испаряются, обнажая более низкие и темные облака. Расположение и ширина полос, скорость и расположение джетов на Юпитере удивительно стабильны, незначительно изменившись в период с 1980 по 2000 год. Одним из примеров изменений является уменьшение скорости самой сильной струи, направленной на восток, расположенной на границе между Северными тропическими водами. пояс и Северо-умеренный пояс на 23 ° с. [7] [34] Однако со временем окраска и интенсивность полос меняются (см. Ниже). Впервые эти вариации наблюдались в начале семнадцатого века. [35]

Конкретные группы [ править ]

Идеализированная иллюстрация полос облаков Юпитера с официальными сокращениями. Более светлые зоны показаны справа, более темные - слева. Большое красное пятно и овал BA показаны в южной тропической зоне и южно-умеренном поясе соответственно.

Каждый пояс и зоны, разделяющие атмосферу Юпитера, имеют свои имена и уникальные характеристики. Они начинаются ниже Северного и Южного полярных регионов, которые простираются от полюсов примерно до 40–48 ° с. Эти голубовато-серые области обычно безликие. [33]

Северный Северный умеренный регион редко показывает больше деталей, чем полярные регионы, из-за затемнения к краям , ракурса и общей размытости деталей . Тем не менее, Северно-Северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отдельным поясом, хотя иногда он исчезает. Нарушения обычно незначительны и непродолжительны. Северо-северная умеренная зона (NNTZ), возможно, более заметна, но также в целом спокойна. Изредка наблюдаются и другие второстепенные пояса и зоны в регионе. [36]

Северный умеренный регион является частью широтного региона, который легко наблюдать с Земли, и поэтому имеет превосходные результаты наблюдений. [37] Он также имеет самое сильное прямое струйное течение на планете - западное течение, которое образует южную границу Северного умеренного пояса (NTB). [37] NTB затухает примерно раз в десятилетие (так было во время встреч с « Вояджером» ), в результате чего Северная умеренная зона (NTZ), по-видимому, сливается с Северной тропической зоной (NTropZ). [37] В других случаях NTZ делится узким поясом на северную и южную составляющие. [37]

Северный тропический регион состоит из NTropZ и Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ, как правило, имеет стабильную окраску, меняя оттенок только в тандеме с активностью на южном струйном потоке NTB. Как и NTZ, он также иногда разделяется узкой полосой NTropB. В редких случаях на юге NTropZ бывают «красные пятна». Как следует из названия, это северные эквиваленты Большого красного пятна. В отличие от GRS, они, как правило, встречаются парами и всегда недолговечны, в среднем длятся год; один присутствовал во время встречи « Пионер 10» . [38]

NEB - один из самых активных поясов на планете. Он характеризуется антициклоническими белыми овалами и циклоническими «баржами» (также известными как «коричневые овалы»), причем первые обычно формируются дальше на север, чем вторые; как и в NTropZ, большинство этих функций относительно недолговечны. Как и Южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда резко блекнет и «оживает». Срок этих изменений составляет около 25 лет. [39]

Зоны, пояса и вихри на Юпитере. В центре видна широкая экваториальная зона, окруженная двумя темными экваториальными поясами (SEB и NEB). Большие серовато-синие неправильные «горячие точки» на северном краю белой экваториальной зоны меняются с течением времени по мере продвижения на восток по планете. Большое красное пятно находится на южной окраине SEB. Вереницы небольших штормов вращаются вокруг овалов северного полушария. Маленькие, очень яркие объекты, возможные грозы, быстро и беспорядочно появляются в неспокойных регионах. Самые маленькие детали, видимые на экваторе, имеют диаметр около 600 километров. Эта 14-кадровая анимация охватывает 24 юпитерианских дня или около 10 земных дней. Течение времени ускоряется в 600000 раз. Случайные черные точки на изображении - спутники Юпитера. попадание в поле зрения.

Экваториальный регион (EZ) - один из самых стабильных регионов планеты по широте и активности. На северном краю EZ находятся впечатляющие шлейфы, которые тянутся к юго-западу от NEB, которые ограничены темными, теплыми (в инфракрасном диапазоне ) элементами, известными как фестоны (горячие точки). [40] Хотя южная граница EZ обычно неподвижна, наблюдения с конца 19-го по начало 20-го века показывают, что эта закономерность была обратной по сравнению с сегодняшней. EZ значительно различается по окраске, от бледного до охристого или даже медного; иногда его разделяет экваториальная полоса (EB). [41] Объекты в EZ перемещаются примерно на 390 км / ч относительно других широт. [42] [43]

Южный тропический регион включает Южный экваториальный пояс (SEB) и Южную тропическую зону. Это, безусловно, самый активный регион на планете, поскольку здесь протекает самая сильная ретроградная реактивная струя. SEB - обычно самый широкий и темный пояс на Юпитере; иногда он разделяется на зону (SEBZ) и может полностью исчезнуть каждые 3–15 лет, прежде чем снова появиться в так называемом цикле возрождения SEB. Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса образуется белое пятно и извергается темно-коричневый материал, который ветрами Юпитера растягивается в новый пояс. Последний раз пояс исчез в мае 2010 года. [44] Еще одна особенность SEB - длинная череда циклонических возмущений, следующих за Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ - одна из самых заметных зон на планете; он не только содержит GRS, но и время от времени разрушается Южными тропическими нарушениями (STropD), разделением зоны, которое может быть очень долгоживущим; самый известный длился с 1901 по 1939 год. [45]

Это изображение с HST показывает редкую волновую структуру к северу от экватора планеты. [46]

Южно-умеренный регион или Южно-умеренный пояс (STB) - это еще один темный, заметный пояс, в большей степени, чем NTB; до марта 2000 г. его самыми известными чертами были долгоживущие белые овалы BC, DE и FA, которые с тех пор слились, чтобы сформировать Oval BA («Красный младший»). Овалы были частью южной умеренной зоны, но они простирались в STB, частично перекрывая ее. [6] STB иногда блекнет, по-видимому, из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. Внешний вид Южно-умеренной зоны (STZ) - зоны, в которой возникли белые овалы, - сильно варьируется. [47]

На Юпитере есть и другие особенности, которые либо временны, либо трудны для наблюдения с Земли. Южно-Южный умеренный регион труднее различить даже, чем NNTR; его детали неуловимы и могут быть хорошо изучены только с помощью больших телескопов или космических кораблей. [48] Многие зоны и пояса имеют более временный характер и не всегда видны. К ним относятся экваториальная полоса (EB), [49] зона Северного экваториального пояса (NEBZ, белая зона внутри пояса) и зона Южного экваториального пояса (SEBZ). [50] Ремни также иногда раскалываются из-за внезапного сбоя. Когда возмущение разделяет обычно единичный пояс или зону, N или Sдобавляется, чтобы указать, является ли компонент северным или южным; например, NEB (N) и NEB (S). [51]

Динамика [ править ]

2010 г.

Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от циркуляции в атмосфере Земли . Внутри Юпитер текуч и лишен твердой поверхности. Следовательно, конвекция может происходить по всей внешней молекулярной оболочке планеты. По состоянию на 2008 г. всеобъемлющая теория динамики атмосферы Юпитера еще не разработана. Любая такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких устойчивых полос и струй, симметричных относительно экватора Юпитера, сильная прямая струя, наблюдаемая на экваторе, различие между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость больших вихрей. например, Большое красное пятно. [7]

Теории, касающиеся динамики атмосферы Юпитера, можно условно разделить на два класса: мелкие и глубокие. Первые считают, что наблюдаемая циркуляция в основном ограничена тонким внешним (погодным) слоем планеты, который перекрывает стабильную внутреннюю часть. Последняя гипотеза постулирует, что наблюдаемые атмосферные потоки являются лишь поверхностным проявлением глубоко укоренившейся циркуляции во внешней молекулярной оболочке Юпитера. [52] Поскольку обе теории имеют свои успехи и неудачи, многие ученые-планетологи думают, что истинная теория будет включать элементы обеих моделей. [53]

Мелкие модели [ править ]

Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м годам. [52] [54] Они частично основывались на земной метеорологии , которая к тому времени стала хорошо развитой. Эти мелкие модели предполагали, что струи на Юпитере вызываются мелкомасштабной турбулентностью , которая, в свою очередь, поддерживается влажной конвекцией во внешнем слое атмосферы (над водяными облаками). [55] [56] Влажная конвекция - это явление, связанное с конденсацией и испарением воды, и это одна из основных движущих сил земной погоды. [57]Создание струй в этой модели связано с хорошо известным свойством двумерной турбулентности - так называемым обратным каскадом, в котором небольшие турбулентные структуры (вихри) сливаются, образуя более крупные. [55] Конечный размер планеты означает, что каскад не может создавать структуры больше, чем некоторый характерный масштаб, который для Юпитера называется масштабом Рейна. Его существование связано с образованием волн Россби . Этот процесс работает следующим образом: когда самые большие турбулентные структуры достигают определенного размера, энергия начинает течь в волны Россби, а не в более крупные структуры, и обратный каскад останавливается. [58] Так как на сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение волн Россби имеет виданизотропный , масштаб Рейнса в направлении, параллельном экватору, больше, чем в направлении, ортогональном ему. [58] Конечным результатом описанного выше процесса является производство крупномасштабных удлиненных структур, параллельных экватору. Их меридиональная протяженность соответствует фактической ширине струй. [55] Следовательно, в мелководных моделях вихри фактически питают струи и должны исчезнуть, слившись с ними.

Хотя эти модели погодного слоя могут успешно объяснить существование десятка узких струй, они имеют серьезные проблемы. [55] Ярким недостатком модели является прямая (сверхвращающаяся) экваториальная струя: за некоторыми редкими исключениями мелкие модели создают сильную ретроградную (субвращающуюся) струю, вопреки наблюдениям. Кроме того, струи нестабильны и со временем могут исчезнуть. [55] Мелкие модели не могут объяснить, как наблюдаемые атмосферные потоки на Юпитере нарушают критерии устойчивости. [59] Более сложные многослойные версии моделей погодного слоя обеспечивают более стабильную циркуляцию, но многие проблемы остаются. [60] Между тем зонд Галилеообнаружили, что ветры на Юпитере простираются намного ниже водяных облаков при давлении 5–7 бар и не показывают никаких доказательств распада до уровня давления 22 бара, что означает, что циркуляция в атмосфере Юпитера может быть глубокой. [19]

Глубинные модели [ править ]

Глубинная модель была впервые предложена Буссом в 1976 году. [61] [62] Его модель была основана на другой хорошо известной особенности механики жидкости, теореме Тейлора – Праудмена . Он утверждает, что в любой быстро вращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организованы в серию цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, выполняются в жидкой внутренней части Юпитера. Таким образом, мантия молекулярного водорода планеты может быть разделена на цилиндры, причем каждый цилиндр имеет независимую от других циркуляцию. [63] Те широты, где внешняя и внутренняя границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, соответствуют джетам; сами цилиндры рассматриваются как зоны и ремни.

Тепловое изображение Юпитера, полученное с помощью инфракрасного телескопа НАСА

Глубинная модель легко объясняет сильную прямую струю, наблюдаемую на экваторе Юпитера; создаваемые им струи стабильны и не подчиняются критерию устойчивости 2D. [63] Однако он имеет серьезные трудности; он производит очень небольшое количество широких струй, и реалистичное моделирование трехмерных потоков невозможно по состоянию на 2008 год, а это означает, что упрощенные модели, используемые для обоснования глубокой циркуляции, могут не уловить важные аспекты динамики жидкости внутри Юпитера. [63] Одна модель, опубликованная в 2004 году, успешно воспроизвела структуру полосовой струи Юпитера. [53]Предполагалось, что мантия молекулярного водорода тоньше, чем во всех других моделях; занимая только внешние 10% радиуса Юпитера. В стандартных моделях интерьера Юпитера мантия составляет 20–30% внешних. [64] Другой проблемой является обеспечение глубокого кровообращения. Глубокие потоки могут быть вызваны как мелкими силами (например, влажная конвекция), так и глубокой конвекцией в масштабах всей планеты, которая переносит тепло из недр Юпитера. [55] Какой из этих механизмов важнее, пока не ясно.

Внутреннее тепло [ править ]

Как известно с 1966 года, [65] Юпитер излучает гораздо больше тепла, чем получает от Солнца. По оценкам, отношение тепловой мощности, излучаемой планетой, к тепловой мощности, поглощаемой Солнцем, составляет 1,67 ± 0,09 . Внутренний тепловой поток от Юпитера составляет 5,44 ± 0,43 Вт / м 2 , тогда как общая излучаемая мощность составляет 335 ± 26 петаватт . Последнее значение примерно равно одной миллиардной общей мощности, излучаемой Солнцем. Это избыточное тепло в основном является первичным теплом на ранних этапах формирования Юпитера, но отчасти может быть результатом осаждения гелия в ядре. [66]

Внутреннее тепло может иметь важное значение для динамики атмосферы Юпитера. В то время как Юпитер имеет небольшой наклон около 3 °, а его полюса получают гораздо меньше солнечной радиации, чем его экватор, температуры тропосферы существенно не меняются от экватора к полюсам. Одно из объяснений состоит в том, что конвективная внутренняя часть Юпитера действует как термостат, выделяя больше тепла около полюсов, чем в экваториальной области. Это приводит к равномерной температуре в тропосфере. В то время как тепло переносится от экватора к полюсам в основном через атмосферу на Земле, на Юпитере глубокая конвекция уравновешивает тепло. Считается, что конвекция в интерьере Юпитера вызвана в основном внутренним теплом. [67]

Дискретные особенности [ править ]

Вихри [ править ]

ИК-изображение атмосферы Юпитера New Horizons

Атмосфера Юпитера является домом для сотен вихрей - круговых вращающихся структур, которые, как и в атмосфере Земли, можно разделить на два класса: циклоны и антициклоны . [8] Циклоны вращаются в направлении, аналогичном вращению планеты ( против часовой стрелки в северном полушарии и по часовой стрелке в южном); антициклоны вращаются в обратном направлении. Однако, в отличие от земной атмосферы , на Юпитере антициклоны преобладают над циклонами - более 90% вихрей диаметром более 2000 км являются антициклонами. [68]Время жизни юпитерианских вихрей варьируется от нескольких дней до сотен лет в зависимости от их размера. Например, средний срок жизни антициклона диаметром от 1000 до 6000 км составляет 1–3 года. [69] Вихри никогда не наблюдались в экваториальной области Юпитера (в пределах 10 ° широты), где они нестабильны. [11] Как и на любой быстро вращающейся планете, антициклоны Юпитера - центры высокого давления , а циклоны - низкого давления. [40]

Большое холодное пятно на Юпитере [70]
Облака Юпитера
( Юнона ; октябрь 2017 г.)

Антициклоны в атмосфере Юпитера всегда ограничены зонами, где скорость ветра увеличивается в направлении от экватора к полюсам. [69] Они обычно яркие и выглядят как белые овалы. [8] Они могут перемещаться по долготе , но оставаться примерно на той же широте, поскольку не могут покинуть ограничивающую зону. [11] Скорость ветра на их периферии составляет около 100 м / с. [10] Различные антициклоны, расположенные в одной зоне, имеют тенденцию сливаться при сближении друг с другом. [71] Однако у Юпитера есть два антициклона, которые несколько отличаются от всех остальных. Это Большое красное пятно (GRS) [9] и овал BA;[10] последние сформировались только в 2000 году. В отличие от белых овалов, эти структуры красные, вероятно, из-за выемки красного материала из глубин планеты. [9] На Юпитере антициклоны обычно образуются за счет слияния более мелких структур, включая конвективные бури (см. Ниже), [69] хотя большие овалы могут быть результатом нестабильности струй. Последнее наблюдалось в 1938–1940 гг., Когда в результате нестабильности южной умеренной зоны появилось несколько белых овалов; позже они объединились в Oval BA. [10] [69]

В отличие от антициклонов, циклоны Юпитера имеют тенденцию быть небольшими, темными и неправильными структурами. Некоторые из более темных и регулярных черт известны как коричневые овалы (или значки). [68] Однако было высказано предположение о существовании нескольких долгоживущих больших циклонов. Помимо компактных циклонов, Юпитер имеет несколько крупных неправильных нитевидных пятен, демонстрирующих циклоническое вращение . [8] Один из них расположен к западу от GRS (в его следовой области) в южном экваториальном поясе. [72] Эти участки называются циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда расположены в поясах и имеют тенденцию сливаться при встрече друг с другом, как и антициклоны. [69]

Глубокая структура вихрей до конца не ясна. Считается, что они относительно тонкие, поскольку любая толщина более 500 км приведет к нестабильности. Известно, что большие антициклоны простираются всего на несколько десятков километров над видимыми облаками. Ранняя гипотеза о том, что вихри представляют собой глубокие конвективные шлейфы (или конвективные столбы) по состоянию на 2008 г., не разделяется большинством ученых-планетологов . [11]

Большое красное пятно [ править ]

Основная статья: Большое красное пятно
Большое красное пятно уменьшается в размерах (15 мая 2014 г.). [73]

Большое красное пятно (GRS) - это стойкий антициклонический шторм , расположенный в 22 ° к югу от экватора Юпитера; наблюдения с Земли показывают, что минимальная продолжительность шторма составляет 350 лет. [74] [75] Шторм был описан как «постоянное пятно» Джан Доменико Кассини после наблюдения за этой особенностью в июле 1665 года со своим мастером инструментов Евстахио Дивини . [76] Согласно отчету Джованни Баттиста РиччолиВ 1635 году Леандр Бандтиус, которого Риччоли назвал аббатом Данисбурга, обладавшим «необычным телескопом», наблюдал большое пятно, которое он описал как «овальное, равное одной седьмой диаметра Юпитера в самом длинном месте». По словам Риччоли, «эти детали редко можно увидеть, и то только в телескоп исключительного качества и увеличения». [77] Тем не менее, Большое Пятно почти постоянно наблюдается с 1870-х годов.

GRS вращается против часовой стрелки с периодом около шести земных дней [78] или 14  юпитерианских дней. Его размеры составляют 24 000–40 000 км с востока на запад и 12 000–14 000 км с севера на юг. Пятно достаточно велико, чтобы вместить две или три планеты размером с Землю. В начале 2004 года Большое красное пятно имело примерно половину продольной протяженности столетия назад, когда оно составляло 40 000 км в диаметре. При нынешних темпах сокращения она потенциально может стать круговой к 2040 году, хотя это маловероятно из-за искажающего эффекта соседних струйных течений. [79] Неизвестно, как долго продлится пятно и является ли изменение результатом нормальных колебаний. [80]

Инфракрасное изображение GRS (вверху) и Овального BA (внизу слева), показывающее его холодный центр, получено наземным Очень Большим Телескопом. Для сравнения показано изображение, сделанное космическим телескопом Хаббла (внизу).

Согласно исследованию ученых из Калифорнийского университета в Беркли , с 1996 по 2006 год пятно потеряло 15 процентов своего диаметра вдоль большой оси. Ксилар Эсей-Дэвис, который был в команде, проводившей исследование, отметил, что пятно не исчезает, потому что «скорость - более надежное измерение, потому что облака, связанные с красным пятном, также сильно зависят от множества других явлений в окружающей атмосфере. . " [81]

Инфракрасные данные давно показали, что Большое Красное Пятно холоднее (и, следовательно, выше по высоте), чем большинство других облаков на планете; [82] в cloudtops этих GRS около 8 км над окружающими облаками. Кроме того, тщательное отслеживание атмосферных характеристик показало, что пятно циркулирует против часовой стрелки еще в 1966 году - наблюдения убедительно подтверждены первыми покадровыми видеороликами с облетов « Вояджера» . [83] Пятно пространственно ограничено умеренным струйным потоком, направленным на восток (прямолинейный) на юг и очень сильным западным (ретроградным) потоком на север. [84]Хотя скорость ветра вокруг края пятна составляет около 120 м / с (432 км / ч), течения внутри него кажутся застойными с небольшим притоком или оттоком. [85] Период вращения пятна уменьшился со временем, возможно, в прямом результате его постоянного уменьшения размера. [86] В 2010 году астрономы отображены в GRS в далекой инфракрасной области (от 8,5 до 24 мкм) с пространственным разрешением выше , чем когда - либо прежде , и обнаружили , что его центральная, самая красная область теплее , чем его окрестности в пределах от 3-4  К . Теплая воздушная масса находится в верхней тропосфере в диапазоне давлений 200–500 мбар. Это теплое центральное пятно медленно вращается в противоположных направлениях и может быть вызвано слабым проседанием воздуха в центре GRS. [87]

Широта Большого Красного Пятна оставалась стабильной на протяжении всех хороших наблюдений, обычно меняясь примерно на градус. Однако его долгота постоянно меняется. [88] [89] Поскольку видимые детали Юпитера не вращаются равномерно на всех широтах, астрономы определили три разные системы для определения долготы. Система II используется для широт более 10 ° и изначально была основана на средней скорости вращения Большого Красного Пятна 9 часов 55 минут 42 секунд. [90] [91]Несмотря на это, с начала 19 века это пятно «касалось» планеты в Системе II как минимум 10 раз. Скорость его дрейфа резко изменилась с годами и была связана с яркостью Южного экваториального пояса, а также наличием или отсутствием Южно-тропического возмущения. [92]

Приблизительное сравнение размеров Земли, наложенное на это изображение от 29 декабря 2000 г., на котором видно Большое красное пятно.

Точно неизвестно, что вызывает красноватый цвет Большого красного пятна. Теории, подтвержденные лабораторными экспериментами, предполагают, что цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или еще одним соединением серы. GRS сильно различается по оттенку, от почти кирпично-красного до бледно-лососевого или даже белого. Более высокая температура самой красной центральной области - первое свидетельство того, что на цвет Пятна влияют факторы окружающей среды. [87]Пятно иногда исчезает из видимого спектра, становясь заметным только через впадину Красного пятна, которая является ее нишей в Южном экваториальном поясе (ЮЭБ). Видимость GRS, очевидно, связана с появлением SEB; когда пояс ярко-белый, пятно обычно темное, а когда темно, пятно обычно светлое. Периоды, когда пятно темное или светлое, случаются нерегулярно; за 50 лет с 1947 по 1997 г. пятно было самым темным в периоды 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 и 1992–1993. [93] В ноябре 2014 года анализ данных миссии НАСА «Кассини» показал, что красный цвет, вероятно, является результатом разрушения простых химических веществ под действием солнечного ультрафиолетового излучения в верхних слоях атмосферы планеты. [94] [95] [96]

Большое красное пятно не следует путать с Большим темным пятном - особенностью, наблюдаемой около северного полюса Юпитера в 2000 году космическим кораблем Кассини – Гюйгенс . [97] Особенность атмосферы Нептуна также называлась Большим темным пятном . Последняя особенность, полученная космическим аппаратом " Вояджер-2" в 1989 году, могла быть атмосферной дырой, а не штормом. В 1994 году его уже не было, хотя похожее пятно появилось севернее. [98]

Овальный БА [ править ]

Овал БА (слева)

Овальная БА - это красная буря в южном полушарии Юпитера, похожая по форме на Большое красное пятно, хотя и меньшее, чем у него (его часто ласково называют «Красное пятно младшего», «Красное младшее» или «Маленькое красное пятно»). ). Овал BA - особенность Южного умеренного пояса - впервые был замечен в 2000 году после столкновения трех небольших белых штормов и с тех пор усилился. [99]

Образование трех белых овальных штормов, которые позже слились в Овальный BA, можно проследить до 1939 года, когда Южную умеренную зону разорвали темные детали, которые фактически разделили зону на три длинных участка. Наблюдатель с Юпитера Элмер Дж. Риз обозначил темные участки AB, CD и EF. Рифты расширились, сжав оставшиеся сегменты STZ в белые овалы FA, BC и DE. [100] Oval BC и DE объединились в 1998 году, образовав Oval BE. Затем, в марте 2000 года, BE и FA объединились, образовав Oval BA. [99] (см. Белые овалы ниже)

Формирование овальной БА из трех белых овалов
Овальный BA (внизу), Большое красное пятно (вверху) и «Детское красное пятно» (в центре) во время короткой встречи в июне 2008 г.

Овал BA медленно начал краснеть в августе 2005 года. [101] 24 февраля 2006 года филиппинский астроном-любитель Кристофер Го обнаружил изменение цвета, отметив, что оно достигло того же оттенка, что и GRS. [101] В результате писатель НАСА доктор Тони Филлипс предложил назвать его «Красное пятно-младший». или "Красный младший" [102]

В апреле 2006 года группа астрономов, полагая, что Овальный BA может сходиться с GRS в этом году, наблюдала штормы через космический телескоп Хаббла . [103] Ураганы сменяют друг друга примерно каждые два года, но прошедшие 2002 и 2004 годы не произвели ничего интересного. Доктор Эми Саймон- Миллер из Центра космических полетов им. Годдарда предсказала, что наиболее близкое прохождение бури произойдет 4 июля 2006 года. [103] 20 июля обсерватория Близнецов сфотографировала две бури, проходя мимо друг друга, не сойдясь. [104]

Почему Овал БА стал красным - не понятно. Согласно исследованию 2008 года, проведенному доктором Сантьяго Перес-Ойос из Университета Страны Басков, наиболее вероятным механизмом является «восходящая и внутренняя диффузия либо окрашенного соединения, либо пара покрытия, который может позже взаимодействовать с солнечными фотонами высокой энергии на верхние уровни Овального БА ». [105] Некоторые считают, что небольшие бури (и соответствующие им белые пятна) на Юпитере становятся красными, когда ветры становятся достаточно мощными, чтобы втягивать определенные газы из глубины атмосферы, которые меняют цвет, когда эти газы подвергаются воздействию солнечного света. [106]

Овал BA становится сильнее по наблюдениям космического телескопа Хаббл в 2007 году. Скорость ветра достигла 618 км / ч; примерно так же, как в Большом Красном Пятне, и намного сильнее, чем любой из предшествующих штормов. [107] [108] По состоянию на июль 2008 года его размер составляет примерно диаметр Земли - примерно половину размера Большого Красного Пятна. [105]

Овальный BA не следует путать с другим сильным штормом на Юпитере, Южным тропическим маленьким красным пятном (LRS) (прозванное НАСА «Детским красным пятном» [109] ), которое было уничтожено GRS. [106] Новый шторм, который раньше был белым пятном на снимках телескопа Хаббла, стал красным в мае 2008 года. Наблюдения проводились Имке де Патер из Калифорнийского университета в Беркли, США . [110]Красное пятно младенца столкнулось с GRS в конце июня - начале июля 2008 г., и в ходе столкновения меньшее красное пятно было разорвано на части. Остатки Детского Красного Пятна сначала отправились на орбиту, а затем были поглощены GRS. Последние из остатков красноватого цвета, которые были идентифицированы астрономами, исчезли к середине июля, а оставшиеся части снова столкнулись с GRS, а затем окончательно слились с более крупным штормом. Остальные части Детского Красного Пятна полностью исчезли к августу 2008 года. [109] Во время этой встречи Овал Б.А. присутствовал поблизости, но не играл очевидной роли в разрушении Детского Красного Пятна. [109]

Бури и молнии [ править ]

Молния на ночной стороне Юпитера, полученная орбитальным аппаратом "Галилео" в 1997 году.
Юпитер - южные штормы - JunoCam [111]

Бури на Юпитере похожи на грозы на Земле. Они проявляются в виде ярких комковатых облаков размером около 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических областях поясов, особенно в пределах сильных западных (ретроградных) джетов. [112] В отличие от вихрей, штормы - недолговечные явления; самые сильные из них могут существовать несколько месяцев, а средняя продолжительность жизни составляет всего 3–4 дня. [112] Считается, что они в основном связаны с влажной конвекцией в тропосфере Юпитера. Бури на самом деле представляют собой высокие конвективные колонны ( шлейфы), которые переносят влажный воздух из глубин в верхнюю часть тропосферы, где он конденсируется в облака. Типичная вертикальная протяженность юпитерианских штормов составляет около 100 км; поскольку они простираются от уровня давления около 5–7 бар, где находится основание гипотетического слоя водяных облаков, до 0,2–0,5 бар. [113]

Грозы на Юпитере всегда связаны с молнией . Получение изображений ночного полушария Юпитера космическими аппаратами Галилео и Кассини показало регулярные световые вспышки в поясах Юпитера и вблизи местоположений западных джетов, особенно на 51 ° северной широты, 56 ° южной широты и 14 ° южной широты. [114] На Юпитере удары молнии в среднем в несколько раз мощнее, чем на Земле. Однако они встречаются реже; сила света, излучаемая из данной области, аналогична мощности света на Земле. [114] Несколько вспышек были обнаружены в полярных регионах, что сделало Юпитер второй известной планетой после Земли, на которой наблюдаются полярные молнии. [115] Микроволновая печь Радиометр (Juno ) обнаружил гораздо больше в 2018 году.

Каждые 15–17 лет на Юпитере случаются особенно сильные штормы. Они появляются на 23 ° северной широты, где находится самая сильная струя на восток, достигающая 150 м / с. В последний раз такое событие наблюдалось в марте – июне 2007 г. [113] В северном умеренном поясе, разнесенных по долготе на 55 °, возникли две бури. Они сильно повредили пояс. Темный материал, который был унесен штормом, смешался с облаками и изменил цвет пояса. Штормы двигались со скоростью до 170 м / с, немного быстрее, чем сама струя, что намекало на существование сильных ветров глубоко в атмосфере. [113] [d]

Циркумполярные циклоны [ править ]

JIRAM изображение южных КТК

Другой примечательной особенностью Юпитера являются циклоны у северного и южного полюсов планеты. Они называются циркумполярными циклонами (ЦПК), и они наблюдались космическим аппаратом Juno с использованием JunoCam и JIRAM. Циклоны наблюдались только в течение относительно короткого времени из перихов 1-15, что составляет приблизительно 795 дней или два года. Северный полюс имеет восемь циклонов, движущихся вокруг центрального циклона (NPC), в то время как южный полюс имеет только пять циклонов вокруг центрального циклона (SPC) с промежутком между первым и вторым циклонами. [116]Циклоны похожи на ураганы на Земле с висящими спиральными рукавами и более плотным центром, хотя между центрами есть различия в зависимости от конкретного циклона. Северные ЦТК обычно сохраняют свою форму и положение по сравнению с южными ЦТК, и это может быть связано с более высокими скоростями ветра, которые наблюдаются на юге, где средняя скорость ветра составляет от 80 до 90 м / с. Хотя среди южных ЦТК наблюдается большее движение, они, как правило, сохраняют пятиугольную структуру относительно полюса. Также было замечено, что угловая скорость ветра увеличивается по мере приближения к центру, а радиус становится меньше, за исключением одного циклона на севере, который может иметь вращение в противоположном направлении. Разница в количестве циклонов на севере по сравнению с югом связана с размером циклонов.Южные ЦТК, как правило, больше с радиусами от 5600 км до 7000 км, а северные ЦТК - от 4000 км до 4600 км.[117]

Северные циклоны имеют тенденцию поддерживать восьмиугольную структуру с NPC в центре. Северные циклоны имеют меньше данных, чем южные циклоны, из-за ограниченной освещенности в северно-полярную зиму, что затрудняет для JunoCam получение точных измерений северных положений CPC в каждом перийове (53 дня), но JIRAM может собрать достаточно данных для понимания северные КТК. Из-за ограниченного освещения трудно увидеть северный центральный циклон, но, сделав четыре витка, можно частично увидеть NPC и идентифицировать восьмиугольную структуру циклонов. Ограниченное освещение также затрудняет наблюдение за движением циклонов, но ранние наблюдения показывают, что NPC смещен от полюса примерно на 0,5˚, а CPC обычно сохраняют свое положение вокруг центра.Несмотря на то, что данные получить труднее, было замечено, что северные CPC имеют скорость сноса на запад от 1˚ до 2,5˚ за перийовь. Седьмой циклон на севере (n7) дрейфует немного больше, чем другие, и это связано с антициклоническим белым овалом (AWO), который уносит его дальше от NPC, что приводит к небольшому искажению восьмиугольной формы.

Текущие данные показывают, что SPC показывает позиционное изменение от 1˚ до 2,5˚ по широте и остается от 200˚ до 250˚ долготы и демонстрирует свидетельства того, что это повторяется примерно каждые 320 дней. Южные циклоны, как правило, ведут себя так же, как северные, и поддерживают пятиугольную структуру вокруг SPC, но есть некоторые индивидуальные движения от некоторых из CPC. Южные циклоны не движутся вокруг южного полюса, но их вращение более устойчиво вокруг SPC, который смещен от полюса. Краткосрочные наблюдения показывают, что южные циклоны перемещаются приблизительно на 1,5 ° за перийовь, что мало по сравнению со скоростью ветра циклонов и турбулентной атмосферы Юпитера. Разрыв между циклонами 1 и 2 обеспечивает большее движение для этих конкретных CPC,что также заставляет другие циклоны, которые находятся рядом, также двигаться, но циклон 4 движется меньше, потому что он находится дальше всего от зазора. Южные циклоны движутся по часовой стрелке по отдельности, но их движение в виде пятиугольной структуры движется против часовой стрелки и смещается больше к западу.

Циркумполярные циклоны имеют разную морфологию, особенно на севере, где циклоны имеют «заполненную» или «хаотическую» структуру. Внутренняя часть «хаотических» циклонов имеет мелкие облачные полосы и пятна. «Заполненные» циклоны имеют резко очерченную лопастную область, ярко-белую у края с темной внутренней частью. На севере четыре «заполненных» циклона и четыре «хаотических» циклона. Все южные циклоны имеют обширную мелкомасштабную спиральную структуру снаружи, но все они различаются по размеру и форме. Циклоны практически не наблюдаются из-за низких углов наклона солнца и дымки, которая обычно находится над атмосферой, но то немногое, что наблюдали, показывает, что циклоны имеют красноватый цвет.

Ложное цветное изображение экваториальной горячей точки

Нарушения [ править ]

Нормальный рисунок полос и зон иногда нарушается на время. Один особый класс нарушений - это долгоживущие затемнения в южной тропической зоне, обычно называемые «южными тропическими нарушениями» (ЗППП). Самая долгоживущая ЗППП в зарегистрированной истории наблюдалась с 1901 по 1939 год. Впервые она была замечена Перси Б. Молсуортом 28 февраля 1901 года. Она приняла форму затемнения над частью обычно яркой южной тропической зоны. С тех пор было зарегистрировано несколько подобных нарушений в южной тропической зоне. [118]

Горячие точки [ править ]

Одной из самых загадочных особенностей атмосферы Юпитера являются горячие точки. В них воздух относительно свободен от облаков, и тепло может уходить из глубины без особого поглощения. На инфракрасных изображениях, полученных на длине волны около 5 мкм, пятна выглядят как яркие пятна. [40] Они преимущественно расположены в поясах, хотя на северной окраине экваториальной зоны есть ряд заметных горячих точек. Galileo Probe спускался в одну из этих экваториальных пятен. С каждым экваториальным пятном связан яркий облачный шлейф, расположенный к западу от него и достигающий размеров до 10 000 км. [6] Горячие точки обычно имеют круглую форму, хотя они не похожи на вихри. [40]

Происхождение горячих точек неясно. Они могут быть либо нисходящими потоками , где нисходящий воздух адиабатически нагревается и осушается, либо, альтернативно, они могут быть проявлением волн планетарного масштаба. Последняя гипотеза объясняет периодичность экваториальных пятен. [6] [40]

История наблюдений [ править ]

Основная статья: Исследование Юпитера
Замедленная съемка от подхода " Вояджера-1" к Юпитеру

Ранние современные астрономы с помощью небольших телескопов зафиксировали изменение внешнего вида атмосферы Юпитера. [25] Их описательные термины - пояса и зоны, коричневые и красные пятна, перья, баржи, фестоны и серпантины - все еще используются. [119] Другие термины, такие как завихренность, вертикальное движение, высота облаков, стали использоваться позже, в 20 веке. [25]

Первые наблюдения атмосферы Юпитера с более высоким разрешением, чем это возможно с помощью земных телескопов, были сделаны космическими кораблями Pioneer 10 и 11 . Первые по-настоящему подробные изображения атмосферы Юпитера были получены от " Вояджеров" . [25] Два космических корабля могли отображать детали с разрешением всего 5 км в различных спектрах, а также создавать «фильмы приближения» атмосферы в движении. [25] Галилео зонд , который страдал антенна проблема, пила меньше атмосферы Юпитера , но при более средним разрешением и более широкой спектральной полосой пропускания. [25]

Сегодня астрономы имеют доступ к непрерывным записям атмосферной активности Юпитера благодаря телескопам, таким как космический телескоп Хаббла. Они показывают, что атмосфера иногда подвергается сильным возмущениям, но в целом она удивительно стабильна. [25] Вертикальное движение атмосферы Юпитера было в значительной степени определено идентификацией газовых примесей наземными телескопами. [25] Спектроскопические исследования после столкновения кометы Шумейкера-Леви 9 дали представление о составе Юпитера под верхними слоями облаков. Наличие двухатомной серы (S 2 ) и сероуглерода (CS 2) было зарегистрировано - первое обнаружение любого из них на Юпитере и только второе обнаружение S 2 в любом астрономическом объекте - вместе с другими молекулами, такими как аммиак (NH 3 ) и сероводород (H 2 S), в то время как кислородсодержащие молекулы К удивлению астрономов, такие как диоксид серы обнаружены не были. [120]

Галилео атмосферный зонд , так как она погрузилась в Jupiter, измерил ветра, температуры, состав, облако, и уровень радиации до 22 бара. Однако ниже 1 бара в другом месте на Юпитере есть неопределенность в количествах. [25]

Исследования Большого Красного Пятна [ править ]

Более узкий вид Юпитера и Большого Красного Пятна с " Вояджера-1" в 1979 году.

Первое обнаружение GRS часто приписывают Роберту Гуку , который описал место на планете в мае 1664 года; однако вполне вероятно, что место Гука вообще находилось не в том поясе (Северный экваториальный пояс по сравнению с нынешним местоположением в Южном экваториальном поясе). Гораздо более убедительным является описание Джованни Кассини «постоянного места» на следующий год. [121] При колебаниях видимости пятно Кассини наблюдалось с 1665 по 1713 год. [122]

Небольшая загадка связана с пятном Юпитера, изображенным около 1700 года на полотне Донато Крети , которое выставлено в Ватикане . [123] [124] Это часть серии панелей, на которых различные (увеличенные) небесные тела служат фоном для различных итальянских сцен, создание всех из которых наблюдалось астрономом Евстахио Манфреди для точности. Картина Крети - первая известная картина, на которой GRS изображен красным цветом. До конца 19 века ни один объект Юпитера официально не описывался как красный. [124]

Настоящий GRS был впервые замечен только после 1830 года и хорошо изучен только после заметного явления в 1879 году. 118-летний промежуток отделяет наблюдения, сделанные после 1830 года, от его открытия 17-го века; Неизвестно, рассеялось ли и сформировалось ли исходное пятно заново, потускнело или даже результаты наблюдений были просто плохими. [93] У более старых пятен была короткая история наблюдений и более медленное движение, чем у современного пятна, что делает их идентичность маловероятной. [123]

Широкоугольная камера 3 Хаббла зафиксировала самый маленький размер области GRS.

25 февраля 1979 года, когда космический корабль « Вояджер-1» находился в 9,2 миллиона километров от Юпитера, он передал на Землю первое подробное изображение Большого Красного Пятна. Были видны детали облаков диаметром 160 км. Красочная волнистая облачность, видимая к западу (слева) от GRS, - это область следа пятна, где наблюдаются чрезвычайно сложные и переменные движения облаков. [125]

Белые овалы [ править ]

Белые овалы, которые позже сформировали Oval BA, сфотографированы орбитальным аппаратом Galileo в 1997 году.

Белые овалы , которые должны были стать Овал BA образована в 1939 году они охватили почти 90 градусов по долготе вскоре после их формирования, но быстро сократилась в течение первого десятилетия; их длина стабилизировалась на уровне 10 градусов или меньше после 1965 года. [126] Хотя они возникли как сегменты STZ, они эволюционировали и полностью встроились в Южно-умеренный пояс, что позволяет предположить, что они двинулись на север, «копая» нишу в STB. [127] Действительно, как и GRS, их циркуляция была ограничена двумя противостоящими струйными потоками на их северной и южной границах, с восточной струей на их севере и ретроградной на запад на юге. [126]

На продольное движение овалов, по-видимому, влияли два фактора: положение Юпитера на его орбите (они стали быстрее в афелии ) и их близость к GRS (они ускорялись в пределах 50 градусов от Пятна). [128] Общая тенденция скорости дрейфа белого овала заключалась в замедлении с уменьшением вдвое между 1940 и 1990 годами. [129]

Во время пролета « Вояджера» овалы простирались примерно на 9000 км с востока на запад, на 5000 км с севера на юг и менялись каждые пять дней (по сравнению с шестью днями для GRS в то время). [130]

См. Также [ править ]

  • Комета Шумейкера – Леви 9
  • Внесолнечная планета (намного больше Юпитера )
  • Космический корабль Галилео (миссия, которая включала как орбитальный аппарат, так и зонд для входа в атмосферу )
  • Юнона зонд
  • Событие столкновения с Юпитером 2009 г.
  • Событие столкновения с Юпитером 2010 г.
  • Улисс (космический корабль)
  • "Вояджер-1" , " Вояджер-2"

Примечания [ править ]

  1. ^ Высота шкалыshопределяется какsh=RT/ (Mg j ), гдеR= 8,31 Дж / моль / K-газовая постоянная,M≈ 0,0023 кг / моль- средняя молярная масса в атмосфере Юпитера,[4] T- температура, аgj≈ 25 м / с2- ускорение свободного падения на поверхности Юпитера. Поскольку температура изменяется от 110 К в тропопаузе до 1000 К в термосфере[4],масштабная высота может принимать значения от 15 до 150 км.
  2. ^ Галилеоатмосферный зонд не удался измерить глубокое обилие кислорода, потому что концентрация воды продолжает возрастать вплоть до уровня давления 22 бара, когда он перестал работать. Хотя фактически измеренное содержание кислорода намного ниже солнечного значения, наблюдаемое быстрое увеличение содержания воды в атмосфере с глубиной делает весьма вероятным, что содержание кислорода на глубине действительно превышает солнечное значение примерно в 3 раза, что очень похоже на другие элементы.[2]
  3. ^ Были предложены различные объяснения переизбытка углерода, кислорода, азота и других элементов. Главный из них - то, что Юпитер захватил большое количество ледяныхпланетезималейна более поздних стадиях своего роста. Считается, что летучие вещества, такие как благородные газы, в видеклатрат-гидратовулавливаютсяводяным льдом.[2]
  4. ^ НАСАКосмический телескоп Хабблазаписано 25 августа 2020 года шторм путешествие вокруг планеты в 350 миль в час (560 км / ч). [131]Кроме того, исследованияКалифорнийского технологического институтасообщили, что штормы на Юпитере похожи на штормы на Земле, которые формируются близко к экватору, а затем движутся к полюсам. Однако штормы Юпитера не испытывают никакого трения со стороны суши или океанов; следовательно, они дрейфуют до тех пор, пока не достигнут полюсов, которые порождают так называемыеполигональныебури. [132]

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Хаббл делает портрет Юпитера крупным планом" . spacetelescope.org . ESO / Hubble Media . 6 апреля 2017 . Проверено 10 апреля 2017 года .
  2. ^ Б с д е е г ч я J к л м п о р д Атрейа Mahaffy Ниманна и др. 2003 .
  3. ^ a b c d Гийо (1999)
  4. ^ a b c d e f g Sieff et al. (1998)
  5. ^ Atreya & Wong 2005 .
  6. ^ Б с д е е г ч я J к л м Ingersoll (2004) , стр. 2-5
  7. ^ a b c Vasavada (2005) , стр. 1942–1974
  8. ^ а б в г Васавада (2005) , стр. 1974 г.
  9. ^ a b c Vasavada (2005) , стр. 1978–1980
  10. ↑ a b c d Vasavada (2005) , стр. 1980–1982
  11. ^ а б в г Васавада (2005) , стр. 1976 г.
  12. ^ Смит, Брэдфорд А .; Содерблом, Лоуренс А .; Джонсон, Торренс В .; Ингерсолл, Эндрю П .; Коллинз, Стюарт А .; Сапожник, Юджин М .; Хант, GE; Масурский, Гарольд; Карр, Майкл Х. (1979-06-01). "Система Юпитера глазами" Вояджера-1 ". Наука . 204 (4396): 951–972. Bibcode : 1979Sci ... 204..951S . DOI : 10.1126 / science.204.4396.951 . ISSN 0036-8075 . PMID 17800430 . S2CID 33147728 .   
  13. ^ a b Беккер, Хайди Н .; Александр, Джеймс В .; Атрея, Сушил К .; Болтон, Скотт Дж .; Бреннан, Мартин Дж .; Браун, Шеннон Т .; Гийом, Александр; Гийо, Тристан; Ингерсолл, Эндрю П .; Левин, Стивен М .; Лунин, Джонатан И. (5 августа 2020 г.). «Вспышки небольших молний от неглубоких электрических бурь на Юпитере» . Природа . 584 (7819): 55–58. DOI : 10.1038 / s41586-020-2532-1 . ISSN 1476-4687 . Проверено 17 января 2021 года . 
  14. ^ Giles, Rohini S .; Грейтхаус, Томас К .; Бонфонд, Бертран; Гладстон, Дж. Рэндалл; Каммер, Джошуа А .; Хюэ, Винсент; Гродент, Денис Ц .; Жерар, Жан-Клод; Versteeg, Maarten H .; Вонг, Майкл Х .; Болтон, Скотт Дж. (2020). «Возможные кратковременные световые явления, наблюдаемые в верхних слоях атмосферы Юпитера» . Журнал геофизических исследований: планеты . 125 (11): e2020JE006659. arXiv : 2010.13740 . DOI : 10.1029 / 2020JE006659 . ISSN 2169-9100 . 
  15. ^ a b Ingersoll (2004) , стр. 13–14
  16. ^ Yelle (2004) , стр. 1
  17. ^ Б с д е е Miller Эйлворд и др. 2005 .
  18. ↑ a b c Ingersoll (2004) , стр. 5–7
  19. ^ а б в Ингерсолл (2004) , стр. 12
  20. ↑ a b Yelle (2004) , стр. 15–16
  21. ^ a b c Атрея Вонг Бейнс и др. 2005 .
  22. ^ а б Атрея Вонг Оуэн и др. 1999 .
  23. ^ a b West et al. (2004) , стр. 9–10, 20–23
  24. ^ а б Васавада (2005) , стр. 1937 г.
  25. ^ Б с д е е г ч я Ingersoll (2004) , стр. 8
  26. ^ a b Yelle (2004) , стр. 1–12
  27. ^ Yelle (2004) , стр. 22-27
  28. ^ a b Bhardwaj & Gladstone 2000 , стр. 299–302.
  29. ^ Макдауэлл, Джонатан (1995-12-08). "Космический отчет Джонатана, № 267" . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала на 2011-08-10 . Проверено 6 мая 2007 .
  30. ^ а б в Encrenaz 2003 .
  31. ^ Kunde et al. (2004)
  32. ^ Сандерс, Роберт (22 марта 2010 г.). «Гелиевый дождь на Юпитере объясняет отсутствие неона в атмосфере» . Университет Беркли . Проверено 24 июля 2012 года .
  33. ^ a b Роджерс (1995) , стр. 81.
  34. ^ a b Ингерсолл (2004) , стр. 5
  35. ^ Грэйни (2010)
  36. ^ Роджерс (1995) , стр. 85, 91-4.
  37. ^ a b c d Роджерс (1995) , стр. 101–105.
  38. ^ Роджерс (1995) , pp.113-117.
  39. ↑ Rogers (1995) , стр. 125–130.
  40. ↑ a b c d e Vasavada (2005) , стр. 1987–1989
  41. ↑ Rogers (1995) , стр. 133, 145–147.
  42. ^ Роджерс (1995) , стр. 133.
  43. Перейти ↑ Beebe (1997) , p. 24.
  44. ^ Нэнси Аткинсон (2010). "Юпитер, он меняется" . Вселенная сегодня . Проверено 24 декабря 2010 .
  45. ↑ Rogers (1995) , стр. 159–160
  46. ^ "Планетарный портрет Хаббла фиксирует изменения в Большом красном пятне Юпитера" . Проверено 15 октября 2015 года .
  47. ↑ Rogers (1995) , стр. 219–221, 223, 228–229.
  48. ^ Роджерс (1995) , стр. 235.
  49. ^ Rogers et al. (2003)
  50. ^ Роджерс и Metig (2001)
  51. ^ Ридпат (1998)
  52. ↑ a b Vasavada (2005) , стр. 1943–1945
  53. ^ a b Heimpel et al. (2005)
  54. ^ См., Например, Ingersoll et al. (1969)
  55. ↑ a b c d e f Vasavada (2005) , стр. 1947–1958
  56. ↑ Ingersoll (2004) , стр. 16–17
  57. ↑ Ingersoll (2004) , стр. 14–15
  58. ^ а б Васавада (2005) , стр. 1949 г.
  59. ^ Васавада (2005) , стр. 1945-1947
  60. ^ Васавада (2005) , стр. 1962-1966
  61. ^ Васавада (2005) , стр. 1966 г.
  62. ^ Буссе (1976)
  63. ↑ a b c Vasavada (2005) , стр. 1966–1972
  64. ^ Васавада (2005) , стр. 1970 г.
  65. ^ Низкий (1966)
  66. ^ Перл Конрат и др. 1990 , с. 12, 26.
  67. ↑ Ingersoll (2004) , стр. 11, 17–18
  68. ^ а б Васавада (2005) , стр. 1978 г.
  69. ^ а б в г е Васавада (2005) , стр. 1977 г.
  70. ^ "Большое холодное пятно обнаружено на Юпитере" . www.eso.org . Проверено 17 апреля 2017 года .
  71. ^ Васавада (2005) , стр. 1975 г.
  72. ^ Васавада (2005) , стр. 1979 г.
  73. ^ Харрингтон, JD; Уивер, Донна; Вильярд, Рэй (15 мая 2014 г.). "Выпуск 14-135 - Хаббл НАСА показывает, что большое красное пятно Юпитера меньше, чем когда-либо измерялось" . НАСА . Проверено 16 мая 2014 года .
  74. ^ Персонал (2007). "Технические данные Юпитера - SPACE.com" . Имагинова. Архивировано 11 мая 2008 года . Проверено 3 июня 2008 .
  75. ↑ Анонимный (10 августа 2000 г.). «Солнечная система - планета Юпитер - Большое красное пятно» . Кафедра физики и астрономии - Университет Теннесси . Архивировано 7 июня 2008 года . Проверено 3 июня 2008 .
  76. ^ Роджерс, Джон Хуберт (1995). Гигантская планета Юпитер . Издательство Кембриджского университета. п. 6. ISBN 978-0-521-41008-3.
  77. ^ Graney (2010), стр. 266.
  78. ^ Смит и др. (1979) , стр. 954.
  79. ↑ Ирвин , 2003, стр. 171
  80. ^ Битти (2002)
  81. ^ Бритт, Роберт Рой (2009-03-09). «Большое красное пятно Юпитера сжимается» . Space.com. Архивировано 11 марта 2009 года . Проверено 4 февраля 2009 .
  82. ^ Роджерс (1995) , стр. 191.
  83. ^ Роджерс (1995) , стр. 194-196.
  84. Перейти ↑ Beebe (1997) , p. 35.
  85. ^ Роджерс (1995) , стр. 195.
  86. ↑ Роджерс, Джон (30 июля 2006 г.). «Промежуточные отчеты о STB (овал BA, проходящий через GRS), STropB, GRS (измеренное внутреннее вращение), EZ (S. Eq. Disturbance; резкое затемнение; взаимодействия NEB) и NNTB» . Британская астрономическая ассоциация . Проверено 15 июня 2007 .
  87. ^ а б Флетчер (2010) , стр. 306
  88. ^ Риз и Гордон (1966)
  89. ↑ Rogers (1995) , 192–193.
  90. ^ Камень (1974)
  91. Перейти ↑ Rogers (1995) , pp. 48, 193.
  92. ^ Роджерс (1995) , стр. 193.
  93. ↑ a b Beebe (1997) , стр. 38–41.
  94. ^ Является ли Большое красное пятно Юпитера солнечным ожогом? NASA.com 28 ноября 2014 г.
  95. ^ Юпитера Красное пятно, скорее всего, Загар, не краснея NASA.com, 11 ноября 2014
  96. ^ Лоффер, Марк Дж .; Хадсон, Реджи Л. (2018). «Раскрашивание облаков Юпитера: Радиолиз гидросульфида аммония (NH4SH)». Икар . 302 : 418–425. DOI : 10.1016 / j.icarus.2017.10.041 .
  97. ↑ Филлипс, Тони (12 марта 2003 г.). «Большое темное пятно» . Наука в НАСА. Архивировано из оригинального 15 июня 2007 года . Проверено 20 июня 2007 .
  98. ^ Hammel et al. (1995) , стр. 1740 г.
  99. ^ a b Санчес-Лавега и др. (2001)
  100. ^ Роджерс (1995) , стр. 223.
  101. ^ а б Го и др. (2006)
  102. ↑ Филлипс, Тони (3 марта 2006 г.). «Новое красное пятно Юпитера» . НАСА. Архивировано из оригинального 19 октября 2008 года . Проверено 16 октября 2008 .
  103. ^ a b Филлипс, Тони (5 июня 2006 г.). «Сходятся огромные бури» . Наука @ НАСА. Архивировано из оригинала 2 февраля 2007 года . Проверено 8 января 2007 .
  104. ↑ Мишо, Питер (20 июля 2006 г.). «Близнецы фиксируют близкую встречу красных пятен Юпитера» . Обсерватория Близнецов . Проверено 15 июня 2007 .
  105. ^ a b «Из-за диффузии красное пятно Юпитера-младшего раскрасилось» . ScienceDaily. 26 сентября 2008 года. Архивировано 30 сентября 2008 года . Проверено 16 октября 2008 .
  106. ^ a b Фонтан, Генри (22 июля 2008 г.). «На Юпитере, битва красных пятен, при гибели младенца» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 18 июня 2010 .
  107. ↑ Бакли, М. (20 мая 2008 г.). "В Красном пятне Юпитера дуют штормовые ветры" . Лаборатория прикладной физики Джона Хопкинса. Архивировано из оригинального 26 марта 2012 года . Проверено 16 октября 2008 года .
  108. ^ Steigerwald, Билл (10 октября 2006). "Маленькое красное пятно Юпитера становится сильнее" . Космический центр имени Годдарда НАСА. Архивировано 1 ноября 2008 года . Проверено 16 октября 2008 .
  109. ^ a b c Роджерс, Джон Х. (8 августа 2008 г.). «Столкновение Красного Пятна и Большого Красного Пятна: Часть 2» . Британская астрономическая ассоциация . Проверено 29 ноября 2008 .
  110. ↑ Сига, Дэвид (22 мая 2008 г.). «Третье красное пятно вспыхивает на Юпитере» . Новый ученый. Архивировано 5 июля 2008 года . Проверено 23 мая 2008 .
  111. ↑ Чанг, Кеннет (25 мая 2017 г.). «Миссия НАСА к Юпитеру выявляет« совершенно новое и неожиданное » » . Нью-Йорк Таймс . Проверено 27 мая 2017 года .
  112. ^ a b Vasavada (2005) , стр. 1982, 1985–1987
  113. ^ a b c Санчес-Лавега и др. (2008) , стр. 437–438
  114. ↑ a b Vasavada (2005) , стр. 1983–1985
  115. ^ Baines Simon-Miller et al. 2007 , стр. 226.
  116. ^ Табатаба-Вакили, Ф .; Роджерс, JH; Eichstädt, G .; Ортон, GS; Хансен, CJ; Момары, TW; Sinclair, JA; Джайлз, РС; Каплингер, Массачусетс; Овраг, Массачусетс; Болтон, SJ (январь 2020 г.). «Долгосрочное слежение за циркумполярными циклонами на Юпитере по полярным наблюдениям с помощью JunoCam» . Икар . 335 : 113405. дои : 10.1016 / j.icarus.2019.113405 . ISSN 0019-1035 . 
  117. ^ Адриани, А .; Мура, А .; Ортон, G .; Hansen, C .; Altieri, F .; Морикони, ML; Rogers, J .; Eichstädt, G .; Момары, Т .; Ингерсолл, AP; Филаккионе, Г. (март 2018 г.). «Скопления циклонов, окружающие полюса Юпитера» . Природа . 555 (7695): 216–219. DOI : 10.1038 / nature25491 . ISSN 0028-0836 . PMID 29516997 . S2CID 4438233 .   
  118. ^ МакКим (1997)
  119. ^ Ингерсолл (2004) , стр. 2
  120. ^ Нолл (1995) , стр. 1307
  121. ^ Роджерс (1995) , стр. 6.
  122. ^ Роджерс (2008) , pp.111-112
  123. ^ a b Роджерс (1995) , стр. 188
  124. ^ a b Хоккей, 1999 , стр. 40–41.
  125. ^ Смит и др. (1979) , стр. 951–972.
  126. ^ a b Роджерс (1995) , стр. 224–5.
  127. ^ Роджерс (1995) , стр. 226–227.
  128. ^ Роджерс (1995) , стр. 226.
  129. ^ Роджерс (1995) , стр. 225.
  130. Перейти ↑ Beebe (1997) , p. 43.
  131. ^ "Новый взгляд на штормы Юпитера" . НАСА . 17 сентября 2020.
  132. ^ Ченг Ли; Эндрю П. Ингерсолл; Александра П. Клипфель; Гарриет Бреттл (2020). «Моделирование устойчивости полигональных узоров вихрей на полюсах Юпитера, обнаруженных космическим кораблем Juno» . PNAS . 117 (39): 24082–24087. DOI : 10.1073 / pnas.2008440117 . PMC 7533696 . PMID 32900956 .  

Цитированные источники [ править ]

  • Атрея, Сушил К .; Вонг, MH; Оуэн, ТК; Махаффи, PR; Ниманн, HB; де Патер, I .; Drossart, P .; Энкреназ, Т. (октябрь – ноябрь 1999 г.). «Сравнение атмосфер Юпитера и Сатурна: состав глубокой атмосферы, структура облаков, вертикальное перемешивание и происхождение». Планетарная и космическая наука . 47 (10–11): 1243–1262. Bibcode : 1999P & SS ... 47.1243A . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (99) 00047-1 . ISSN  0032-0633 . PMID  11543193 .
  • Атрея, Сушил К .; Махаффи, PR; Ниманн, HB; Вонг, MH; Оуэн, ТК (февраль 2003 г.). «Состав и происхождение атмосферы Юпитера - обновление и значение для внесолнечных планет-гигантов». Планетарная и космическая наука . 51 (2): 105–112. Bibcode : 2003P & SS ... 51..105A . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (02) 00144-7 . ISSN  0032-0633 .
  • Атрея, Сушил К .; Вонг, Ах-Сан (2005). «Связанные облака и химия планет-гигантов - случай для мультизондов» (PDF) . Обзоры космической науки . 116 (1–2): 121–136. Bibcode : 2005SSRv..116..121A . DOI : 10.1007 / s11214-005-1951-5 . ЛВП : 2027,42 / 43766 . ISSN  0032-0633 . S2CID  31037195 .
  • Атрея, Сушил К .; Вонг, Ах-Сан; Baines, KH; Вонг, MH; Оуэн, TC (2005). «Аммиачные облака Юпитера - локальные или повсеместные?» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 53 (5): 498–507. Bibcode : 2005P & SS ... 53..498A . CiteSeerX  10.1.1.553.8220 . DOI : 10.1016 / j.pss.2004.04.002 . ISSN  0032-0633 .
  • Бейнс, Кевин Х .; Саймон-Миллер, Эми А; Ортон, Гленн С .; Уивер, Гарольд А .; Лансфорд, Аллен; Momary, Thomas W .; Спенсер, Джон; Ченг, Эндрю Ф .; Рейтер, Деннис К. (12 октября 2007 г.). "Полярные молнии и изменчивость облаков на Юпитере в десятилетнем масштабе". Наука . 318 (5848): 226–229. Bibcode : 2007Sci ... 318..226B . DOI : 10.1126 / science.1147912 . PMID  17932285 . S2CID  28540751 .
  • Битти, Дж. К. (2002). «Сокращающееся красное пятно Юпитера» . Небо и телескоп . 103 (4): 24.
  • Биби Р. (1997). Юпитер - планета-гигант (2-е изд.). Вашингтон: Смитсоновские книги . ISBN 978-1-56098-685-0. OCLC  224014042 .
  • Бхардвадж, Анил; Гладстон, Дж. Рэндалл (2000). «Авроральные выбросы планет-гигантов» (PDF) . Обзоры геофизики . 38 (3): 295–353. Bibcode : 2000RvGeo..38..295B . DOI : 10.1029 / 1998RG000046 .
  • Буссе, FH (1976). «Простая модель конвекции в атмосфере Юпитера». Икар . 29 (2): 255–260. Bibcode : 1976Icar ... 29..255B . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90053-1 .
  • Энкреназ, Тереза ​​(февраль 2003 г.). «Наблюдения ISO за планетами-гигантами и Титаном: что мы узнали?». Планетарная и космическая наука . 51 (2): 89–103. Bibcode : 2003P & SS ... 51 ... 89E . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (02) 00145-9 .
  • Fletcher, Leigh N .; Ортон, GS; Mousis, O .; Yanamandra-Fisher, P .; и другие. (2010). «Тепловая структура и состав Большого Красного Пятна Юпитера по данным тепловизора с высоким разрешением» (PDF) . Икар . 208 (1): 306–328. Bibcode : 2010Icar..208..306F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.01.005 .
  • Вперед, CY; де Патер, I .; Wong, M .; Lockwood, S .; Marcus, P .; Asay-Davis, X .; Шетти, С. (2006). «Эволюция овального ба в 2004–2005 годах». Бюллетень Американского астрономического общества . 38 : 495. Bibcode : 2006DPS .... 38.1102G .
  • Грэйни, CM (2010). «Изменения облачных поясов Юпитера, 1630–1664 гг., О которых сообщается в« Реформате астрономии »1665 г. Джованни Баттиста Риччоли». Балтийская астрономия . 19 (3–4): 266. arXiv : 1008.0566 . Bibcode : 2010BaltA..19..265G . DOI : 10,1515 / астро-2017-0425 . S2CID  117677021 .
  • Гийо, Т. (1999). «Сравнение недр Юпитера и Сатурна» . Планетарная и космическая наука . 47 (10–11): 1183–1200. arXiv : astro-ph / 9907402 . Bibcode : 1999P & SS ... 47.1183G . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (99) 00043-4 . S2CID  19024073 .
  • Hammel, HB; Локвуд, GW; Миллс, младший; Барнет, компакт-диск (1995). "Получение космическим телескопом Хаббла облачной структуры Нептуна в 1994 году". Наука . 268 (5218): 1740–1742. Bibcode : 1995Sci ... 268.1740H . DOI : 10.1126 / science.268.5218.1740 . PMID  17834994 . S2CID  11688794 .
  • Heimpel, M .; Aurnou, J .; Wicht, J. (2005). «Моделирование экваториальных и высокоширотных джетов на Юпитере в модели глубокой конвекции». Природа . 438 (7065): 193–196. Bibcode : 2005Natur.438..193H . DOI : 10,1038 / природа04208 . PMID  16281029 . S2CID  4414668 .
  • Хоккей, Т. (1999). Планета Галилея: наблюдение за Юпитером до фотографии . Бристоль, Филадельфия: Издательский институт физики . ISBN 978-0-7503-0448-1. OCLC  39733730 .
  • Ингерсолл, AP; Даулинг, Т. Э .; Gierasch, PJ; и другие. (2004). «Динамика атмосферы Юпитера» (PDF) . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, WB (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Кембридж: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-81808-7.
  • Ингерсолл, AP; Куцци, Дж. Н. (1969). «Динамика облачных полос Юпитера» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 26 (5): 981–985. Bibcode : 1969JAtS ... 26..981I . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1969) 026 <0981: DOJCB> 2.0.CO; 2 .
  • Ирвин, П. (2003). Гигантские планеты нашей солнечной системы. Атмосфера, состав и структура . Спрингер и Праксис . ISBN 978-3-540-00681-7.
  • Kunde, VG; Flasar, FM; Jennings, DE; и другие. (2004). "Атмосферный состав Юпитера из эксперимента по тепловой инфракрасной спектроскопии Кассини". Наука . 305 (5690): 1582–1586. Bibcode : 2004Sci ... 305.1582K . DOI : 10.1126 / science.1100240 . PMID  15319491 . S2CID  45296656 .
  • Низкий, FJ (1966). «Наблюдения Венеры, Юпитера и Сатурна на λ20 μ» . Астрономический журнал . 71 : 391. Bibcode : 1966AJ ..... 71R.391L . DOI : 10.1086 / 110110 .
  • МакКим, Р.Дж. (1997). «Открытие П. Б. Молесвортом великого южного тропического возмущения на Юпитере, 1901». Журнал Британской астрономической ассоциации . 107 (5): 239–245. Bibcode : 1997JBAA..107..239M .
  • Миллер, Стив; Эйлуорд, Алан; Миллуорд, Джордж (январь 2005 г.). "Ионосферы и термосферы гигантских планет: важность ионно-нейтрального взаимодействия". Обзоры космической науки . 116 (1–2): 319–343. Bibcode : 2005SSRv..116..319M . DOI : 10.1007 / s11214-005-1960-4 . S2CID  119906560 .
  • Нолл, Канзас; МакГрат, Массачусетс; Weaver, HA; Yelle, RV; и другие. (1995). "Спектроскопические наблюдения Юпитера с помощью HST после удара кометы Шумейкера-Леви 9". Наука . 267 (5202): 1307–1313. Bibcode : 1995Sci ... 267.1307N . DOI : 10.1126 / science.7871428 . PMID  7871428 . S2CID  37686143 .
  • Перл, JC; Конрат, Би Джей; Ханель, РА; Pirraglia, JA; Кустенис, А. (март 1990 г.). «Альбедо, эффективная температура и энергетический баланс Урана, определенные по данным Voyager IRIS». Икар . 84 (1): 12–28. Bibcode : 1990Icar ... 84 ... 12P . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90155-3 . ISSN  0019-1035 .
  • Риз, EJ; Сольберг, HG (1966). «Последние измерения широты и долготы красного пятна Юпитера». Икар . 5 (1–6): 266–273. Bibcode : 1966Icar .... 5..266R . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (66) 90036-4 . ЛВП : 2060/19650022425 .
  • Ридпат И. (1998). Атлас звезд и справочник Нортона (19-е изд.). Харлоу: Эддисон Уэсли Лонгман . п. 107. ISBN 978-0-582-35655-9.
  • Роджерс, JH (1995). Гигантская планета Юпитер . Кембридж: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-41008-3. OCLC  219591510 .
  • Роджерс, JH; Метиг, HJ (2001). «Юпитер в 1998/99 году» (PDF) . Журнал Британской астрономической ассоциации . 111 (6): 321–332. Bibcode : 2001JBAA..111..321R .
  • Роджерс, JH (2003). «Юпитер в 1999/2000. II: Инфракрасные длины волн» (PDF) . Журнал Британской астрономической ассоциации . 113 (3): 136–140. Bibcode : 2003JBAA..113..136R .
  • Роджерс, JH (2008). «Ускоренная циркуляция Большого Красного Пятна Юпитера» (PDF) . Журнал Британской астрономической ассоциации . 118 (1): 14–20. Bibcode : 2008JBAA..118 ... 14R .
  • Sanchez-Lavega, A .; Ортон, GS; Morales R .; и другие. (2001). «Слияние двух гигантских антициклонов в атмосфере Юпитера». Икар . 149 (2): 491–495. Bibcode : 2001Icar..149..491S . DOI : 10.1006 / icar.2000.6548 .
  • Sanchez-Lavega, A .; Ортон, GS; Hueso, S .; и другие. (2008). «Глубина сильной джовианской струи от возмущения планетарного масштаба, вызванного штормами» . Природа . 451 (7177): 437–440. Bibcode : 2008Natur.451..437S . DOI : 10,1038 / природа06533 . PMID  18216848 .
  • Seiff, A .; Кирк, ДБ; Knight, TCD; и другие. (1998). «Термическая структура атмосферы Юпитера у края 5-мкм горячей точки в северном экваториальном поясе». Журнал геофизических исследований . 103 (E10): 22857–22889. Bibcode : 1998JGR ... 10322857S . DOI : 10.1029 / 98JE01766 .
  • Смит, BA; Содерблом, Луизиана; Джонсон, ТВ; и другие. (1979). «Система Юпитера глазами Вояджера-1». Наука . 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode : 1979Sci ... 204..951S . DOI : 10.1126 / science.204.4396.951 . PMID  17800430 . S2CID  33147728 .
  • Стоун, PH (1974). «О скорости вращения Юпитера» . Журнал атмосферных наук . 31 (5): 1471–1472. Bibcode : 1974JAtS ... 31.1471S . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1974) 031 <1471: OJROR> 2.0.CO; 2 .
  • Vasavada, AR; Шоумен, А. (2005). «Атмосферная динамика Юпитера: обновление после Галилея и Кассини». Отчеты о достижениях физики . 68 (8): 1935–1996. Bibcode : 2005RPPh ... 68.1935V . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 68/8 / R06 . S2CID  53596671 .
  • Запад, РА; Baines, KH; Фридсон, AJ; и другие. (2004). «Юпитерианские облака и дымка» (PDF) . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, WB (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Кембридж: Издательство Кембриджского университета .
  • Yelle, RV; Миллер, С. (2004). «Термосфера и ионосфера Юпитера» (PDF) . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, WB (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Кембридж: Издательство Кембриджского университета .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • [Многочисленные авторы] (1999). Битти, Келли Дж .; Петерсон, Кэролайн Коллинз; Чайки, Эндрю (ред.). Новая Солнечная система (4-е изд.). Массачусетс: Sky Publishing Corporation. ISBN 978-0-933346-86-4. OCLC  39464951 .
  • Пик, Бертран М. (1981). Планета Юпитер: Справочник наблюдателя (пересмотренная ред.). Лондон: Faber and Faber Limited. ISBN 978-0-571-18026-4. OCLC  8318939 .
  • Ян, Сара (21 апреля 2004 г.). «Исследователь предсказывает глобальное изменение климата на Юпитере, поскольку пятна гигантской планеты исчезают» . Новости Калифорнийского университета в Беркли. Архивировано 9 июня 2007 года . Проверено 14 июня 2007 .
  • Юсеф, Ашраф; Маркус, Филип С. (2003). «Динамика юпитерианских белых овалов от образования до слияния». Икар . 162 (1): 74–93. Bibcode : 2003Icar..162 ... 74Y . DOI : 10.1016 / S0019-1035 (02) 00060-X .
  • Уильямс, Гарет П. (1975). «Атмосферная циркуляция Юпитера» (PDF) . Природа . 257 (5529): 778. Bibcode : 1975Natur.257..778W . DOI : 10.1038 / 257778a0 . S2CID  43539227 .
  • Уильямс, Гарет П. (1978). «Планетарные циркуляции: 1. Баротропное представление юпитерианской и земной турбулентности» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 35 (8): 1399–1426. Bibcode : 1978JAtS ... 35.1399W . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1978) 035 <1399: PCBROJ> 2.0.CO; 2 .
  • Уильямс, Гарет П. (1985). "Юпитерианское и сравнительное моделирование атмосферы Гарет" (PDF) . Юпитерианское и сравнительное атмосферное моделирование . Успехи геофизики. 28А . С. 381–429. Bibcode : 1985AdGeo..28..381W . DOI : 10.1016 / S0065-2687 (08) 60231-9 . ISBN 978-0-12-018828-4.
  • Уильямс, Гарет П. (1997). «Планетарные вихри и вертикальная структура Юпитера» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 102 (E4): 9303–9308. Bibcode : 1997JGR ... 102.9303W . DOI : 10.1029 / 97JE00520 .
  • Уильямс, Гарет П. (1996). «Юпитерианская динамика. Часть I: Устойчивость, структура и происхождение вихря» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 53 (18): 2685–2734. Bibcode : 1996JAtS ... 53.2685W . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1996) 053 <2685: JDPVSS> 2.0.CO; 2 .
  • Уильямс, Гарет П. (2002). «Джовианская динамика. Часть II: Возникновение и уравновешивание вихревых множеств» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 59 (8): 1356–1370. Bibcode : 2002JAtS ... 59.1356W . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (2002) 059 <1356: JDPITG> 2.0.CO; 2 .
  • Уильямс, Гарет П. (2003). «Юпитерская динамика, часть III: множественные, мигрирующие и экваториальные струи» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 60 (10): 1270–1296. Bibcode : 2003JAtS ... 60.1270W . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (2003) 60 <1270: JDPIMM> 2.0.CO; 2 .
  • Уильямс, Гарет П. (2003). «Суперциркуляции» (PDF) . Бюллетень Американского метеорологического общества . 84 (9): 1190.
  • Уильямс, Гарет П. (2003). «Баротропная неустойчивость и экваториальная суперротация» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 60 (17): 2136–2152. Bibcode : 2003JAtS ... 60.2136W . CiteSeerX  10.1.1.144.5975 . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (2003) 060 <2136: BIAES> 2.0.CO; 2 .
  • Уильямс, Гарет П. (2003). «Реактивные наборы» (PDF) . Журнал Метеорологического общества Японии . 81 (3): 439–476. DOI : 10,2151 / jmsj.81.439 .
  • Уильямс, Гарет П. (2006). "Экваториальное супервращение и баротропная неустойчивость: варианты статической устойчивости" (PDF) . Журнал атмосферных наук . 63 (5): 1548–1557. Bibcode : 2006JAtS ... 63.1548W . DOI : 10.1175 / JAS3711.1 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Сообщение в блоге Planetary Society (2017-05-09) Питера Розена, описывающее сборку видеозаписи атмосферной активности Юпитера с 19 декабря 2014 года по 31 марта 2015 года из изображений астрономов-любителей.
  • Атмосфера