stringtranslate.com

Атмосфера Юпитера

Закрученные облака Юпитера на цветном изображении , полученном космическим телескопом «Хаббл» в апреле 2017 года [1]

Атмосфера Юпитера является крупнейшей планетарной атмосферой в Солнечной системе . Она в основном состоит из молекулярного водорода и гелия в примерно 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 непосредственно измеренная концентрация 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 жидкую внутреннюю часть планеты. [3] От самого нижнего к самому высокому, атмосферные слои - это тропосфера , стратосфера , термосфера и экзосфера . Каждый слой имеет характерные градиенты температуры . [4] Самый нижний слой, тропосфера, имеет сложную систему облаков и дымок, состоящих из слоев аммиака, гидросульфида аммония и воды. [5] Верхние аммиачные облака, видимые на поверхности Юпитера, организованы в дюжину зональных полос, параллельных экватору , и ограничены мощными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как струи, демонстрирующие явление, известное как атмосферное супервращение . Полосы чередуются по цвету: темные полосы называются поясами , в то время как светлые называются зонами . Зоны, которые холоднее поясов, соответствуют подъемам, в то время как пояса отмечают нисходящий газ. [6] Более светлый цвет зон, как полагают, является результатом аммиачного льда; Что придает поясам более темные цвета, неизвестно. [6] Происхождение полосчатой ​​структуры и струй не совсем понятно, хотя существуют «неглубокая модель» и «глубокая модель». [7]

Облака в движении

Атмосфера Юпитера демонстрирует широкий спектр активных явлений, включая нестабильность полос, вихри ( циклоны и антициклоны ), штормы и молнии. [8] Вихри проявляются как большие красные, белые или коричневые пятна (овалы). Самые большие два пятна — Большое Красное Пятно (БКП) [9] и Овал BA, [10] который также красный. Эти два и большинство других крупных пятен являются антициклоническими. Меньшие антициклоны , как правило, белые. Считается, что вихри — это относительно мелкие структуры с глубиной, не превышающей нескольких сотен километров. Расположенный в южном полушарии, БКП является крупнейшим известным вихрем в Солнечной системе. Он может поглотить две или три Земли и существует уже не менее трехсот лет. Овал BA, к югу от БКП, — это красное пятно размером в треть БКП, которое образовалось в 2000 году в результате слияния трех белых овалов. [11]

На Юпитере бывают мощные штормы, часто сопровождающиеся ударами молний. Штормы являются результатом влажной конвекции в атмосфере, связанной с испарением и конденсацией воды. Это места сильного восходящего движения воздуха, что приводит к образованию ярких и плотных облаков. Штормы образуются в основном в поясных областях. Удары молний на Юпитере в сотни раз мощнее тех, что наблюдаются на Земле, и, как предполагается, связаны с водяными облаками. [12] Недавние наблюдения Juno показывают, что удары молний на Юпитере происходят выше высоты водяных облаков (3-7 бар). [13] Разделение зарядов между падающими каплями жидкого аммиака и воды и частицами водяного льда может генерировать высотные молнии. [13] Молнии в верхних слоях атмосферы также наблюдались на высоте 260 км выше уровня 1 бар. [14]

Вертикальная структура

Вертикальная структура атмосферы Юпитера. Обратите внимание, что температура падает вместе с высотой над тропопаузой. Атмосферный зонд Галилео прекратил передачу на глубине 132 км ниже 1 бар "поверхности" Юпитера. [4]

Атмосфера Юпитера делится на четыре слоя по возрастанию высоты: тропосфера , стратосфера , термосфера и экзосфера . В отличие от атмосферы Земли , у Юпитера отсутствует мезосфера . [15] У Юпитера нет твердой поверхности, а самый нижний слой атмосферы, тропосфера, плавно переходит в жидкие недра планеты. [3] Это является результатом того, что температуры и давления значительно превышают критические точки для водорода и гелия, что означает, что нет резкой границы между газовой и жидкой фазами. Водород считается сверхкритической жидкостью , когда температура выше 33 К, а давление выше 13 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 1 бар обычно выбирается в качестве нулевой точки для высот — «поверхности» Юпитера. [3] Как это обычно бывает, верхний слой атмосферы, экзосфера, не имеет определенной верхней границы. [16] Плотность постепенно уменьшается, пока она плавно не переходит в межпланетную среду примерно в 5000 км над «поверхностью». [17]

Вертикальные градиенты температуры в атмосфере Юпитера аналогичны градиентам в атмосфере Земли . Температура тропосферы уменьшается с высотой, пока не достигнет минимума в тропопаузе , [18] которая является границей между тропосферой и стратосферой. На Юпитере тропопауза находится примерно на 50 км выше видимых облаков (или на уровне 1 бара). Давление и температура в тропопаузе составляют около 0,1 бар и 110 К. [4] [19] (Это дает падение 340−110=230 °C на 90+50=140 км. Адиабатический градиент на Земле составляет около 9,8 °C на км. Адиабатический градиент пропорционален среднему молекулярному весу и силе тяжести . Последняя примерно в 2,5 раза сильнее, чем на Земле, но средний молекулярный вес примерно в 15 раз меньше.) 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, в конечном итоге достигая 1000 К на высоте около 1000 км, где давление составляет около 1 нбар. [20]

Тропосфера Юпитера содержит сложную структуру облаков. [21] Верхние облака, расположенные в диапазоне давлений 0,6–0,9 бар, состоят из аммиачного льда. [22] Ниже этих аммиачных ледяных облаков, как полагают, существуют более плотные облака, состоящие из гидросульфида аммония ((NH 4 )SH) или сульфида аммония ((NH 4 ) 2 S, между 1–2 бар) и воды (3–7 бар). [23] [24] Метановых облаков нет, поскольку температуры слишком высоки для его конденсации. [21] Водяные облака образуют самый плотный слой облаков и оказывают самое сильное влияние на динамику атмосферы. Это является результатом более высокой теплоты конденсации воды и более высокого содержания воды по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород является более распространенным химическим элементом, чем азот или сера). [15] Различные тропосферные (при 200–500 мбар) и стратосферные (при 10–100 мбар) слои дымки располагаются выше основных слоев облаков. [23] [25] Слои стратосферной дымки состоят из конденсированных тяжелых полициклических ароматических углеводородов или гидразина , которые образуются в верхней стратосфере (1–100 мкбар) из метана под воздействием солнечного ультрафиолетового излучения (УФ). [21] Распространенность метана относительно молекулярного водорода в стратосфере составляет около 10−4 , [ 17] в то время как отношение распространенности других легких углеводородов, таких как этан и ацетилен, к молекулярному водороду составляет около 10−6 . [ 17]

Термосфера Юпитера находится при давлении ниже 1 мкбар и демонстрирует такие явления, как свечение атмосферы , полярные сияния и рентгеновское излучение. [26] Внутри нее лежат слои повышенной плотности электронов и ионов, которые образуют ионосферу . [17] Высокие температуры, преобладающие в термосфере (800–1000 К), пока 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, выпадающих из магнитосферы Юпитера, или рассеиванием распространяющихся вверх гравитационных волн . [27] Термосфера и экзосфера на полюсах и на низких широтах испускают рентгеновские лучи, которые впервые были 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 постоянными особенностями атмосферы Юпитера. [28] Термосфера была первым местом за пределами Земли, где катион тригидрогена ( H+
3) был обнаружен. [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

Состав атмосферы Юпитера аналогичен составу всей планеты в целом. [2] Атмосфера Юпитера изучена наиболее полно среди всех планет- гигантов , поскольку 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 Инфракрасную космическую обсерваторию (ISO), [30] орбитальные аппараты Галилео и Кассини , [31] и наземные наблюдения. [2]

Двумя основными составляющими атмосферы Юпитера являются молекулярный водород ( H
2) и гелий . [2] Распространенность гелия составляет 0,157 ± 0,004 относительно молекулярного водорода по числу молекул, а его массовая доля составляет 0,234 ± 0,005 , что немного ниже изначального значения Солнечной системы. [2] Причина такой низкой распространенности не совсем понятна, но часть гелия могла сконденсироваться в ядре Юпитера. [22] Эта конденсация, вероятно, происходит в форме гелиевого дождя: по мере того, как водород переходит в металлическое состояние на глубинах более 10 000 км, гелий отделяется от него, образуя капли, которые, будучи плотнее металлического водорода, опускаются к ядру. Это также может объяснить сильное истощение неона (см. таблицу), элемента, который легко растворяется в каплях гелия и также будет переноситься в них к ядру. [32]

Атмосфера содержит различные простые соединения, такие как вода , метан (CH4 ) , сероводород ( H2S ), аммиак (NH3 ) и фосфин (PH3 ) . [2] Их обилие в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере подразумевает, что атмосфера Юпитера обогащена элементами углеродом , азотом , серой и, возможно, кислородом [b] в 2–4 раза по сравнению с Солнцем. [c] [2] Благородные газы аргон , криптон и ксенон также присутствуют в изобилии по сравнению с солнечными уровнями (см. таблицу), в то время как неон встречается реже. [2] Другие химические соединения, такие как арсин (AsH3 ) и герман (GeH4 ) , присутствуют только в следовых количествах. [2] Верхняя атмосфера Юпитера содержит небольшое количество простых углеводородов , таких как этан , ацетилен и диацетилен , которые образуются из метана под воздействием солнечного ультрафиолетового излучения и заряженных частиц, поступающих из магнитосферы Юпитера . [2] Считается, что углекислый газ , окись углерода и вода, присутствующие в верхней атмосфере, происходят от ударов комет , таких как Шумейкер-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 космических аппаратов привели к улучшению знаний об изотопных соотношениях в атмосфере Юпитера. По состоянию на июль 2003 года принятое значение для распространенности дейтерия составляет (2,25 ± 0,35) × 10−5 , [ 2] что, вероятно, представляет собой изначальное значение в протосолнечной туманности , которая породила Солнечную систему. [30] Соотношение 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 формирования Солнечной системы считали земное значение для соотношения изотопов азота изначальным. [30]

Зоны, пояса и струи

Полярная стереографическая проекция атмосферы Юпитера с центром на южном полюсе Юпитера.

Видимая поверхность Юпитера разделена на несколько полос, параллельных экватору. Существует два типа полос: светлоокрашенные зоны и относительно темные пояса. [6] Более широкая экваториальная зона (EZ) простирается между широтами приблизительно 7°S и 7°N. 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 приблизительно на 50 градусах широты, где их видимый вид становится несколько приглушенным. [33]

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 аммиачного льда на больших высотах, что в свою очередь приводит к их более светлому цвету. [18] С другой стороны, в поясах облака тоньше и расположены на более низких высотах. [18] Верхняя тропосфера холоднее в зонах и теплее в поясах. [6] Точная природа химических веществ, которые делают зоны и полосы Юпитера такими красочными, неизвестна, но они могут включать сложные соединения серы , фосфора и углерода . [6]

Юпитерские полосы ограничены зональными атмосферными потоками (ветрами), называемыми струями . Восточные ( прямые ) струи находятся на переходе от зон к поясам (от экватора), тогда как западные ( ретроградные ) струи отмечают переход от поясов к зонам. [6] Такие модели скорости потока означают, что восточный импульс струй уменьшается в поясах и увеличивается в зонах от экватора к полюсу. Поэтому сдвиг ветра в поясах является циклоническим , тогда как в зонах он является антициклоническим . [24] EZ является исключением из этого правила, показывая сильную восточную (прямую) струю и имея локальный минимум скорости ветра точно на экваторе. Скорости струй высоки на Юпитере, достигая более 100 м/с. [6] Эти скорости соответствуют облакам аммиака, расположенным в диапазоне давлений 0,7–1 бар. Прямые струи, как правило, более мощные, чем ретроградные. [6] Струи простираются на тысячи километров вглубь планеты, как измерено гравитометрическим прибором на борту космического корабля Juno . [34] Направление, в котором струи простираются в планету, параллельно оси вращения Юпитера [35], а не в радиальном направлении (к центру планеты), что соответствует теореме Тейлора-Прудмана . [36] Зонд Galileo измерил вертикальный профиль струи вдоль траектории ее спуска в атмосферу Юпитера, обнаружив, что ветры затухают на двух-трех масштабных высотах [a] над облаками, в то время как ниже уровня облаков ветры слегка усиливаются, а затем остаются постоянными до как минимум 22 бар — максимальной рабочей глубины, достигаемой зондом. [19]

Зональные скорости ветра в атмосфере Юпитера

Происхождение цветной полосчатой ​​структуры Юпитера не совсем ясно, хотя она может напоминать структуру облаков ячеек Хэдли Земли . Самая простая интерпретация заключается в том, что зоны являются местами атмосферного восходящего потока , тогда как пояса являются проявлениями нисходящего потока . [37] Когда воздух, обогащенный аммиаком, поднимается в зонах, он расширяется и охлаждается, образуя высокие и плотные белые облака. Однако в поясах воздух опускается, нагреваясь адиабатически, как в зоне конвергенции на Земле, и белые аммиачные облака испаряются, открывая более низкие, темные облака. Расположение и ширина полос, скорость и расположение струй на Юпитере удивительно стабильны, изменившись лишь незначительно между 1980 и 2000 годами. Одним из примеров изменений является уменьшение скорости самой сильной струи на востоке, расположенной на границе между Северной тропической зоной и Северным умеренным поясом на 23° с. ш. [7] [37] Однако полосы со временем меняются по окраске и интенсивности (см. «конкретная полоса»). Эти изменения впервые были замечены в начале семнадцатого века. [38]

Меридиональные циркуляционные ячейки

Ячейки меридиональной циркуляции представляют собой крупномасштабное атмосферное движение, при котором газ поднимается на определенной широте, перемещается в направлении север-юг (меридиональном), опускается и возвращается к началу в замкнутой ячеичной циркуляции. [39] На Земле меридиональная циркуляция состоит из 3 ячеек в каждом полушарии: ячейки Хэдли , Ферреля и полярные ячейки. На Юпитере видимые полосы облаков дали указание на восходящее движение в зонах и нисходящее движение в поясах, показательное только для нескольких верхних баров. [40] Однако более высокая частота вспышек молний в поясах, указывающая на восходящее движение атмосферы, дала указание на обратное движение в более глубокой атмосфере. [41] [42] Микроволновые измерения Juno исследуют атмосферу до ~240 бар. [43] Эти измерения подтвердили существование этих движений как части крупных ячеек циркуляции средних широт с восходящим движением в поясах и нисходящим движением в зонах, простирающихся от ~1 бара вниз до по крайней мере ~240 бар. [44] До сих пор было идентифицировано 8 ячеек в каждом из полушарий Юпитера вдоль широт 20°-60° с.ш. [44] Ячейки средних широт приводятся в движение обрушением атмосферных волн , подобно ячейкам Ферреля на Земле. [44] В то время как на Земле обратный поток в нижней ветви ячеек уравновешивается трением в слое Экмана , баланс на Юпитере пока неизвестен, но одна из возможностей заключается в том, что трение поддерживается магнитным сопротивлением. [45]

Конкретные полосы

Идеализированная иллюстрация облачных полос Юпитера, помеченных их официальными аббревиатурами. Более светлые зоны обозначены справа, более темные пояса слева. Большое Красное Пятно и Овал BA показаны в Южной Тропической Зоне и Южном Умеренном Поясе соответственно.

Пояса и зоны, разделяющие атмосферу Юпитера, имеют свои собственные названия и уникальные характеристики. Они начинаются ниже Северного и Южного полярных регионов, которые простираются от полюсов примерно до 40–48° с.ш./ю.ш. Эти голубовато-серые регионы обычно не имеют особенностей. [33]

Северо-северный умеренный регион редко показывает больше деталей, чем полярные регионы, из-за потемнения края , ракурса и общей диффузности черт. Однако северо-северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отчетливым поясом, хотя он иногда исчезает. Возмущения, как правило, незначительны и кратковременны. Северо-северный умеренный пояс (NNTZ), возможно, более заметен, но также в целом спокоен. Другие второстепенные пояса и зоны в регионе иногда наблюдаются. [46]

Северный умеренный регион является частью широтного региона, легко наблюдаемого с Земли, и, таким образом, имеет превосходные данные для наблюдений. [47] Он также характеризуется самым сильным прямым струйным течением на планете — западным течением, которое образует южную границу Северного умеренного пояса (NTB). [47] NTB затухает примерно раз в десятилетие (это имело место во время столкновений Voyager ), в результате чего Северный умеренный пояс (NTZ), по-видимому, сливается с Северным тропическим поясом (NTropZ). [47] В других случаях NTZ разделен узким поясом на северный и южный компоненты. [47]

Северный тропический регион состоит из NTropZ и Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ в целом стабилен по окраске, меняя оттенок только в тандеме с активностью южного струйного течения NTB. Как и NTZ, он тоже иногда разделяется узкой полосой, NTropB. В редких случаях южный NTropZ принимает «маленькие 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 год; одно присутствовало во время встречи с Pioneer 10. [48]

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 севернее последних; как и в NTropZ, большинство этих особенностей относительно недолговечны. Как и Южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда резко затухал и «возрождался». Временные рамки этих изменений составляют около 25 лет. [49]

Зоны, пояса и вихри на Юпитере. Широкая экваториальная зона видна в центре, окруженная двумя темными экваториальными поясами (SEB и NEB). Большие серо-голубые нерегулярные «горячие точки» на северном краю белой экваториальной зоны меняются с течением времени по мере продвижения на восток по планете. Большое Красное Пятно находится на южном краю SEB. Цепочки небольших штормов вращаются вокруг овалов северного полушария. Небольшие, очень яркие детали, возможные грозовые бури, быстро и беспорядочно появляются в турбулентных регионах. Наименьшие детали, видимые на экваторе, имеют диаметр около 600 километров. Эта 14-кадровая анимация охватывает 24 дня Юпитера или около 10 земных дней. Течение времени ускорено в 600 000 раз. Случайные черные пятна на изображении — это луны Юпитера, попадающие в поле зрения.

Экваториальная область (EZ) является одной из самых стабильных областей планеты, по широте и активности. Северный край EZ содержит впечатляющие шлейфы, которые тянутся на юго-запад от NEB, которые ограничены темными, теплыми (в инфракрасном диапазоне ) объектами, известными как фестонами (горячие точки). [50] Хотя южная граница EZ обычно спокойна, наблюдения с конца 19-го по начало 20-го века показывают, что эта картина была тогда обратной по сравнению с сегодняшним днем. EZ значительно различается по окраске, от бледного до охристого или даже медного оттенка; иногда она разделена экваториальной полосой (EB). [51] Объекты в EZ движутся примерно со скоростью 390 км/ч относительно других широт. [52] [53]

Южный тропический регион включает Южный экваториальный пояс (SEB) и Южную тропическую зону. Это, безусловно, самый активный регион на планете, так как он является домом для самого сильного ретроградного струйного течения. SEB обычно является самым широким и темным поясом на Юпитере; иногда он разделен зоной (SEBZ) и может полностью исчезать каждые 3–15 лет, прежде чем снова появиться в том, что известно как цикл возрождения SEB. В течение нескольких недель или месяцев после исчезновения пояса образуется белое пятно и извергает темный коричневатый материал, который растягивается в новый пояс ветрами Юпитера. Последний раз пояс исчез в мае 2010 года. [54] Еще одной характеристикой SEB является длинная цепь циклонических возмущений, следующих за Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ является одной из самых заметных зон на планете; Он не только содержит GRS, но и время от времени подвергается возмущению южного тропического пояса (STropD), разделению зоны, которое может быть очень долгоживущим; самое известное из них длилось с 1901 по 1939 год. [55]

На этом снимке с HST видна редкая волновая структура к северу от экватора планеты. [56]

Южный умеренный пояс, или Южный умеренный пояс (STB), — это еще один темный, заметный пояс, более заметный, чем NTB; до марта 2000 года его наиболее известными особенностями были долгоживущие белые овалы BC, DE и FA, которые с тех пор слились в овал BA («Red Jr.»). Овалы были частью Южной умеренной зоны, но они простирались в STB, частично блокируя ее. [6] STB время от времени тускнел, по-видимому, из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. Внешний вид Южной умеренной зоны (STZ) — зоны, в которой возникли белые овалы — сильно варьируется. [57]

На Юпитере есть и другие особенности, которые являются временными или труднонаблюдаемыми с Земли. Южно-южную умеренную область сложнее различить, чем даже NNTR; ее детали тонкие и могут быть хорошо изучены только большими телескопами или космическими аппаратами. [58] Многие зоны и пояса по своей природе более преходящи и не всегда видны. К ним относятся экваториальная полоса (EB), [59] зона северного экваториального пояса (NEBZ, белая зона внутри пояса) и зона южного экваториального пояса (SEBZ). [60] Пояса также иногда разделяются внезапным возмущением. Когда возмущение разделяет обычно одиночный пояс или зону, добавляется N или S , чтобы указать, является ли компонент северным или южным; например, NEB(N) и NEB(S). [61]

Динамика

Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от циркуляции в атмосфере Земли . Внутренняя часть Юпитера жидкая и не имеет твердой поверхности. Поэтому конвекция может происходить по всей внешней молекулярной оболочке планеты. По состоянию на 2008 год всеобъемлющая теория динамики атмосферы Юпитера не была разработана. Любая такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких устойчивых полос и струй, симметричных относительно экватора Юпитера, сильная прямая струя, наблюдаемая на экваторе, разница между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость крупных вихрей, таких как Большое Красное Пятно. [7]

Теории, касающиеся динамики атмосферы Юпитера, можно в целом разделить на два класса: неглубокие и глубокие. Первые утверждают, что наблюдаемая циркуляция в значительной степени ограничена тонким внешним (погодным) слоем планеты, который покрывает устойчивую внутреннюю часть. Последняя гипотеза постулирует, что наблюдаемые атмосферные потоки являются лишь поверхностным проявлением глубоко укоренившейся циркуляции во внешней молекулярной оболочке Юпитера. [62] Поскольку обе теории имеют свои собственные успехи и неудачи, многие планетологи считают, что истинная теория будет включать элементы обеих моделей. [63]

Мелкие модели

Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м годам. [62] [64] Они частично основывались на земной метеорологии , которая к тому времени уже хорошо развита. Эти неглубокие модели предполагали, что струи на Юпитере приводятся в движение мелкомасштабной турбулентностью , которая, в свою очередь, поддерживается влажной конвекцией во внешнем слое атмосферы (над водяными облаками). [65] [66] Влажная конвекция — это явление, связанное с конденсацией и испарением воды, и является одним из основных факторов земной погоды. [67] Образование 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. [65] Конечный размер планеты означает, что каскад не может создавать структуры, превышающие некоторый характерный масштаб, который для Юпитера называется шкалой Райнса. Его существование связано с образованием волн Россби . Этот процесс работает следующим образом: когда самые большие турбулентные структуры достигают определенного размера, энергия начинает перетекать в волны Россби вместо более крупных структур, и обратный каскад останавливается. [68] Поскольку на сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение волн Россби анизотропно , масштаб Райнса в направлении, параллельном экватору, больше, чем в направлении, ортогональном к нему. [68] Конечным результатом описанного выше процесса является образование крупномасштабных вытянутых структур, которые параллельны экватору. Их меридиональная протяженность, по-видимому, соответствует фактической ширине струй. [65] Следовательно, в неглубоких моделях вихри фактически питают струи и должны исчезать, сливаясь с ними.

Хотя эти модели погодных слоев могут успешно объяснить существование дюжины узких струй, у них есть серьезные проблемы. [65] Вопиющим провалом модели является проградная (супервращающаяся) экваториальная струя: за некоторыми редкими исключениями неглубокие модели создают сильную ретроградную (субротирующую) струю, вопреки наблюдениям. Кроме того, струи, как правило, нестабильны и могут исчезать со временем. [65] Неглубокие модели не могут объяснить, как наблюдаемые атмосферные потоки на Юпитере нарушают критерии устойчивости. [69] Более сложные многослойные версии моделей погодных слоев создают более стабильную циркуляцию, но многие проблемы сохраняются. [70] Между тем, зонд Галилео обнаружил, что ветры на Юпитере простираются значительно ниже водяных облаков при давлении 5–7 бар и не показывают никаких признаков затухания вплоть до уровня давления 22 бар, что подразумевает, что циркуляция в атмосфере Юпитера на самом деле может быть глубокой. [19]

Глубокие модели

Глубокая модель была впервые предложена Буссе в 1976 году. [71] [72] Его модель была основана на другой известной особенности механики жидкости, теореме Тейлора–Прудмана . Она гласит, что в любой быстро вращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организованы в ряд цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, выполняются в жидкой недре Юпитера. Следовательно, молекулярную водородную мантию планеты можно разделить на цилиндры, каждый из которых имеет независимую от других циркуляцию. [73] Те широты, где внешние и внутренние границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, соответствуют струям; сами цилиндры наблюдаются как зоны и пояса.

Тепловое изображение Юпитера, полученное с помощью инфракрасного телескопа НАСА

Глубокая модель легко объясняет сильную прямую струю, наблюдаемую на экваторе Юпитера; струи, которые она производит, стабильны и не подчиняются критерию устойчивости 2D. [73] Однако у нее есть серьезные трудности; она производит очень небольшое количество широких струй, и реалистичное моделирование трехмерных потоков невозможно по состоянию на 2008 год, что означает, что упрощенные модели, используемые для обоснования глубокой циркуляции, могут не уловить важные аспекты динамики жидкости внутри Юпитера. [73] Одна модель, опубликованная в 2004 году, успешно воспроизвела полосовую струйную структуру Юпитера. [63] Она предполагала, что молекулярная водородная мантия тоньше, чем во всех других моделях; она занимает только внешние 10% радиуса Юпитера. В стандартных моделях недр Юпитера мантия охватывает внешние 20–30%. [74] Управление глубокой циркуляцией является еще одной проблемой. Глубокие потоки могут быть вызваны как поверхностными силами (например, влажной конвекцией), так и глубокой общепланетной конвекцией, которая переносит тепло из недр Юпитера. [65] Какой из этих механизмов более важен, пока не ясно.

Внутреннее тепло

Как известно с 1966 года, [75] Юпитер излучает гораздо больше тепла, чем получает от Солнца. Подсчитано, что 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 приблизительно равно одной миллиардной от общей мощности, излучаемой Солнцем. Это избыточное тепло в основном является первичным теплом с ранних фаз формирования Юпитера, но может быть частично результатом осаждения гелия в ядре. [76]

Внутреннее тепло может быть важным для динамики атмосферы Юпитера. Хотя Юпитер имеет небольшое наклонение около 3°, и его полюса получают гораздо меньше солнечной радиации, чем его экватор, тропосферные температуры не меняются заметно от экватора к полюсам. Одно из объяснений состоит в том, что конвективная внутренняя часть Юпитера действует как термостат, выделяя больше тепла вблизи полюсов, чем в экваториальной области. Это приводит к однородной 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 недрах Юпитера в основном обусловлена ​​внутренним теплом. [77]

Дискретные особенности

Вихри

Инфракрасное изображение атмосферы Юпитера с 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. [78] Продолжительность жизни вихрей Юпитера варьируется от нескольких дней до сотен лет, в зависимости от их размера. Например, средняя продолжительность жизни антициклона диаметром от 1000 до 6000 км составляет 1–3 года. [79] 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 являются центрами высокого давления , тогда как циклоны — низкого давления. [50]

Большое холодное пятно на Юпитере [80]
Облака Юпитера
( Юнона ; октябрь 2017 г.)

Антициклоны в атмосфере Юпитера всегда ограничены зонами, где скорость ветра увеличивается в направлении от экватора к полюсам. [79] Они обычно яркие и выглядят как белые овалы. [8] Они могут перемещаться по долготе , но оставаться примерно на той же широте, поскольку не могут вырваться из ограничивающей зоны. [11] Скорость ветра на их периферии составляет около 100 м/с. [10] Различные антициклоны, расположенные в одной зоне, имеют тенденцию сливаться при сближении. [81] Однако на Юпитере есть два антициклона, которые несколько отличаются от всех остальных. Это Большое Красное Пятно (БКП) [9] и Овал BA; [10] последний образовался только в 2000 году. В отличие от белых овалов, эти структуры красные, возможно, из-за вытягивания красного материала из глубин планеты. [9] На Юпитере антициклоны обычно формируются путем слияния более мелких структур, включая конвективные штормы (см. ниже), [79] хотя большие овалы могут быть результатом нестабильности струй. Последнее наблюдалось в 1938–1940 годах, когда несколько белых овалов появились в результате нестабильности южной умеренной зоны; позже они слились, образовав Овал BA. [10] [79]

В отличие от антициклонов, циклоны Юпитера, как правило, представляют собой небольшие, темные и нерегулярные структуры. Некоторые из более темных и более регулярных особенностей известны как коричневые овалы (или значки). [78] Однако было высказано предположение о существовании нескольких долгоживущих крупных циклонов. В дополнение к компактным циклонам, на Юпитере есть несколько крупных нерегулярных нитевидных пятен, которые демонстрируют циклоническое вращение . [8] Одно из них расположено к западу от GRS (в его следовой области) в южном экваториальном поясе. [82] Эти пятна называются циклоническими областями (CR). Циклоны всегда расположены в поясах и имеют тенденцию сливаться, когда сталкиваются друг с другом, во многом как антициклоны. [79]

Глубокая структура вихрей не совсем ясна. Считается, что они относительно тонкие, поскольку любая толщина более 500 км приведет к нестабильности. Известно, что крупные антициклоны простираются всего на несколько десятков километров над видимыми облаками. По состоянию на 2008 год ранняя гипотеза о том, что вихри представляют собой глубокие конвективные струи (или конвективные колонны), не разделяется большинством планетологов . [ 11]

Большое Красное Пятно

Большое Красное Пятно уменьшается в размерах (15 мая 2014 г.) [83]

Большое Красное Пятно (БКП) — это устойчивый антициклонический шторм , расположенный в 22° к югу от экватора Юпитера; наблюдения с Земли устанавливают минимальную продолжительность жизни шторма в 350 лет. [84] [85] Шторм был описан как «постоянное пятно» Джаном Доменико Кассини после наблюдения за объектом в июле 1665 года с его изготовителем инструментов Эустакио Дивини . [86] Согласно отчету Джованни Баттисты Риччоли в 1635 году, Леандр Бандтиус, которого Риччоли идентифицировал как аббата Дунисбурга, обладавшего «необыкновенным телескопом», наблюдал большое пятно, которое он описал как «овальное, равное одной седьмой диаметра Юпитера в самом длинном его месте». По словам Риччоли, «эти объекты редко можно увидеть, и то только с помощью телескопа исключительного качества и увеличения». [87] Однако Большое Пятно постоянно наблюдалось с 1870-х годов.

БКП вращается против часовой стрелки с периодом около шести земных суток [88] или 14  юпитерианских суток. Его размеры составляют 24 000–40 000 км с востока на запад и 12 000–14 000 км с севера на юг. Пятно достаточно большое, чтобы вместить две или три планеты размером с Землю. В начале 2004 года Большое Красное Пятно имело примерно половину продольной протяженности, которая была столетие назад, когда его диаметр составлял 40 000 км. При нынешних темпах уменьшения оно потенциально может стать круглым к 2040 году, хотя это маловероятно из-за эффекта искажения соседних струйных течений. [89] Неизвестно, как долго просуществует пятно, и является ли изменение результатом нормальных колебаний. [90]

Инфракрасное изображение GRS (вверху) и Oval BA (внизу слева), показывающее его холодный центр, полученное наземным Very Large Telescope. Для сравнения показано изображение, полученное космическим телескопом Hubble (внизу).

Согласно исследованию ученых Калифорнийского университета в Беркли , между 1996 и 2006 годами пятно потеряло 15 процентов своего диаметра вдоль своей большой оси. Ксилар Асэй-Дэвис, входивший в группу, проводившую исследование, отметил, что пятно не исчезает, потому что «скорость является более надежным измерением, поскольку облака, связанные с Красным пятном, также сильно зависят от многочисленных других явлений в окружающей атмосфере». [91]

Инфракрасные данные давно указывают на то, что Большое Красное Пятно холоднее (и, следовательно, выше по высоте), чем большинство других облаков на планете; [92] верхние части облаков БКП находятся примерно на 8 км выше окружающих облаков. Более того, тщательное отслеживание атмосферных особенностей выявило циркуляцию пятна против часовой стрелки еще в 1966 году — наблюдения, резко подтвержденные первыми покадровыми фильмами с пролетов Вояджера . [93] Пятно пространственно ограничено скромным восточным струйным течением (прямым) на юге и очень сильным западным (ретроградным) на севере. [94] Хотя ветры по краю пятна достигают пика около 120 м/с (432 км/ч), течения внутри него кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком. [95] Период вращения пятна со временем уменьшился, возможно, как прямой результат его постоянного уменьшения в размерах. [96] В 2010 году астрономы сфотографировали БКП в дальнем инфракрасном диапазоне (от 8,5 до 24 мкм) с пространственным разрешением выше, чем когда-либо прежде, и обнаружили, что его центральная, самая красная область теплее, чем ее окрестности, на 3–4  К. Теплая воздушная масса расположена в верхней тропосфере в диапазоне давлений 200–500 мбар. Это теплое центральное пятно медленно вращается в противоположном направлении и может быть вызвано слабым проседанием воздуха в центре БКП. [97]

Широта Большого Красного Пятна была стабильной на протяжении всего периода хороших записей наблюдений, обычно изменяясь примерно на градус. Однако его долгота подвержена постоянным изменениям. [98] [99] Поскольку видимые детали Юпитера не вращаются равномерно на всех широтах, астрономы определили три различные системы для определения долготы. Система II используется для широт более 10° и изначально была основана на средней скорости вращения Большого Красного Пятна 9 ч 55 мин 42 с. [100] [101] Несмотря на это, пятно «пересекало» планету в Системе II по крайней мере 10 раз с начала 19 века. Скорость его дрейфа резко изменилась за эти годы и была связана с яркостью Южного экваториального пояса и наличием или отсутствием Южного тропического возмущения. [102]

Приблизительное сравнение размеров Земли, наложенное на это изображение от 29 декабря 2000 года, показывающее Большое Красное Пятно.

Точно неизвестно, что именно является причиной красноватого цвета Большого Красного Пятна. Теории, подкрепленные лабораторными экспериментами, предполагают, что цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или еще одним соединением серы. GRS сильно варьируется по оттенку, от почти кирпично-красного до бледно-лососевого или даже белого. Более высокая температура самой красной центральной области является первым доказательством того, что цвет Пятна зависит от факторов окружающей среды. [97] Пятно иногда исчезает из видимого спектра, становясь заметным только через впадину Красного Пятна, которая является его нишей в Южном Экваториальном Поясе (SEB). Видимость GRS, по-видимому, связана с появлением SEB; когда пояс ярко-белый, пятно имеет тенденцию быть темным, а когда он темный, пятно обычно светлое. Периоды, когда пятно темное или светлое, происходят с нерегулярными интервалами; За 50 лет с 1947 по 1997 год пятно было самым темным в периоды 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 и 1992–1993. [103] В ноябре 2014 года анализ данных миссии НАСА «Кассини» показал, что красный цвет, вероятно, является продуктом распада простых химических веществ под воздействием солнечного ультрафиолетового излучения в верхних слоях атмосферы планеты. [104] [105] [106]

Большое Красное Пятно не следует путать с Большим Темным Пятном, особенностью, обнаруженной вблизи северного полюса Юпитера (внизу) в 2000 году космическим аппаратом Кассини-Гюйгенс . [107] Особенность в атмосфере Нептуна также называлась Большим Темным Пятном . Последняя особенность, запечатленная Вояджером-2 в 1989 году, могла быть атмосферной дырой, а не штормом. В 1994 году ее уже не было, хотя похожее пятно появилось дальше на севере. [108]

Овальный BA

Овал BA (левый)

Овал BA — красный шторм в южном полушарии Юпитера, похожий по форме на Большое Красное Пятно, хотя и меньший по размеру (его часто ласково называют «Младшее Красное Пятно», «Красный младший» или «Маленькое Красное Пятно»). Являясь особенностью Южного умеренного пояса, Овал BA впервые был замечен в 2000 году после столкновения трех небольших белых штормов и с тех пор усилился. [109]

Образование трех белых овальных штормов, которые позже объединились в Овал BA, можно проследить до 1939 года, когда Южная умеренная зона была разорвана темными образованиями, которые фактически разделили зону на три длинных участка. Наблюдатель Юпитера Элмер Дж. Риз обозначил темные участки как AB, CD и EF. Разломы расширились, сжав оставшиеся сегменты STZ в белые овалы FA, BC и DE. [110] Овалы BC и DE объединились в 1998 году, образовав Овал BE. Затем, в марте 2000 года, BE и FA объединились, образовав Овал BA. [109] (см. Белые овалы ниже)

Формирование овала BA из трех белых овалов
Овал BA (внизу), Большое Красное Пятно (вверху) и «Детское Красное Пятно» (в центре) во время краткой встречи в июне 2008 г.

Овал BA начал медленно краснеть в августе 2005 года. [111] 24 февраля 2006 года филиппинский астроном-любитель Кристофер Го обнаружил изменение цвета, отметив, что он достиг того же оттенка, что и GRS. [111] В результате писатель НАСА доктор Тони Филлипс предложил назвать его «Красное пятно-младший» или «Красный младший» [112]

В апреле 2006 года группа астрономов, полагая, что Овал BA может слиться с GRS в этом году, наблюдала за штормами через космический телескоп Хаббл . [113] Штормы проходят друг мимо друга примерно каждые два года, но прохождение 2002 и 2004 годов не принесло ничего захватывающего. Доктор Эми Саймон -Миллер из Центра космических полетов Годдарда предсказала, что штормы пройдут самое близкое прохождение 4 июля 2006 года. [113] 20 июля два шторма были сфотографированы обсерваторией Джемини, проходящими друг мимо друга без схождения. [114]

Почему Овал BA стал красным, не совсем понятно. Согласно исследованию 2008 года доктора Сантьяго Переса-Ойоса из Университета Страны Басков, наиболее вероятным механизмом является «восходящая и внутренняя диффузия либо окрашенного соединения, либо покрывающего пара, который может позже взаимодействовать с высокоэнергетическими солнечными фотонами на верхних уровнях Овала BA». [115] Некоторые полагают, что небольшие штормы (и соответствующие им белые пятна) на Юпитере становятся красными, когда ветры становятся достаточно сильными, чтобы вытянуть определенные газы из более глубоких слоев атмосферы, которые меняют цвет, когда эти газы подвергаются воздействию солнечного света. [116]

Овал BA становится сильнее, согласно наблюдениям, проведенным с помощью космического телескопа Хаббл в 2007 году. Скорость ветра достигла 618 км/ч; примерно столько же, сколько в Большом Красном Пятне, и намного сильнее, чем у любого из предшествующих штормов. [117] [118] По состоянию на июль 2008 года его размер был равен диаметру Земли — примерно половине размера Большого Красного Пятна. [115]

Овал BA не следует путать с другим крупным штормом на Юпитере, Южным тропическим малым красным пятном (LRS) (прозванным «Детским красным пятном» в NASA [119] ), который был уничтожен БКП. [116] Новый шторм, ранее белый на снимках Хаббла, стал красным в мае 2008 года. Наблюдения проводились Имке де Патер из Калифорнийского университета в Беркли, США . [120] Детское красное пятно столкнулось с БКП в конце июня - начале июля 2008 года, и в ходе столкновения меньшее красное пятно было разорвано на куски. Остатки Детского красного пятна сначала вращались по орбите, а затем были поглощены БКП. Последний из остатков с красноватым цветом, который был идентифицирован астрономами, исчез к середине июля, а оставшиеся части снова столкнулись с БКП, а затем окончательно слились с большим штормом. Оставшиеся части Детского Красного Пятна полностью исчезли к августу 2008 года. [119] Во время этой встречи Овал BA присутствовал поблизости, но не сыграл никакой очевидной роли в разрушении Детского Красного Пятна. [119]

Бури и молнии

Молния на ночной стороне Юпитера, снимок сделанный орбитальным аппаратом «Галилео» в 1997 году.
Юпитер – южные штормы – JunoCam [121]

Штормы на Юпитере похожи на грозы на Земле. Они проявляют себя яркими клочковатыми облаками размером около 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических областях поясов, особенно в пределах сильных западных (ретроградных) струй. [122] В отличие от вихрей, штормы являются кратковременными явлениями; самые сильные из них могут существовать в течение нескольких месяцев, в то время как средняя продолжительность жизни составляет всего 3–4 дня. [122] Считается, что они в основном обусловлены влажной конвекцией в тропосфере Юпитера. Штормы на самом деле представляют собой высокие конвективные колонны ( шлейфы ), которые переносят влажный воздух из глубин в верхнюю часть тропосферы, где он конденсируется в облаках. 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. [123]

Штормы на Юпитере всегда связаны с молниями . Изображение ночного полушария Юпитера космическими аппаратами Галилео и Кассини выявило регулярные вспышки света в поясах Юпитера и вблизи мест расположения западных струй, особенно на широтах 51° с. ш., 56° ю. ш. и 14° ю. ш. [124] На Юпитере удары молний в среднем в несколько раз мощнее, чем на Земле. Однако они случаются реже; мощность света , излучаемого из данной области, аналогична мощности света на Земле. [124] Несколько вспышек были обнаружены в полярных регионах, что делает Юпитер второй известной планетой после Земли, где наблюдаются полярные молнии. [125] Микроволновый радиометр ( Juno ) обнаружил гораздо больше вспышек в 2018 году.

Каждые 15–17 лет Юпитер отмечен особенно мощными штормами. Они появляются на 23° северной широты, где находится сильнейшая восточная струя, которая может достигать 150 м/с. Последний раз такое событие наблюдалось в марте–июне 2007 года. [123] Два шторма появились в северном умеренном поясе на расстоянии 55° друг от друга по долготе. Они значительно нарушили пояс. Темный материал, который был сброшен штормами, смешался с облаками и изменил цвет пояса. Штормы двигались со скоростью до 170 м/с, немного быстрее, чем сама струя, что намекает на существование сильных ветров глубоко в атмосфере. [123] [d]

Циркумполярные циклоны

Изображение JIRAM южных КПК

Другие примечательные особенности Юпитера — его циклоны вблизи северного и южного полюсов планеты. Они называются циркумполярными циклонами (ЦПЦ), и их наблюдал космический аппарат Juno с помощью JunoCam и JIRAM. Циклоны наблюдаются уже около 5 лет, поскольку Juno совершила 39 оборотов вокруг Юпитера. [126] На северном полюсе есть восемь циклонов, движущихся вокруг центрального циклона (ЦЦ), в то время как на южном полюсе есть только пять циклонов вокруг центрального циклона (ЦЦ), с промежутком между первым и вторым циклонами. [127] Циклоны похожи на ураганы на Земле с отстающими спиральными рукавами и более плотным центром, хотя между центрами есть различия в зависимости от конкретного циклона. Северные циклоны в целом сохраняют свою форму и положение по сравнению с южными циклонами, и это может быть связано с более высокой скоростью ветра на юге, где максимальная скорость ветра составляет около 80–90 м/с. [128] Хотя среди южных циклонов 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, вероятно, связана с размером циклонов. [129] Южные циклоны в основном больше, их радиус составляет от 5600 до 7000 км, в то время как северные циклоны в диапазоне от 4000 до 4600 км. [130]

Механизм устойчивости этих двух симметричных структур циклонов является результатом бета-дрейфа , известного эффекта, заставляющего циклоны двигаться к полюсу, а антициклоны — к экватору из-за сохранения импульса вдоль линий тока в вихре при изменении параметра Кориолиса . [ 131] Таким образом, циклоны, формирующиеся в полярных регионах, могут собираться на полюсе и образовывать полярный циклон, подобный тем, что наблюдаются на полюсах Сатурна . [132] [133] Полярный циклон (центральный циклон в многоугольниках) также испускает поле вихреобразования , которое может отталкивать другие циклоны (см. эффект Фудзивары ), аналогично бета-эффекту. Широта , на которой расположены циркумполярные циклоны (~84°), в расчетах соответствует гипотезе о том, что сила бета-дрейфа, направленная к полюсу, уравновешивает отклонение полярного циклона к экватору на циркумполярные циклоны [134] , предполагая, что вокруг них есть антициклоническое кольцо, что согласуется с модельными расчетами [135] и наблюдениями [134] .

Северные циклоны, как правило, сохраняют восьмиугольную структуру с NPC в качестве центральной точки. Северные циклоны имеют меньше данных, чем южные циклоны из-за ограниченной освещенности в северно-полярную зиму, что затрудняет для JunoCam получение точных измерений положений северных CPC в каждом перийовии (53 дня), но JIRAM может собрать достаточно данных, чтобы понять северные CPC. Ограниченная освещенность затрудняет наблюдение за северным центральным циклоном, но, сделав четыре орбиты, NPC можно частично увидеть и идентифицировать восьмиугольную структуру циклонов. Ограниченная освещенность также затрудняет наблюдение за движением циклонов, но ранние наблюдения показывают, что NPC смещен от полюса примерно на 0,5˚, а CPC в целом сохраняют свое положение вокруг центра. Несмотря на то, что данные получить сложнее, было замечено, что северные CPC имеют скорость дрейфа около 1˚–2,5˚ за перийовий на запад. Седьмой циклон на севере (n7) дрейфует немного больше остальных, и это связано с антициклоническим белым овалом (AWO), который оттягивает его дальше от NPC, из-за чего его восьмиугольная форма слегка искажается.

Мгновенные местоположения южных полярных циклонов отслеживались в течение 5 лет инструментом JIRAM и JunoCam . [136] [137] Было обнаружено, что местоположения с течением времени формируют колебательное движение каждого из 6 циклонов с периодами приблизительно в один (земной) год и радиусами около 400 км. [138] Эти колебания вокруг средних положений циклонов ЦПК были объяснены как результат дисбаланса между бета-дрейфом, тянущим циклоны ЦПК к полюсу, и силами отталкивания, которые развиваются из-за взаимодействия между циклонами, подобно системе пружин из 6 тел. [139] В дополнение к этому периодическому движению, было замечено, что циклоны Южных полярных циклонов дрейфуют на запад на 7,5±0,7˚ в год. [140] Причина этого дрейфа до сих пор неизвестна.

Циркумполярные циклоны имеют различную морфологию, особенно на севере, где циклоны имеют «заполненную» или «хаотическую» структуру. Внутренняя часть «хаотических» циклонов имеет мелкомасштабные облачные полосы и пятна. «Заполненные» циклоны имеют резко ограниченную, дольчатую область, которая ярко-белая около края с темной внутренней частью. На севере есть четыре «заполненных» циклона и четыре «хаотических» циклона. Все южные циклоны имеют обширную мелкомасштабную спиральную структуру снаружи, но все они различаются по размеру и форме. Очень мало наблюдений за циклонами из-за низких углов солнца и дымки, которая обычно находится над атмосферой, но то немногое, что было замечено, показывает, что циклоны имеют красноватый цвет.

Ложное цветное изображение экваториальной горячей точки

Нарушения

Нормальный рисунок полос и зон иногда нарушается на периоды времени. Одним из особых классов нарушений являются долгоживущие потемнения южной тропической зоны, обычно называемые «южными тропическими возмущениями» (STD). Самое долгоживущее STD в зарегистрированной истории наблюдалось с 1901 по 1939 год, впервые его увидел Перси Б. Молсворт 28 февраля 1901 года. Оно приняло форму потемнения над частью обычно яркой южной тропической зоны. С тех пор было зафиксировано несколько подобных возмущений в южной тропической зоне. [141]

Горячие точки

Некоторые из самых загадочных особенностей в атмосфере Юпитера — это горячие точки. В них воздух относительно свободен от облаков, и тепло может выходить из глубин без особого поглощения. Пятна выглядят как яркие пятна на инфракрасных изображениях, полученных на длине волны около 5 мкм. [50] Они преимущественно расположены в поясах, хотя на северном краю экваториальной зоны есть цепь заметных горячих точек. Зонд Галилео спустился в одно из этих экваториальных пятен. Каждое экваториальное пятно связано с ярким облачным шлейфом, расположенным к западу от него и достигающим в размерах до 10 000 км. [6] Горячие точки, как правило, имеют круглую форму, хотя они не похожи на вихри. [50]

Происхождение горячих точек неясно. Они могут быть либо нисходящими потоками , где нисходящий воздух адиабатически нагревается и осушается, либо, в качестве альтернативы, они могут быть проявлением волн планетарного масштаба. Последняя гипотеза объясняет периодическую структуру экваториальных пятен. [6] [50]

Возможность жизни

В 1953 году эксперимент Миллера-Юри доказал, что сочетание молнии и соединений, существующих в примитивной атмосфере Земли, может образовывать органические вещества (включая аминокислоты), которые могут быть использованы в качестве краеугольного камня жизни. Моделируемая атмосфера состоит из молекул воды, метана, аммиака и водорода; все эти вещества обнаружены в сегодняшней атмосфере Юпитера. Атмосфера Юпитера имеет сильный вертикальный поток воздуха, который переносит эти соединения в нижние области. Но внутри Юпитера есть более высокие температуры, которые будут разлагать эти химические вещества и препятствовать формированию жизни, подобной земной. [142] Это было предположено Карлом Саганом и Эдвином Э. Солпитером .

История наблюдений

Покадровая съемка сближения Вояджера-1 с Юпитером

Ранние современные астрономы, используя небольшие телескопы, зафиксировали изменение внешнего вида атмосферы Юпитера. [25] Их описательные термины — пояса и зоны, коричневые пятна и красные пятна, шлейфы, баржи, фестоны и стримеры — все еще используются. [143] Другие термины, такие как вихрь, вертикальное движение, высота облаков вошли в употребление позже, в 20 веке. [25]

Первые наблюдения атмосферы Юпитера с более высоким разрешением, чем это возможно с помощью наземных телескопов, были сделаны космическими аппаратами Pioneer 10 и 11. Первые по-настоящему подробные изображения атмосферы Юпитера были предоставлены Voyagers . [ 25] Оба космических аппарата смогли получить изображения деталей с разрешением всего 5 км в различных спектрах, а также смогли создать «фильмы приближения» атмосферы в движении. [25] Зонд Galileo , у которого возникли проблемы с антенной, увидел меньшую часть атмосферы Юпитера, но с лучшим средним разрешением и более широкой спектральной полосой пропускания. [25]

Сегодня астрономы имеют доступ к непрерывной записи атмосферной активности Юпитера благодаря телескопам, таким как космический телескоп Хаббл. Они показывают, что атмосфера иногда подвергается сильным возмущениям, но в целом она удивительно стабильна. [25] Вертикальное движение атмосферы Юпитера в значительной степени определялось идентификацией следовых газов наземными телескопами. [25] Спектроскопические исследования после столкновения кометы Шумейкеров-Леви 9 дали представление о составе Юпитера под верхними слоями облаков. Было зафиксировано присутствие двухатомной серы (S 2 ) и сероуглерода (CS 2 ) — первое обнаружение их на Юпитере и только второе обнаружение S 2 в каком-либо астрономическом объекте — вместе с другими молекулами, такими как аммиак (NH 3 ) и сероводород (H 2 S), в то время как кислородсодержащие молекулы, такие как диоксид серы, не были обнаружены, к удивлению астрономов. [144]

Атмосферный зонд Галилео , когда он погрузился в Юпитер, измерил ветер, температуру, состав, облака и уровень радиации до 22 бар. Однако ниже 1 бара в других местах на Юпитере существует неопределенность в величинах. [25]

Исследования Большого Красного Пятна

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

Первое наблюдение GRS часто приписывают Роберту Гуку , который описал пятно на планете в мае 1664 года; однако, вполне вероятно, что пятно Гука было совсем не в том поясе (Северный экваториальный пояс, в отличие от нынешнего местоположения в Южном экваториальном поясе). Гораздо более убедительным является описание Джованни Кассини «постоянного пятна» в следующем году. [145] С колебаниями видимости пятно Кассини наблюдалось с 1665 по 1713 год. [146]

Небольшая загадка касается пятна на Юпитере, изображенного около 1700 года на полотне Донато Крети , которое выставлено в Ватикане . [147] [148] Это часть серии панелей, на которых различные (увеличенные) небесные тела служат фоном для различных итальянских сцен, создание всех из которых контролировалось астрономом Эустакио Манфреди для точности. Картина Крети является первой известной картиной, изображающей БКП красным цветом. Ни один объект на Юпитере официально не описывался как красный до конца 19 века. [148]

Настоящее GRS было впервые обнаружено только после 1830 года и хорошо изучено только после выдающегося явления в 1879 году. 118-летний разрыв отделяет наблюдения, сделанные после 1830 года, от его открытия в 17 веке; неизвестно, рассеялось ли и переформировалось ли первоначальное пятно, померкло ли оно или даже были ли просто плохие записи наблюдений. [103] Более старые пятна имели короткую историю наблюдений и более медленное движение, чем у современного пятна, что делает их идентификацию маловероятной. [147]

Широкоугольная камера 3 телескопа «Хаббл» запечатлела область БКП в ее наименьшем размере.

25 февраля 1979 года, когда космический аппарат Voyager 1 находился в 9,2 миллионах километров от Юпитера, он передал на Землю первое подробное изображение Большого Красного Пятна. Были видны детали облаков размером до 160 км в поперечнике. Красочный волнистый рисунок облаков, видимый к западу (слева) от БКП, является областью следа пятна, где наблюдаются необычайно сложные и изменчивые движения облаков. [149]

Белые овалы

Белые овалы, которые позже сформировали Овал BA, полученные с помощью орбитального аппарата Galileo в 1997 году.

Белые овалы, которые должны были стать Овалом BA, образовались в 1939 году. Они охватили почти 90 градусов долготы вскоре после своего образования, но быстро сократились в течение своего первого десятилетия; их длина стабилизировалась на уровне 10 градусов или менее после 1965 года. [ 150] Хотя они возникли как сегменты STZ, они эволюционировали, чтобы полностью встроиться в Южный умеренный пояс, что предполагает, что они двигались на север, «вырывая» нишу в STB. [151] Действительно, во многом как и GRS, их циркуляции были ограничены двумя противоположными струйными течениями на их северных и южных границах, с струей, направленной на восток, на их севере и ретроградной струей, направленной на запад, на юге. [150]

Продольное движение овалов, по-видимому, находилось под влиянием двух факторов: положения Юпитера на его орбите (они становились быстрее в афелии ) и их близости к БКП (они ускорялись, находясь в пределах 50 градусов от Пятна). [152] Общая тенденция скорости дрейфа белых овалов была замедленной, с уменьшением вдвое между 1940 и 1990 годами. [153]

Во время пролётов Вояджера овалы простирались примерно на 9000 км с востока на запад, на 5000 км с севера на юг и вращались каждые пять дней (по сравнению с шестью днями для БКП в то время). [154]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Шкала высоты sh ​​определяется как sh = RT /( Mg j ) , где R = 8,31 Дж/моль/К - газовая постоянная , M ≈ 0,0023 кг/моль - средняя молярная масса в атмосфере Юпитера, [4] T - температура, а g j ≈ 25 м/с 2 - ускорение свободного падения на поверхности Юпитера. Поскольку температура изменяется от 110 К в тропопаузе до 1000 К в термосфере, [4] шкала высоты может принимать значения от 15 до 150 км.
  2. ^ Атмосферный зонд Галилео не смог измерить глубинное содержание кислорода, поскольку концентрация воды продолжала расти вплоть до уровня давления 22 бар, когда он прекратил работу. Хотя фактически измеренное содержание кислорода намного ниже солнечного значения, наблюдаемое быстрое увеличение содержания воды в атмосфере с глубиной делает весьма вероятным, что глубинное содержание кислорода действительно превышает солнечное значение примерно в 3 раза — как и у других элементов. [2]
  3. ^ Были предложены различные объяснения переизбытка углерода, кислорода, азота и других элементов. Ведущее из них заключается в том, что Юпитер захватил большое количество ледяных планетезималей на поздних стадиях своей аккреции. Летучие вещества, такие как благородные газы, как полагают, были захвачены в виде клатратных гидратов в водяном льду. [2]
  4. ^ Космический телескоп НАСА «Хаббл» зафиксировал 25 августа 2020 года шторм, движущийся вокруг планеты со скоростью 350 миль в час (560 км/ч). [155] Кроме того, исследователи из Калифорнийского технологического института сообщили, что штормы на Юпитере похожи на земные, которые формируются вблизи экватора, а затем движутся к полюсам. Однако штормы Юпитера не испытывают никакого трения от суши или океанов; поэтому они дрейфуют, пока не достигнут полюсов, что порождает так называемые полигональные штормы. [156]

Ссылки

  1. ^ «Hubble снимает портрет Юпитера крупным планом». spacetelescope.org . ESO / Hubble Media . 6 апреля 2017 г. . Получено 10 апреля 2017 г. .
  2. ^ abcdefghijklmnopq Атрея Махаффи Ниманн и др. 2003.
  3. ^ abcd Гийо (1999)
  4. ^ abcdefg Сифф и др. (1998)
  5. ^ Атрея и Вонг 2005.
  6. ^ abcdefghijkl Ingersoll (2004), стр. 2–5
  7. ^ abc Vasavada (2005), стр. 1942–1974
  8. ^ abcd Васавада (2005), с. 1974 год
  9. ^ abc Vasavada (2005), стр. 1978–1980
  10. ^ abcd Васавада (2005), стр. 1980–1982.
  11. ^ abcd Васавада (2005), с. 1976 год
  12. ^ Смит, Брэдфорд А.; Содерблом, Лоренс А.; Джонсон, Торренс В.; Ингерсолл, Эндрю П.; Коллинз, Стюарт А.; Шумейкер, Юджин М.; Хант, GE; Мазурский, Гарольд; Карр, Майкл Х. (1979-06-01). «Система Юпитера глазами Вояджера 1». Science . 204 (4396): 951–972. Bibcode :1979Sci...204..951S. doi :10.1126/science.204.4396.951. ISSN  0036-8075. PMID  17800430. S2CID  33147728.
  13. ^ ab Becker, Heidi N. ; Alexander, James W.; Atreya, Sushil K.; Bolton, Scott J.; Brennan, Martin J.; Brown, Shannon T.; Guillaume, Alexandre; Guillot, Tristan; Ingersoll, Andrew P.; Levin, Steven M.; Lunine, Jonathan I. (5 августа 2020 г.). «Маленькие вспышки молний от неглубоких электрических бурь на Юпитере». Nature . 584 (7819): 55–58. Bibcode :2020Natur.584...55B. doi :10.1038/s41586-020-2532-1. ISSN  1476-4687. PMID  32760043. S2CID  220980694 . Получено 17 января 2021 г.
  14. ^ Джайлз, Рохини С.; Грейтхаус, Томас К.; Бонфонд, Бертран; Гладстон, Г. Рэндалл; Каммер, Джошуа А.; Хью, Винсент; Гродент, Денис К.; Жерар, Жан-Клод; Верстег, Маартен Х.; Вонг, Майкл Х.; Болтон, Скотт Дж. (2020). «Возможные кратковременные световые события, наблюдаемые в верхней атмосфере Юпитера». Журнал геофизических исследований: Планеты . 125 (11): e2020JE006659. arXiv : 2010.13740 . Bibcode : 2020JGRE..12506659G. doi : 10.1029/2020JE006659. hdl : 2268/252816. ISSN  2169-9100. S2CID  225075904.
  15. ^ ab Ingersoll (2004), стр. 13–14
  16. ^ Йелле (2004), стр. 1
  17. ^ abcdef Миллер Эйлвард и др. 2005.
  18. ^ abc Ingersoll (2004), стр. 5–7
  19. ^ abc Ingersoll (2004), стр. 12
  20. ^ Аб Йелле (2004), стр. 15–16.
  21. ^ abc Атрея Вонг Бейнс и др. 2005.
  22. ^ аб Атрейя Вонг Оуэн и др. 1999.
  23. ^ аб Вест и др. (2004), стр. 9–10, 20–23.
  24. ^ ab Vasavada (2005), стр. 1937
  25. ^ abcdefghi Ingersoll (2004), стр. 8
  26. ^ ab Yelle (2004), стр. 1–12
  27. ^ Йелле (2004), стр. 22–27
  28. ^ ab Bhardwaj & Gladstone 2000, стр. 299–302.
  29. ^ Макдауэлл, Джонатан (1995-12-08). "Jonathan's Space Report, No. 267". Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 2011-08-10 . Получено 2007-05-06 .
  30. ^ abc Энкренас 2003.
  31. ^ Кунде и др. (2004)
  32. ↑ Сандерс, Роберт (22 марта 2010 г.). «Гелиевый дождь на Юпитере объясняет отсутствие неона в атмосфере». Университет Беркли . Получено 24 июля 2012 г.
  33. ^ ab Rogers (1995), стр. 81.
  34. ^ Kaspi, Y.; Galanti, E.; Hubbard, WB; Stevenson, DJ; Bolton, SJ; Iess, L.; Guillot, T.; Bloxham, J.; Connerney, JEP; Cao, H.; Durante, D. (2018-03-08). «Атмосферные струйные течения Юпитера простираются на тысячи километров в глубину». Nature . 555 (7695): 223–226. Bibcode :2018Natur.555..223K. doi :10.1038/nature25793. hdl : 11573/1091959 . ISSN  0028-0836. PMID  29516995. S2CID  4120368.
  35. ^ Галанти, Эли; Каспи, Йохай; Дуэр, Керен; Флетчер, Ли; Ингерсолл, Эндрю П.; Ли, Ченг; Ортон, Гленн С.; Гийо, Тристан; Левин, Стивен М.; Болтон, Скотт Дж. (2021). «Ограничения широтного профиля глубоких струй Юпитера». Geophysical Research Letters . 48 (9). arXiv : 2102.10595 . Bibcode : 2021GeoRL..4892912G. doi : 10.1029/2021GL092912. hdl : 2027.42/167748. ISSN  0094-8276. S2CID  231985747.
  36. ^ Буссе, Ф. Х. (1976). «Простая модель конвекции в атмосфере Юпитера». Icarus . 29 (2): 255–260. Bibcode :1976Icar...29..255B. doi :10.1016/0019-1035(76)90053-1.
  37. ^ ab Ingersoll (2004), стр. 5
  38. ^ Грэни (2010)
  39. ^ Джеймс Р. Холтон, ред. (2004). Введение в динамическую метеорологию (4-е изд.). Берлингтон, Массачусетс: Elsevier Academic Press. ISBN 978-0-08-047021-4. OCLC  162572802.
  40. ^ Fletcher, Leigh N.; Kaspi, Yohai; Guillot, Tristan; Showman, Adam P. (2020-03-12). "How Well Do We Understand the Belt/Zone Circulation of Giant Planet Atmospheres?". Space Science Reviews. 216 (2): 30. arXiv:1907.01822. Bibcode:2020SSRv..216...30F. doi:10.1007/s11214-019-0631-9. ISSN 1572-9672. PMC 7067733. PMID 32214508.
  41. ^ Showman, Adam P.; de Pater, Imke (2005). "Dynamical implications of Jupiter's tropospheric ammonia abundance". Icarus. 174 (1): 192–204. Bibcode:2005Icar..174..192S. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.004.
  42. ^ Ingersoll, A. P.; Gierasch, P. J.; Banfield, D.; Vasavada, A. R.; Galileo Imaging Team (2000). "Moist convection as an energy source for the large-scale motions in Jupiter's atmosphere". Nature. 403 (6770): 630–632. Bibcode:2000Natur.403..630I. doi:10.1038/35001021. ISSN 0028-0836. PMID 10688192. S2CID 4381087.
  43. ^ Janssen, M. A.; Oswald, J. E.; Brown, S. T.; Gulkis, S.; Levin, S. M.; Bolton, S. J.; Allison, M. D.; Atreya, S. K.; Gautier, D.; Ingersoll, A. P.; Lunine, J. I. (2017). "MWR: Microwave Radiometer for the Juno Mission to Jupiter". Space Science Reviews. 213 (1–4): 139–185. Bibcode:2017SSRv..213..139J. doi:10.1007/s11214-017-0349-5. ISSN 0038-6308. S2CID 125905820.
  44. ^ a b c Duer, Keren; Gavriel, Nimrod; Galanti, Eli; Kaspi, Yohai; Fletcher, Leigh N.; Guillot, Tristan; Bolton, Scott J.; Levin, Steven M.; Atreya, Sushil K.; Grassi, Davide; Ingersoll, Andrew P. (2021-12-16). "Evidence for Multiple Ferrel-Like Cells on Jupiter". Geophysical Research Letters. 48 (23). arXiv:2110.07255. Bibcode:2021GeoRL..4895651D. doi:10.1029/2021GL095651. hdl:2027.42/170953. ISSN 0094-8276. S2CID 238856819.
  45. ^ Liu, Junjun; Schneider, Tapio (2010-11-01). "Mechanisms of Jet Formation on the Giant Planets". Journal of the Atmospheric Sciences. 67 (11): 3652–3672. arXiv:0910.3682. Bibcode:2010JAtS...67.3652L. doi:10.1175/2010JAS3492.1. ISSN 1520-0469. S2CID 9416783.
  46. ^ Rogers (1995), pp. 85, 91–4.
  47. ^ a b c d Rogers (1995), pp. 101–105.
  48. ^ Rogers (1995), pp.113–117.
  49. ^ Rogers (1995), pp. 125–130.
  50. ^ a b c d e Vasavada (2005), pp. 1987–1989
  51. ^ Rogers (1995), pp. 133, 145–147.
  52. ^ Rogers (1995), p. 133.
  53. ^ Beebe (1997), p. 24.
  54. ^ Nancy Atkinson (2010). "Jupiter, It Is A-Changing". Universe Today. Retrieved 2010-12-24.
  55. ^ Rogers (1995), pp. 159–160
  56. ^ "Hubble's planetary portrait captures changes in Jupiter's Great Red Spot". Retrieved 15 October 2015.
  57. ^ Rogers (1995), pp. 219–221, 223, 228–229.
  58. ^ Rogers (1995), p. 235.
  59. ^ Rogers et al. (2003)
  60. ^ Rogers and Metig (2001)
  61. ^ Ridpath (1998)
  62. ^ a b Vasavada (2005), pp. 1943–1945
  63. ^ a b Heimpel et al. (2005)
  64. ^ See, e. g., Ingersoll et al. (1969)
  65. ^ a b c d e f Vasavada (2005), pp. 1947–1958
  66. ^ Ingersoll (2004), pp. 16–17
  67. ^ Ingersoll (2004), pp. 14–15
  68. ^ a b Vasavada (2005), p. 1949
  69. ^ Vasavada (2005), pp. 1945–1947
  70. ^ Vasavada (2005), pp. 1962–1966
  71. ^ Vasavada (2005), p. 1966
  72. ^ Busse (1976)
  73. ^ a b c Vasavada (2005), pp. 1966–1972
  74. ^ Vasavada (2005), p. 1970
  75. ^ Low (1966)
  76. ^ Pearl Conrath et al. 1990, pp. 12, 26.
  77. ^ Ingersoll (2004), pp. 11, 17–18
  78. ^ a b Vasavada (2005), p. 1978
  79. ^ a b c d e Vasavada (2005), p. 1977
  80. ^ "Great Cold Spot discovered on Jupiter". www.eso.org. Retrieved 17 April 2017.
  81. ^ Vasavada (2005), p. 1975
  82. ^ Vasavada (2005), p. 1979
  83. ^ Harrington, J.D.; Weaver, Donna; Villard, Ray (May 15, 2014). "Release 14-135 - NASA's Hubble Shows Jupiter's Great Red Spot is Smaller than Ever Measured". NASA. Retrieved May 16, 2014.
  84. ↑ Staff (2007). "Jupiter Data Sheet – SPACE.com". Imaginova. Архивировано из оригинала 11 мая 2008 года . Получено 2008-06-03 .
  85. ↑ Аноним (10 августа 2000 г.). «Солнечная система – Планета Юпитер – Большое Красное Пятно». Кафедра физики и астрономии – Университет Теннесси . Архивировано из оригинала 7 июня 2008 г. Получено 03.06.2008 г.
  86. ^ Роджерс, Джон Хьюберт (1995). Гигантская планета Юпитер. Cambridge University Press. стр. 6. ISBN 978-0-521-41008-3.
  87. ^ Грэни (2010), стр. 266.
  88. ^ Смит и др. (1979), стр. 954.
  89. ^ Ирвин, 2003, стр. 171
  90. ^ Битти (2002)
  91. ^ Бритт, Роберт Рой (2009-03-09). «Большое Красное Пятно Юпитера уменьшается». Space.com. Архивировано из оригинала 11 марта 2009 года . Получено 2009-02-04 .
  92. ^ Роджерс (1995), стр. 191.
  93. ↑ Роджерс (1995), стр. 194–196.
  94. ^ Биби (1997), стр. 35.
  95. ^ Роджерс (1995), стр. 195.
  96. ^ Роджерс, Джон (30 июля 2006 г.). "Промежуточные отчеты по STB (овальный BA, проходящий мимо GRS), STropB, GRS (измерено внутреннее вращение), EZ (возмущение S. Eq.; резкое потемнение; взаимодействия NEB) и NNTB". Британская астрономическая ассоциация . Получено 15 июня 2007 г.
  97. ^ ab Fletcher (2010), стр. 306
  98. ↑ Риз и Гордон (1966)
  99. ↑ Роджерс (1995), 192–193.
  100. ^ Стоун (1974)
  101. ↑ Роджерс (1995), стр. 48, 193.
  102. ^ Роджерс (1995), стр. 193.
  103. ^ ab Beebe (1997), стр. 38–41.
  104. ^ Большое Красное Пятно Юпитера — солнечный ожог? NASA.com 28 ноября 2014 г.
  105. ↑ Красное пятно Юпитера, скорее всего, солнечный ожог, а не румянец. Архивировано 06.07.2016 на Wayback Machine NASA.com, 11 ноября 2014 г.
  106. ^ Лёффер, Марк Дж.; Хадсон, Реджи Л. (2018). «Окрашивание облаков Юпитера: радиолиз гидросульфида аммония (NH4SH)». Icarus . 302 : 418–425. Bibcode :2018Icar..302..418L. doi :10.1016/j.icarus.2017.10.041.
  107. ↑ Филлипс, Тони (12 марта 2003 г.). «Большое темное пятно». Science at NASA. Архивировано из оригинала 15 июня 2007 г. Получено 20 июня 2007 г.
  108. ^ Хаммель и др. (1995), с. 1740 г.
  109. ^ аб Санчес-Лавега и др. (2001)
  110. ^ Роджерс (1995), стр. 223.
  111. ^ ab Go et al. (2006)
  112. ↑ Филлипс, Тони (3 марта 2006 г.). «Новое красное пятно Юпитера». NASA. Архивировано из оригинала 19 октября 2008 г. Получено 16 октября 2008 г.
  113. ^ ab Phillips, Tony (5 июня 2006 г.). "Huge Storms Converge". Science@NASA. Архивировано из оригинала 2 февраля 2007 г. Получено 08.01.2007 г.
  114. ↑ Мишо, Питер (20 июля 2006 г.). «Gemini запечатлел близкое столкновение с красными пятнами Юпитера». Обсерватория Gemini . Получено 15 июня 2007 г.
  115. ^ ab "Диффузия заставила Юпитерское Красное Пятно Младшего окрасить его". ScienceDaily. 26 сентября 2008 г. Архивировано из оригинала 30 сентября 2008 г. Получено 16 октября 2008 г.
  116. ^ ab Fountain, Henry (22 июля 2008 г.). «На Юпитере, битва Красных Пятен, с потерей ребенка». The New York Times . Получено 18 июня 2010 г.
  117. ^ Бакли, М. (20 мая 2008 г.). «Штормовые ветры дуют в Маленьком Красном Пятне Юпитера». Лаборатория прикладной физики Джонса Хопкинса. Архивировано из оригинала 25 марта 2012 г. Получено 16 октября 2008 г.
  118. ^ Штайгервальд, Билл (10 октября 2006 г.). «Маленькое красное пятно Юпитера становится сильнее». NASA Goddard Space Center. Архивировано из оригинала 1 ноября 2008 г. Получено 16 октября 2008 г.
  119. ^ abc Rogers, John H. (8 августа 2008 г.). "Столкновение Малого Красного Пятна и Большого Красного Пятна: Часть 2". British Astronomical Association . Получено 29.11.2008 .
  120. ^ Шига, Дэвид (22 мая 2008 г.). «Третье красное пятно вспыхивает на Юпитере». New Scientist. Архивировано из оригинала 5 июля 2008 г. Получено 23 мая 2008 г.
  121. ↑ Чанг, Кеннет (25 мая 2017 г.). «Миссия НАСА по исследованию Юпитера раскрывает «совершенно новое и неожиданное»». The New York Times . Получено 27 мая 2017 г.
  122. ^ аб Васавада (2005), стр. 1982, 1985–1987 гг.
  123. ^ abc Санчес-Лавега и др. (2008), стр. 437–438.
  124. ^ аб Васавада (2005), стр. 1983–1985.
  125. ^ Бейнс Саймон-Миллер и др. 2007, с. 226.
  126. ^ Mura, A.; Scarica, P.; Grassi, D.; Adriani, A.; Bracco, A.; Piccioni, G.; Sindoni, G.; Moriconi, M. L.; Plainaki, C.; Ingersoll, A.; Altieri, F.; Cicchetti, A.; Dinelli, B. M.; Filacchione, G.; Migliorini, A. (2022). "Five Years of Observations of the Circumpolar Cyclones of Jupiter". Journal of Geophysical Research: Planets. 127 (9). Bibcode:2022JGRE..12707241M. doi:10.1029/2022JE007241. ISSN 2169-9097. S2CID 252099924.
  127. ^ Tabataba-Vakili, F.; Rogers, J.H.; Eichstädt, G.; Orton, G.S.; Hansen, C.J.; Momary, T.W.; Sinclair, J.A.; Giles, R.S.; Caplinger, M.A.; Ravine, M.A.; Bolton, S.J. (January 2020). "Long-term tracking of circumpolar cyclones on Jupiter from polar observations with JunoCam". Icarus. 335: 113405. Bibcode:2020Icar..33513405T. doi:10.1016/j.icarus.2019.113405. ISSN 0019-1035. S2CID 202132980.
  128. ^ Grassi, D.; Adriani, A.; Moriconi, M. L.; Mura, A.; Tabataba-Vakili, F.; Ingersoll, A.; Orton, G.; Hansen, C.; Altieri, F.; Filacchione, G.; Sindoni, G. (June 2018). "First Estimate of Wind Fields in the Jupiter Polar Regions From JIRAM-Juno Images". Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (6): 1511–1524. Bibcode:2018JGRE..123.1511G. doi:10.1029/2018JE005555. hdl:2027.42/145242. ISSN 2169-9097. S2CID 133852380.
  129. ^ Gavriel, Nimrod; Kaspi, Yohai (August 2021). "The number and location of Jupiter's circumpolar cyclones explained by vorticity dynamics". Nature Geoscience. 14 (8): 559–563. arXiv:2110.09422. Bibcode:2021NatGe..14..559G. doi:10.1038/s41561-021-00781-6. ISSN 1752-0894. S2CID 236096014.
  130. ^ Adriani, A.; Mura, A.; Orton, G.; Hansen, C.; Altieri, F.; Moriconi, M. L.; Rogers, J.; Eichstädt, G.; Momary, T.; Ingersoll, A. P.; Filacchione, G. (March 2018). "Clusters of cyclones encircling Jupiter's poles". Nature. 555 (7695): 216–219. Bibcode:2018Natur.555..216A. doi:10.1038/nature25491. ISSN 0028-0836. PMID 29516997. S2CID 4438233.
  131. ^ ADEM, JULIÁN (August 1956). "A Series Solution for the Barotropic Vorticity Equation and its Application in the Study of Atmospheric Vortices". Tellus. 8 (3): 364–372. Bibcode:1956Tell....8..364A. doi:10.1111/j.2153-3490.1956.tb01234.x. ISSN 0040-2826.
  132. ^ Scott, R.K. (2010-09-15). "Polar accumulation of cyclonic vorticity". Geophysical & Astrophysical Fluid Dynamics. 105 (4–5): 409–420. doi:10.1080/03091929.2010.509927. ISSN 0309-1929. S2CID 2050846.
  133. ^ O'Neill, Morgan E; Emanuel, Kerry A.; Flierl, Glenn R. (2015-06-15). "Polar vortex formation in giant-planet atmospheres due to moist convection". Nature Geoscience. 8 (7): 523–526. Bibcode:2015NatGe...8..523O. doi:10.1038/ngeo2459. hdl:1721.1/100773. ISSN 1752-0894.
  134. ^ a b Gavriel, Nimrod; Kaspi, Yohai (August 2021). "The number and location of Jupiter's circumpolar cyclones explained by vorticity dynamics". Nature Geoscience. 14 (8): 559–563. arXiv:2110.09422. Bibcode:2021NatGe..14..559G. doi:10.1038/s41561-021-00781-6. ISSN 1752-0908. S2CID 236096014.
  135. ^ Li, Cheng; Ingersoll, Andrew P.; Klipfel, Alexandra P.; Brettle, Harriet (2020-09-08). "Modeling the stability of polygonal patterns of vortices at the poles of Jupiter as revealed by the Juno spacecraft". Proceedings of the National Academy of Sciences. 117 (39): 24082–24087. Bibcode:2020PNAS..11724082L. doi:10.1073/pnas.2008440117. ISSN 0027-8424. PMC 7533696. PMID 32900956.
  136. ^ Mura, A.; Scarica, P.; Grassi, D.; Adriani, A.; Bracco, A.; Piccioni, G.; Sindoni, G.; Moriconi, M. L.; Plainaki, C.; Ingersoll, A.; Altieri, F.; Cicchetti, A.; Dinelli, B. M.; Filacchione, G.; Migliorini, A. (2022). "Five Years of Observations of the Circumpolar Cyclones of Jupiter". Journal of Geophysical Research: Planets. 127 (9). Bibcode:2022JGRE..12707241M. doi:10.1029/2022JE007241. ISSN 2169-9097. S2CID 252099924.
  137. ^ Rogers, John; Eichstädt, Gerald; Hansen, Candice; Orton, Glenn; Momary, Thomas (2021). "Behaviour of Jupiter's polar polygons over 4 years". European Planetary Science Congress Abstracts. 15. Bibcode:2021EPSC...15...57R. doi:10.5194/epsc2021-57. S2CID 241446672.
  138. ^ Gavriel, Nimrod; Kaspi, Yohai (2022-08-16). "The Oscillatory Motion of Jupiter's Polar Cyclones Results From Vorticity Dynamics". Geophysical Research Letters. 49 (15). arXiv:2209.00309. Bibcode:2022GeoRL..4998708G. doi:10.1029/2022GL098708. ISSN 0094-8276. S2CID 249810436.
  139. ^ Gavriel, Nimrod; Kaspi, Yohai (2022-08-16). "The Oscillatory Motion of Jupiter's Polar Cyclones Results From Vorticity Dynamics". Geophysical Research Letters. 49 (15). arXiv:2209.00309. Bibcode:2022GeoRL..4998708G. doi:10.1029/2022GL098708. ISSN 0094-8276. S2CID 249810436.
  140. ^ Mura, A.; Adriani, A.; Bracco, A.; Moriconi, M. L.; Grassi, D.; Plainaki, C.; Ingersoll, A.; Bolton, S.; Sordini, R.; Altieri, F.; Ciarravano, A.; Cicchetti, A.; Dinelli, B. M.; Filacchione, G.; Migliorini, A. (2021-07-28). "Oscillations and Stability of the Jupiter Polar Cyclones". Geophysical Research Letters. 48 (14). Bibcode:2021GeoRL..4894235M. doi:10.1029/2021GL094235. ISSN 0094-8276. S2CID 237698857.
  141. ^ McKim (1997)
  142. ^ Miller, Stanley L. (1953-05-15). "A Production of Amino Acids Under Possible Primitive Earth Conditions". Science. 117 (3046): 528–529. Bibcode:1953Sci...117..528M. doi:10.1126/science.117.3046.528. ISSN 0036-8075. PMID 13056598.
  143. ^ Ingersoll (2004), p. 2
  144. ^ Noll (1995), p. 1307
  145. ^ Rogers (1995), p. 6.
  146. ^ Rogers (2008), pp.111–112
  147. ^ a b Rogers (1995), p. 188
  148. ^ a b Hockey, 1999, pp. 40–41.
  149. ^ Smith et al. (1979), pp. 951–972.
  150. ^ a b Rogers (1995), pp. 224–5.
  151. ^ Rogers (1995), p. 226–227.
  152. ^ Rogers (1995), p. 226.
  153. ^ Rogers (1995), p. 225.
  154. ^ Beebe (1997), p. 43.
  155. ^ "A New View of Jupiter's Storms". NASA. 17 September 2020. Archived from the original on 29 March 2023. Retrieved 25 September 2020.
  156. ^ Cheng Li; Andrew P. Ingersoll; Alexandra P. Klipfel; Harriet Brettle (2020). "Modeling the stability of polygonal patterns of vortices at the poles of Jupiter as revealed by the Juno spacecraft". PNAS. 117 (39): 24082–24087. Bibcode:2020PNAS..11724082L. doi:10.1073/pnas.2008440117. PMC 7533696. PMID 32900956.

Cited sources

Further reading

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Атмосфера Юпитера» .